Mond
-
Moon

Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

Mond☾
Vollmond in der Dunkelheit des Nachthimmels.  Es ist mit einer Mischung aus hellen Regionen und dunkleren, unregelmäßigen Flecken gemustert und mit verschiedenen Kreisen übersät, die von nach außen geworfenen Strahlen heller Auswurfmassen umgeben sind: Einschlagskrater.
Die nahe Seite des Mondes ( Norden oben) von der Erde aus gesehen
Bezeichnungen
Bezeichnung
Erde I
Adjektive
Orbitale Eigenschaften
Epoche J2000
Perigäum
Höhepunkt
405
400
 km
(
404
000
406
700
 km)
384
399
 Kilometer
  
(
1,28  l
,
0,002
57
 AE
)
Exzentrizität
0,0549
Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit
1,022  km/s
Neigung
5,145° zur Ekliptik
Rückschritt um eine Umdrehung in 18,61 Jahren
Fortschritt um eine
Umdrehung in 8,85 Jahren
Satellit von Erde
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Radius
Abflachung
0,0012
Umfang
Volumen
Masse
Mittlere Dichte
3,344  g/ cm³

0,606
× Erde
0,3929
±
0,0009
Äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit
4,627 m/s
  • 17 Std . 47 Min. 26 Sek
  • 266,86°
65,64°
Albedo 0,136
Oberflächentemp . Mindest bedeuten max
Äquator 100K  _ 250K 390K
85°N  150K 230K
Oberflächendosisleistung _ _ 13,2 μGy/h
57,0 μSv/h
  • –2,5 bis –12,9
29,3 bis 34,1 Bogenminuten
Atmosphäre
Oberflächendruck _
Zusammensetzung nach Volumen
Io ist der einzige Satellit im Sonnensystem, von dem bekannt ist, dass er eine höhere Oberflächengravitation und -dichte aufweist

Er umkreist die Erde in einer durchschnittlichen Entfernung von 384.400 km (238.900 Meilen) oder etwa dem 30-fachen des Erddurchmessers. Sein Gravitationseinfluss verlängert den Tag der Erde sehr langsam und ist der Hauptantrieb für die Gezeiten der Erde . Die Umlaufbahn des Mondes um die Erde hat eine Sternzeit von 27,3 Tagen. Während jeder synodischen Periode von 29,5 Tagen variiert die Menge der von der Sonne beleuchteten sichtbaren Oberfläche von keiner bis zu 100 %, was zu Mondphasen führt , die die Grundlage für die Monate eines Mondkalenders bilden . Der Mond ist gezeitenabhängig mit der Erde verbunden, was bedeutet, dass die Länge einer vollen Umdrehung des Mondes um seine eigene Achse dazu führt, dass seine gleiche Seite ( die nahe Seite ) immer der Erde zugewandt ist, und der etwas längere Mondtag derselbe ist wie der synodische Zeitraum. Allerdings können 59 % der gesamten Mondoberfläche von der Erde aus durch Perspektivverschiebungen aufgrund von Libration gesehen werden .

Die am weitesten verbreitete Ursprungserklärung geht davon aus, dass sich der Mond vor 4,51 Milliarden Jahren, nicht lange nach der Erde , aus den Trümmern eines riesigen Aufpralls zwischen dem Planeten und einem hypothetischen marsgroßen Körper namens Theia gebildet hat . Aufgrund der Gezeitenwechselwirkung mit der Erde zog es sich dann auf eine breitere Umlaufbahn zurück. Die nahe Seite des Mondes ist durch dunkle vulkanische Maria („Meere“) gekennzeichnet, die die Räume zwischen hellen alten Krustenhochländern und markanten Einschlagskratern füllen . Die meisten großen Einschlagsbecken und Stutenoberflächen waren am Ende der Imbrian- Periode vor etwa drei Milliarden Jahren vorhanden. Die Mondoberfläche ist relativ nicht reflektierend, mit einem Reflexionsvermögen , das nur geringfügig heller ist als das von abgenutztem Asphalt . Aufgrund seines großen Winkeldurchmessers ist der Vollmond jedoch das hellste Himmelsobjekt am Nachthimmel. Die scheinbare Größe des Mondes ist fast die gleiche wie die der Sonne, was ihm ermöglicht, die Sonne während einer totalen Sonnenfinsternis fast vollständig zu bedecken .

und der nachfolgenden Geschichte des Mondes zu entwickeln.

Namen und Etymologie

Der übliche englische Eigenname für den natürlichen Satelliten der Erde ist einfach Moon mit einem großen M. Das Substantiv Mond leitet sich vom altenglischen mōna ab , das (wie alle seine germanischen Verwandten) vom protogermanischen *mēnōn stammt, das wiederum von Proto kommt -Indoeuropäisch *mēnsis „Monat“ (von früher *mēnōt , Genitiv *mēneses ), was mit dem Verb „Maß“ (der Zeit) verwandt sein kann.

(wörtlich „Mond“) die griechische Göttin des Mondes ist .

Das übliche englische Adjektiv in Bezug auf den Mond ist „lunar“, abgeleitet vom lateinischen Wort für Mond, lūna . Das Adjektiv selenisch

, abgeleitet vom griechischen Wort für Mond,
σελήνη
selēnē , und verwendet, um den Mond eher als eine Welt als als ein Objekt am Himmel zu beschreiben, ist selten, obwohl es verwandt ist Selen war ursprünglich ein seltenes Synonym, bezieht sich aber heute fast immer auf das chemische Element Selen . Das griechische Wort für Mond liefert uns jedoch die Vorsilbe seleno- , wie in der Selenographie , der Lehre von den physikalischen Eigenschaften des Mondes, sowie den Elementnamen Selen .

Die griechische Göttin der Wildnis und der Jagd, Artemis , gleichgesetzt mit der römischen Diana , deren Symbol der Mond war und die oft als Mondgöttin angesehen wurde, hieß auch Cynthia , von ihrem sagenumwobenen Geburtsort auf dem Berg Kynthus . Diese Namen – Luna, Cynthia und Selene – spiegeln sich in Fachbegriffen für Mondumlaufbahnen wie Apolune , Pericynthion und Selenocentric wider .

Das astronomische Symbol für den Mond ist eine Sichel, ☾zB in M ​​☾ 'Mondmasse' (auch M L ).

Geologische Geschichte

Formation

Die Isotopendatierung von Mondproben deutet darauf hin, dass der Mond etwa 50 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems entstanden ist . In der Vergangenheit wurden mehrere Entstehungsmechanismen vorgeschlagen, aber keiner erklärt die Merkmale des Erde-Mond-Systems zufriedenstellend. Eine Spaltung des Mondes von der Erdkruste durch Zentrifugalkraft würde eine zu große Anfangsrotationsrate der Erde erfordern. Das Einfangen eines vorgeformten Mondes durch Gravitation hängt von einer unmöglich erweiterten Atmosphäre der Erde ab, um die Energie des vorbeiziehenden Mondes zu zerstreuen . Eine gemeinsame Entstehung von Erde und Mond in der Urakkretionsscheibe erklärt nicht den Metallabbau im Mond . Keine dieser Hypothesen kann den hohen Drehimpuls des Erde-Mond-Systems erklären.

Die Entwicklung des Mondes und eine Mondrundfahrt

Die vorherrschende Theorie besagt, dass sich das Erde-Mond-System nach einem riesigen Aufprall eines marsgroßen Körpers (mit dem Namen Theia ) auf die Proto-Erde gebildet hat . Der Aufprall schleuderte Material in eine Umlaufbahn um die Erde und das Material akkretierte und formte den Mond knapp über der Roche-Grenze der Erde von ~

2,56  R 🜨
.

Es wird angenommen, dass riesige Einschläge im frühen Sonnensystem üblich waren. Computersimulationen von Rieseneinschlägen haben Ergebnisse geliefert, die mit der Masse des Mondkerns und dem Drehimpuls des Erde-Mond-Systems übereinstimmen. Diese Simulationen zeigen, dass der größte Teil des Mondes eher vom Impaktor als von der Proto-Erde stammt. Neuere Simulationen deuten jedoch darauf hin, dass ein größerer Teil des Mondes von der Proto-Erde stammt. Andere Körper des inneren Sonnensystems wie Mars und Vesta haben laut Meteoriten von ihnen sehr unterschiedliche Sauerstoff- und Wolfram - Isotopenzusammensetzungen im Vergleich zur Erde. Erde und Mond haben jedoch nahezu identische Isotopenzusammensetzungen. Der Isotopenausgleich des Erde-Mond-Systems könnte durch die Vermischung des verdampften Materials, das die beiden bildete, nach dem Aufprall erklärt werden, obwohl dies diskutiert wird.

Der Aufprall hätte genug Energie freigesetzt, um sowohl das Auswurfmaterial als auch die Erdkruste zu verflüssigen und einen Magmaozean zu bilden. Das verflüssigte Auswurfmaterial könnte dann wieder in das Erde-Mond-System eingelagert sein. In ähnlicher Weise hätte der neu entstandene Mond seinen eigenen Mondmagmaozean gehabt ; seine Tiefe wird auf etwa 500 km (300 Meilen) bis 1.737 km (1.079 Meilen) geschätzt.

Oceanus Procellarum ("Ozean der Stürme")
Uralte Rift Valleys – rechteckige Struktur (sichtbar – Topographie – GRAIL Gravitationsgradienten )
Uralte Rift Valleys – Kontext
Uralte Rift Valleys – Nahaufnahme (Konzept des Künstlers)

Während die Giant-Impact-Theorie viele Beweislinien erklärt, sind einige Fragen noch ungelöst, von denen die meisten die Zusammensetzung des Mondes betreffen.

Im Jahr 2001 berichtete ein Team des Carnegie Institute of Washington über die genaueste Messung der Isotopensignaturen von Mondgestein. Die Gesteine ​​aus dem Apollo-Programm hatten dieselbe Isotopensignatur wie Gesteine ​​von der Erde und unterschieden sich von fast allen anderen Körpern im Sonnensystem. Diese Beobachtung war unerwartet, da angenommen wurde, dass das meiste Material, das den Mond bildete, von Theia stammte und 2007 behauptet wurde, dass die Wahrscheinlichkeit, dass Theia und die Erde identische Isotopensignaturen hatten, weniger als 1 % bestand. Andere Apollo-Mondproben, die 2012 analysiert wurden, zeigten die gleiche Titanisotopenzusammensetzung wie die Erde, was im Widerspruch zu dem steht, was zu erwarten wäre, wenn sich der Mond weit von der Erde entfernt bildet oder hauptsächlich von Theia stammt. Diese Diskrepanzen können durch Variationen der Giant-Impact-Theorie erklärt werden. Beispielsweise hätte ein Drive-by-Treffer des Impaktors mit hoher Geschwindigkeit es ihm ermöglichen können, ein zweites Mal, aber langsamer, zur Erde zurückzukehren und sich gründlicher zu vermischen. Dieses Hit-and-run-and-return-Szenario könnte einige der offensichtlichen Widersprüche zwischen materiellen Beweisen und anderen Theorien erklären.

Geologische Zeitskala des Mondes

Early Imbrian Late Imbrian Pre-Nectarian Nectarian Eratosthenian Copernican period
Millionen von Jahren vor der Gegenwart


Physikalische Eigenschaften

Der Mond ist aufgrund der Gezeitendehnung ein sehr leicht skaliertes Ellipsoid , dessen Längsachse aufgrund von Gravitationsanomalien von Einschlagsbecken um 30 ° von der Erde verschoben ist. Seine Form ist länglicher, als die aktuellen Gezeitenkräfte berücksichtigen können. Diese „fossile Wölbung“ weist darauf hin, dass der Mond erstarrte, als er in halber Entfernung zur Erde umkreiste, und dass es jetzt zu kalt ist, als dass sich seine Form an seine Umlaufbahn anpassen könnte.

Größe und Masse

Maßstabsgetreuer Größenvergleich der Hauptmonde des Sonnensystems mit der Erde. Neunzehn Monde sind groß genug , um rund zu sein , mehrere haben unterirdische Ozeane und einer, Titan, hat eine beträchtliche Atmosphäre.
der größte natürliche Satellit des Sonnensystems .

Der Durchmesser des Mondes beträgt etwa 3.500 km, mehr als ein Viertel des Durchmessers der Erde, wobei die Oberfläche des Mondes mit der Breite Australiens vergleichbar ist . Die gesamte Oberfläche des Mondes beträgt etwa 38 Millionen Quadratkilometer, etwas weniger als die Fläche Amerikas ( Nord- und Südamerika ).

.

Interne Struktur

Der Mond ist ein differenzierter Körper, der ursprünglich im hydrostatischen Gleichgewicht war, diesen Zustand aber inzwischen verlassen hat. Es hat eine geochemisch unterschiedliche Kruste , einen Mantel und einen Kern . Der Mond hat einen festen, eisenreichen inneren Kern mit einem Radius von möglicherweise nur 240 Kilometern (150 Meilen) und einen flüssigen äußeren Kern, der hauptsächlich aus flüssigem Eisen besteht, mit einem Radius von ungefähr 300 Kilometern (190 Meilen). Um den Kern herum befindet sich eine teilweise geschmolzene Grenzschicht mit einem Radius von etwa 500 Kilometern. Es wird angenommen, dass sich diese Struktur durch die fraktionierte Kristallisation eines globalen Magmaozeans kurz nach der Entstehung des Mondes vor 4,5 Milliarden Jahren entwickelt hat.

Die Kristallisation dieses Magmaozeans hätte einen mafischen Mantel aus dem Niederschlag und dem Absinken der Mineralien Olivin , Klinopyroxen und Orthopyroxen geschaffen ; Nachdem etwa drei Viertel des Magmaozeans kristallisiert waren, konnten sich Plagioklas - Minerale mit geringerer Dichte bilden und in einer Kruste oben schwimmen. Die zu kristallisierenden Flüssigkeiten wären ursprünglich zwischen Kruste und Mantel eingeschlossen gewesen, mit einer großen Fülle an inkompatiblen und wärmeerzeugenden Elementen. In Übereinstimmung mit dieser Perspektive deuten geochemische Kartierungen aus der Umlaufbahn auf eine Kruste aus hauptsächlich Anorthosit hin . Die Mondgesteinsproben der Flutlava, die durch teilweises Schmelzen im Mantel an die Oberfläche ausbrachen, bestätigen die mafische Mantelzusammensetzung, die eisenreicher ist als die der Erde. Die Kruste ist im Durchschnitt etwa 50 Kilometer dick.

der zweitdichteste Satellit im Sonnensystem . Der innere Kern des Mondes ist jedoch klein, mit einem Radius von etwa 350 Kilometern (220 Meilen) oder weniger, etwa 20 % des Radius des Mondes. Seine Zusammensetzung ist nicht gut verstanden, aber wahrscheinlich handelt es sich um metallisches Eisen, das mit einer kleinen Menge Schwefel und Nickel legiert ist; Analysen der zeitvariablen Rotation des Mondes legen nahe, dass er zumindest teilweise geschmolzen ist. Der Druck im Mondkern wird auf 5 GPa (49.000 atm) geschätzt.

Magnetfeld

Der Mond hat ein externes Magnetfeld von im Allgemeinen weniger als 0,2 Nanotesla oder weniger als ein Hunderttausendstel des Magnetfelds der Erde . Der Mond hat derzeit kein globales dipolares Magnetfeld und nur eine Krustenmagnetisierung, die wahrscheinlich früh in seiner Geschichte erworben wurde, als noch ein Dynamo in Betrieb war. Zu Beginn seiner Geschichte, vor 4 Milliarden Jahren, war seine Magnetfeldstärke jedoch wahrscheinlich nahe an der der heutigen Erde. Dieses frühe Dynamofeld ist offenbar vor etwa einer Milliarde Jahren erloschen, nachdem der Mondkern vollständig kristallisiert war. Theoretisch könnte ein Teil der Restmagnetisierung von transienten Magnetfeldern stammen, die während großer Einschläge durch die Ausdehnung von Plasmawolken erzeugt werden. Diese Wolken werden bei großen Einschlägen in einem umgebenden Magnetfeld erzeugt. Dies wird durch die Lage der größten Krustenmagnetisierungen in der Nähe der Antipoden der riesigen Einschlagsbecken unterstützt.

Schwerkraftfeld

und etwa ein Sechstel der Erdgravitation.

Die Details des Gravitationsfeldes wurden durch Verfolgen der Doppler-Verschiebung von Funksignalen gemessen, die von umlaufenden Raumfahrzeugen ausgesendet wurden. Die Hauptgravitationsmerkmale des Mondes sind Mascons , große positive Gravitationsanomalien, die mit einigen der riesigen Einschlagsbecken verbunden sind und teilweise durch die dichten basaltischen Lavaströme verursacht werden, die diese Becken füllen. Die Anomalien beeinflussen stark die Umlaufbahn von Raumfahrzeugen um den Mond. Es gibt einige Rätsel: Lavaströme allein können nicht die gesamte Gravitationssignatur erklären, und es gibt einige Maskons, die nicht mit dem Mare-Vulkanismus in Verbindung stehen.

Oberflächenbedingungen

Der Mondoberfläche mit einem Oberflächendruck von 10 –10  Pa fehlt eine Atmosphäre, die die resultierenden extremen Bedingungen der Oberfläche regulieren kann. Die Oberfläche ist drastischen Temperaturunterschieden ausgesetzt, die von

140 °C
bis
−171 °C
je nach Sonneneinstrahlung . Ionisierende Strahlung aus kosmischer Strahlung , der Sonne und der daraus resultierenden Neutronenstrahlung erzeugen im Durchschnitt Strahlungswerte von 1.369 Mikrosievert pro Tag, das ist etwa 2-3 Mal mehr als auf der Internationalen Raumstation in etwa 400 km über der Erde im Orbit, 5-10 mal mehr als bei einem Transatlantikflug, 200 mal mehr als auf der Erdoberfläche. Zum weiteren Vergleich beträgt die Strahlung bei einem Flug zum Mars etwa 1,84 Millisievert pro Tag und auf dem Mars 0,64 Millisievert pro Tag. Diese extremen Bedingungen machen es beispielsweise unwahrscheinlich, dass Raumfahrzeuge Bakteriensporen länger als nur eine Mondumrundung auf dem Mond beherbergen.

Die Oberflächengravitation des Mondes beträgt ungefähr 1,625 m/s 2 , etwa ein Sechstel oder 0,166

der auf der Erdoberfläche und etwa die Hälfte auf der Marsoberfläche.

Oberflächentemperatur

Die Erde hat eine ausgeprägte axiale Neigung;  Die Umlaufbahn des Mondes ist nicht senkrecht zur Erdachse, sondern liegt nahe an der Bahnebene der Erde.
Neigungswinkel des Sonne-Erde-Mond-Systems

Die axiale Neigung des Mondes in Bezug auf die Ekliptik beträgt nur 1,5427°, viel weniger als die 23,44° der Erde. Aufgrund dieser geringen Neigung variiert die Sonnenbeleuchtung des Mondes viel weniger mit den Jahreszeiten als auf der Erde und ermöglicht die Existenz einiger Gipfel des ewigen Lichts am Nordpol des Mondes , am Rand des Kraters Peary .

Aufgrund des Mangels an Atmosphäre variieren die Temperaturen verschiedener Gebiete insbesondere je nachdem, ob sie sich im Sonnenlicht oder im Schatten befinden, wodurch topografische Details eine entscheidende Rolle für die lokalen Oberflächentemperaturen spielen . Teile vieler Krater, insbesondere die Böden vieler Polarkrater, sind permanent beschattet, diese „ Krater der ewigen Dunkelheit “ haben extrem niedrige Temperaturen. Der Lunar Reconnaissance Orbiter hat die niedrigsten Sommertemperaturen in Kratern am Südpol bei 35 K (–238 ° C; –397 ° F) und nur 26 K (–247 ° C; –413 ° F) kurz vor der Wintersonnenwende gemessen der Nordpolkrater Hermite . Dies ist die kälteste Temperatur im Sonnensystem, die jemals von einem Raumschiff gemessen wurde, kälter sogar als die Oberfläche von Pluto .

Atmosphäre

Die dünne Mondatmosphäre ist auf der Mondoberfläche bei Sonnenauf- und -untergang mit dem Mondhorizontglühen und Monddämmerungsstrahlen wie den Dämmerungsstrahlen der Erde sichtbar . Diese Skizze von Apollo 17 zeigt das Leuchten und die Strahlen im allgemeinen Tierkreislicht .

Der Mond hat eine Atmosphäre , die so dünn ist, dass sie fast ein Vakuum ist, mit einer Gesamtmasse von weniger als 10 Tonnen (9,8 lange Tonnen; 11 kurze Tonnen). Der Oberflächendruck dieser kleinen Masse beträgt etwa 3 × 10 −15  atm (0,3  nPa ); es variiert mit dem Mondtag. Zu seinen Quellen gehören Ausgasen und Sputtern , ein Produkt des Bombardements von Mondboden durch Sonnenwindionen. Zu den nachgewiesenen Elementen gehören Natrium und Kalium , die durch Sputtern entstehen (auch in den Atmosphären von Merkur und Io zu finden ); Helium-4 und Neon aus dem Sonnenwind; und Argon-40 , Radon-222 und Polonium-210 , die nach ihrer Entstehung durch radioaktiven Zerfall innerhalb der Kruste und des Mantels ausgasten. Das Fehlen solcher neutraler Spezies (Atome oder Moleküle) wie Sauerstoff , Stickstoff , Kohlenstoff , Wasserstoff und Magnesium , die im Regolith vorhanden sind , wird nicht verstanden. Wasserdampf wurde von Chandrayaan-1 nachgewiesen und variiert mit dem Breitengrad, mit einem Maximum bei ~60–70 Grad; es wird möglicherweise durch die Sublimation von Wassereis im Regolith erzeugt. Diese Gase kehren entweder aufgrund der Schwerkraft des Mondes in den Regolith zurück oder gehen an den Weltraum verloren, entweder durch den Strahlungsdruck der Sonne oder, wenn sie ionisiert sind, indem sie vom Magnetfeld des Sonnenwinds weggefegt werden.

Studien von Magmaproben des Mondes, die von den Apollo -Missionen gewonnen wurden, zeigen, dass der Mond vor 3 bis 4 Milliarden Jahren über einen Zeitraum von 70 Millionen Jahren eine relativ dichte Atmosphäre besessen hatte. Diese Atmosphäre, die aus Gasen stammt, die von Mondvulkanausbrüchen ausgestoßen werden, war doppelt so dick wie die des heutigen Mars . Die alte Mondatmosphäre wurde schließlich von Sonnenwinden abgestreift und in den Weltraum zerstreut.

Staubwolke

Um den Mond herum existiert eine permanente Mondstaubwolke , die von kleinen Partikeln von Kometen erzeugt wird. Schätzungen zufolge treffen alle 24 Stunden 5 Tonnen Kometenpartikel auf die Mondoberfläche, was zum Auswurf von Staubpartikeln führt. Der Staub bleibt ungefähr 10 Minuten über dem Mond, wobei er 5 Minuten braucht, um aufzusteigen, und 5 Minuten, um zu fallen. Über dem Mond befinden sich durchschnittlich 120 Kilogramm Staub, der bis zu 100 Kilometer über die Oberfläche aufsteigt. Staubzählungen, die von LADEE 's Lunar Dust EXperiment (LDEX) durchgeführt wurden, ergaben, dass Partikelzählungen während der Geminiden- , Quadrantiden- , Nördlichen Tauriden- und Omicron-Centauriden - Meteorschauer ihren Höhepunkt erreichten , wenn die Erde und der Mond Kometentrümmer passieren. Die Mondstaubwolke ist asymmetrisch und in der Nähe der Grenze zwischen Tag- und Nachtseite des Mondes dichter.

Oberflächenmerkmale

Topographie des Mondes, gemessen vom Lunar Orbiter Laser Altimeter auf der Mission Lunar Reconnaissance Orbiter, bezogen auf eine Kugel mit einem Radius von 1737,4 km
Topographie des Mondes
besitzen regional niedrige Erhebungen und erhöhte Ränder. Die andere Seite der Mondoberfläche ist im Durchschnitt etwa 1,9 km (1,2 Meilen) höher als die der nahen Seite.

Die Entdeckung von Verwerfungsklippen deutet darauf hin, dass der Mond in den letzten Milliarden Jahren um etwa 90 Meter (300 Fuß) geschrumpft ist. Ähnliche Schrumpfungsmerkmale gibt es auf Merkur . Mare Frigoris, ein Becken in der Nähe des Nordpols, das lange Zeit als geologisch tot galt, hat Risse bekommen und sich verschoben. Da der Mond keine tektonischen Platten hat, ist seine tektonische Aktivität langsam und es entstehen Risse, wenn er Wärme verliert.

Vulkanische Merkmale

Die größte Stute, die wichtigste dunkle Region der nahen Seite, ist Oceanus Procellarum , mit kleineren Stuten wie Imbrium und Serenitatis , die in ihrem Ring sitzen. Links von der Mittellinie befindet sich das eigentliche Procellarum.

Die Hauptmerkmale, die von der Erde aus mit bloßem Auge sichtbar sind, sind dunkle und relativ strukturlose Mondebenen namens Maria (Singular mare ; lateinisch für „Meere“, da man einst glaubte, dass sie mit Wasser gefüllt sind), sind riesige, erstarrte Becken aus uralter Basaltlava . Mondbasalte ähneln zwar terrestrischen Basalten, enthalten jedoch mehr Eisen und keine durch Wasser veränderten Mineralien. Die Mehrheit dieser Lavaablagerungen brach aus oder floss in die mit Einschlagsbecken verbundenen Vertiefungen . Mehrere geologische Provinzen mit Schildvulkanen und Vulkandomen befinden sich auf der nahen Seite "Maria".

Fast alle Maria befinden sich auf der nahen Seite des Mondes und bedecken 31% der Oberfläche der nahen Seite im Vergleich zu 2% der gegenüberliegenden Seite. Dies ist wahrscheinlich auf eine Konzentration wärmeerzeugender Elemente unter der Kruste auf der nahen Seite zurückzuführen, die dazu geführt hätte, dass sich der darunter liegende Mantel erwärmte, teilweise schmolz, an die Oberfläche stieg und ausbrach. Die meisten Stutenbasalte des Mondes brachen während der Imbrian-Periode vor 3,0 bis 3,5 Milliarden Jahren aus, obwohl einige radiometrisch datierte Proben bis zu 4,2 Milliarden Jahre alt sind. Ab 2003 schienen Kraterzählungsstudien der jüngsten Eruptionen darauf hinzudeuten, dass sie sich nicht früher als 1,2 Milliarden Jahre gebildet haben.

, von denen einige weniger als 50 Millionen Jahre alt sind, wurden Hinweise auf jüngsten Mondvulkanismus gefunden . Dies erhöht die Möglichkeit eines viel wärmeren Mondmantels als bisher angenommen, zumindest auf der nahen Seite, wo die tiefe Kruste aufgrund der größeren Konzentration radioaktiver Elemente wesentlich wärmer ist. Es wurden Hinweise auf einen 2–10 Millionen Jahre alten Basaltvulkanismus im Krater Lowell im Orientale-Becken gefunden. Eine Kombination aus einem anfänglich heißeren Mantel und einer lokalen Anreicherung von wärmeerzeugenden Elementen im Mantel könnte für die anhaltenden Aktivitäten auf der anderen Seite im Orientale-Becken verantwortlich sein.

Die helleren Regionen des Mondes werden Terrae oder häufiger Hochland genannt, weil sie höher sind als die meisten Maria. Sie wurden radiometrisch datiert, dass sie sich vor 4,4 Milliarden Jahren gebildet haben, und könnten Plagioklas -Kumulate des lunaren Magma-Ozeans darstellen. Im Gegensatz zur Erde sollen sich aufgrund tektonischer Ereignisse keine großen Mondberge gebildet haben.

Die Konzentration von Maria auf der nahen Seite spiegelt wahrscheinlich die wesentlich dickere Kruste des Hochlandes der fernen Seite wider, die sich möglicherweise bei einem langsamen Einschlag eines zweiten Erdmondes einige zehn Millionen Jahre nach der Entstehung des Mondes gebildet hat. Alternativ kann es eine Folge der asymmetrischen Gezeitenerwärmung sein, als der Mond viel näher an der Erde war.

Einschlagskrater

Eine graue, vielrippige Oberfläche von hoch oben.  Das größte Merkmal ist eine kreisförmige Ringstruktur mit hohen ummauerten Seiten und einem niedrigeren Mittelgipfel: Die gesamte Oberfläche bis zum Horizont ist mit ähnlichen Strukturen gefüllt, die kleiner und überlappend sind.
Mondkrater Daedalus auf der anderen Seite des Mondes

Ein wichtiger geologischer Prozess, der die Mondoberfläche beeinflusst hat, ist die Einschlagskraterbildung , bei der Krater entstehen, wenn Asteroiden und Kometen mit der Mondoberfläche kollidieren. Es wird geschätzt, dass es ungefähr 300.000 Krater gibt, die breiter als 1 km (0,6 Meilen) auf der nahen Seite des Mondes sind. Die geologische Zeitskala des Mondes basiert auf den prominentesten Einschlagsereignissen, darunter Nectaris , Imbrium und Orientale ; Strukturen, die durch mehrere Ringe aus angehobenem Material mit einem Durchmesser zwischen Hunderten und Tausenden von Kilometern gekennzeichnet sind und mit einer breiten Schürze aus Auswurfablagerungen verbunden sind, die einen regionalen stratigraphischen Horizont bilden . Das Fehlen einer Atmosphäre, des Wetters und der jüngsten geologischen Prozesse bedeuten, dass viele dieser Krater gut erhalten sind. Obwohl nur wenige Multi-Ring-Becken definitiv datiert wurden, sind sie nützlich, um relative Altersgruppen zuzuordnen. Da sich Einschlagskrater mit einer nahezu konstanten Rate ansammeln, kann das Zählen der Anzahl der Krater pro Flächeneinheit verwendet werden, um das Alter der Oberfläche abzuschätzen. Das radiometrische Alter von schlaggeschmolzenem Gestein, das während der Apollo-Missionen gesammelt wurde, ist zwischen 3,8 und 4,1 Milliarden Jahre alt: Dies wurde verwendet, um eine Periode des späten schweren Bombardements mit erhöhten Einschlägen vorzuschlagen.

Hochauflösende Bilder des Lunar Reconnaissance Orbiter aus den 2010er Jahren zeigen eine aktuelle Kraterproduktionsrate, die deutlich höher ist als zuvor angenommen. Es wird angenommen, dass ein sekundärer Kraterprozess, der durch distale Auswürfe verursacht wird, die oberen zwei Zentimeter des Regoliths in einem Zeitraum von 81.000 Jahren aufwühlt. Diese Rate ist 100-mal schneller als die Rate, die aus Modellen berechnet wird, die ausschließlich auf direkten Mikrometeoriteneinschlägen basieren.

Mondwirbel

Lunar Reconnaissance Orbiter Wide Angle Kamerabild des Mondstrudels Reiner Gamma
führt .

Oberflächenzusammensetzung

Regolith

Auf der Mondkruste liegt eine stark zerkleinerte (in immer kleinere Partikel zerbrochene) und Impakt -bearbeitete, meist graue Oberflächenschicht namens Regolith , die durch Impaktprozesse gebildet wurde. Der feinere Regolith, der Mondboden aus Siliziumdioxidglas , hat eine Textur, die an Schnee erinnert, und einen Geruch, der an verbrauchtes Schießpulver erinnert . Der Regolith älterer Oberflächen ist im Allgemeinen dicker als bei jüngeren Oberflächen: Seine Dicke variiert zwischen 10 und 15 m (33 bis 49 ft) im Hochland und 4 bis 5 m (13 bis 16 ft) in der Maria. Unter der fein zerkleinerten Regolithschicht befindet sich der Megaregolith , eine viele Kilometer dicke Schicht aus stark zerklüftetem Grundgestein.

Relative elementare Zusammensetzung des Mondbodens
Hochland
Relative molekulare Zusammensetzung der Mondoberfläche
Verbindung Formel Komposition
Kieselsäure SiO2 _ 45,4 % 45,5 %
Aluminiumoxid Al 2 O 3 14,9 % 24,0 %
Limette CaO 11,8 % 15,9 %
Eisen(II)oxid FeO 14,1 % 5,9 %
Magnesia MgO 9,2 % 7,5 %
Titandioxid TiO2 _ 3,9 % 0,6 %
Natriumoxid Na2O _ _ 0,6 % 0,6 %
  99,9 % 100,0 %

Vorhandensein von Wasser

Flüssiges Wasser kann auf der Mondoberfläche nicht bestehen bleiben. Wenn es der Sonneneinstrahlung ausgesetzt wird, zersetzt sich Wasser schnell durch einen Prozess, der als Photodissoziation bekannt ist, und geht an den Weltraum verloren. Seit den 1960er Jahren haben Wissenschaftler jedoch die Hypothese aufgestellt, dass Wassereis durch den Einschlag von Kometen abgelagert oder möglicherweise durch die Reaktion von sauerstoffreichem Mondgestein und Wasserstoff aus Sonnenwind erzeugt werden könnte und Wasserspuren hinterlässt, die möglicherweise in Kälte dauerhaft beschattet werden könnten Krater an beiden Polen des Mondes. Computersimulationen deuten darauf hin, dass bis zu 14.000 km 2 (5.400 Quadratmeilen) der Oberfläche im permanenten Schatten liegen können. Das Vorhandensein nutzbarer Wassermengen auf dem Mond ist ein wichtiger Faktor, um die Besiedlung des Mondes zu einem kostengünstigen Plan zu machen. die Alternative, Wasser von der Erde zu transportieren, wäre unerschwinglich teuer.

In den Jahren danach wurden auf der Mondoberfläche Spuren von Wasser gefunden. 1994 zeigte das bistatische Radarexperiment auf der Raumsonde Clementine die Existenz kleiner, gefrorener Wassertaschen nahe der Oberfläche. Spätere Radarbeobachtungen von Arecibo deuten jedoch darauf hin, dass es sich bei diesen Funden eher um Gestein handelt, das von jungen Einschlagskratern ausgeworfen wurde. 1998 zeigte das Neutronenspektrometer der Raumsonde Lunar Prospector , dass im Regolith in der Nähe der Polarregionen im ersten Meter Tiefe hohe Wasserstoffkonzentrationen vorhanden sind. Vulkanische Lavaperlen, die an Bord von Apollo 15 zur Erde zurückgebracht wurden, zeigten kleine Mengen Wasser in ihrem Inneren.

Die Raumsonde Chandrayaan-1 aus dem Jahr 2008 hat seitdem die Existenz von Oberflächenwassereis mit Hilfe des an Bord befindlichen Moon Mineralogy Mapper bestätigt . Das Spektrometer beobachtete Absorptionslinien, die Hydroxyl gemeinsam haben, im reflektierten Sonnenlicht, was Beweise für große Mengen Wassereis auf der Mondoberfläche liefert. Das Raumschiff zeigte, dass die Konzentrationen möglicherweise bis zu 1.000  ppm betragen können . Unter Verwendung der Reflexionsspektren des Kartographen bestätigte die indirekte Beleuchtung von Bereichen im Schatten im Jahr 2018 Wassereis innerhalb von 20 ° Breite beider Pole. Im Jahr 2009 schickte LCROSS einen 2.300 kg (5.100 lb) schweren Impaktor in einen permanent beschatteten Polarkrater und entdeckte mindestens 100 kg (220 lb) Wasser in einer Wolke aus ausgestoßenem Material. Eine weitere Untersuchung der LCROSS-Daten zeigte, dass die Menge des erkannten Wassers näher bei 155 ± 12 kg (342 ± 26 lb) lag.

Im Mai 2011 wurden 615–1410 ppm Wasser in Schmelzeinschlüssen in der Mondprobe 74220 gemeldet, dem berühmten „orangefarbenen Glasboden“ mit hohem Titangehalt vulkanischen Ursprungs, der 1972 während der Apollo 17 - Mission gesammelt wurde Mond vor etwa 3,7 Milliarden Jahren. Diese Konzentration ist vergleichbar mit der von Magma im oberen Erdmantel . Obwohl von erheblichem selenologischem Interesse, bedeutet diese Erkenntnis nicht, dass Wasser leicht verfügbar ist, da die Probe viele Kilometer unter der Oberfläche entstanden ist und die Einschlüsse so schwer zugänglich sind, dass es 39 Jahre dauerte, sie mit einem State-of-the-the- Art-Ionen-Mikrosondeninstrument.

Die Analyse der Ergebnisse des Moon Mineralogy Mapper (M3) ergab im August 2018 erstmals „eindeutige Beweise“ für Wassereis auf der Mondoberfläche. Die Daten zeigten die deutlichen reflektierenden Signaturen von Wassereis im Gegensatz zu Staub und anderen reflektierenden Substanzen. Die Eisablagerungen wurden am Nord- und Südpol gefunden, obwohl es im Süden häufiger vorkommt, wo Wasser in dauerhaft beschatteten Kratern und Spalten eingeschlossen ist, wodurch es als Eis auf der Oberfläche bestehen bleiben kann, da es vor der Sonne geschützt ist.

(SOFIA) ,
Die geologische Karte des Mondes im Maßstab 1-2,5 m der Chinesischen Akademie der Wissenschaften . Sehen Sie sich die Originaldatei für eine höhere Auflösung an.

Erde-Mond-System

Orbit

Der DSCOVR-Satellit sieht den Mond vor der Erde vorbeiziehen

Die Erde und der Mond bilden das Erde-Mond- Satellitensystem mit einem gemeinsamen Massenzentrum oder Baryzentrum . Dieses Baryzentrum befindet sich zu jeder Zeit 1.700 km (1.100 mi) (etwa ein Viertel des Erdradius) unter der Erdoberfläche, wodurch der Mond scheinbar die Erde umkreist.

Die Bahnexzentrizität , die die Ovalität der Bahn angibt, beträgt 0,055. Die Mondentfernung oder die große Halbachse der geozentrischen Mondumlaufbahn beträgt ungefähr 400.000 km, was einer Viertelmillion Meilen oder 1,28 Lichtsekunden entspricht, und eine Maßeinheit in der Astronomie. Dies ist nicht zu verwechseln mit der augenblicklichen Entfernung Erde-Mond oder der Entfernung zum Mond, der augenblicklichen Entfernung vom Erdmittelpunkt zum Mondmittelpunkt.

Der Mond macht eine vollständige Umlaufbahn um die Erde in Bezug auf die Fixsterne, seine Sternenperiode , etwa einmal alle 27,3 Tage. Da sich das Erde-Mond-System jedoch zur gleichen Zeit auf seiner Umlaufbahn um die Sonne bewegt, dauert es etwas länger, 29,5 Tage;, um zur gleichen Mondphase zurückzukehren und einen vollständigen Zyklus abzuschließen, wie von der Erde aus gesehen. Diese synodische Periode oder dieser synodische Monat ist allgemein als Mondmonat bekannt und entspricht der Länge des Sonnentages auf dem Mond.

, was zu leicht veränderten Perspektiven führt, wodurch im Laufe der Zeit und des Ortes auf der Erde etwa 59% der Mondoberfläche von der Erde aus sichtbar werden.

Im Gegensatz zu den meisten Satelliten anderer Planeten liegt die Bahnebene des Mondes näher an der Ekliptikebene als an der Äquatorebene des Planeten . Die Umlaufbahn des Mondes wird durch die Sonne und die Erde auf viele kleine, komplexe und interagierende Arten subtil gestört . Beispielsweise dreht sich die Ebene der Mondumlaufbahn allmählich alle 18,61

 
Jahre einmal, was sich auf andere Aspekte der Mondbewegung auswirkt. Diese Folgewirkungen werden mathematisch durch die Cassinischen Gesetze beschrieben .

Gezeiteneffekte

Die Anziehungskraft, die Erde und Mond (sowie die Sonne) aufeinander ausüben, manifestiert sich in einer etwas größeren Anziehungskraft auf den Seiten, die am nächsten beieinander liegen, was zu Gezeitenkräften führt . Meeresgezeiten sind das am weitesten verbreitete Ergebnis davon, aber Gezeitenkräfte beeinflussen erheblich auch andere Mechaniken der Erde sowie den Mond und ihr System.

Gezeiten des Mondes

Die feste Mondkruste erfährt über 27 Tage Gezeiten mit einer Amplitude von etwa 10 cm (4 Zoll) mit drei Komponenten: einer festen aufgrund der Erde, da sie sich in synchroner Rotation befinden , einer variablen Flut aufgrund der Exzentrizität und Neigung der Umlaufbahn und einer kleinen variierende Komponente von der Sonne. Die erdinduzierte variable Komponente ergibt sich aus der Änderung des Abstands und der Libration , ein Ergebnis der Exzentrizität und Neigung der Umlaufbahn des Mondes (wenn die Umlaufbahn des Mondes perfekt kreisförmig und nicht geneigt wäre, gäbe es nur Sonnenfluten).

von 1969 bis 1972 auf dem Mond platziert wurden .

Ozeangezeiten

Die bekannteste Auswirkung von Gezeitenkräften sind erhöhte Meeresspiegel, die als Meeresgezeiten bezeichnet werden. Während der Mond die meisten Gezeitenkräfte ausübt, übt auch die Sonne Gezeitenkräfte aus und trägt daher bis zu 40 % der Gezeitenkraft des Mondes zu den Gezeiten bei; im Wechselspiel die Spring- und Nippflut erzeugen .

Die Gezeiten sind zwei Ausbuchtungen in den Ozeanen der Erde, eine auf der dem Mond zugewandten Seite und die andere auf der gegenüberliegenden Seite. Während sich die Erde um ihre eigene Achse dreht, wird eine der Ozeanausbuchtungen (Flut) „unter“ dem Mond festgehalten, während eine andere solche Flut entgegengesetzt ist. Infolgedessen gibt es in etwa 24 Stunden zwei Fluten und zwei Ebbe. Da der Mond die Erde in der gleichen Richtung der Erdrotation umkreist, treten die Fluten etwa alle 12 Stunden und 25 Minuten auf; Die 25 Minuten sind auf die Zeit des Mondes zurückzuführen, um die Erde zu umkreisen.

Wenn die Erde eine Wasserwelt wäre (eine ohne Kontinente), würde sie eine Flut von nur einem Meter erzeugen, und diese Flut wäre sehr vorhersehbar, aber die Gezeiten der Ozeane werden durch andere Effekte stark verändert:

  • die kraftschlüssige Kopplung von Wasser an die Erdrotation durch die Meeresböden
  • die Trägheit der Wasserbewegung
  • Meeresbecken, die in Landnähe flacher werden
  • das Schwappen von Wasser zwischen verschiedenen Ozeanbecken

Infolgedessen ist der Zeitpunkt der Gezeiten an den meisten Punkten der Erde ein Produkt von Beobachtungen, die übrigens theoretisch erklärt werden.

Einfluss auf das Magnetfeld der Erde

Jüngsten Forschungsergebnissen zufolge vermuten Wissenschaftler, dass der Einfluss des Mondes auf die Erde zur Aufrechterhaltung des Magnetfelds der Erde beitragen könnte .

Einfluss auf Orbit und Rotation

Verzögerungen bei den Gezeitenspitzen sowohl der Ozean- als auch der Festkörpergezeiten verursachen ein Drehmoment , das der Erdrotation entgegenwirkt. Dies "entzieht" Drehimpuls und kinetische Rotationsenergie aus der Erdrotation und verlangsamt die Erdrotation. Dieser von der Erde verlorene Drehimpuls wird in einem als Gezeitenbeschleunigung bekannten Prozess auf den Mond übertragen , der den Mond in eine höhere Umlaufbahn hebt und gleichzeitig die Umlaufgeschwindigkeit um die Erde verringert.

Dadurch vergrößert sich der Abstand zwischen Erde und Mond, und die Erdrotation verlangsamt sich als Reaktion. Messungen von Laserreflektoren, die während der Apollo-Missionen ( Mondentfernungsexperimente ) zurückgelassen wurden, haben ergeben, dass der Abstand des Mondes um 38 mm (1,5 Zoll) pro Jahr zunimmt (ungefähr die Geschwindigkeit, mit der menschliche Fingernägel wachsen). langsam erhöht .

Dieser Gezeitenwiderstand lässt die Rotation der Erde und die Umlaufzeit des Mondes sehr langsam übereinstimmen. Diese Anpassung führt zunächst zu einer Gezeitensperre des leichteren Körpers des Orbitalsystems, wie es bereits beim Mond der Fall ist. Schließlich, nach 50 Milliarden Jahren, würde auch die Erde dazu gebracht werden, dem Mond immer mit der gleichen Seite zugewandt zu sein. Dies würde die gegenseitige Gezeitenverriegelung von Erde und Mond vervollständigen, die Tageslänge der Erde an den dann ebenfalls deutlich verlängerten Mondmonat und den Mondtag anpassen und den Mond über einem Meridian aussetzen (vergleichbar mit dem Pluto-Charon-System ). Die Sonne wird jedoch zu einem roten Riesen , der das Erde-Mond-System verschlingt, lange bevor letzteres auftritt.

Stellung und Aussehen

Drehung

Vergleich zwischen dem Mond links, der sich gezeitenfest dreht (richtig), und dem Mond rechts, ohne Drehung (falsch).

Die gezeitengesperrte synchrone Rotation des Mondes, wenn er die Erde umkreist, führt dazu, dass er immer fast dieselbe Seite zum Planeten zeigt. Die der Erde zugewandte Seite des Mondes wird als nahe Seite bezeichnet, die gegenüberliegende Seite als abgewandte Seite . Die ferne Seite wird oft fälschlicherweise als "dunkle Seite" bezeichnet, aber sie wird tatsächlich genauso oft beleuchtet wie die nahe Seite: einmal alle 29,5 Erdentage. Während Dunkelmond bis Neumond ist die nahe Seite dunkel.

von 1998-99 gesammelt wurden, zwei wasserstoffreiche Gebiete (höchstwahrscheinlich ehemaliges Wassereis) auf gegenüberliegenden Seiten des Mondes. Es wird spekuliert, dass diese Flecken vor Milliarden von Jahren die Pole des Mondes waren, bevor er durch die Gezeiten mit der Erde verbunden war.

Libration

Während eines Mondmonats ist mehr als die Hälfte der Mondoberfläche von der Erdoberfläche aus zu sehen.
Libration , die geringfügige Veränderung der scheinbaren Größe und des Betrachtungswinkels des Mondes über einen einzelnen Mondmonat, gesehen vom Norden der Erde.

Trotz der Gezeitensperre des Mondes macht der Librationseffekt etwa 59 % der Mondoberfläche von der Erde aus sichtbar.

Bewegung über den Himmel der Erde

Die höchste Höhe des Mondes beim Höhepunkt variiert durch seine Mondphase oder genauer gesagt seine Umlaufbahnposition und die Jahreszeit oder genauer gesagt die Position der Erdachse. Der Vollmond ist im Winter am höchsten und im Sommer am niedrigsten (jeweils für jede Hemisphäre), wobei sich seine Höhe in Richtung des dunklen Mondes in das Gegenteil ändert.

, wenn die Sonne monatelang unter dem Horizont steht.

Scheinbare Orientierung

Die scheinbare Ausrichtung des Mondes hängt von seiner Position am Himmel und der Erdhalbkugel ab, von der aus er betrachtet wird.

Auf der Nordhalbkugel wird es im Vergleich zur Südhalbkugel auf dem Kopf stehend gesehen . Daher ist die Mondsichel in den Tropen als lächelnde Mondsichel zu sehen .

Albedo und Farbe

Die Farbe des Mondes hängt von dem Licht ab, das der Mond reflektiert, das wiederum von der Oberfläche des Mondes und seinen Eigenschaften abhängt, die beispielsweise große dunklere Regionen aufweisen. Im Allgemeinen reflektiert die Mondoberfläche ein braunstichiges graues Licht.

Scheinbare Farbe

Die wechselnde scheinbare Farbe des Mondes, gefiltert durch die Erdatmosphäre.

Von der Erde aus gesehen filtert die Luft das reflektierte Licht und gibt ihm manchmal eine rote Farbe, abhängig vom Winkel des Mondes am Himmel und der Dicke der Atmosphäre, oder einen blauen Farbton, abhängig von den Partikeln in der Luft, wie bei Vulkanen Partikel.

Kulturelle Bezüge

Die Begriffe Blutmond und blauer Mond beziehen sich nicht unbedingt auf Umstände mit rotem oder blauem Mondlicht , sondern sind eher bestimmte kulturelle Referenzen wie bestimmte Vollmonde eines Jahres.

Phasen

(dh der Winkel zwischen Mond, dem Beobachter auf der Erde und der Sonne) ist. .