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Mondoberfläche

Autor: Mathias Scholz

Dadurch, daß die Mondoberfläche seit ihrer Entstehung aus einem erstarrenden Magmaozean im wesentlichen nur exogenen Prozessen in Form von Meteoritenimpakten und auftreffender solarer und kosmischer Strahlung ausgesetzt war, zeigt sie sich auch heute noch in einer urtümlichen und von tiefgreifenden Erosionsprozessen weitgehend verschonten Form. Das ist auch nicht weiter verwunderlich, da seit je eine dichte Atmosphäre als auch flüssiges Wasser - die neben der Plattentektonik wichtigsten oberflächenverändernden Faktoren auf der Erde - auf dem Mond fehlen. Man kann sogar sagen, daß mehr als 99% der gesamten Oberfläche des Erdtrabanten älter als 3 Milliarden und ca. 80% sogar älter als 4 Milliarden Jahre ist. Wenn man mit oder ohne einem Fernrohr den Mond betrachtet, sieht man demnach Landschaften, die noch aus der Frühgeschichte des Sonnensystems stammen.

Die beiden auffälligsten Landschaftstypen sind die hellen, mit Impaktkratern gesättigten Hochländer und die mit dunklen Flutbasalten aufgefüllten Maregebiete. Letztere entstanden, als riesige Einschlagbecken in einer Phase verstärkten Vulkanismus mit aus dem Mondinnern hervorbrechenden Lavaströmen ausgefüllt wurden. Deshalb findet man in den Maregebieten vereinzelt herausragende Bergspitzen (z.B. Mons Piton im Mare Imbrium) und - etwas häufiger - ganz oder teilweise überflutete „Geisterkrater“ (z.B. Stadius). Typisch für Mare sind auch die bei niedrigen Sonnenstand sehr gut sichtbaren Höhenrücken (Dorsae), die mehrere 100 km lang werden können, aber ansonsten sehr flach (Höhe ca. 100 m) sind. Sie entstanden beim Erstarren der Lava aufgrund der dabei seitlich aufgebauten Drücke. Vulkanischen Ursprungs sind auch die sogenannten Rillen, bei denen es sich häufig um eingestürzte Lavakanäle handelt. Auch sie erreichen teilweise eine Länge von einigen 100 km. Sehr schön kann man ihre Entstehung im Fall des Doms Burt E. studieren (Domkrater sind kleine, meist unscheinbare Vulkanbauten am Rande von Maregebieten), der sich unweit der „Großen Wand„ (Rupes Recta) im Mare Nubium befindet. Ursprünglich war dieser Dome nichts anderes als eine Lavablase, aus der vor mehr als 3 Milliarden Jahren über einen längeren Zeitraum hinweg dünnflüssiges Gestein ausfloß. Ähnlich wie bei irdischen Flüssen arbeitete sich dieser Lavastrom erosiv in den Untergrund ein, wobei die etwas schneller abkühlende Oberfläche zunehmend erstarrte. Auf diese Art und Weise entstand schließlich eine Lavaröhre, wie man sie auch (wenn auch nicht mit diesen Ausmaßen) von irdischen Vulkanen her kennt. Irgendwann nach ihrer Entleerung ist sie dann eingebrochen und es entstand die feine Rille, die man heute bei günstigen Sonnenstand und guter Luftruhe bereits mit einem Amateurfernrohr sehen kann.

Eine andere Form von Rillen stellen die sogenannten Spannungsrisse dar, die sich z.B. beim Erstarren der Flutbasalte gebildet haben. Sie entstehen immer dann, wenn die Gesteine die Spannungen, die dabei auftreten, nicht mehr gewachsen sind und zerbrechen. Spannungsrisse reichen tief in die Mondkruste hinein, sind aber fast vollständig mit Regolith verfüllt so daß sie an der Oberfläche nur schwer auszumachen sind. Ein schönes Beispiel für ein System von derartigen Spannungsrissen findet man im Westteil des Mare Humorum.

Die ringförmigen Maria („Impact basins“) sind teilweise von hohen, wenn auch nur sehr flach ansteigenden Gebirgsketten umgeben. Sie stellen die Kraterwälle der mehr als 1000 km großen Impakte dar, aus denen dann später die Mare entstanden sind. Obwohl diese Gebirgsketten oder Bögen die Namen bekannter irdischer Gebirge erhalten haben („Alpen“, „Apenninen“), haben sie in ihrem geologischen Aufbau nichts mit ihnen zu tun, da sie ausschließlich aus ausgeworfener Mondkruste bestehen.

Das tiefste Impaktbecken auf dem Mond befindet sich in der Nähe des Südpols. Es ist das Aitken- Becken, dessen größte Tiefe 8200 m unterhalb der Referenzhöhe liegt, welches den Nullpunkt für Höhenmessungen definiert. Da bei dem Impakt, welches das Aitken-Becken ausgehoben hat, Material aus dem oberen Mondmantel freigesetzt wurde, hat man es unter geologischen Gesichtspunkten sehr genau untersucht. So ist der Bereich des Kraterbodens reicher an Eisen- und Magnesiummineralen (z.B. Pyroxene) als das umgebende Hochland, welches hauptsächlich aus Anorthositen aufgebaut ist. Die Hoffnung, daß es in bestimmten Teilen des Aitken-Beckens - und zwar an den Stellen, die aufgrund ihrer tiefen Lage immer im Schatten liegen - Wassereis gibt, ist möglich, aber noch nicht 100 prozentig erwiesen.

Impaktkrater gibt es auf dem Mond in allen Größenordnungen. Die größten von ihnen werden als Wallebenen bezeichnet, wenn ihr Durchmesser die 100 km-Marke überschreitet und sie keinen Zentralberg besitzen. Beispiele dafür sind auf der Mondvorderseite die riesige Wallebene Clavius (Durchmesser ca. 225 km) und der ähnlich wie die Mare einst von Laven überflutete Plato im westlichen Teil der Mondalpen (Durchmesser ca. 100 km). Besitzen die Krater jedoch einen deutlich sichtbaren Zentralberg und terassenförmige Kraterwälle, dann spricht man von Ringgebirgen. Sie haben einen Durchmesser, der meist deutlich größer als 60 km ist und stellen sogenannte komplexe Impaktkrater dar. Ein besonders eindrucksvolles Ringgebirge ist Theophilus im Bereich des nördlichen Mare Nectaris, dessen Wälle eine Höhe von fast 7000 m erreichen. Er gilt als eines der schönsten Objekte für den Mondbeobachter und ist besonders gut wenige Tage vor dem ersten Viertel zu sehen. Eine gewisse Berühmtheit hat das Ringgebirge Alphonsus nahe der Mitte der sichtbaren Mondscheibe erlangt, als 1958 der russische Astronom NIKOLAI ALEXANDROWITSCH KOZYREW (1908-1983) im Bereich des Zentralberges einen Gasaustritt beobachten konnte.

Die größte Population von Kratern stellen jedoch die Kleinkrater ohne erkennbaren Zentralberg und die kreisförmigen Kratergruben dar, deren Wälle sich kaum von der Umgebung abheben. Man kann sie in großer Zahl besonders gut in den Mare-Gebieten studieren, wo - im Gegensatz zum Hochland - die Landschaft mit Impakten noch nicht gesättigt ist.

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