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Mondbeobachtung - Mondlandschaften

Autor: Alexander Kerste

Alte Hochländer und junge Meere

Schon mit bloßem Auge ist deutlich zu sehen, dass der Mond keine einheitliche Oberfläche hat: Helle und dunkle Regionen wechseln sich ab. Schon früh erhielten die hellen Bereiche die Bezeichnung Terra (Festland, Plural "Terrae") und die dunklen Regionen die Bezeichnung Mare (Meer, Plural "Maria"). Auch wenn die Idee eines bewohnten Erdtrabanten ihren Reiz hat (1835 zum Beispiel erschien in der New Yorker Tageszeitung "The Sun" eine frei erfundene Serie über John Herschel, der angeblich Kornfelder, Gebäude und sogar Mondbewohner beobachtet hätte): Schon seit der Zeit Galileis ist bekannt, dass der Mond keine Atmosphäre hat und es dort somit auch kein offenes Wasser geben kann.

Die Meere und Hochebenen sind vielmehr Zeugen der Vergangenheit unseres Nachbarn im All. In der Frühzeit des Sonnensystems vor vier bis viereinhalb Milliarden waren die jungen Planeten und Monde noch einem heftigen Meteoritenbombardement ausgesetzt. Zu diesem Zeitpunkt war der Mond auch noch nicht vollständig erkaltet, sondern hatte - genau wie unsere Erde noch heute - einen Kern aus glutflüssiger Lava. Die mehrere hundert Kilometer durchmessenden Meere sind die Überreste gigantischer Einschlagskrater aus dieser Zeit. Solche Becken finden sich sowohl auf der uns zugewandten Seite des Monds wie auch auf seiner abgewandten Seite ? allerdings gibt es Meere nur auf der uns zugewandten Seite. Dort ist die Kruste nämlich weniger dick als auf der Rückseite, sodass vor 3,9 bis 3,2 Milliarden Jahren Lava an die Oberfläche dringen konnte. Das Ergebnis ist eine bis zu zehn Kilometer mächtige Basaltschicht, die im Vergleich zu den höher gelegenen, nicht überfluteten Regionen eben und kraterarm ist. Vor spätestens 3,2 Milliarden Jahren nahm die Anzahl der großen Meteoriteneinschläge nämlich deutlich ab, sodass wir in den vergleichsweise jungen Basaltebenen der Meere nur wenige größere Krater sehen.

Die Hochebenen wurden dagegen nie überflutet. Sie sind rund 4,5 Milliarden Jahre alt und zeigen noch heute die Spuren des starken Meteoritenbombardements in der Frühzeit des Sonnensystems. Ohne Plattentektonik oder die Erosion durch Wind und Regen konnten sie die Jahrmilliarden überdauern.

Krater, Zentralgebirge und Kraterstrahlen

Mit dem bloßen Auge lassen sich nur wenige feinere Strukturen auf der Mondoberfläche erkennen, aber im Teleskop fallen sofort unzählige Krater ins Auge. Bis ins 20. Jahrhundert hinein war unklar, wie sie entstanden. Mittlerweise wissen wir ? nicht zuletzt durch die Apollo-Missionen ?, dass es sich um Einschlagskrater von Meteoriten handelt. Die meisten größeren Krater sind über 3,2 Milliarden Jahre alt, es gibt aber auch auffällige jüngere Krater: Copernicus entstand vor 850 Millionen Jahren, Kepler vor 790, Aristarch vor 150 und Tycho sogar vor nur 96 Millionen Jahren. Im Teleskop sind Krater mit nur wenigen Kilometern Durchmesser sichtbar. Insgesamt sind allein auf der erdzugewandten Mondhälfte über 300.000 Krater mit mehr als einem Kilometer Durchmesser bekannt.

Vor allem in den hellen Hochländern überlagern sich immer wieder einzelne Krater. So lässt sich das Alter eines Kraters abschätzen: Wenn er von einem größeren Krater überlagert ist oder wenn es an seinem Boden weitere Krater gibt, so muss er älter sein als ein gut erhaltener Krater. Die Kraterwälle sind meist nicht besonders steil, auch wenn sie im Teleskop sehr schroff wirken. Die Wälle der ältesten Krater sind durch den starken Meteoritenbeschuss vor über 4,2 Milliarden Jahren deutlich erodiert, während die jüngeren besser erhalten sind.

Im Bereich der Mondmeere gibt es außerdem zahlreiche überflutete Krater. Am Rand der Meere ragt oft noch ein Teil des Kraterwalls oder des Zentralgebirges aus der Lava heraus und bildet so eine Bucht. Zahlreiche Krater liegen auch fast vollständig unter der Lava begraben und sind als Geisterkrater nur noch bei günstigem Sonnenstand zu erahnen.

Die Mondkrater lassen sich nach ihrer Größe grob in drei Kategorien unterteilen.

Wallebenen

Einschlagsspuren mit 100 bis 300 Kilometer Durchmesser erscheinen meist als zerfallene Bergringe, die ein relativ ebenes Gebiet umschließen, das mit Kratern und Hügeln durchsetzt ist.

Krater

Der "Durchschnittskrater" ist 10 bis 100 Kilometer groß. Innenwall, Außenhänge und Boden lassen sich leicht unterscheiden. Die Außenhänge bestehen aus beim Einschlag herausgeschleudertem Material und steigen meist sanft bis zu dem scharf umrissenen Bergkamm an. Größere Krater ab etwa 50 Kilometer Durchmesser zeigen häufig terrassierte Innenwälle. Am Kratergrund können größere Teleskope außerdem häufig Rillen oder Hinweise auf Gesteinsbrocken zeigen. Viele Krater haben Zentralberge oder ganze Zentralmassive in ihrem Inneren. Sie sind Überbleibsel der Entsehung des Kraters: Ähnlich wie wenn ein Milchtropfen in eine Kaffeetasse fällt, federte auch das Mondgestein nach dem Impakt zurück, im Gegensatz zu Kaffee erstarrte es jedoch, sodass ein Zentralberg zurückblieb.

Kleinkrater

Krater mit weniger als 10 bis 20 Kilometer Durchmesser sind kreisrund und schüsselförmig, sie haben also keinen ebenen Boden oder Zentralberge.

Die kleinsten Krater, die im Teleskop noch deutlich sichtbar sind, haben ? abhängig von der Teleskopöffnung ? wenige Kilometer Durchmesser. Versuchen Sie einmal, einen Krater mehrere Tage hintereinander zu beobachten und achten Sie darauf, wie sich sein Anblick mit der unterschiedlichen Beleuchtung verändert. Neben Einzelkratern und einander überlagernden Kratern gibt es auch ein paar Kraterketten, bei denen vermutlich ein Meteorit kurz vr dem Einschlag zerbrach und so eine ganze Reihe kleiner Krater hinterließ, die wie an einer Perlenkette aufgereiht sind.

Einige Krater liegen m Zentrum von Strahlensystemen, die besonders bei Vollmond gut zu sehen sind. Sie sind Spuren des Einschlags, bei dem tieferliegendes Material heruasgeschleudert wurde und sich von dem Krater ausgehend verteilt hat. Das Gestein auf der Oberfläche ist der Sonnenstrahlung ungeschützt ausgesetzt und dunkelt daher im auf der Jahrillionen nach, sodass das jüngere Material, das bei einem Einschlag herausgeschleudert wurde, heller erscheint als der Boden, auf dem es sich abgelagert hat.

Meeresrücken und Steilhänge

Auch dort, wo keine auffälligen Krater zu sehen sind, ist die Mondoberfläche alles andere als flach. In den Mondmeeren gibt es langgestreckte, nur rund 100 Meter hohe Hügel, die so genannten Dorsa (Singular: Dorsum), zu Deutsch Rücken oder Meeresrücken. Sie können sich über mehrere tausend Kilometer erstrecken und bilden zum Teil ganze Systeme. Sie entstanden wahrscheinlich durch die sich ändernden Druckverhältnisse im Boden, als die Lava der Meere erkaltete.

Etwas imposanter sind die Steilhänge und Furchen, die so genannten Rupes. Hier gibt es zwei Gruppen: Einerseits die Reste der Ringwälle von großen Einschlägen, die Mondbecken verursacht haben ? riesige alte, verwitterte Kraterebenen vergleichbar den Mondmeeren, die jedoch nicht von Lava überflutet wurden. Am auffälligsten ist Rupes Altai, der ehemalige Ringwall am Rand des Mare Nectaris, der aber nur noch stellenweise deutlich zu erkennen ist. Rupes Altai erstreckt sich über 480 km und ist im Schnitt tausend Meter hoch, stellenweise sogar bis zu dreitausend Meter. Rupes Kelvin, Rupes Liebig und Rupes Mercator sind kleinere Vertreter dieser Form von Steilhängen.

Die andere Art von Steilhängen ist niedriger und meist weniger als 45 Grad geneigt. Hier handelt es sich um tektonische Verwerfungen, die wahrscheinlich entstanden, als die Mondoberfläche bzw. die Lavadecken sich abkühlten und dabei zusammenzogen. Sie sind deutlich glatter und als die ehemaligen Ringwälle und nur einige hundert Meter hoch. Am bekanntesten ist Rupes Recta, erwähnenswert sind noch Rupes Cauchy und Rupes Toscanelli, die allesamt in den Mondmeeren liegen.

Gebirge, Täler und Rillen

Da es auf unserem Erdtrabant keine Plattentektonik gibt, existieren dort auch keine Faltengebirge wie auf der Erde. Bei uns entstanden die meisten Hochgebirge, als zwei Kontinentalplatten aufeinander trafen. Obwohl es auf dem Mond ebenfalls imposante Gebirge gibt, die nach ihren irdischen Vettern benannt sind, haben sie einen anderen Ursprung. Mondgebirge wie Alpen, Appeninen oder Karpaten sind die Überreste der Ringwälle, die die Mondmeere umgeben. Sie sind meist nur 15 bis 20 Grad steil, in Ausnahmefällen können sie aber auch bis zu 35 Grad steil sein.

Neben diesen Gebirgszügen gibt es auch Einzelberge, die aus den Mondmeeren herausragen. Sie sind die Überreste der ursprünglichen Kruste, die nicht von der Lava bedeckt wurde. Etwas mehr als ein Dutzend solcher einzelnen Gebirge sind derzeit bekannt.

Die Täler haben ebenfalls eine andere Geschichte als ihre irdischen Pendants ? sie entstanden nicht durch Flüsse oder Gletscher. Am bekanntesten ist das Alpental, das zugleich eine auf dem Mond einmalige Entstehungsgeschichte hat: Es entstand, als sich durch seismische Aktivitäten senkrechte Risse im Gestein bildeten, das dann nach unten einbrach. So entstand ein 180 Kilometer langer Einschnitt in den Mondalpen.

In der Mitte des Alpentals verläuft eine Rille, die wie die übrigen Mondrillen einen eingestürzten, unter"irdischen" Lavakanal markiert. Einst grub sich ein heißer Lavastrom in die Landschaft ein, wobei die Lava an der Oberfläche rascher erstarrte, während die darunter liegende Lava noch abfließen konnte. Später stürzte dann die Decke über dem verbliebenen Hohlraum ein, sodass wir eine Rille oder gar ein ganzes Tal erkennen können. Das 170 Kilometer lange und bis zu acht Kilometer breite Schrötertal ist der größte Rest so eines Lavakanals auf der sichtbaren Seit des Monds, die häufiger vorkommenden Rillen sind schmaler, können aber ebenfalls beeindruckende Längen erreichen.

Die meisten Mondtäler gehen aber auf die Einschläge mehrer Meteorite zurück - sie ähneln Kraterketten, gehen aber auf größere Meteorite zurück. Diese Kratertäler können mehrere hundert Kilometer lang und einige Dutzend Kilometer breit sein. Bekannte Vertreter sind zum Beispiel Vallis Snellius oder das Rheita-Tal.

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