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von kurzer Periode beträchtlich. Von den säkularen Störungen sind besonders die Bewegungen der Knoten und Apsidenlinie bemerkenswert: die erstere geht jährlich durchschnittlich 19 ⅓° zurück und vollendet in 18 Jahren 218 Tagen einen vollen Umlauf gegen die Ordnung der Zeichen;
die Apsidenlinie aber macht bei jedem
Mondumlauf eine Drehung von ungefähr 3°
in direkter
Richtung, sie dreht sich also in einem Jahr um etwa 40 ⅔° und vollendet einen ganzen
Umlauf in 8
Jahren 310
Tagen.
Während eines
Umlaufs um die
Erde rotiert der
Mond
[* 3] zugleich einmal um eine um 93½° gegen die
Ebene seiner
Bahn geneigte
Achse,
weshalb er uns immer im wesentlichen dieselbe Seite zukehrt; durch die Ungleichförmigkeit seiner
Bewegung
werden aber scheinbare Schwankungen oder
Librationen (s. d.) hervorgerufen, infolge deren wir mehr als die Hälfte
der
Mondoberfläche sehen.
Größe und Gestalt. Phasen.
In mittlerer
Entfernung erscheint uns der als eine
Scheibe von 31' 4,5''
Durchmesser, der wahre
Durchmesser
beträgt daher 0,273 Äquatorialdurchmesser der
Erde = 3480 km oder 468 geogr.
Meilen. Das
Volumen des
Mondes ist = 1/49,6 des
Volumens der
Erde, seine
Masse = 1/79,7 der
Masse der
Erde, seine mittlere
Dichtigkeit stellt sich auf 0,62 der Dichte der
Erde
oder 3,4 der des
Wassers, etwa der des
Granats entsprechend. Eine
Abplattung hat der
Mond nicht, dagegen aber
eine geringe, durch die
Theorie nachgewiesene Anschwellung gegen die
Erde hin, so daß (nach
Hansen) sein
Schwerpunkt
[* 4] etwa 59 km
weiter von uns absteht als sein
Mittelpunkt.
Die auffallendste
Erscheinung, welche der
Mond uns darbietet, sind seine im
Lauf eines synodischen
Monats
(vgl.
Monat) wechselnden
Phasen oder
Lichtgestalten, welche eine
Folge seiner veränderlichen
Stellung gegen
Erde und
Sonne
[* 5] sind,
welch letzterer er seine beleuchtete Seite zukehrt. Steht er in
Konjunktion mit der
Sonne, geht er also zugleich mit ihr durch
den
Meridian, so kehrt er uns seine unbeleuchtete Seite zu, wir haben dann
Neumond.
Da aber der eine rasche
Bewegung in seiner
Bahn nach O. hat, so befindet er sich bald nachher auf der Ostseite der
Sonne, und wir erblicken an seinem
westlichen (rechten)
Rand eine schmale erleuchtete
Sichel, die von
Tag zu
Tag größer wird; wir haben zunehmenden
Mond, der abends nach Sonnenuntergang am westlichen
Himmel
[* 6] sichtbar ist.
Nach ungefähr sieben
Tagen erscheint uns die ganze westliche (rechte) Hälfte der
Mondscheibe erleuchtet; der Mond steht jetzt
90° östlich von der
Sonne, er kulminiert ungefähr, wenn diese untergeht, und erhellt die erste Hälfte der
Nacht; wir haben
erstes
Viertel.
In den folgenden
Tagen ist mehr als die Hälfte der
Mondscheibe erleuchtet; der Mond geht immer später in den
Frühstunden unter, bis wir etwa 14
Tage nach dem
Neumond die volle
Scheibe erleuchtet sehen; wir haben dann Voll
mond,
Sonne
und
Mond stehen in
Opposition, der
Mond scheint die ganze
Nacht hindurch.
Von nun an tritt derselbe für uns auf die Westseite der
Sonne, der erleuchtete Teil liegt nach O. (links), und da die
Lichtgestalt
immer kleiner wird, so haben wir abnehmenden
Mond Derselbe geht abends nach Sonnenuntergang immer später und später
auf; ungefähr sieben
Tage nach dem Voll
mond sehen wir nur noch die östliche (linke) Hälfte der
Scheibe
erleuchtet; wir haben letztes
Viertel. Der
Mond geht um
Mitternacht auf und steht gegen Sonnenaufgang im S. Die Sichelgestalt,
die wir auf der linken Seite der
Scheibe in
den Morgenstunden am Osthimmel sehen, wird nun immer kleiner in dem
Maß,
wie der
Mond sich für uns der
Sonne nähert, bis sie endlich beim
Neumond ganz verschwindet.
Anblick des Himmels vom Mond aus.
Da wir die Bewegung des Mondes genau kennen, so läßt sich auch angeben, wie sich für einen fingierten Standpunkt auf dem Mond der Anblick des Himmels gestalten werde, wobei wir noch die Abwesenheit einer atmosphärischen Hülle auf dem als bekannt voraussetzen wollen. Denken wir uns zunächst einen Beobachter auf der Mitte der von der Erde stets abgewendeten Seite des Mondes, wenn es dort gerade Mitternacht ist, so wird derselbe den Himmel mit allen Gestirnen ganz so sehen, wie er uns auf der Erde erscheint, auch die Planeten, [* 7] abgesehen von geringen Verschiedenheiten im scheinbaren Orte, die uns jetzt nicht weiter beschäftigen sollen.
Die Dunkelheit des ganzen schwarzen Himmels ist vielleicht keine vollkommene, da das Gesamtlicht der Gestirne dort wegen der Abwesenheit einer lichtschwächenden Atmosphäre größer sein muß. Deshalb erscheinen auch die Sterne am Horizont [* 8] wie im Zenith in demselben Glanz. Im O. wird die Stelle des Sonnenaufgangs einige Zeit vor demselben angedeutet durch einen hellen Lichtglanz, die Corona [* 9] der Sonne. Bald tritt in ungeschwächtem Lichte der oberste Rand der letztern am Horizont hervor, und je mehr sie sich hebt, desto mehr beschränkt sich die Sichtbarkeit der Milchstraße und der kleinsten Sterne, die auf der Erde wegen der Dämmerung zu schwinden beginnen, lange bevor die Sonne sichtbar wird.
Aber auch wenn die ganze Sonnenscheibe [* 10] oberhalb des Horizonts steht, sind wahrscheinlich die größere Gestirne auch am Tag am schwarzen Himmel sichtbar. Wegen Mangels der Dämmerung und jeglichen durch die Luft vermittelten Zwischen- oder Halblichts wird die Landschaft stückweise sichtbar, nach Maßgabe der fortschreitenden Beleuchtung, [* 11] wobei zwischen Licht [* 12] und Schatten [* 13] die größten Kontraste stattfinden. Ebenso ist die Wirkung des von Bergflächen reflektierten Lichts gegen beschattete Stellen auch nicht irgend einer Abschwächung durch die Wirkung der Luft unterworfen.
Nach sieben Tagen hat die Sonne den Zenith erreicht, nach weitern sieben Tagen geht sie im W. unter, und es folgt, unvermittelt durch die Dämmerung, die Nacht, in welcher kein Polarlicht, [* 14] kein Feuermeteor, keine Sternschnuppe gesehen wird. Versetzen wir jetzt den Beobachter in die Mitte der gegen die Erde gewendeten Seite des Mondes und nehmen an, daß es die Zeit der dortigen Mitternacht sei. Am schwarzen, doch nicht völlig dunkeln Himmel steht im Zenith die voll erleuchtete Scheibe der Erde, viermal größer im Durchmesser, als uns der Vollmond erscheint, und eine 28mal größere Lichtmenge herabsendend.
Bei solchem Glanz wird zwar die Sichtbarkeit der kleinsten Sterne und der Milchstraße beeinträchtigt werden, aber diese wird ebensowenig ganz verschwinden wie der hellere Teil des Zodiakallichts. Während die Sterne der Ekliptik langsam hinter dem Erdkörper fortziehen, scheint dessen Ort in Beziehung auf Horizont und Zenith kaum merklichen Änderungen unterworfen; aber mehr und mehr nimmt das Volllicht der Erde an der Westseite ab, und nach sieben Tagen ist sie nur noch halb erleuchtet. Dem unbewaffneten Auge [* 15] des Beobachters zeigen sich deutlich in großen Umrissen die Kontinente der Erde im Gegensatz zu den dunkeln ozeanischen Flächen, ebenso das weiße Licht (Nord- ¶
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oder Südlicht) des einen oder andern der Pole, aber alles vielfältig verhüllt von Wolkenzügen, deren Lichtglanz jeden andern auf der Erde, mit Ausnahme der noch über die Wolken ragenden beschneiten Hochgebirge, übertreffen wird. Es zeigt sich auch die allgemeine Abnahme des Lichts gegen die Phase und gegen den Rand der Erdkugel hin sowie sehr leicht die Wirkung der Rotation an dem Verschwinden dieser und an dem Auftreten andrer Punkte auf der Oberfläche. In dem Maß, wie die aufsteigende Sonne sich dem Zenith und also auch der Erde nähert, hat die Phase dieser mehr und mehr abgenommen.
Die letzte, sehr feine Erdsichel, im Durchmesser viermal größer als die Sonnenscheibe und dieser ganz nahe, wird unsichtbar, und es beginnt eine Sonnenfinsternis [* 17] von langer Dauer in dem Fall, daß ein zentraler Vorübergang stattfinden sollte. Dann werden sich die Phänomene, welche wir bei großen Sonnenfinsternissen beobachten, zum Teil in erhöhtem Maß zeigen, weil die Erdatmosphäre das Licht der verdeckten Sonne rings um die Erde zum Teil durchlassen und so eine große und farbenreiche Corona darstellen wird, deren Licht vielleicht nicht stark genug ist, um die vollständige Sichtbarkeit der Gestirne zu verhindern.
Auch darf man annehmen, daß während solcher Totalfinsternis die allgemeine Beleuchtung von roter Farbe sein werde. Jedoch findet nicht jedesmal unter gedachten Umständen eine Finsternis statt, denn die Sonne kann auch seitlich an der Erde vorübergehen. Sobald die Sonne hinter der Erde wieder hervorgetreten ist, zeigt sich an letzterer bald wieder die feine Sichelform, und wenn sieben Tage später die Sonne untergeht, ist im Zenith die Erde wieder halb erleuchtet oder im ersten Viertel. Die Beleuchtung der Nachtseite des Mondes durch das von der Erde reflektierte Sonnenlicht gibt sich übrigens zu erkennen in der aschfarbenen Beleuchtung der Mondscheibe, die wir kurz vor und nach dem Neumond neben der glänzenden, der Sonne zugekehrten Lichtsichel gewahren. Kepler schrieb die richtige Erklärung dieses Phänomens seinem Lehrer Mästlin zu, doch hat dieselbe schon früher der geniale Ingenieur und Maler Leonardo da Vinci gegeben.
Mondatmosphäre.
Verschiedene ältere Mondbeobachter, von Hevel bis herab auf Schröter, haben dem eine Atmosphäre zugeschrieben, andre, wie W. Herschel, haben dieselbe in Abrede gestellt, und diese Ansicht hat in der Hauptsache den Sieg davongetragen. Besäße nämlich der eine das Licht brechende Atmosphäre, so müßte uns ein Stern noch sichtbar sein, wenn er bereits hinter dem Mond steht, gerade so wie wir auch die Sterne infolge der atmosphärischen Strahlenbrechung [* 18] noch sehen, wenn sie sich bereits ein Stück unter dem Horizont befinden.
Der aus der Dauer einer Sternbedeckung abgeleitete Durchmesser des Mondes müßte daher kleiner sein als der durch direkte Messung bestimmte. Da sich nun kein derartiger Unterschied ergab, so schloß Bessel, daß der Mond keine Atmosphäre besitze, deren Dichte den 900. Teil der unsrigen übersteigt. Neuere Untersuchungen haben indessen dieses Ergebnis einigermaßen modifiziert; es hat insbesondere Neison einen durch die Mondatmosphäre bewirkten Unterschied von 2'' in der Bestimmung des Monddurchmessers nachweisen zu können geglaubt und daraus auf die Existenz einer solchen Atmosphäre geschlossen, deren Dichte ungefähr 1/300 der unsrigen ist.
Auch Küstner ist bei einer neuern Bestimmung des Monddurchmessers aus Plejadenbedeckungen zu der Überzeugung gelangt, daß die Beobachtung von Sternbedeckungen durch den Mond kein so zuverlässiges Mittel zur Entscheidung der Frage nach der Mondatmosphäre abgebe, als man früher geglaubt hat. Das ist indessen sicher, daß die Mondatmosphäre, wenn eine solche existiert, nur eine sehr geringe Dichte besitzen kann, daß also auch beträchtliche Ansammlungen von Wasser auf dem Mond nicht existieren können, weil dieses verdunsten und in die Atmosphäre übergehen würde.
Mondkarten und Mondlandschaften.
Als Galilei das eben erst erfundene Fernrohr [* 19] 1610 auf den Mond richtete, erkannte er die Unebenheiten seiner Oberfläche, die Schatten der Gebirge, und wagte Vermutungen über die Höhe derselben. Gleiche Wahrnehmungen machten andre Beobachter, und schon um die Mitte des 17. Jahrh. gab es Mondkarten, unter denen jedoch nur die zahlreichen Abbildungen Hevels (1647) einen für die damalige Zeit erheblichen Wert beanspruchen können, wenn auch alles nur nach dem Augenmaß verzeichnet wurde.
Noch vor der Mitte des 18. Jahrh. aber stellte Tob. Mayer in Göttingen [* 20] zuerst die Lage verschiedener Hauptpunkte des Mondes durch wirkliche Messungen fest und brachte eine zwar kleine, aber sehr genaue Mondkarte zu stande, die 1787 durch Lichtenberg veröffentlicht wurde. Mayer ist daher als der Begründer der wissenschaftlichen Selenographie zu betrachten. Seit 1784 begann Schröter in Lilienthal bei Bremen [* 21] mit Hilfe großer Spiegelteleskope seine Mondstudien. Er schritt aber nicht auf Tob. Mayers Wegen fort, da er die Ortsbestimmungen seines Vorgängers nicht wieder aufnahm, sondern sich auf die Spezialbeobachtung vieler Mondlandschaften [* 22] bei wechselnder Beleuchtung beschränkte, worin er für seine Zeit Großes geleistet hat.
Sehr bedeutend sind die Fortschritte der Selenographie in unserm Jahrhundert. 1820-36 war es Lohrmann in Dresden, [* 23] seit 1830 Mädler in Berlin [* 24] (dessen 1837 erschienene Karte, eine ausgezeichnet feine Lithographie, auch unsrer beifolgenden »Mondkarte« zu Grunde liegt), dieser in freigebigster Weise durch Wilhelm Beer unterstützt, die nach langjähriger Arbeit Abbildungen des Mondes im Durchmesser von 3 Pariser Fuß lieferten, mit denen die frühern Versuche in keinen irgendwie zulässigen Vergleich gebracht werden können. Lohrmanns Karte, in Kupferstich ausgeführt, ward erst 1877 durch J. F. J. ^[Johann Friedrich Julius] Schmidt veröffentlicht (Leipz.), nachdem Lohrmann selbst nur vier Sektionen (1824) publiziert hatte. Von Schmidt haben wir außerdem als Frucht langjähriger eigner Beobachtungen in Bonn, [* 25] Olmütz [* 26] und Athen [* 27] eine »Karte der Gebirge des Mondes nach eignen Beobachtungen in den Jahren 1840-74« (Berl. 1878) in 25 Blättern, nebst einem Erläuterungsband.
Über 2000 Originalzeichnungen, zumeist nach Aufnahmen am Athener Refraktor, lieferten das Material zu dieser Darstellung, welche den Mond im Maßstab [* 28] 1:1,783,200 als Scheibe von 2 m Durchmesser zeigt. Beide hochverdienstlichen Arbeiten beruhen auf zahlreichen Messungen, die gemacht wurden, um für einige hundert Haupt- und Nebenpunkte die Positionen nach Länge und Breite [* 29] festzustellen, und auch Schröters Bestreben, die Höhe der Berge nach dem Schatten zu bestimmen, blieb nicht isoliert, da Mädler mehr als 1000 solcher Messungen hinzufügte. Bis zum Jahr 1840 gibt es keinerlei selenographische Arbeiten, die neben denen Lohrmanns und Mädlers eine hervorragende Bedeutung beanspruchen können. Nur die schriftlichen Notierungen von Kunowski in Berlin und vielleicht einige wenige Zeichnungen und Bemerkungen von ¶
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Gruithuisen in München [* 31] wird man auch in Zukunft zu schätzen wissen. Versuche, die Mondoberfläche plastisch darzustellen, sind die von Russel und von der Hofrätin Witte in Hannover, [* 32] dann die sehr große Halbkugel des Mondes, seit 1850 von Thom. Dickert in Bonn unter Anleitung von J. F. J. ^[Johann Friedrich Julius] Schmidt gearbeitet. Seit der höhern Ausbildung der Photographie hat man auch auf diesem Weg die Oberfläche des Mondes dargestellt, und es gibt ausgezeichnete Lichtbilder von W. de la Rue, Rutherford und Nasmyth, die aber für die spezielle Topographie des Mondes bis jetzt nichts zu leisten vermochten, für die Darstellung des Vollmondes jedoch und selbst für Ortsbestimmungen noch zu großen Hoffnungen berechtigen. In neuerer Zeit haben sich besonders die Mitglieder des Lunarkomitees in London [* 33] mit der Topographie einzelner Landschaften beschäftigt; von Publikationen sei hier auf das am Schluß dieses Artikels citierte Werk von Nasmyth und Carpenter hingewiesen.
Wenn man durch Betrachtung der Mondkarten sich ein richtiges Bild von der Oberflächenbeschaffenheit unsers Trabanten verschaffen will, so muß man wohl berücksichtigen, daß dieselben die uns zugewendete Halbkugel des Mondes in orthographischer Projektion [* 34] zur Anschauung bringen. Demnach müssen die Oberflächenteile, je weiter sie von der Mitte des Bildes abstehen, mehr und mehr verkürzt und gegen die Ränder zu ganz hintereinander gedrängt erscheinen. Es wird also ein kreisförmiges Ringgebirge eine mehr und mehr elliptische Form annehmen, nach Maßgabe seines Abstandes von der Mitte, und wird dieser Abstand = 90°, so liegt das Ringgebirge im Rande des Mondes und stellt sich nun als eine Linie oder als einfacher Bergwall dar.
Das Erkennen wie das Zeichnen der Landschaften wird also um so schwieriger, je näher diese dem Rand liegen. Da aber die störende Trübung einer Mondluft nicht stattfindet, wird wenigstens die Klarheit oder Lichtstärke der Bilder am Rand sich von der der Mitte nicht unterscheiden. Als Übersichts- oder Gesamtbild betrachtet, kennen wir die eine Seite des Mondes besser als die Oberfläche unsrer Erde, weil auf dieser vieles noch gar nicht entdeckt oder nur unvollkommen erforscht ward; es genügt, an das Innere von Asien [* 35] und Afrika [* 36] sowie an die polaren Regionen zu erinnern.
Auch die Ortsbestimmungen erster Ordnung auf dem Mond sind, im ganzen betrachtet, wohl genauer, als es noch vor der Mitte des 18. Jahrh. sehr viele Längen- und Breitenbestimmungen auf der Erde waren. Erwägt man, daß die Karten von Lohrmann und Mädler ungefähr je 8000 einzelne Gegenstände darstellen, die größere Karte von Schmidt deren wenigstens 40,000 enthält, so folgt, daß sich die Selenographie in mancher Beziehung wohl mit der Geographie messen kann.
[Form und Höhe der Mondberge.]
Die Formen auf dem Mond, welche man mit Hilfe des Fernrohrs erblickt, zeigen sich bei günstiger Beleuchtung durch die Sonne in vorzüglicher Schärfe wegen des strengen Kontrastes von Licht und Schatten und wegen des Mangels an Übergängen zwischen jenen beiden Grenzen. [* 37] Die völlige Schärfe und reine Begrenzung der Schatten gestattet sehr genaue Messungen, und wie man aus dem Schatten eines Turms leicht seine Höhe findet, so kann man auf ähnliche Art auch zur Kenntnis der Höhe der Mondberge gelangen.
Da aber auf unserm Trabanten ein allgemeines Niveau, entsprechend dem Meeresspiegel bei uns, fehlt, so können wir die Höhen nicht als absolute auffassen, sondern müssen uns darauf beschränken, anzugeben, wie groß der Höhenunterschied zwischen dem Gipfel und jenem Punkt sei, der zur Zeit der Messung vom Schatten des Gipfels berührt ward. Die Rechnung gibt dann nach geschehener Messung für jenen Punkt die Sonnenhöhe = H und die relative Berghöhe = h. Wird ein Berg mehrfach gemessen, also bei ungleicher Höhe der Sonne, so wird auch das Resultat für h verschieden ausfallen, sowohl wenn der Gipfel abgerundet ist, als auch, wenn das Ende des Schattens auf bergiges Terrain fällt. Als Beispiel diene ein Teil der Messungen des hohen Berggipfels Huygens, angestellt von Schröter, Mädler und Schmidt.
|H||h|
|4° 46'||3033 Toisen||Schmidt|
|4° 47'||2930 "||Mädler|
|4° 48'||3158 "||Schröter|
|4° 51'||3021 "||Schmidt|
|5° 1'||3419 "||Schröter|
|5° 2'||3045 "||Schmidt|
|5° 4'||2771 "||Mädler|
|5° 18'||2540 "||Schmidt|
|5° 18'||2475 "||Schmidt|
|5° 20'||2683 "||Schmidt|
Hier bemerkt man, daß bei zunehmender Sonnenhöhe H die Berghöhe h abzunehmen scheint, weil entweder der Gipfel kuppelförmig ist, oder die Ebene, welche der Schatten durchzieht, selbst ungleiche Höhe hat. Das Mittel dieser Messungen ist: H = 5° 1,5', h = 2906,5 Toisen oder 17,439 Pariser Fuß. Ähnlich wird man nun aus Messungen für die Tiefe eines Kraters die Werte h nach H ordnen, das Maximum der Tiefe erkennen und selbst annähernd die Krümmung der Bodenfläche des Kraters ermitteln können.
Nachdem viele Hunderte von Bergen [* 38] in solcher Weise vermessen und auch beiläufig hinsichtlich ihrer Neigungsmittel untersucht worden sind, war es möglich, ein Bild der Oberfläche des Mondes ganz in derselben Weise zu entwerfen, wie dies mit der Darstellung der Erdoberfläche, also auf den Landkarten, [* 39] geschieht. Was die Höhen der Mondberge anlangt, so erreichen die höchsten etwa 7500 m, 22 unter den 1100 von Beer und Mädler gemessenen sind über 4800 m, 6 über 5800 m hoch.
Die Form der Gebirge auf dem ist eine doppelte: Gebirge, die denen auf unsrer Erde gleichen, und ringförmige Bildungen. Der erste Typus ist nur wenig vertreten, hauptsächlich durch die Gebirgsketten, die sich ungefähr in der Mitte der nördlichen Mondhälfte in einem flachen Bogen [* 40] durch mehr als 30 Breitengrade von S. nach N. ziehen und mit den Namen Apenninen, Kaukasus und Alpen [* 41] belegt werden. Weit häufiger ist der Typus der ringförmigen Berge, welche charakterisiert sind durch einen kreisförmigen Wall, in dessen Innerm eine tiefe Ebene liegt, aus welcher oft ein oder auch mehrere Berge hervorragen, ohne indessen die Höhe des Walles zu erreichen.
Nach ihrer Größe und sonstigen Beschaffenheit bezeichnet man diese Gebilde mit verschiedenen Namen. Die größten von 75-275 km Durchmesser, mit unregelmäßigen, oft durchbrochenem Wall, heißen Wallebenen. Ihr Inneres ist verhältnismäßig eben, nur manchmal von unregelmäßigen Bergen besetzt oder durch Gebirgsarme geteilt. Schon Galilei hat dieselben mit dem großen geschlossenen Becken von Böhmen [* 42] verglichen. Die Mehrzahl derselben liegt auf der Südseite der sichtbaren Mondscheibe, wo sie mehrfach zusammenhängende Reihen in meridionaler Richtung bilden, wie die mit den Namen Katharina, Theophilus und Cyrillus bezeichneten. Von kleinern Dimensionen sind die Ringgebirge, deren Durchmesser 10-40 km beträgt. Sie sind regelmäßig gebaut, von einem kreisrunden, nach innen steiler als nach außen abfallenden Wall ¶