Ein Mondkrater ist eine kreisförmige, am Boden meist flache Senke im Boden des Erdmondes, die von einem ringförmig erhöhten Wall (Kraterrand) eingeschlossen wird.
Fast alle Mondkrater sind durch den Impakt von Meteoriten entstandene Einschlagkrater. Vulkanische Krater sind selten und klein im Verhältnis.
Statistik und Morphologie Bearbeiten
Der Mond weist auf der erdzugewandten Seite etwa 300.000 Krater mit über 1 km Durchmesser auf – er ist sozusagen mit ihnen übersät. Die größeren Gebilde (60 bis 270 km) heißen Ringgebirge bzw. Wallebenen. Ihr Boden ist meistens relativ glatt, sodass bei manchen im streifenden Sonnenlicht sogar die Krümmung der Mondkugel zu erkennen ist. Im Kraterboden sieht man im Regelfall kleinere Krater, die auf spätere Einschläge zurückgehen.
Obwohl die größten Krater 6 bis 8 Prozent der „Mondscheibe“ messen (Monddurchmesser 3478 km), wurden sie erst nach Erfindung des Fernrohrs entdeckt – vermutlich 1610 durch Galileo Galilei. Sie werden besonders deutlich sichtbar, wenn zweimal im Monat die Schattengrenze (der Terminator) in ihrer Nähe liegt und der Kraterwall lange Schatten wirft. Der Boden vieler kleiner Krater liegt dann großteils im Schatten, weshalb man ihre Tiefe lange überschätzt hat.
Ein typischer Kleinkrater von 5 km Durchmesser hat einen ziemlich scharfen Ringwall von 1 km Höhe, und sein Boden liegt einige 100 m tiefer als die Umgebung. Wallebenen mit 100 km haben Wälle von etwa 1 bis 5 km Höhe; das Verhältnis liegt im Schnitt bei 1:30 (1:10 bis 1:80), sodass ein im Innern stehender Astronaut den Wall oft nicht mehr sehen könnte. Der Mondradius beträgt nur ein Viertel der Erde, sodass seine Oberfläche 4-mal stärker gekrümmt ist. Die Innenwände sind oft terrassenförmig abgestuft und 20° bis 30° geneigt; die äußeren Hänge sind 2- bis 3-mal flacher. Häufig ist die Kratermitte durch einen Zentralberg markiert. All dies hängt mit der Dynamik eines Meteoriteneinschlags zusammen.
Krater mit konzentrischem Doppelwall Bearbeiten
Bei dieser seltenen Kraterform handelt es sich um kreisrunde Krater mit einem Doppelwall. Es sieht aus, als ob ein kleinerer Krater zentrisch in einem größeren läge. Ein Beispiel ist Hesiodus A am südlichen Rand des Mare Nubiums. Laut Interstellarum Nr. 40 sind etwa 50 dieser Krater bekannt; etwa 35 davon liegen am Rande der Maria, der Rest im Inneren großer Krater. Die konzentrischen Doppelkrater sind auf der Mondoberfläche nicht gleichmäßig verteilt.
Eine Theorie geht davon aus, dass es sich um normale Krater handelt, in denen Bruchzonen entstanden sind. Durch die Bruchzonen ist eine Lava mit hoher Viskosität ausgetreten und hat die Bruchgesteine mit nach oben gehoben. Diese Lava ist erheblich zähflüssiger als die, welche die Maria gebildet haben. Denkbar sind auch mehrere Ausbrüche dieser Lava aus der gleichen Bruchzone.
Klassifizierung Bearbeiten
Entsprechend einer von Charles A. Wood und Leif Andersson 1978 formulierten und angewandten Klassifizierung werden die nicht wesentlich erodierten oder (beispielsweise durch Überflutung mit eindringender Lava) umgeformten Mondkrater in fünf Typen unterschieden:
| Typ (Typuskrater) | Beschreibung | Größe | Bild |
|---|---|---|---|
| ALC (Albategnius C) | Schalenförmige Krater mit scharfem, glattem Rand, ohne erkennbar abgesetzten Kraterboden. | bis 20 km | |
| BIO (Biot) | Krater mit scharfem, glatten Rand und einfacher Wallwölbung, aber mit flachem Boden, der vom Kraterrand deutlich abgesetzt ist. | bis 20 km | |
| SOS (Sosigenes) | Flache Krater mit ausgedehnter Bodenfläche, ohne erkennbare Terrassierung des Kraterwalls | 5 bis 35 km | |
| TRI (Triesnecker) | Kraterrand noch scharf, aber mit Auskehlungen. Oft mit ausgedehnten, konzentrischen Rutschungen am inneren Kraterwall. | 15 bis 50 km | |
| TYC (Tycho) | Mehrfach terrassierte Kraterwälle, ausgedehnte Kraterebenen. Kraterrand nicht mehr scharf, sondern in Zinnen und Gipfel gegliedert. | 30 bis 175 km |
Entstehung Bearbeiten
Vor allem die Mehrzahl der großen Krater entstand in einer als Großes Bombardement bezeichneten Phase der Entstehung des Sonnensystems, in der zahlreiche Planetesimale und kleinere Körper auf die bereits entstandenen Planeten und Monde stürzten.
Wenn ein Meteorit aus dem Weltall herabstürzt, hat er eine Geschwindigkeit von 10 bis 70 Kilometer pro Sekunde (30- bis 200-fache irdische Schallgeschwindigkeit). Beim Aufprall dringt er bis 100 Meter ins Gestein ein, was nur einige Tausendstel Sekunden dauert. Während dieser kurzen Dauer eines „Wimpernschlags“ wird seine gesamte kinetische Energie in Wärme umgewandelt, und er explodiert. Das umliegende Material wird kegelförmig weggesprengt; am Rand des entstehenden Lochs bildet ein Teil davon einen Wall.
Wenn ein großes Objekt oder eines mit sehr hoher Geschwindigkeit einschlägt, federt die Mondoberfläche zurück und bildet einen Zentralberg. Beim Fall einer Kugel ins Wasser geschieht ähnliches: Ein Tropfen springt in der Mitte hoch. Dieses Verhalten kann gut mit Grießbrei simuliert werden.
Im Allgemeinen schlägt ein Meteorit einen Krater, der wegen seines Verdampfens und Explodierens 10- bis 20-mal größer ist als er selbst. Das im Innern herausgeschleuderte Material bildet bei manchen Ringgebirgen – wohl durch eine Art Staubwolke – sternförmige Strahlensysteme. Man sieht sie bei Vollmond im Umkreis von 60 Kratern hunderte Kilometer weit ausstrahlen – besonders deutlich an den mit 800 Millionen Jahre vergleichsweise jungen Ringgebirgen Copernicus, Kepler und Tycho. Da sie beim Terminator keine Schatten werfen, können diese Strahlen nur flache, helle Spuren auf dem dunklen Mond-Basalt sein.
Kartierung und Benennung Bearbeiten
Die Kartierung der Mondkrater begann schon bald nach der Erfindung des Fernrohrs (1610) und gab Anlass zur Herausgabe zahlreicher Mondkarten und ab etwa 1800 ganzer Mondatlanten. Die visuelle Messung der Astronomen wurde ab etwa 1870 durch fotografische Aufnahmen größerer Sternwarten (insbesondere der Pariser und der Lick-Sternwarte) ersetzt.
Bei ihrer Generalversammlung 1928 in Leiden entschied die Internationale Astronomische Union über die Benennung von 412 Mondkratern.
Heute wird die Kartierung vor allem durch Vermessung mittels Raum- bzw. Mondsonden durchgeführt. Das erste derartige Projekt (gesamte Aufnahme des Mondes incl. der Mondrückseite) begann 1966 mit dem Lunar-Orbiter-Programm der NASA.
Siehe auch Bearbeiten
Literatur Bearbeiten
- Don Wilhelms: Geologic History of the Moon US Geological Survey Professional Paper 1348, 3. Crater Materials (online)
- Charles J. Byrne: The Moon's Largest Craters and Basins. Springer, Cham 2016, ISBN 978-3-319-22031-4.
Weblinks Bearbeiten
- Virtueller Mondatlas
- Moon Craters, USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature
Einzelnachweise Bearbeiten
- Charles A. Wood, Leif Andersson: New morphometric data for fresh lunar craters. In: Lunar and Planetary Science Conference, 9th, Proceedings. Pergamon Press, New York 1978, S. 3669–3689.
- Heinz Mielke: Der Weg zum Mond. Verlag Neues Leben, Berlin, 2., erweiterte Aufl. 1971, S. 92.