Mondbeobachtung und -fotografie:

Allgemeine Anforderungen an die Mondbeobachtung / -fotografie:

Wenn ich bei meinen Sternwartenführungen die unterschiedliche Mondoberflächenstrukturen durch meine Teleskop vorführe wird Häufig folgende Frage gestellt:  "Ist die Flagge der Apollomondladung bzw. die Mondlandefährebeine  (ca.9,6m Durchmesser) zusehen?   Oder braucht man dazu viel größere Teleskope wie das ESO bzw. Hubbelteleskop?"   Diese Frage stellt indirekt  die geforderte Anforderung an das Teleskopsystems dar, bezüglich deren optischen Auflösungsvermögen.

 

Der Mond ist mit seinen mittleren Entfernung ca. 350.000km eins der nächsten astronomische Objekte. Mit den bloßen Auge sind schon hellere und dunklere größere Flächengebiete wahrzunehmen. Verwendete man schon einfache Teleskope (wie es zum ersten mal Galileo Galilei im 16. Jahrhundert machte) bzw. Ferngläser lösen sich diese Flächen in dunkleren ebenen und hellere gebirgige Landschaften mit unzählige Krater auf.    Mit steigender Auflösungsvermögen der astronomische optischen Teleskopsysteme, steigert sich auch die Detailerkennbarkeit der Mondstrukturen  beim  ersten hinsehen.    Die Auflösung von optischen Teleskopsysteme, beschreibt den kleinsten Abstand zwischen zwei Bildpunkte in Abhängigkeit vom Objektabstand zum Teleskop die getrennt dargestellt werden kann, in Bogensekunden. Kommen wir wieder zurück zu unser oberen Frage. Das Hubbel Teleskop hat eine Auflösung von 0,1" Bogensekunde mit seinen 2,5 Meterspiegel und bei der Entfernung von 350.000km kann man dann nur Objekte auf den Mond erkennen die Größer als 170m sind. Bei groß Teleskope, mit ihrer größere Spiegelfläche, würden eine deutlich höhere Auflösung erreichen, aber wie alle andere Erdoberflächengebunde Teleskope, wirkt sich die Luftunruhe der Atmosphäre sehr negativ aus und reduziert die praktisch erreichbare maximale Auflösung auf eine 1" Bogensekunde und folglich können nur Objekte mit 1,7km aufgelöst werden.

 

 

 

Auflösungsvermögen von Teleskope

 

Das Auflösungsvermögen von Teleskope wird beschrieben, in dem man die Größe des Beugungsscheibchen der Sterne berechnet und so die minimalste Abstand der beiden Bildpunkte bestimmt, in denen sie noch getrennt abgebildet werden.  Das Auflösungsvermögen lässt sich relativ einfach errechnen aus der Öffnung des Teleskop:

                                                                                          A = 138 / Obj

                                                 A= Auflösungsvermögen [°sec], Obj= Öffnung des Fernrohrs [mm]

Diese Berechnung ist eine Formel nach Rayleigh und gibt eine Trennschärfe an, bei der z.B. ein Doppelsternsystem und deren Beugungsscheibchen im Teleskop noch eindeutig als einzelne Sterne getrennt werden kann:

 

                                                 Öffnung des Teleskop                    Auflösung nach Rayleigh 

                                                          6mm (Auge)                                              2 °min              

                                                              60mm                                                  2,3 °sec

                                                              80mm                                                  1,7 °sec

                                                            100mm                                                  1,3 °sec

                                                            120mm                                                1,15 °sec

                                                            150mm                                                0,92 °sec

                                                            200mm                                                0,60 °sec

                                                            300mm                                                0,55 °sec

 

Wie schon oben beschrieben können diese theoretische Werte, nicht einfach in die Praxis übertragen werden. Denn normalerweise ist das Auflösungsvermögen eines Teleskops durch die Luftunruhe in der Atmosphäre auf etwa 1 bis 2 Bogensekunde begrenzt, unter den üblichen Beobachtungsbedingungen in Mitteleuropa. Das bedeutet Teleskope mit obstruktionsfreien Öffnung von über 150mm (Refraktoren) theoretisch keinen echten Gewinn mehr erbringen,  bezüglich Auflösungsvermögen unter normal herrschende Atmosphärenunruhe (für Reflektoren Öffnung = 150mm plus Fangspiegeldurchmesser) .

 

  

Förderliche und maximale Sinnvolle Vergrößerung

 

Häufig versprechen nicht vertrauenswürdige Werbeanzeigen von "Billigteleskopen" Vergrößerungen weit über 1000-fach.  Rein rechnerisch sind solche Vergrößerung problemlos erreichbar.    Jedoch  gibt es  praktische physikalische Gegebenheiten die Grenzen setzt, welche förderliche bzw.  maximale sinnvolle Vergrößerung ein optische System erreicht.

 

Die sogenannte förderliche Vergrößerung , ab der keine weiteren Details aufgelöst werden können, entspricht etwa dem Objektivdurchmesser in Millimeter.  Darüber hinaus werden die hier bereits aufgelösten Details vergrößert, so dass sie besser wahrzunehmen sind (sogenannte leere Vergrößerung).

 

Die maximal sinnvolle Vergrößerung kann grundsätzlich der doppelte Objektivdurchmesser in Millimeter anwenden. Darüber hinaus machen sich physikalisch bedingte Beugungsunschärfen bemerkbar und das Bild wird merklich dunkler.

 

Auf Grund der Luftunruhe und daraus resultierte immer größeren werdende Bildflimmern mit der Vergrößerung, wird für Teleskope mit mittleren und größere Öffnung, kaum die maximale sinnvolle Vergrößerung nutzbar sein.

 

Bei der  visuelle Beobachtung wird das Primärbild im Teleskopbrennpunkt mittels eines Okulars für das Auge vergrößert.  Die erreichbare Vergrößerung hängt mit dem Verhältnis von der Brennweite des Objektivs zur Brennweite des Okulars ab. Wenn man die Brennweite eines Teleskops durch die Brennweite des Okulars teil, erhält man die erreichbare Vergrößerung, nach Folgender Formel:
                             

Vergrößerung  (Visuell) = fTeleskop / fObjektiv

 

Für die fokale Fotografie (Chip bzw. Film im Teleskopbrennpunkt) kann man eine ähnlichen Berechnungsansatz für die Vergrößerung in erster Näherung angewendet werden, in dem man die Teleskopbrennweite dividiert durch die Diagonale vom Film bzw. Chip:

 

 Vergrößerung  (Fokale Fotografie) ~ fTeleskop / DiagonaleChip-Film

 

 

Mondoberflächenstrukturen:

Die Mondoberfläche ist gegliedert in ausgedehnte Hochländer, die Terrae, und in große Beckenstrukturen, die von Gebirgszügen gerahmt sind und in denen sich weite Ebenen aus erstarrter Lava, die Maria, erstrecken. Sowohl die Maria als auch die Terrae sind übersät von Kratern. Zudem gibt es zahlreiche Gräben und Rillen sowie flache Dome, jedoch keinerlei Anzeichen für aktive Tektonik wie auf der Erde. Der maximale Niveauunterschied zwischen der tiefsten Senke und dem höchsten Gipfel beträgt 16 km – rund 4 km weniger als auf der Erde (Ozeanbecken einbegriffen). [1]

Maria (Meere)

Die Maria (Mare singl.) sind erstarrte basaltische Lavadecken im Inneren ausgedehnter kreisförmiger Becken und unregelmäßiger Einsenkungen. Die Depressionen sind vermutlich durch große Einschläge in der Frühphase des Mondes entstanden. Da in diesem Entwicklungsstadium der Mondmantel noch sehr heiß und daher magmatisch aktiv war, wurden diese Einschlagsbecken anschließend von aufsteigendem Magma bzw. von Lava aufgefüllt. Die geringere Krustendicke der erdzugewandten Mondseite hat vermutlich die Bildung der Magmen und deren Aufdringen bis zur Oberfläche, im Gegensatz zur erdabgewandten Seite, stark begünstigt. Allerdings ist der ausgedehnte Vulkanismus der Mondvorderseite wahrscheinlich noch von weiteren Faktoren begünstigt worden. Die Basalt-Ebenen weisen nur wenige große Krater auf, und mit Ausnahme von diesen zeigen sie nur sehr geringe Höhenunterschiede von maximal 100 Metern. Zu diesen Erhebungen gehören die Dorsa. Diese sich flach aufwölbenden Rücken erstrecken sich über mehrere Dutzend Kilometer. Die Maria sind von einer 2 bis 8 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an Eisen und Magnesium ist. [1]

Terra (Hochländer) und Montes (Gebirge)

Die Hochländer wurden früher als Kontinente angesehen und werden deshalb als Terrae bezeichnet. Sie weisen deutlich mehr und auch größere Krater als die Maria auf und werden von einer bis zu 15 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an hellem aluminiumreichen Anorthosit ist. Die ältesten Hochland-Anorthositproben sind radiometrisch mit Hilfe der Samarium-Neodym-Methode auf ein Kristallisationsalter von 4,456 ± 0,04 Milliarden Jahren datiert worden, was als Bildungsalter der ersten Kruste und als Beginn der Kristallisation des ursprünglichen Magmaozeans interpretiert wird. Die jüngsten Anorthosite sind etwa 3,8 Milliarden Jahre alt. [1]

 

Die Hochländer sind von sogenannten Tälern (Vallis) durchzogen. Dabei handelt es sich um bis zu einige hundert Kilometer lange, schmale Einsenkungen innerhalb der Hochländer. Ihre Breite beträgt oft wenige Kilometer, ihre Tiefe einige hundert Meter. Die Mondtäler sind in den meisten Fällen nach in der Nähe gelegenen Kratern benannt (Siehe auch: Liste der Täler des Erdmondes). [1]

 

In den Hochländern gibt es mehrere Gebirge, die Höhen von etwa 10 km erreichen. Sie sind möglicherweise dadurch entstanden, dass der Mond infolge der Abkühlung geschrumpft ist und sich dadurch Faltengebirge aufwölbten. Nach einer anderen Erklärung könnte es sich um die Überreste von Kraterwällen handeln. Sie sind nach irdischen Gebirgen benannt worden, zum Beispiel Alpen, Apenninen, Kaukasus und Karpaten. [1]

Mondkrater

Die Mondkrater entstanden durch Einschläge kosmischer Objekte. Sie gehören deshalb zu den sogenannten Impaktkratern. Die größten von ihnen entstanden vor etwa 3 bis 4,5 Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mondes durch Einschläge großer Asteroiden. Der Nomenklatur von Riccioli folgend, werden sie vorzugsweise nach Astronomen, Philosophen und anderen Gelehrten benannt. Einige der großen Krater sind von sternförmigen Strahlensystemen umgeben. Diese Strahlen stehen in unmittelbarem Zusammenhang mit dem Einschlag, der auch zur Entstehung des entsprechenden Kraters führte: Es handelt sich um Auswurfmaterial (sogenannte Ejecta), das in Form zahlreicher Glaskügelchen erstarrt ist. Diese streuen das Licht bevorzugt in die Einfallsrichtung zurück, wodurch sich die Strahlen bei Vollmond hell vom dunkleren Regolith abheben. Besonders lang und auffällig sind die Strahlen des Kraters Tycho. [1]

 

Das Größenspektrum der Einschlagskrater auf dem Mond reicht von 2240 km Durchmesser, wie im Fall des Südpol-Aitken-Beckens, bis hin zu Mikrokratern, die erst unter dem Mikroskop sichtbar werden. Mit irdischen Teleskopen kann man allein auf der Vorderseite mehr als 40.000 Krater mit einem Durchmesser von mehr als 100 Metern unterscheiden. Die Oberfläche der Rückseite des Mondes weist aufgrund ihres höheren durchschnittlichen geologischen Alters eine noch deutlich höhere Kraterdichte auf. [1]

Rillen

Auf der Mondoberfläche gibt es auch Rillenstrukturen (Rimae), über deren Ursprung vor dem Apollo-Programm lange spekuliert worden war. Man unterscheidet:

 

- gerade Rillen, und

- mäandrierende Rillen

 

Seit den Untersuchungen der Hadley-Rille durch Apollo 15 geht man davon aus, dass es sich bei den mäandrierenden Rillen um Lavaröhren handelt, deren Decke eingestürzt ist. Neuere Aufnahmen von der Mondoberfläche lassen vermuten, dass es auch heute noch intakte Lavaröhren gibt. Die Entstehung der geraden Rillen ist deutlich unklarer – es könnte sich um Schrumpfungsrisse handeln, die sich in erkaltender Lava gebildet haben. [1]

 

Neben den als Rimae bezeichneten Strukturen bestehen noch schmale, vertiefte Strukturen, die eine Länge bis über 400 km erreichen. Sie ähneln den langgestreckten Rillen und werden als Furchen oder Risse (Rupes) bezeichnet. Diese Furchen gelten als Beweis für das Wirken von Spannungskräften innerhalb der Mondkruste. [1]


[1] Quelle: Wikipedia