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Von der Erde zu den Sternen

Eine kleine Einfhrung

in das Sonnensystem

Kurt Martin

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Copyright 2015 Kurt Martin, Red Horse, Mnchen Red Horse sind: Peter Hauser, Kurt Martin und Jack Eden

Email: Red.Horse@gmx.net

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Das komplette Buch kann hier gefunden werden: http://www.amazon.de/dp/B0133MOURA

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1. EINLEITUNG

2. DIE ERDE

2.1. Der Platz der Erde

2.2. Der Aufbau der Erde

3. DER MOND

3.1. Die Gezeiten

3.2. Die Erforschung des Mondes

4. DIE SONNE

4.1. Die Beobachtung der Sonne

4.2. Der Aufbau der Sonne

5. DIE ERDHNLICHEN PLANETEN

5.1. Merkur

5.2. Venus

5.3. Mars

6. DIE GASRIESEN

6.1. Jupiter

6.2. Saturn

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6.3. Uranus

6.4. Neptun

7. DIE ZWERGPLANETEN

7.1. Pluto

7.2. und andere

8. KLEINKRPER

8.1. Asteroiden

8.2. Kometen

8.3. Meteoriten

9. DIE ENTSTEHUNG DES SONNENSYSTEMS

10. EXOPLANETEN

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1. Einleitung Dass es in der Welt mehr gibt als die Erde, auf der wir leben, war den Menschen schon seit Urzeiten bekannt. Am augenflligsten ist die Sonne, die mit ihrer immensen Helligkeit und Wrme die Tage erstrahlen lsst. Daneben erscheint der Mond, der uns hin und wieder auch nachts begleitet, schon fast schwchlich, dabei steht er in der scheinbaren Gre am Himmel der Sonne in nichts nach. Nachts sehen wir zudem eine scheinbar unendliche Zahl von Sternen, die wie kleine Lichter am Himmel stehen. Und wenn man ganz genau hinschaut, dann scheinen sich einige wenige dieser Lichter auch zu bewegen. Fnf von ihnen, Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn, waren den Menschen im Altertum schon bekannt und wurden von ihnen als Planeten bezeichnet. Das Wort Planet geht auf griechische Wort planetes zurck, welches Wanderer bedeutet. Anders als der Name dies vermuten lassen wrde, bewegen sich die Planeten nicht willkrlich ber den Himmel, sondern sie folgen bestimmten Bahnen, die man auch schon im Altertum recht gut vorhersagen konnte. Dann kann man am Himmel hin und wieder Sternschnuppen oder Kometen beobachten, hell leuchtende Objekte, die, wie die Sternschnuppen, nur kurz aufleuchten oder, wie die Kometen, ber Tage oder Wochen zu sehen sind und dann wieder verschwinden. Frher glaubte man, dass beides Erscheinungen seien, die in der Atmosphre der Erde entstehen wrden und eigentlich nichts mit dem dahinter liegenden Himmel, der Heimstatt der Sonne, des Mondes, der Planeten und der Sterne, zu tun htten. Da Sternschnuppen oder Kometen ohne jede Vorwarnung erschienen, sah man in ihrem Erscheinen Zeichen der Gtter auch wenn man nie genau sagen konnte, was die Gtter eigentlich damit sagen wollten. Zumeist verband man mit dem

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Erscheinen der Kometen jedoch ein Unheil, whrend die Sternschnuppe Wnsche zu erfllen versprach. Ebenso wurde den Bahnen der Planeten am Sternenhimmel eine gttliche Bedeutung beigemessen und man versuchte, aus ihren Bewegungen die Botschaften der Gtter herauszulesen und etwas ber die Zukunft der Menschen zu erfahren, wobei man in der Astrologie aufwendige Berechnungen durchfhrte. Mittlerweile wissen wir, dass die Kometen und Planeten dem Gesetz der Schwerkraft folgen und ihre Bewegung jeglichen gttlichen Einfluss vermissen lsst. Das Gesetz der Schwerkraft wurde das erste Mal im 17. Jahrhundert von Isaac Newton formuliert. Es war auch erst in dieser Zeit, als man zu verstehen begann, wie die einzelnen Objekte des Universums zueinander stehen. Bis dahin hatte man sich die Welt so vorgestellt, wie man sie sah: Die Erde schien im Zentrum zu stehen, die Sonne, der Mond und die Planeten bewegten sich um sie herum, und die Sterne bildeten einen leuchtenden Hintergrund, wie kleine Kerzen, die am Himmelszelt befestigt waren, dass sich um die Erde spannte. Erst nach dem Mittelalter wiederholte man berlegungen, die schon einige Griechen im Altertum angestellt hatten, und stellte die Behauptung auf, dass nicht die Sonne sich um die Erde drehe, sondern vielmehr die Erde um die Sonne. Die Entfernungen zwischen Erde und Sonne und Erde und den Planeten waren viel grer, als man ursprnglich gedacht hatte. Damit mussten aber auch die Sonne und die Planeten viel grer sein, als man ursprnglich angenommen hatte. Einige Planeten sind etwa so gro wie die Erde, der Jupiter hat einen Durchmesser, der elfmal grer ist als der der Erde, und die Sonne hat einen Durchmesser, der gut 100mal grer ist als der der Erde. Die Erde war nicht mehr das Zentrum der Welt. Mit der Zeit entdeckte man, dass unser Sonnensystem noch zwei weitere Planeten enthlt, den Uranus und den Neptun. Lange Jahre bezeichnete man den Pluto, einen eigenartigen Gesteinsbrocken am Rande des Sonnensystems, dessen Durchmesser nur zwei Drittel des Monddurchmessers betrgt und der eine sehr exzentrischen Umlaufbahn besitzt, die ihn

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zeitweise nher an die Sonne heranfhrte als den Neptun, als neunten Planeten, doch heute, da man weitere, hnliche Objekte wie den Pluto entdeckt hat, wird er als prominentester Vertreter der Zwergplaneten angesehen. Das Sonnensystem bildet die nchste Nachbarschaft fr uns Erdbewohner. So ist es nicht verwunderlich, dass wir gerade diese Nachbarschaft mit Teleskopen und Raumsonden besonders gut untersucht haben auch wenn es immer noch viele offene Fragen gibt, immerhin hat die Nachbarschaft einen Durchmesser von 12.000 Millionen Kilometer (wenn man die Bahn des Pluto nimmt). Bis zum nchsten Fixstern, Proxima Centauri, msste man gar 4,22 Lichtjahre (etwa 40 Billionen Kilometer) zurcklegen. Die Welt der Sterne liegt damit weit jenseits der Grenzen unseres Sonnensystems. Dennoch finden wir auch bei ihnen Planeten, wie wir sie auch aus unserem Sonnensystem kennen. Je mehr wir ber unser eigenes Sonnensystem erfahren, desto besser lernen wir auch die Weiten des Universums zu verstehen. Diese kleine Einfhrung in das Sonnensystem erzhlt die Geschichte der Entdeckung des Sonnensystems und gibt einen berblick ber das, was mir im Moment darber wissen.

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2. Die Erde

2.1. Der Platz der Erde

Die Erde ist die Heimat des Menschen. Aber wie sieht diese Heimat aus? Ohne Probleme knnen wir unsere nchste Umgebung beschreiben, die Stadt, die Wlder, die Flsse, das Meer oder auch die Berge, den Urwald und die Wsten. Aber all das, was wir sehen, ist nur ein klitzekleiner Ausschnitt unserer Heimat.

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Heute wissen wir, dass die Erde ein Planet ist, eine Kugel, die sich einmal tglich um die eigene Achse dreht und zugleich einmal im Jahr um die Sonne. Mittlerweile konnten wir unseren Planeten auch schon von auen, aus dem Weltall, fotografieren (siehe Abbildung 1). Doch die Mglichkeit, die Erde zu verlassen und sie von auen zu betrachten, haben wir erst seit einigen Jahren. Bis dahin mussten die Menschen mit den Beobachtungen auskommen, die sie von der Erde aus machen konnten. Wenn man aber selber in einem Auto sitzt, dann fllt es natrlich schwer, das Auto von auen zu beschreiben. Wenn wir uns allein auf unsere Sinne verlassen, dann scheinen zwei Dinge unumstlich zu sein: Die Erde bewegt sich nicht (schlielich bemerken wir keine Bewegung), und alle anderen Objekte des Universums, die Sonne, der Mond und die Planeten, bewegen sich um die Erde. Die Erde muss damit im Mittelpunkt des Universums stehen.

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Diese Interpretation passt auch gut zum Selbstverstndnis des Menschen, der sich als Schpfung eines Gottes oder von Gttern versteht. Und wo sollten die Gtter ihre Schpfung aufwachsen lassen, wenn nicht im Zentrum des Universums? So glaubte man lange Zeit, dass die Erde im Zentrum des Alls liege, und sich das Firmament mit den Sternen und Planeten ber unseren Kpfen erstrecke, wie es die in Abbildung 2 dargestellte Zeichnung zeigt. Die Zeichnung zeigt aber auch, wie die Menschen diese einfache Vorstellung der Welt nicht einfach akzeptierten. So versucht der Mensch in der Zeichnung, hinter die offensichtliche Wahrheit zu schauen und die tatschliche Gestalt der Welt zu erkennen. So war schon den alten Griechen bekannt, dass die Erde keine Scheibe, sondern eine Kugel ist. Der augenflligste Beweis fr diese Tatsache war, dass Schiffe, die zum Horizont fuhren, nicht immer kleiner wurde, bis sie schlielich verschwanden, was man erwarten wrde, wenn die Erde eben wre, sondern dass sie abzusinken schienen: Erst verschwand der Rumpf, dann der Mast und zuletzt die Mastspitze. Tatschlich hatte schon im 3. Jahrhundert vor Christus der griechische Gelehrte Eratosthenes von Kyrene den Umfang der Erdkugel recht gut abgeschtzt. Er machte sich zunutze, dass an einem Tag im Jahr die Sonne im heutigen Assuan mittags senkrecht stand, whrend sie in im weiter nrdlich gelegenen Alexandria zur selben Zeit noch einen Schatten warf. Die Abbildung 3 stellt die Situation dar. Eratosthenes konnte aus der Lnge des Schattens errechnen, um welchen Winkel der Stab in Alexandria im Vergleich zum Stab in Assuan schrg stand. Der Winkel war ein Fnfzigstels eines Vollkreises. Die Entfernung zwischen Alexandria und Assuan war ihm zu 5000 Stadien bekannt, also musste der Erdumfang 250.000 Stadien betragen.

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Nun kann man sich trefflich darber streiten, wie lange eine Stadie in Metern ist, denn die Griechen haben ber die Jahre unterschiedliche Definitionen fr die Lnge einer Stadie benutzt. Wenn wir allerdings den heutigen Abstand zwischen Alexandria und Assuan nehmen (835 km), dann erhlt man einen Umfang von 41.750 km, der dem tatschlichen Wert (40.075 km am quator) erstaunlich nahe kommt. Die wichtigste Frage war jedoch: Steht die Erde im Mittelpunkt des Alls? Zweifel daran sten ebenfalls die Griechen. So hatte sich der griechische Astronom Aristarchos von Samos, der etwa zur gleichen Zeit wie Eratosthenes lebte, mit der Frage beschftigt, wie weit die Sonne von der Erde entfernt war. Er ging von der korrekten Annahme aus, dass die Sonne bei Halbmond senkrecht auf den Mond scheint. Nun kann man messen, welcher Winkel von der Erde aus gesehen zwischen Sonne und Mond liegt (wie in Abbildung 4 gezeigt). Mit den ihm zur Verfgung stehenden Messinstrumenten konnte Aristarchos

zeigen, dass der Winkel zwischen Sonne und Mond mindestens 87 gro sein musste. Damit ergab sich, dass die Sonne mindestens 19mal weiter von der Erde entfernt war als der Mond und damit entsprechend grer sein musste.

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Tatschlich ist der Winkel 89 51 gro und die Sonne ist etwa 400mal so weit von der Erde entfernt wie der Mond. Aber schon mit seinen Werten war Aristarchos klar, dass die Sonne um ein Vielfaches grer als der Mond und damit wahrscheinlich auch grer als die Erde sein msste. Mit diesem Ergebnis kamen ihm Zweifel, ob sich tatschlich die viel grere Sonne um die Erde drehte oder ob es nicht vielmehr so war, dass die Erde sich um die Sonne drehte. Schlielich wrde beides fr einen Beobachter von der Erde gleich aussehen. Wenn die Erde sich um die Sonne drehte, dann bruchte sie fr diesen Umlauf ein Jahr. Dann erst schauen wir wieder auf dieselben Stern am Nachthimmel. Um den Tagesrhythmus von hell und dunkel zu erklren, msste man annehmen, dass die Erde sich innerhalb eines Tages um die eigene Achse dreht. Doch wenn man auf der Erde steht, dann sprt man nicht, dass die Erde sich berhaupt bewegt. Auerdem schien es einen einfachen Versuch zu geben, der klar widerlegte, dass die Erde sich berhaupt bewegte. Denn wenn die Erde sich um die eigene Achse dreht, dann muss sich die Oberflche der Erde mit einer Geschwindigkeit von gut 460 m/s (also 1656 km/h!) bewegen (schlielich betrgt der Umfang der Erde ca. 40.000 km).

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Nun klettern wir einen Turm hoch. Nehmen wir einen fnf Meter hohen Turm. Stellen wir uns an die Brstung und lassen einen Gegenstand vom Turm fallen. Wir wissen, dass ein Gegenstand in etwa eine Sekunde braucht, um fnf Meter zu fallen. Und wir beobachten, dass der Gegenstand neben dem Turm landet, wie auch Abbildung 5 zeigt.

Doch was wrden wir erwarten, wenn die Erde sich bewegte? In der einen Sekunde hat sich die Oberflche um gut 460 m weiterbewegt. Ein Gegenstand, den wir von einem Turm fallen lassen, msste also nicht neben dem Turm landen, sondern am anderen Ende des Dorfes. Da er das nicht tut, kann die Erde sich nicht bewegen. Mit diesem einfachen Experiment haben wir also scheinbar gezeigt, dass die Erde sich nicht bewegen kann, und alle Theorien, die die Sonne in das Zentrum des Sonnensystems stellen wollen, mssen Unsinn sein. Dieses Experiment war fr Jahrhunderte der berzeugendste Beweis dafr, dass die Erde ruhen musste. Ihm lag allerdings eine Annahme zugrunde, nmlich das Verstndnis von Bewegung, welches auf Aristoteles zurckgeht. Nach Aristoteles kann es eine Bewegung nur geben, wenn es einen Beweger gibt. Ein Wagen bewegt sich nur, wenn es jemanden gibt, der ihn

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anschiebt. Die Kugel fllt nur zu Boden, weil es eine Anziehung gibt, die sie zur Erde zieht. Wo keine Kraft, da auch keine Bewegung. Erst im 17. Jahrhundert konnte Galileo Galilei mit seinen berhmten Experimenten an der schiefen Ebene nachweisen, dass diese Vorstellung von Bewegung nicht stimmt. Im Gegenteil: Ein Krper behlt seine Bewegung bei, wenn keine Kraft auf ihn wirkt. Wird ein Wagen angestoen, dann bewegt er sich immer so weiter. Er kommt nur zum Stehen, weil die Widerstandskraft auf ihn wirkt, die Luftreibung und die Reibung zwischen Rdern und Boden. Ohne diese Kraft, wrde ein Wagen ewig weiterrollen.

Wenn wir mit diesem Verstndnis von Bewegung das gerade beschriebene Experiment betrachten, dann zeigt sich, dass es nicht im Widerspruch zu einer sich bewegenden Erde steht: Der Gegenstand bewegte sich mit dem Turm und der Erde. Als wir ihn losgelassen haben, dann wurde er von der Erde angezogen, er behielt aber seine Lngsbewegung bei, denn die wrde er ja nur ndern, wenn eine Kraft auf ihn wirkte, die ihn stoppte. Obwohl der Gegenstand nicht mehr mit dem Turm verbunden ist, bewegt er sich also nach Galileis Gesetz der Bewegung wie

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der Turm mit der Erde und landet deshalb am Fu des Turms, obwohl die Erde sich bewegt (siehe Abbildung 6). Damit sprach erst einmal nichts dagegen, dass die Erde sich bewegt. Aber welcher Grund sprach dafr, die Erde aus dem Zentrum des Universums zu entfernen und anzunehmen, dass sie sich auf einer Bahn um die Sonne bewege, wie Nikolaus Kopernikus in seinem im Jahr 1543 (kurz vor seinem Tod) verffentlichten Werk De revolutionibus orbium coelestium (ber die Umschwnge der himmlischen Kreise) schrieb? Anfangs waren es eher weniger Beweise als vielmehr Indizien, wie die Gre der Sonne, die aus Aristarchos Abschtzung folgte. Konnte es wirklich sein, dass ein so viel grerer Krper um einen relativ kleinen wie die Erde kreiste? Dann nahm man an, dass die Planeten, die Sonne und der Mond sich auf Kreisbahnen um die Erde bewegten, immerhin war der Kreis eine perfekte Grundform der Geometrie. Doch die tatschliche Bahn des Planeten Mars wich davon zeitweise deutlich ab, wie Abbildung 7 zeigt: Die meiste Zeit des Jahres luft der Mars, wie man es erwarten wrde, von Ost nach West ber den Sternenhimmel. Doch dann scheint er innezuhalten, und luft sogar fr einige Tage zurck, bevor er seine Bahn wieder fortsetzt. Mit einer einfachen Kreisbahn kann man diese Beobachtung nicht erklren.

Der griechische Mathematiker und Astronom Claudius Ptolemus entwickelte deshalb im 2. Jahrhundert nach Christus

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die Theorie der Epizyklen. Danach laufen nicht die Planeten auf einer Kreisbahn um die Erde, sondern die Planeten bewegen sich auf kleinen Kreisen, deren Mittelpunkte auf einer Kreisbahn um die Erde laufen, wie Abbildung 8 zeigt.

Diese Theorie erlaubte es zwar, das Verhalten des Mars zu beschreiben, doch sie wirkte etwas unhandlich. Sollte sich die Erde wie der Mars um die Sonne bewegen, dann knnte man diese Bewegung des Mars ganz zwanglos erklren: Die Erde bewegt sich auf einer kleineren Bahn um die Sonne als der Mars und berholt ihn hin und wieder. Aus Sicht der Erde scheint es deshalb so, als bliebe der Mars beim berholen zurck, d.h. als bewege er sich rckwrts. Ein weiterer Hinweis, dass die Erde nicht im Zentrum des Universums stehen muss, fand Galileo Galilei im Jahr 1610 bei der Beobachtung des Jupiters mit dem im Jahr 1609 von Hans Lipperhey erfundenen Fernrohr: Dabei entdeckte er vier Monde, die eindeutig um den Jupiter kreisten. Bis dahin hatte man

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angenommen, dass alle Objekte des Alls um die Erde kreisten immerhin war sie das Zentrum des Universums. Die Entdeckung der Jupitermonde zeigte nun, dass dies nicht so war. Und vielleicht kreiste dann auch die Erde um die Sonne? Der Beweis, dass die Erde sich dreht, gelang dem franzsischen Physiker Jean Bernard Lon Foucault erst im 19. Jahrhundert. Dazu hngte er ein 67 Meter langes Fadenpendel im Pantheon in Paris auf, der nationalen Ruhmeshalle der Franzosen. Einmal in Bewegung versetzt, bewegt sich ein Pendel wie auch ein Kreisel auf seiner Bahn und behlt diese bei. Zwar verlangsamt die Reibung der Luft das Pendel mit der Zeit, doch Foucaults Pendel bewegte sich lang genug, um einen merkwrdigen Effekt zu beobachten: Und zwar schien sich das Pendel entgegen aller Erwartungen doch ber dem Boden zu drehen. Seine Schwingungsebene drehte sich langsam nach Westen. Da dies nicht mglich ist (schlielich wirkt keine Kraft auf das Pendel) kann dies nur bedeuten, dass sich der Boden unter dem Pendel dreht dass sich also die Erde unter dem Pendel hinweg dreht, und zwar nach Osten. Zum ersten Mal konnte man die Drehung der Erde direkt beobachten. Mit der Annahme, dass sich die Erde um die Sonne dreht, kann man recht einfach erklren, wie es zu den Jahreszeiten kommt, die auf Nord- und Sdhalbkugel um ein halbes Jahr versetzte sind: Die Drehachse der Erde ist um etwa 23 zur Senkrechten auf die Bahnebene geneigt. Bewegt sich die Erde um die Sonne, dann strahlt die Sonne einmal fast senkrecht auf die Nordhalbkugel, und ein halbes Jahr spter fast senkrecht auf die Sdhalbkugel. Zu diesen Zeiten herrscht auf den beiden Halbkugeln Sommer, in den anderen Zeiten ist Winter (siehe Abbildung 9).

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Die Nhe der Erde zur Sonne hat mit den Jahreszeiten nichts zu tun. So steht die Sonne der Erde am 3. Januar am nchsten Mitten im Winter auf der Nordhalbkugel. Es gab aber auch mit dem heliozentrischen System nach Kopernikus ein kleines Problem: Ebenso wie Ptolemus nahm Kopernikus an, dass die Planeten sich in Kreisbahnen um die Erde bewegen. Diese Annahme stimmte zwar recht gut mit den Beobachtungen berein, doch es gab Abweichungen. Wollte man korrekte Ergebnisse haben, dann musste man wiederum annehmen, dass die Planeten sich auf Epizyklen um die Sonne bewegten. Die Lsung dieses Problems fand der deutsche Mathematiker und Astronom Johannes Kepler in dem Jahr, als das erste Fernrohr gebaut worden war. Im Jahr 1609 verffentlichte Kepler sein Buch Astronomia nova (Die neue Astronomie), in der er seine berhmten Gesetze der Sternbewegung niederschrieb.

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Kepler war vorher Assistent des Astronomen Tycho Brahe gewesen, der ber Jahre allein mit dem Auge den Sternenhimmel beobachtet und die Positionen der Sterne und Planeten akribisch notiert hatte. Diese detaillierten Beobachtungsdaten standen Kepler nach dem Tode Brahes zur Verfgung. Whrend Brahe eher praktisch veranlagt war, hatte Kepler ein groes mathematisches Geschick. Er nahm die Daten, um die Bahnen der Planeten zu berechnen. Dabei begann er mit der besonders skurrilen Bahn des Mars. Doch wie berechnet man die Bahn eines Planeten, wenn man nur die Position kennt, an der er sich am Sternenhimmel befindet? Kepler ging von einer Konstellation aus, in der Erde, Sonne und Mars in einer Linie standen (in der die Sonne sich also auf genau der anderen Seite der Erde befand, wenn der Mars senkrecht ber der Nachtseite zu sehen war). Zu diesem Zeitpunkt bestimmte Kepler die Positionen der Sonne, der Erde und des Mars relativ zu drei Fixsternen (Sonne, Erde und Mars bildeten mit einem der Fixsterne eine gerade Linie). Nach einem Marsjahr, das 687 Tage dauert, bildeten Sonne, Mars und der Fixstern wieder eine gerade Linie. Die Erde hatte sich zu diesem Zeitpunkt jedoch weiterbewegt. Aus den Aufzeichnungen Brahes war zu entnehmen, unter welchen Winkeln die Sonne, der Mars und die Fixsterne zu sehen waren. Aus den Winkeln konnte Kepler die Position der Erde bestimmen, wie Abbildung 10 zeigt. Dies wiederholte Kepler fr verschiedene Positionen der Erde (ihm standen ja die ausfhrlichen, jahrelangen Beobachtungen Brahes zur Verfgung) und kam so letztlich zu dem Schluss, dass die Erde sich auf einer Ellipse bewegen musste. Wiederholte er die Rechnungen fr den Mars, dann kam er ebenfalls zu dem Ergebnis, dass der Mars sich auf einer elliptischen Bahn bewegen musste.

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Damit hatte Kepler das erste seiner drei berhmten Gesetze gefunden:

Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, in deren einem gemeinsamen Brennpunkt die Sonne steht.

Bei seinen Rechnungen war ihm noch etwas aufgefallen: Er hatte ja die Bahn der Erde und des Mars stckweise rekonstruiert. Dabei hatte er bemerkt, dass ein Planet im gleichen Zeitraum eine grere Strecke zurcklegte, je nher er der Sonne gekommen war. Verband man die Sonne mit dem Planeten, dann berstrich dieser Fahrstrahl in gleichen Zeiten eine gleiche Flche in Sonnennhe war die Hhe dieses Dreiecks zwar kleiner, dafr war die Basis grer, in Sonnenferne war die Hhe grer, dafr die Basis kleiner, wie Abbildung 11 zeigt.

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Keplers Zweites Gesetz lautet also:

Ein von der Sonne zum Planeten gezogener Fahrstrahl berstreicht in gleichen Zeiten gleich groe Flchen.

Zustzlich war ihm noch etwas in seinen Daten aufgefallen. Whrend ein Kreis durch seinen Durchmesser definiert wird, wird eine Ellipse durch ihre Halbachsen beschrieben. Die groe Halbachse ist der maximale Durchmesser der Ellipse, die kleine Halbachse der minimale. Bei den Planeten spricht man statt von Halbachsen auch von Bahnachsen. Wenn Kepler seine Daten betrachtete, dann fand er folgenden Zusammenhang zwischen der Umlaufzeit und der groen Bahnachse zweier Planeten, welcher als Drittes Keplersches Gesetz bezeichnet wird:

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Die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich wie die dritten Potenzen der groen Bahnhalbachsen.

Wird die Umlaufzeit mit T bezeichnet und die groe Bahnachse mit a, dann gilt also nach Kepler fr zwei Planeten 1 und 2:

Mit diesen Gesetzen gab Kepler den Astronomen ein Rstzeug an die Hand, um die Bahnen der Planeten mit einer nie gekannten Genauigkeit zu berechnen. Die Probleme des klassischen, geozentrischen Models konnten mit Keplers verfeinerten, heliozentrischen Modell gelst werden. Einige Jahre spter stellte Isaac Newton sein Gesetz der Schwerkraft auf und zeigte, dass die Keplerschen Gesetze, vor allem die elliptische Bahn, zwanglos aus dem Gesetz der Schwerkraft folgen. Damit setzte sich ab dem 17. Jahrhundert immer mehr die Erkenntnis durch, dass die Erde sich um die Sonne dreht. Sie hatte ihren Platz im Sonnensystem gefunden.

2.2. Der Aufbau der Erde

Wenn man als Mensch auf der Oberflche der Erde lebt, dann ist es nicht nur schwierig, die Position der Erde innerhalb des Sonnensystems korrekt zu bestimmen, sondern auch herauszufinden, wie es innerhalb der Erde aussieht. Die Frage, wie es direkt unter der Erdoberflche aussieht, kann man noch leicht beantworten. Auf der Suche nach Bodenschtzen haben wir weite Teile der Oberflche abgetragen (etwa wenn wir im Tagebau nach Braunkohle oder lsanden graben). Auf der Suche nach Metallen oder Steinkohle hat der

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Mensch auch tiefe Tunnel unter die Erde gegraben, manche Tunnel liegen mehr als einen Kilometer unter der Erde. Doch selbst das tiefste Bergwerk der Welt, die Goldmine Western Deep Levels in Sdafrika, erreicht nur eine Tiefe von etwa vier Kilometern. Zum Vergleich: Die Erde hat einen Radius von gut 6.300 km. Der Bergbau kratzt also gerade einmal an der obersten Schicht der Erde. Natrlich hat man versucht, grere Tiefen zu erreichen, um das Innere der Erde zu erkunden, indem man Lcher in die Erde bohrt, hnlich den Bohrlchern, die man erstellt, um Erdl zu frdern. Die grte Tiefe, die man bisher erreicht hat, schafften Geologen auf der russischen Halbinsel Kola. Im Jahr 1989 wurde eine Tiefe von 12.262 Metern erreicht. Die Kosten und technischen Herausforderungen, um diese Tiefe zu erreichen, waren immens. Damit gilt die Kola-Bohrung als tiefste Bohrung der Welt und doch bedeutet diese Tiefe gerade einmal zwei Promille des Erdradius. Mit unseren technischen Mitteln ist es nicht mglich, bis zum Erdkern zu bohren und direkt zu sehen, wie das Innere der Erde aufgebaut ist. Man braucht eine indirekte Methode, die einen Hinweis ber den Aufbau der Erde liefert. Aus der Wellenlehre kennt man, dass die Wellengeschwindigkeit in Materialien von der Dichte der Materialien abhngt: Je dichter ein Material ist, umso grer ist die Schallgeschwindigkeit. Will man etwas ber die Zusammensetzung eines Krpers erfahren, dann kann man an einem Punkt eine Schallwelle erzeugen und dann an verschiedenen Punkten in der Nachbarschaft, weiter entfernt, am entgegengesetzten Punkt des Krpers messen, wie schnell die Welle diese Punkte erreicht. Dies gibt dann einen Hinweis auf die verschiedenen Dichten, die die Welle auf ihren Weg durchqueren musste. Nun ist die Erde ein riesiger Krper. Eine einfache Welle, wie sie ein Bohrer erzeugen wrde oder ein groer Gong, wrde nach kurzer Entfernung abklingen. Will man eine Welle erzeugen, die kilometerlang durch die Erde schwingt und vielleicht sogar die gegenberliegende Seite der Erde erreicht, dann braucht man eine immense Energie. Und tatschlich gibt es diese

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Energiequellen: Erdbeben und die frher hufiger und heute leider immer noch stattfindenden Atombombentests. Erdbeben und Atombomben versetzen die Erde in Schwingung. Findet ein starkes Beben im Pazifik statt, dann kann man diese Schwingungen selbst noch in Deutschland messen. Solche Messstationen gibt es an hunderten Orten auf der Welt. Findet irgendwo ein Erdbeben statt, dann registrieren diese Stationen das Beben mit einer gewissen Verzgerung, da die Schallwellen des Erdbebens sich ja nur mit einer endlichen Geschwindigkeit durch die Erde bewegen knnen. Diese Geschwindigkeit hngt von der Dichte der Materialien ab, die die Schallwellen durchqueren. Analysiert man die Schallgeschwindigkeiten, die an den verschiedenen Messstationen bei verschiedenen Erdbeben gemessen wurden, dann erhlt man ein Dichteprofil der Erde, wie es Abbildung 12 zeigt.

Man erkennt zwei groe nderungen der Dichte: Bei einem Abstand von etwas ber 3000 km vom Zentrum nimmt die Dichte stark ab, ebenso wenige Kilometer unter der Oberflche. Der erste Sprung trennt den Erdkern vom Erdmantel (den

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Erdkern unterteilt man noch einmal in inneren und ueren Kern), der zweite Sprung trennt den Erdmantel von der Erdkruste, auf der wir leben und die wir mit unseren Bohrungen bisher nur erkundet haben. Aufgrund dieser Messungen kommt man zu einem Aufbau der Erde, der in Abbildung 13 schematisch dargestellt ist.

Man geht aufgrund der Dichte davon aus, dass der Erdkern im Wesentlichen aus Nickel und Eisen besteht. Der Druck im inneren Kern betrgt bis zu 3,6 Millionen Bar (ein Bar entspricht dem Luftdruck an der Erdoberflche), die Temperatur drfte bei 6000C liegen. Der uere Kern besteht ebenfalls im Wesentlichen aus Nickel und Eisen. Da der Druck hier geringer ist, ist der uere Erdkern bei einer Temperatur zwischen 3000C und 5000C wahrscheinlich flssig. Er ist zudem elektrisch leitend und verantwortlich fr das Erdmagnetfeld.

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Durch die Drehung der Erde wird nmlich der elektrisch leitende uere Kern in Bewegung gesetzt. Wie bei einem Dynamo erzeugt elektrischer Strom ein Magnetfeld, welches im Bereich der Pole aus der Erde austritt. Der magnetische Nordpol liegt dabei in der Nhe des geografischen Sdpols, der magnetische Sdpol in der Nhe des geografischen Nordpols. Die Nomenklatur ist willkrlich und einfach daraus entstanden, dass der Nordpol eines frei drehbaren Magneten zum geografischen Nordpol zeigt. Das sich aber gleiche Pole abstoen und ungleichnamige anziehen, muss der geografische Nordpol den magnetischen Sdpol beheimaten. Das Magnetfeld der Erde schirmt die Erdoberflche von hochenergetischen, elektrisch geladenen Partikeln ab, die die Sonne ausstt (siehe Abbildung 14).

Der Erdmantel hat nur noch etwa die halbe Dichte wie der Erdkern. Er besteht aus Mineralien wie Silikaten und Metalloxiden. Er drfte im Wesentlichen fest sein, bis auf eine dnne Schicht, die etwa 60 150 km unter der Erdoberflche liegt. Die Geschwindigkeit der seismischen Wellen ist hier etwas reduziert, die Gesteine drften hier in einer zhflssigen Form vorliegen. Auf ihm schwimmen die Lithosphrenplatten, die den obersten Teil des Erdmantels und die Erdkruste umfassen.

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Die Erdkruste selber ist nur einige Kilometer dick. Sie besteht zu 47,2 Prozent aus Sauerstoff, der allerdings chemisch gebunden ist, zum Beispiel in Form von Siliziumdioxid (Quarz). Diese dnne Erdkruste ist der Teil der Erde, der unserer Beobachtung zugnglich ist. Und sie ist fortlaufenden Vernderungen unterworfen, die in menschlichen Zeitrumen kaum wahrzunehmen sind, in geologischen Zeitrumen jedoch zu umwlzenden Vernderungen fhren. Wenn wir nun von geologischen Zeitrumen sprechen: Welche Zeitrume meinen wir hier? Wie alt ist die Erde? Auch hier haben wir wieder das Problem, dass kein Mensch bei der Entstehung der Erde anwesend war und uns davon berichten knnte. Wie schon bei der Bestimmung der Position der Erde oder dem Erkunden des Erdinneren sind wir auf indirekte Hinweise angewiesen, um das Alter der Erde zu bestimmen. Eine der ersten Rechnungen dazu stellte der anglikanische Bischof James Ussher im Jahre 1650 an. Er nahm die in der Bibel erwhnten Zeitangaben und leitete daraus ab, dass der Schpfungsakt am 23. Oktober 4004 v. Chr. stattgefunden haben muss. Die Erde wre damit gerade einmal 6000 Jahre alt. Lange ging man davon aus, dass dieser Wert schon stimmen wrde. Es gab ja auch keine Erfahrung, die dagegen sprach. Doch im 18. Jahrhundert verbesserte James Watt die Dampfmaschine und startete damit die industrielle Revolution. Die industrielle Revolution beruhte darauf, dass man menschliche Arbeitskraft verstrkt durch die Arbeitskraft von Maschinen ersetzte. Mit Maschinen knnen Arbeitsleistungen erbracht werden, die einem Menschen nicht mglich sind. Allerdings brauchen Maschinen Energie. In der damaligen Zeit wie auch heute waren dies vor allem fossile Rohstoffe, besonders die Steinkohle. War der Mensch schon seit Jahrhunderten auf der Suche nach Bodenschtzen in die Erde eingedrungen, so verstrkte sich diese Suche nun. berall entstanden neue Bergwerke, in denen die Menschen sich in die Erde gruben. Dabei machten sie zwei Entdeckungen: Zum einen stieen sie immer wieder auf dieselben Erdschichten in derselben Reihenfolge, und zum

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anderen gruben sie eigenartige Steine aus, die teilweise so aussahen wie Tiere, die man kannte, doch manchmal richtig fremdartig wirkten und keinem bekannten Tier oder einem Teil von ihm hnelten. Es kam die Idee auf, dass diese Fossilien Spuren ausgestorbener Tiere sein knnten. Schlielich erwhnte die Bibel eine Sintflut, die das Land berflutete. Noah hatte eben nicht alle Arten auf seiner Arche retten knnen, ein paar Waren gestorben. Allerdings taten sich einige Ungereimtheiten auf. So stellte man fest, dass einige Fossilien nur in bestimmten Schichten vorkamen, aber nicht in anderen. Wenn eine Sintflut die Tiere gettet hat, dann sollten alle Tiere in derselben Schicht vorkommen. Auch fand man gerade in tiefer liegenden Schichten viele Meerestiere. Es erscheint aber unwahrscheinlich, dass eine berflutung gerade Meeresbewohner ttet und Landtiere verschont. Und was noch schlimmer ist: Spuren von Meerestieren, etwa von Muscheln, findet man auch auf den Gipfeln von Bergen, etwa in den Alpen. Wie gelangen die berreste von Meeresbewohnern ausgerechnet auf Berggipfel? Je lnger man sich mit den Funden aus der Erde beschftigte, umso klarer wurde das Bild, dass hier Prozesse am Werk sein mussten, die ganze Berge versetzen konnten, die Berge auftrmten, so dass Erdschichten, die einmal am Grund des Ozeans lagen, nun auf dem Gipfel der Berge zu finden sind. Nun knnte man sich vorstellen, dass es in jngster Vergangenheit zahlreiche Katastrophen gegeben haben knnte, die zu umwlzenden Vernderungen in der Oberflche der Erde gefhrt haben. Doch mit Ausnahme der Sintflut finden sich darauf keine Hinweise in den Aufzeichnungen der Menschheit. Der britische Geologe Sir Charles Lyell verffentlichte zwischen 1830 und 1833 in drei Bnden sein epochales Werk Principles of Geology (Prinzipien der Geologie). In diesem Werk schlug er vor, dass die Vernderungen an der Erdoberflche gemchlich entstehen: Sedimente lagern sich im Wasser ab, werden durch Druck verdichtet und wandeln sich so in Steine. Vulkane spucken Lava aus, die in die Umgebung fliet, erkaltet und Felsen bildet, die dann nach und nach von Wind und Wetter

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abgetragen werden. Nach und nach bilden sich so auf der Erde die unterschiedlichen Erdschichten. Die Fossilien, die man gefunden hatte, htten dann tatschlich zu unterschiedlichen Zeiten gelebt, weshalb viele von ihnen nur in einer Erdschicht gefunden werden konnten. Diese Vernderungen, die Lyell sich vorstellte, mussten jedoch unglaublich langsam ablaufen. Es braucht Jahre, um Steine durch Wind und Wasser abzuschleifen. Es braucht Jahre, um Sand durch natrliche Prozesse so zu verdichten, dass er zu Stein wird. Nicht nur Jahre: Jahrtausende, Jahrmillionen. Einschlge von Meteoriten, die dereinst die Erde trafen, sind durch diese Prozesse heute oft nicht mehr als Krater zu erkennen, sondern offenbaren sich nur noch in Satellitenbildern durch kreisrunde Strukturen, wie der Serra da Cangalha Krater in der tropischen Savanne Brasiliens (siehe Abbildung 15) oder das Nrdlinger Ries in Bayern.

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Charles Lyell war damit einer der ersten Wissenschaftler, der die Meinung vertrat, dass die Erde zumindest einige Millionen Jahre alt sein musste aber sicherlich deutlich lter als 6000 Jahre. Im Jahr 1915 verffentlichte der deutsche Meteorologe Alfred Wegener sein Buch Die Entstehung der Kontinente und Ozeane. Wie vielen anderen Menschen auch war ihm

aufgefallen, dass Sdamerika und Westafrika wie zwei Puzzlestcke zusammenpassen. Doch es gab noch mehr: hnliche Ablagerungen und Fossilien, die man nur in Westafrika fand, fand man auch im Osten Sdamerikas. Fr Alfred Wegener war die Schlussfolgerun klar: Sdamerika und Afrika mussten irgendwann einmal einen Kontinent gebildet haben, und entfernten sich seitdem voneinander. Diese Behauptung war natrlich absurd: Welcher Kraft sollte es ermglichen, dass zwei Kontinente sich auf der Erde bewegten? Da Wegener darauf keine Antwort hatte, wurde diese Theorie erst einmal ignoriert. Dies nderte sich in den 1950er Jahren, als man begann, die Bden der Ozeane zu vermessen. Zur allgemeinen berraschung fand man im Atlantik eine Gebirgskette aus aktiven Vulkanen, die den gesamten Atlantik von Norden nach Sden in einer Lnge von 20.000 km durchquert (siehe Abbildung 15). Diese Vulkane bringen regelmig Lava an die Oberflche des Ozeanbodens und drcken die beiden Seiten voneinander weg. Die Folge ist, dass sich Europa und die USA jhrlich einige Zentimeter voneinander entfernen, wie Satellitenmessungen in den1990er Jahren gezeigt haben. Die von Alfred Wegener behauptete Bewegung der Kontinente findet also statt. Lsst man den Film nun zurcklaufen und berechnet, wann Afrika und Sdamerika einen einzigen Kontinent gebildet haben mssen (den man Gondwana nennt), dann kommt darauf, dass Gondwana vor etwa 150 Millionen Jahren auseinander gebrochen sein muss.

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Die Bewegung kommt brigens dadurch zustande, dass der Erdmantel, wie wir schon gesehen haben, in seinem oberen Bereich nicht fest ist, sondern zhflssig. Konvektionsstrme in diesem zhflssigen Bereich ziehen die Kontinente mit. Die Bewegung der Kontinente erklrt auch, wieso man auf Berggipfeln die berreste von Muscheln und anderen Meerestieren finden kann. Denn bewegen sich zwei Platten aufeinander zu, dann stauchen sie sich auf. Seit gut 100 Millionen Jahren bewegt sich Afrika auf Europa zu. In der Folge wachsen die Alpen, die frher einmal Teil eines Meeres waren. Die Spuren des Meeres findet man auf den Gipfeln der Alpen immer noch. Der Himalaya hat eine hnliche Geschichte: Er entstand, weil die indische Platte gegen die asiatische drckt. Die Bewegung der Kontinente erklrt auch Erdbeben. Bewegen sich die Kontinentalplatten gegeneinander, dann passiert das nicht immer reibungslos. Sie gleiten nicht bereinander weg wie

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die gut geschmierten Teile eines Motors. Sie verhaken sich ineinander, es kann sich eine Spannung aufbauen. Doch irgendwann wird jede Spannung berwunden, und die Platten bewegen sich ruckartig weiter. Es kommt zu einem Erdbeben. Abbildung 17 zeigt die Kontinentalplatten der Erde. An den Grenzen dieser Platten treten Erdbeben und Vulkane gehuft auf.

Damit gibt es nun berzeugende Beweise, dass die Erde nicht nur 6000 Jahre alt sein kann, sondern das Alter der Erde bei deutlich ber 100 Millionen Jahren liegen muss. Aber wie alt ist die Erde nun genau? Um das Alter der Erde und der unterschiedlichen Gesteinsschichten der Erde (und damit das der in ihnen enthaltenen Fossilien) zu bestimmen, nutzt man das Phnomen der Radioaktivitt. Wenn wir vom Kohlenstoff-Atom sprechen, dann meinen wir in der Regel das C-12, das Kohlenstoffatom mit 12 Kernteilchen, sechs Protonen und sechs Neutronen. Doch neben diesem hufigsten Kohlenstoffisotop gibt es auch noch Kohlenstoffisotope mit acht Neutronen, das C-14. Das C-14 ist

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hingegen nicht stabil, sondern zerfllt mit einer Halbwertszeit von 5730 Jahren in N-14, die stabile Version des Stickstoffs. Die Halbwertszeit gibt an, wann die Hlfte des ursprnglich vorhandenen Elements zerfallen ist. Nach zwei Halbwertszeiten hat sich die Menge zweimal halbiert, d.h. es liegt noch ein Viertel der ursprnglichen Substanz vor. So wie der Kohlenstoff weisen auch die anderen Elemente instabile Isotope auf. Manche Elemente wie das Uran haben sogar gar keine stabilen Varianten, und einige dieser Isotope haben sehr groe Halbwertszeiten. So zerfllt Uran-238 (U-238) ber mehrere Schritte in Blei-206 (Pb-206) und Uran-235 ber mehrere Schritte in Blei-207. Die Halbwertszeit des U-238 liegt bei 4,5 Milliarden Jahren, die Halbwertszeit des U-235 liegt bei etwa 704 Millionen Jahren, die Halbwertszeiten der anderen Zwischenprodukte sind deutlich kleiner und knnen vernachlssigt werden. Mineralien wie das Mineral Zirkon (ZrSiO4) bauen bei ihrem Kristallwachstum manchmal ein Uran-Atom statt des Zirkons ein, nicht jedoch Blei. Findet man dennoch Blei in einem solchen Mineral, dann muss dies durch den Zerfall von Uran entstanden sein. Aus dem Verhltnis zwischen Blei und Uran und der dazugehrigen Halbwertszeit kann man nun ermitteln, wie alt ein bestimmter Stein ist. Da man diese Zeitbestimmung mit zwei unterschiedlichen Zerfallsreihen durchfhrt, die unterschiedliche Halbwertszeiten haben, berprft man auch zugleich die Annahme, dass diese Materialien ursprnglich nur Uran und kein Blei enthielten. Denn htten sie auch Blei enthalten, dann msste man bei den beiden Reihen auf unterschiedliche Alter kommen. Neben der Uran-Blei-Datierung kann man auch die Kalium-Argon-Datierung benutzen, bei der Kalium-40 mit einer Halbwertszeit von 1,3 Milliarden Jahren zu Argon-40 zerfllt, oder die Rubidium-Strontium-Methode, bei der Rubidium-87 mit einer Halbwertszeit von 50 Milliarden Jahren zu Strontium-87 zerfllt. Mit diesen Methoden ist es zwar nicht mglich, das Alter eines Gesteins auf das Jahr genau zu bestimmen oder gar den Tag genau. Aber das ist bei den Zeitrumen, die wir nun betrachten

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werden, auch gar nicht ntig. Es zeigt sich nmlich, dass viele Gesteine auf unsere Erde und die in ihnen enthaltenen Fossilien hunderte Millionen, wenn nicht gar Milliarden Jahre alt sind. Die ltesten bisher gefundenen Gesteine sind Zirkone aus Australien, deren Alter auf 4,4 Milliarden Jahre bestimmt wurde. Die Erde muss damit mindestens 4,4 Milliarden Jahre alt sein. Nun nimmt man an, dass die Erde gemeinsam mit dem Rest des Sonnensystems entstanden ist (dazu spter mehr). Damit mssten Meteoriten, die durch das Sonnensystem fliegen und irgendwann auf die Erde fallen, ungefhr das gleiche Alter haben wie die Erde. Mit den beschriebenen Methoden bestimmt man das Alter der meisten Meteorite sogar zu 4,5 Milliarden Jahre. Wir gehen deshalb davon aus, dass auch die Erde etwa 4,5 Milliarden Jahre alt ist. Die Entwicklung des Lebens auf der Erde lie sich dann viel Zeit. Es dauerte wohl gut 500 Millionen Jahre, bis das erste einzellige Leben vor vier Milliarden Jahren auf der Erde entstand. Vielzeller wie Pilze und Schwmme entstanden vor etwa 2,5 Milliarden Jahren, vor etwa 500 Millionen Jahren eroberten die ersten Pflanzen das Land, vor etwa 400 Millionen Jahren folgten ihnen die Tiere, vor etwa 250 Millionen Jahren entstanden die ersten Dinosaurier und Sugetiere, die nach dem Aussterben der Dinosaurier vor etwa 65 Millionen Jahren zu einer der dominierenden Arten der Welt wurden. Der Mensch, als uns wohl vertrautester Vertreter der Sugetiere, hat sich in relativ kurzer Zeit (etwa 200.000 Jahren) ber die Welt ausgebreitet und dominiert sie heute. Er hat der Erde ihren Stempel aufgedrckt, wie kein anderes Lebewesen vorher. Selbst bei Nacht kann man die Aktivitten des Menschen wahrnehmen, wie ein Bild des nchtlichen, beleuchteten Europas zeigt (Abbildung 18). Die Erde ist von einer Atmosphre umgeben, einem Gemisch aus unterschiedlichen Gasen und Wasserdampf. Die Atmosphre setzt sich in Erdnhe aus etwa 78% Stickstoff, 21% Sauerstoff, 0,9% Argon und weiteren Gasen zusammen, darunter Kohlendioxid mit einem Volumenanteil von derzeit 0,04%.

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Die Atmosphre ist fr uns lebensnotwendig, da alle hheren Lebewesen Sauerstoff zum Leben bentigen. Auerdem sorgt sie durch den Treibhauseffekt von Gasen wie dem Kohlendioxid dafr, dass die Durchschnittstemperatur auf der Erde etwa 14C betrgt, wodurch es auf fast dem gesamten Planeten flssiges Wasser gibt, ohne das kein Leben entstehen wrde. Ohne den Treibhauseffekt der Atmosphre wrde die Temperatur der Erde im Jahresdurchschnitt bei etwa -18C liegen, und die Erde wre eine riesige Schneekugel. Der Treibhauseffekt kommt dadurch zustande, dass die Sonne mit ihrem Licht die Erdoberflche aufheizt. Die Hitze der Oberflche wird als Infrarotstrahlung abgestrahlt, welche von einigen Moleklen wie dem Kohlendioxid in der Atmosphre zurckgehalten wird. Dadurch heizt sich die Atmosphre auf. Der Treibhauseffekt erleichterte die Entstehung von Leben auf der Erde. Allerdings ist dies ein schmaler Grat. Dass ein zu

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intensiver Treibhauseffekt auch lebensfeindlich sein kann, werden wir noch sehen, wenn wir ber die Venus sprechen. Die Atmosphre erscheint uns endlos. Doch der stetig steigende Kohlendioxidgehalt unserer Atmosphre von etwa 0,028% zum Beginn der Industrialisierung auf knapp 0,04% im Jahr 2000 zeigt schon, dass ihre Aufnahmekapazitten beschrnkt sind. Schon in 10.000 m Hhe ist die Atmosphre so dnn, dass wir dort nicht berleben knnten. Die Atmosphre bildet nur eine sehr dnne Schutzschicht um unsere Erde (man betrachte die dnne, orangefarbene Schicht beim Aufgang der Sonne in Abbildung 19).

Es liegt an uns Menschen, wie lange wir es noch zulassen wollen, dass diese dnne Schutzschicht beschdigt wird.

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3. Der Mond

3.1. Die Gezeiten

Der Mond ist neben der Sonne das grte Objekt, welches wir am Himmel erblicken knnen. Doch whrend die Sonne jeden Tag gleich aussieht, verndert der Mond sein Aussehen jeden Tag ein bisschen: Mal leuchtet der Mond in voller Schnheit als Kugel ber unseren Kpfen, dann scheint seine rechte Seite immer mehr zu verschwinden, bis der Mond schlielich gar nicht mehr zu sehen ist und schlielich wieder von der rechten Seite her anfngt zu wachsen (siehe Abbildung 20).

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Mit diesem regelmigen Rhythmus diente der Mond den Menschen lange als universeller Zeitmesser. Die Zyklen des Mondes bildeten die Basis der ersten Kalender, die die alten Babylonier und gypter entwickelt hatten. Zwlf Mondmonate bilden ein Jahr. Allerdings braucht der Mond nur 29,5 Tage, um einmal die Erde zu umrunden. In 354 Tagen hat die Erde die Sonne jedoch noch nicht ganz umrundet, so dass das Jahr im heute zumeist eingesetzten Solarkalender 11 Tage lnger ist als im Mondkalender. Die Ursache fr diese Vernderung des Mondes kann man leicht verstehen, wenn man das heliozentrische Modell des Sonnensystems heranzieht: Die Sonne steht im Mittelpunkt und bestrahlt die Erde und den Mond. Die Erde befindet sich in einer Entfernung von etwa 150 Millionen Kilometern zur Sonne. Der Mond umrundet die Erde in einer Entfernung von etwa 380.000 Kilometern. Das Licht der Sonne scheint also parallel auf das System Erde-Mond. Befindet sich der Mond auf der Seite der Erde, die der Sonne zugewandt ist, dann haben wir Neumond; der Mond wird von hinten beschienen, und wir knnen ihn auf der Erde nicht sehen (siehe Abbildung 21). Steht die Bahnebene des Mondes gerade so, dass der Mond die Sonne bedeckt, dann haben wir eine Sonnenfinsternis: Der Mond bedeckt die Sonne. Bewegt sich der Mond nun im Gegenuhrzeigersinn um die Erde, dann sehen wir einen immer greren Teil der Seite, der von der Sonne beschienen wird. Steht der Mond auf der gegenberliegenden Seite der Erde, dann wird er im Ganzen von der Sonne beschienen und wir haben Vollmond. Steht die Erde gerade so, dass sie mit Sonne und Mond auf einer Ebene liegt, dann haben wir eine Mondfinsternis. Wenn der Mond nun weiter wandert, dann wird der von der Sonne beschienene Teil, den wir von der Erde aus erkennen knnen, immer kleiner. Der Mond nimmt ab.

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Beim zunehmenden Mond wird die rechte Seite des Mondes von der Sonne beleuchtet. Bei abnehmendem Mond befindet sich der Mond auf der anderen Seite der Erde. Nun wird seine linke Seite von der Sonne beschienen. Je nachdem, welche Seite beschienen wird, knnen wir also erkennen, ob es sich um einen zunehmenden oder abnehmenden Mond handelt. Da der Mond sich nur bei Vollmond auf der entgegengesetzten Seite der Sonne befindet, ist dies der einzige Zeitraum, in dem der Mond nur nachts zu sehen ist. Ansonsten kann man den Mond zumindest zeitweise auch tagsber am Himmel erblicken. Der Mond soll die Fhigkeiten haben, das Leben auf der Erde zu beeinflussen. Manche meinen, dass man bestimmte Heilkruter nur bei Vollmond ernten sollte, damit sie ihre grte Kraft entfalten knnen. Dies mag Aberglaube sein, doch tatschlich beeinflusst der Mond die Erde so wie auch die Erde den Mond.

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Besonders Kstenbewohner kennen die Gezeiten, der regelmige Wechsel zwischen Ebbe und Flut, der weite Teile der Kste mit Wasser bedeckt oder von Wasser befreit. Ursache der Gezeiten ist der Mond, dessen Schwerkraft eine starke Anziehung auf das Wasser der Meere ausbt bzw. eben nicht ausbt. Auf der dem Mond zugewandten Seite zieht der Mond das Wasser an. Es bildet sich ein Flutberg, der sich mit dem Mond ber die Erde bewegt. Da der Mond sich alle vierundzwanzig Stunden einmal um die Erde bewegt, sollte man an den Meeresksten alle 24 Stunden eine Flut beobachten. Stattdessen beobachtet man, dass die Flut alle 12 Stunden kommt. Der Grund liegt darin, dass sich auch auf der dem Mond abgewandten Seite der Erde ein Wasserberg bildet (siehe Abbildung 22). Manchmal versucht man diese mit der Zentrifugalkraft zu erklren, die das Wasser auf der anderen Seite nach auen ziehen wrde. Doch die Zentrifugalkraft ist nur eine Scheinkraft, wie man aus der Mechanik wei, die tatschliche Ursache muss deshalb woanders liegen.

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Tatschlich zieht der Mond nicht nur das Wasser auf der ihm zugewandten Seite an, sondern er zieht auch die Erde an und das Wasser auf der mondabgewandten Seite. Allerdings wird das Wasser auf der mondzugewandten Seite deutlicher strker angezogen als die Erde, und diese wird deutlich strker angezogen als das Wasser auf der mondabgewandten Seite. Dieses wird zwar ebenfalls von der Schwerkraft des Mondes in Richtung des Mondes beschleunigt, doch bei weitem nicht so schnell wie die Erde; es bleibt also quasi zurck und bildet damit ebenfalls einen Wasserberg. Deshalb haben wir auf der mondzugewandten und der mondabgewandten Seite Flut. Senkrecht zur Achse Erde-Mond wird das Wasser abgezogen, um die Flutberge zu bilden; hier haben wir Ebbe. Stehen bei Vollmond Erde, Sonne und Mond in einer Linie, dann verstrkt die Schwerkraft der Sonne den Gezeiteneffekt noch, und es kommt zu einer besonders starken Flut. Genauso, wie der Mond einen Gezeiteneffekt auf die Erde ausbt, bt die Erde auch einen Gezeiteneffekt auf den Mond aus.

Frher einmal hat sich der Mond wahrscheinlich recht schnell um die eigene Achse gedreht. Dabei wurde die der Erde

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zugewandte Seite des Mondes viel strker von der Erde angezogen als die der Erde abgewandte Seite. Die Gesteinsmassen des Mondes wurden dabei gegeneinander verschoben. Dies bentigte Energie, die als Wrme verloren ging. Die Abbildung 23 stellt diese Situation bertrieben dar. Die Folge dieses Gezeiteneffekts war, dass der Mond abgebremst wurde. Heute dreht er sich so langsam, dass er sich erst bei einer Umdrehung um die Erde einmal um die eigene Achse dreht mit der Folge, dass er uns immer dieselbe Seite zuwendet (siehe Abbildung 24). Von der Erde aus knnen wir die Rckseite des Mondes heutzutage nicht mehr sehen.

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Ebenso, wie die Erde die Rotation des Mondes verlangsamt, verlangsamt der Mond durch seine Gezeitenkrfte auch die Rotation der Erde. Momentan verlngert sich der Tag im Laufe eines Jahres um 16 Mikrosekunden. Vor 500 Millionen Jahren dauerte ein Erdentag nur etwa 21 Stunden. Da die Rotation der Erde sich umso schneller verlangsamt, je weiter der Mond sich entfernt, kann man diese Verlangsamung nicht einfach linear extrapolieren. Rechnungen zeigen, dass die Erde vor etwa 4 Milliarden Jahren 14 Stunden pro Umdrehung brauchte. Irgendwann, in etwa 50 Milliarden Jahren (wenn die Erde denn so lange berlebt), wird auch die Erde dem Mond nur noch eine Seite zuwenden und Mondbewohner wrden nur eine Seite der Erde sehen knnen; allerdings aus einer viel greren Entfernung. In der Natur gilt, dass der Drehimpuls eines Objekts erhalten bleiben muss. Wenn sich die Erde langsamer dreht, dann muss der Abstand zwischen Erde und Mond grer werden. Man kennt dies von Eislufern: Mit ausgestreckten Armen drehen sie sich langsam, ziehen sie die Arme an den Krper, dann drehen sie sich schneller. In unserem Fall dreht sich die Erde langsamer, was nur geht, wenn die Arme ausgestreckt werden, d.h. wenn sich der Mond entfernt. Und tatschlich zeigen hochprzise Messungen mit Lasern, dass sich der Mond jedes Jahr um etwa 3,8 cm von der Erde entfernt. Diese Messungen wurden erst mglich, nachdem Astronauten auf dem Mond Spiegel aufgestellt hatten, die das von der Erde ausgestrahlte Laserlicht reflektieren knnen. Und nur dank der Raumfahrt konnten wir uns endlich auch ein umfassendes Bild des Mondes machen.

3.2. Die Erforschung des Mondes

Wirft man von der Erde ein Blick durch das Teleskop, dann kann man schon viel vom Mond erkennen. Ganz offensichtlich ist er von Kratern berst, die von Meteoriten-Einschlgen

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herrhren. Allerdings sind die Krater auf dem Mond immer noch gut zu erkennen, whrend sie auf der Erde von Wind und Wetter erodiert und aufgefllt wurden. Eine Atmosphre scheint es auf dem Mond also nicht zu geben, genauso wenig wie flssiges Wasser. Tatschlich gibt es auf dem Mond nur eine Restatmosphre, deren Druck nur ein Billiardstel des Drucks der Atmosphre auf der Erdoberflche ausmacht. Sie besteht im Wesentlichen aus Helium, Neon, Wasserstoff und Argon. Dabei drfte es sich hauptschlich um eingefangene Teilchen des Sonnenwindes handeln. Die aufflligsten Erscheinungen der Mondoberflche sind ausgedehnte Hochlnder, die Terrae, und Beckenstrukturen, die Maria (im Singular: Mare), die von Gebirgszgen eingerahmt sind und deren Boden aus erstarrter Lava besteht.

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In der Frhphase der Mondforschung hielt man diese dunklen Becken tatschlich fr Meere, weshalb sie vom italienischen Astronom Giovanni Ricciolo im 17. Jahrhundert als Meer (Mare) bezeichnet wurden. Heute wei man, dass sie so trocken wie der Rest der Mondoberflche sind. Die aufflligste Gruppierung der Maria liegt in der Nordhlfte und bildet das volkstmlich so genannte Mondgesicht. Eines der grten Mare ist das Mare Imbrium (siehe Abbildung 25). Direkt darunter liegt der Ozean der Strme (Oceanus Procellarum). Er ist besonders gut bei abnehmendem Halbmond zu sehen, und sein Erscheinen wurde frher mit schlechtem Wetter in Verbindung gebracht (siehe Abbildung 26).

Die Maria sind wahrscheinlich durch Einschlge in der Frhphase des Mondes entstanden. In dieser Zeit war der

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Mondmantel noch sehr hei, so dass die Einschlagbecken anschlieend von aufsteigender Lava aufgefllt wurden. Heute weisen sie eine Lavadecke auf, die von einer zwei bis acht Meter dicken Regolithschicht bedeckt ist. Als Regolith bezeichnet man alle verwitterten Materialien, die sich durch physikalische oder chemische Prozesse aus dem Ausgangsmaterial gebildet haben. Da es auf dem Mond kein flssiges Wasser und keine Atmosphre gibt, kann der Regolith-Staub nur durch Meteorit-Einschlge entstanden sein. Die Regolithe des Mondes sind reich an Eisen und Magnesium und bedecken als Staubschicht den gesamten Mond. Der Mond hat einen Durchmesser von 3474 km. Er ist also gut ein Viertel so gro wie der Durchmesser der Erde. Deshalb bezeichnet man das System Erde Mond manchmal auch als Doppelplanet. Erde und Mond drehen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt, der etwa 1700 km unter der Oberflche der Erde liegt (zum Mond hingewandt), also 4670 km vom Erdmittelpunkt entfernt ist. Es ist dieser Schwerpunkt der sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne bewegt. Das System Erde-Mond bewegt sich auf einer leicht welligen Bahn um diese Schwerpunkt. Von der Erde aus gesehen erzeugt diese Bewegung eine leichte Verschiebung der Position der Sonne aus der die Welligkeit der Bahn und damit die Lage des gemeinsamen Schwerpunktes bestimmt werden knnen. Hat man nun den Schwerpunkt und die Abstnde der beiden Massen von dem Schwerpunkt, dann kann man das Massenverhltnis der beiden Krper leicht bestimmen, und daraus die Masse des zweiten Krpers, wenn die Masse des ersten Krpers bekannt ist. Wie bei einer Waage oder Wippe gilt, dass zwei Massen sich die Waage halten, wenn ihre Masse multipliziert mit dem Abstand zum Schwerpunkt gleich sind (aus der Mechanik kennt man den Merksatz: Last mal Lastarm gleich Kraft mal Kraftarm). Wir haben also:

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Wobei M die Masse der Erde und m die Masse des Mondes ist. Mit rE=4670km und rM=384000-4670km erhlt man fr das Verhltnis der beiden Massen ungefhr:

Mit der Masse der Erde von

(die, wie man aus der Mechanik wei, im 18. Jahrhundert von Henry Cavendish mit Hilfe des Newtonschen Gravitationsgesetzes in einem sehr aufwendigen Experiment ermittelt worden war) ergibt sich die Masse des Mondes zu

Die mittlere Dichte des Mondes ergibt sich zu 3,341 g/cm, die mittlere Dichte der Erde betrgt 5,515 g/cm. Die Dichte des Mondes ist also deutlich geringer als die der Erde, was darauf hindeutet, dass er einen deutlich kleineren Kern als die Erde besitzt. Eine genauere Aussage ber den Aufbau des Mondes konnte man erst machen, nachdem die Besatzungen der Apollo Missionen auf dem Mond Seismometer zurckgelassen hatten, die die Wellen von Mondbeben sowie Erschtterungen von Meteoriten-Einschlgen registrierten. Mondbeben entstehen vor allem, wenn der Mond sich in Erdnhe oder am erdfernsten Punkt befindet. Mit den Beben baut er Spannungen ab, die sich als Folge der Gezeitenkrfte aufgebaut haben. Da die Astronauten nur wenige Messstationen installieren konnten, ist unser Wissen ber den inneren Aufbau des Mondes bei weitem nicht so detailliert wie ber den inneren Aufbau der Erde. Dennoch kann man davon ausgehen, dass auch der Mond neben der Kruste einen Mantel und einen Kern besitzt. Die Mondkruste besteht im Wesentlichen aus Anorthosit, leichten Calcium und Aluminium-Verbindungen, die nur eine

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Dichte von 2,9 g/cm aufweisen. Die Kruste hat auf der Mondvorderseite nur eine Tiefe von etwa 60 km, auf der Rckseite eine Tiefe von gut 100 km. Gesteinsproben des Anorthosit, welches die Astronauten vom Mond mitgebracht haben, weisen ein Alter von 4,0 bis 4,3 Milliarden Jahren auf. Zwischen der Kruste und dem Mantel findet man in den Maria eine Schicht aus erkalteter Lava. Dieser Maria-Basalt weist ein Alter von 3,1 3,8 Milliarden Jahren auf, was die Annahme besttigt, dass sich die Maria erst nach der Bildung des Mondes gebildet haben, allem Anschein nach rund eine Milliarde Jahre nach der Entstehung des Mondes. Nicht ganz so klar ist der weitere, innere Aufbau des Mondes. Den Daten nach drfte sich in seinem Zentrum ein Eisenkern mit einem Radius von etwa 350 km befinden. Darber liegt wahrscheinlich eine Schicht flssigen Gesteins und darber ein dicker Mantel festen Gesteins, der dann in die Kruste bergeht. Sollte dieses Modell stimmen, dann lge die Temperatur des Mondkerns bei etwa 1400C, also deutlich unter der der Erde. Da der Kern des Mondes nur etwa 20% des Durchmessers ausmacht (bei der Erde sind es fast 50%), beobachtet man auch nur ein sehr schwaches Magnetfeld um den Mond. Die Besuche der Apollo-Missionen auf dem Mond waren der bisherige Hhepunkt der bemannten Raumfahrt. Sie lieferten uns nicht nur einen Blick auf einen fremden Himmelskrper aus erster Hand, und Materialien von einem fremden Planeten, sondern auch einen neuen Blick auf die Erde, wie der Aufgang der Erde vom Mond aus gesehen (siehe Abbildung 27).

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Die Apollo-Missionen waren der Hhepunkt der Mond-Missionen, doch sie waren nicht die ersten. Die sowjetische Sonde Lunik-1 nherte sich im Januar 1959 dem Mond bis auf 6000 km, bevor sie an ihm vorbeiflog. Die Sonde Lunik-2 schlug im September 1959 auf dem Mond auf und Lunik-3 umrundete im Oktober 1959 schlielich den Mond und lieferte die ersten Bilder von der Rckseite des Mondes (siehe Abbildung 28).

Neben dem 1957 gestarteten Sputnik-Satelliten, dem ersten knstlichen Satelliten, den der Mensch in eine Umlaufbahn um die Erde geschossen hatte, waren die Erfolge der Lunik-Missionen und der erste bemannte Raumflug von Juri Gargarin Anfang 1961 der Grund dafr, weshalb der US-Prsident John F. Kennedy in seiner berhmte Rede vom 25. Mai 1961 das Ziel

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ausgab, dass die Amerikaner bis zum Ende des Jahrzehnts Menschen auf den Mond bringen wrden. Und tatschlich erreichten die Amerikaner dieses Ziel am 20. Juli 1969 mit der Apollo-11-Mission, mit der Neil Armstrong, Edwin Aldrin und Michael Collins den Mond erreichten (wenn auch nur Armstrong und Aldrin einen Fu auf den Mond setzten Collins blieb in der Raumkapsel, die weiter den Mond umkreiste). Nach den Lunik- und Apollo-Missionen gab es zahllose weitere Missionen, die den Mond aus einer Umlaufbahn kartographierten und umrundeten oder auf ihm landeten, um Bodenproben zu nehmen. Am 25. Januar 1994 startete die amerikanische Raumsonde Clementine zum Mond. Die Hauptaufgabe der Raumsonde bestand darin, die Mondoberflche zu kartographieren. Allerdings fhrte sie auch ein Neutronen-Spektrometer mit, die es erlaubte, kleinste Mengen Wasser zu detektieren. Das Spektrometer suchte dabei nach langsamen Neutronen, die bei einer Kollision von schnellen Neutronen (wie sie der Sonnenwind enthlt) mit Wasserstoffatomen entstehen. Tatschlich fand die Sonde an den beiden Polen Hinweise auf Wasser.

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Sptere Untersuchungen fanden auch grere Wassermengen in polaren Mondkratern (siehe Abbildung 29). Das Wasser des Mondes stammt wahrscheinlich von Kometen. Es scheint im Gestein gebunden zu sein. Eine erneute berprfung der Gesteine, die die Apollo-Missionen zur Erde brachten, mit empfindlichen Massenspektrometern zeigte einen Wassergehalt von bis zu 0,6%. Da sich das Eis an den Polen befindet, ist nicht davon auszugehen, dass es auftaut, da die Sonne praktisch nicht auf die Mondpole scheint. Die groe Frage ist, wie viel Wasser an den Polen des Mondes vorhanden ist. Optimistische Forscher gehen davon aus, dass dort genug Wasser zu finden ist, um eine Ansiedlung von Menschen zu ermglichen (das Wasser knnte zum einen als Trinkwasser dienen, zum anderen kann man aus Wasser Wasserstoff und Sauerstoff gewinnen, d.h. man htte eine Quelle fr Atemluft und Raketentreibstoff). Ob der Mond jedoch je von Menschen besiedelt wird, kann heute noch keiner sagen. Auch wenn der Durchmesser des Mondes nur etwa ein Viertel des Durchmessers der Erde betrgt, so besitzt kein anderer Planet des Sonnensystems auch nur annhernd einen Mond mit einer dem Planeten vergleichbaren Gre. Die Frage ist deshalb, wie der vergleichsweise groe Erdmond entstanden sein knnte. Dank der Mondmissionen wissen wir heute, dass der Mond nur einen relativ kleinen Kern hat und im chemischen Aufbau vor allem dem Erdmantel hnelt. Auerdem weist der Mond zwar Spuren von Wasser auf, ist aber im Vergleich zur Erde staubtrocken. Eine Theorie, die die Entstehung des Mondes erklren will, muss diese Fakten erklren knnen. Im Laufe der Zeit wurden mehrere Hypothesen zur Entstehung des Mondes aufgestellte. So kann man sich vorstellen, dass die Erde und der Mond als Doppelplanetensystem zur selben Zeit entstanden sind (weiteres zur Entstehung des Sonnensystems spter). Doch dann wre es unverstndlich, wieso der Mond bei derselben Entstehungsgeschichte sich so stark von der Erde unterscheidet. Eine andere Mglichkeit wre, dass Erde und Mond unabhngig voneinander entstanden sind, und der Mond sich auf einer

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exzentrischen Bahn durch das Sonnensystem befand, die ihn nahe an der Erde vorbeifhrte, so dass er von ihrem Gravitationsfeld eingefangen und auf eine Umlaufbahn gezwungen wurde. Diese Hypothese knnte erklre, wieso sich Mond und Erde so stark unterscheiden. Allerdings gibt es nur wenige Konstellationen an Flugbahnen, die es der relativ kleinen Erde ermglicht htten, den verhltnismig groen Mond einzufangen. Man kann diese sogenannte Einfangstheorie zwar nicht ausschlieen, geht jedoch davon aus, dass sie relativ unwahrscheinlich ist. Momentan bevorzugt man die Theorie, dass der Mond als Teil der Erde entstanden ist, allerdings nicht in Form eines Doppelplanetensystems, sondern die Erde kollidierte vielmehr in einer frhen Phase ihrer Entstehung mit einem groen Krper (siehe Abbildung 30). Da in der Frhphase des Sonnensystems (dazu spter mehr) noch viele groe Krper auf recht ungeordneten Bahnen die Sonne umkreisten, drfte solch ein Ereignis gar nicht einmal so unwahrscheinlich gewesen sein. Diese Kollision riss dann groe Teile aus der Oberflche der Erde heraus. Da die Erde sich noch in einem frhen Stadium ihrer Entwicklung befand, konnte sie sich wieder neu formen, whrend die herausgerissenen Brocken sich zum Mond zusammenballten. Dies wrde erklren, wieso der Mond von seinem chemischen Aufbau her dem Erdmantel hnelt und nur einen kleinen Kern hat, und auch, wieso er verhltnismig wenig Wasser aufweist dies verdampfte einfach beim Herausreien der Bruchstcke aus der Erde. Vergleicht man das Alter der ltesten Mondgesteine mit dem Alter der Erde, dann muss dieses Ereignis sptestens 100 Millionen Jahre nach der Bildung der Erde stattgefunden haben. Ein solch gewaltiger Einschlag knnte auch dazu gefhrt haben, dass sich die Erdachse um 23,5 geneigt hat. Damit wrde die Kollisionstheorie nicht nur die Entstehung des Mondes, sondern auch die Neigung der Erdachse erklren, weshalb sie heutzutage von den meisten Astronomen bevorzugt wird. Aber auch wenn sie alle beobachteten Daten erklrt: Einen endgltigen Beweis,

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dass der Mond durch die Kollision der Erde mit einem groen Krper entstand, gibt es bis heute nicht.