Mond (Brockhaus 1835)

Mond (der), dieser treue Begleiter der Erde, bewegt sich binnen einem Monat (s. d.) um die Erde, und binnen 12⅔ solcher Umläufe oder einem Jahre, sammt der Erde, um die Sonne. Die Geschwindigkeit, mit welcher er um die Erde läuft, ist nur etwa der 30. Theil jener, womit die Erde und mit ihr der Mond sich jährlich um die Sonne bewegt. Diese doppelte Bewegung des Mondes ist sehr zusammengesetzt, da seine Bahn nicht wie jene der Erde ein einfacher Kreis ist, sondern einer in 12–13 Knoten geschlungenen Schnur gleicht, welche Knoten aber selbst nach Millionen Jahren nie wieder auf dieselben Punkte jener Schnur zurückfallen. Diese Lage des Mondes, welcher der Erde sehr nahe, doch auch von der Sonne nicht zu weit entfernt, der Anziehung beider Körper unterworfen ist, veranlaßt eine Menge Störungen, welche die Berechnung seiner Bahn ungemein erschweren. Wäre die Sonne in der That unendlich weit von uns entfernt, so würde sie auf Erde und Mond auf eine gleiche Weise wirken und könnte die relative Bewegung der beiden Himmelskörper nicht ändern. Da aber die Entfernung der Sonne, so groß sie auch ist, gegen die Entfernung des Mondes von der Erde noch nicht als unendlich groß betrachtet werden kann, so ist der Mond bald mehr bald weniger von der Sonne entfernt als die Erde, woraus dann folgt, daß die Sonne stets mit veränderlicher Kraft und unter veränderlichen Winkeln auf diese beiden Körper wirkt, wodurch Ungleichheiten in der Bewegung veranlaßt werden, die von den verschiedenen Lagen abhängen, welche Mond und Sonne nach und nach gegeneinander annehmen. Ohne auf die absolute Lage des Mondes Rücksicht zu nehmen, bemerkt man schon in der bloßen Geschwindigkeit desselben, in der stündlichen Änderung seiner Lage, eine Ausnahme von jener regelmäßigen Geschwindigkeit, welche er nach dem Gesetze der reinen elliptischen Bewegung haben sollte. Die wahre Geschwindigkeit des Mondes wird nämlich nach den Beobachtungen immer größer, je näher der Mond selbst den Syzygien (dem Neu- und Vollmonde) kömmt. In diesen Punkten seiner Bahn selbst erreicht sie ihren größten, sowie in den beiden Quadraturen ihren kleinsten Werth. Auch die Entfernungen des Mondes von der Erde sind nicht mit der Theorie der reinen elliptischen Bewegung übereinstimmend, denn nach den Beobachtungen sind diese Entfernungen in den Syzygien immer kleiner und in den Quadraturen größer als sie sein sollen. Die meisten Störungen beziehen sich aber auf die Länge, und unter ihnen ist die unter dem Namen der Evection (s. d.) bekannte die größte. Außer dieser großen Störung der Länge bemerkte man noch eine andere, die in den Syzygien und Quadraturen verschwindet, in der Mitte zwischen diesen Punkten aber, in den Octanten, ihren größten Werth von 2142″ erhält. Man nennt sie die Variation. Endlich bemerkte man noch eine neue beträchtliche Ungleichheit des Mondes, indem man die Beobachtungen in den verschiedenen Jahreszeiten verglich. Man fand nämlich, daß die beobachtete Länge des Mondes während der sechs Monate, welche die Sonne braucht, von der Erdnähe in die Erdferne zu kommen, immer kleiner, in den andern sechs Monaten aber größer als die berechnete war. Und der größte Werth dieser Differenz stieg bis auf 671″. Diese Ungleichheit, deren Periode also ein Jahr ist, nennt man die jährliche Gleichung. Sie und die Variation wurden von Tycho Brahe aus eignen Beobachtungen entdeckt. Nebst diesen Störungen des Mondes in seiner Bahn gibt es noch viele andere Störungen desselben, die aber viel zu klein sind, um durch Beobachtungen entdeckt zu werden, und nur dann genauer bestimmt werden können, wenn die Theorie darauf aufmerksam gemacht und die günstigsten Zeitpunkte zu ihrer Beobachtung kennen gelehrt hat. Merkwürdig ist, daß der Mond durch diese Störungen uns Mittel an die Hand gibt, das ganze Sonnensystem auszumessen, ohne uns selbst von der Stelle zu rühren. So befindet sich unter seinen Störungen eine, welche von der Sonnenparallaxe (s. Parallaxe) abhängig ist und aus der daher mittels genauer Mondbeobachtungen die Parallaxe der Sonne, das wichtigste Element der Astronomie, abgeleitet werden kann. Wirklich fand auch schon Tob. Mayer auf diese Art die Sonnenparallaxe = 7.″8, also genauer als man sie früher kannte, und der Wahrheit ziemlich nahe. Eine andere Störungsgleichung schließt die Abplattung der Erde in sich, und aus ihr fand man die Abplattung der Erde 1/305, also beinahe dasselbe, was die besten Gradmessungen geben. Sowie also die beständig kreisförmige Form des Erdschattens auf dem Monde, bei Mondfinsternissen, die kugelförmige Gestalt der Erde kennen lehrte, so lehrt uns die erweiterte Theorie des Mondes diese Gestalt genauer bestimmen. Endlich ist auch noch einer Störung des Mondes zu gedenken; diese bezieht sich auf die mittlere Bewegung desselben. Die Vergleichung der neuern Beobachtungen mit den ältesten dieser Gattung hat das auffallende Resultat gegeben, daß die mittlere Bewegung des Mondes um die Erde immer schneller, seine Umlaufszeit um die Erde daher immer kürzer werde. Diese Erscheinung war erwiesen, und man erschöpfte sich in allerhand Vermuthungen über die Ursache derselben. Diese mag nun sein welche sie wolle, sehr traurig wäre es für die Erde, wenn die Geschwindigkeit der Bewegung des Mondes immer zunehmen und die Umwälzungszeit um die Erde immer kürzer werden sollte, weil dann ein Zusammenstürzen mit der Erde nur die einzige Folge sein könnte. Allein auch hier war es wieder die Theorie, welche zeigte, daß diese Zunahme der Geschwindigkeit auch nur eine periodische Störung sei, und daß die Geschwindigkeit des Mondes in seiner Bahn nach einer Anzahl von Jahren wieder abnehmen werde. Aus diesem Allen geht hervor, wie schwer es ist, Tafeln zu entwerfen, aus denen sich der Ort des Mondes mit Genauigkeit berechnen ließe. Da aber solche für die Schiffahrt zur Bestimmung der geographischen Länge von größtem Nutzen sind, so haben das engl. Parlament und später die franz. Akademie auf die Berechnung solcher Tafeln große Preise ausgesetzt, deren erster von Tob. Mayer, der andere aber von Burckhardt und Bürg gewonnen wurde. In der neuesten Zeit hat Damoiseau Tafeln herausgegeben, die sich blos auf die Theorie gründen. Allein alle diese Tafeln stimmen mit den Erscheinungen am Himmel bei weitem nicht so überein, wie dieses bei den andern Planeten der Fall ist.

Schon wenn wir den Mond mit freien Augen betrachten, sehen wir auf ihm hellere und dunklere Theile, und da wir immer nur dieselben Flecken erblicken, so reicht dieses schon hin, zu bestimmen, daß uns der Mond, eine kleine Ungleichheit abgerechnet, stets nur eine und dieselbe Seite zukehrt. Aus diesem folgt aber unmittelbar, daß sich der Mond um seine Achse dreht, und zwar in derselben Zeit, in welcher er seinen Umlauf um die Erde vollendet, d. i. in beinahe 29 unserer Tage. Dieser an sich so einfache und einleuchtende Satz hat einen heftigen Streit unter zweien der gelehrtesten Naturforscher veranlaßt. Man kann sich aber von seiner Richtigkeit auf folgende Art überzeugen. Man setze einen Stuhl mitten in ein Zimmer, und stelle sich so, daß, indem man den Stuhl ansieht, man mit dem Rücken gegen ein Fenster gekehrt ist. Fängt man nun an, indem man jedoch dem Stuhle nie das Gesicht abwendet, im Kreise um denselben herumzugehen, so wird man nach vollbrachtem halben Wege mit dem Gesichte auch gegen das Fenster gekehrt sein, folglich in Beziehung auf die erste Stellung sich zur Hälfte um seine eigne Achse gedreht haben, woraus ersichtlich wird, daß man in derselben Zeit, die man braucht, um seinen Umlauf mit unverwandtem Gesichte um den Stuhl zu vollenden, sich einmal um die Achse drehen muß. Dasselbe ist beim Monde der Fall. Wenn es nun gleich im Allgemeinen wahr ist, daß uns der Mond immer dieselbe Seite zukehrt, so hat man doch wahrgenommen, daß sich diese der Erde zugekehrte Seite periodisch etwas verrückt, weil die in ihrer Mitte sichtbaren dunklern Flecken bald mehr nordwärts, bald mehr südl., auch mehr östl. und westl. treten. Diese Erscheinung nennt man das Wanken des Mondes oder die Libration in der Breite und in der Länge. Dasselbe hat seinen Grund in der gleichförmigen Achsendrehung und ungleichförmigen Geschwindigkeit des Mondes in seiner Bahn; weswegen wir uns bald mehr westl., bald mehr östl. von ihm befinden, als dieses der mittleren Bewegung zufolge sein sollte.

Der wahre Durchmesser des Mondes beträgt 480 geogr. Meilen, und sein Inhalt 58⅓ Millionen Cubikmeilen. Er ist daher 50mal kleiner als die Erde. Die Oberfläche des Mondes, welche 727,600 ◻M. beträgt, ist beinahe doppelt so groß als die des russ. Reiches. Die größte Entfernung des Mondes von der Erde ist beinahe gleich 55,000 und seine kleinste 48,000 M.; was im Vergleich gegen die 20 Mill. M. entfernte Sonne und noch weitern Planeten eine sehr geringe Entfernung ist. Ebendeshalb bietet uns die Oberfläche des Mondes Erscheinungen dar, die wir an keinem andern Himmelskörper zu beobachten Gelegenheit haben. Schon der erste Anblick des Mondes, auch nur durch ein schwaches Fernrohr, zeigt uns, daß seine Oberfläche mit Flecken aller Art übersäet ist. Diesen Mondflecken hat man der Bequemlichkeit und deutlichern Verständigung wegen verschiedene Namen beigelegt. Hevel gab zuerst auf seiner umständlichen Mondeskarte denselben die Namen unserer Länder und Meere u. s. w. Die spätern Astronomen wollten jedoch damit nicht zufrieden sein, und ein span. Astronom suchte sie durch die Namen der Heiligen zu ersetzen, während Riccioli die besten Philosophen, an deren Spitze er sich selbst stellte, dazu vorschlug und, durch Zufall begünstigt, auch den Sieg davon trug, obschon Hevel’s Vorschlag viel mehr für sich hatte. Gute Fernröhre lassen uns nämlich die hellern Flecken deutlich als Berge erkennen und zeigen uns sogar auch ihren Schatten, der immer auf der der Sonne entgegengesetzten Seite steht, und desto länger ist, je niedriger die Sonne für jene Berge steht, und beim Vollmonde beinahe ganz verschwindet, wo die Sonne über ihren Gipfeln steht. Das Auffallendste bei diesen Gebirgen ist ihre größe Höhe; viele übertreffen selbst die höchsten Berge unserer Erde. Es gibt Berge in dem Monde, deren Höhe über 26,000 F. beträgt. Diese Mondgebirge sind nicht alle von gleicher Art. Man kann sie in zusammenhängende Bergadern und in isolirte Ringgebirge eintheilen. Bei den Bergadern erhebt sich ein Bergrücken weit über die Oberfläche des Mondes, und von ihm dehnen sich nach allen Seiten ganze Reihen Gebirge in die Ebene herab. Die Ringgebirge haben meist die Gestalt von Kreisen, von kreisförmigen ausgetrockneten Deichen, und sind rings mit einem erhabenen Walle umgeben, während ihre innere ebene, oft bedeutend große Fläche in ihrer Mitte gewöhnlich einen isolirten kegelförmigen Berg trägt. Vorzüglich merkwürdig scheinen die Ringgebirge zu sein, da man schon bei dem ersten Anblicke kaum zweifeln kann, daß sie vulkanischen Ursprunges sind. Da der größte Theil dieser Gebirge eine durchaus gleichförmige und regelmäßige Form hat, so scheinen sie auch eines gemeinschaftlichen Ursprungs und die Folge einer großen Katastrophe zu sein, welche sich zu derselben Zeit über die ganze Oberfläche ausgebreitet hat. Übrigens scheinen Ursachen ähnlicher Revolutionen noch jetzt im Monde zu herrschen. Wasser, wenigstens größere Gewässer, scheint es auf dem Monde nicht zu geben, denn Schröter konnte auch nicht die kleinste ebene Stelle auf der Oberfläche des Mondes finden. Ebenso scheint der Mond gar keine oder wenigstens eine sehr dünne Atmosphäre zu haben, weil Fixsterne, die seinem Rande sehr nahe kommen und endlich hinter ihm verschwinden, bis auf den letzten Augenblick im Lichte ungeschwächt bleiben. Dieses steht auch mit dem Mangel der Meere und Flüsse sehr gut im Einklange.

Die Achse des Mondes steht beinahe senkrecht auf der Ebene der Mondsbahn, sodaß der Mond mit der Ekliptik den sehr kleinen Winkel von 1° 30′ bildet. Da aber der Wechsel der Jahreszeiten von jenem Winkel abhängt und dieser bei dem Monde beinahe verschwindet, so folgt, daß auf dem Monde kein Wechsel der Jahreszeiten statthat. Die Bewohner des Mondes, die beinahe am Äquator sind, haben die Sonne immer im Zenith, sowie die Bewohner der beiden Pole sie immer im Horizonte sehen; dort herrscht eine ewige Alles versengende Hitze, und hier eine immerwährende Alles erstarrende Kälte. Nicht weniger sonderbar sind auch die Tageszeiten auf dem Monde, wo der Tag, der Nacht stets gleich, 14¾ unserer Tage dauert. Auch der Anblick des gestirnten Himmels ist auf dem Monde von dem verschieden, den wir genießen. Die Bewohner des Mondes sehen Sonne und Gestirne nicht wie wir alle 24 Stunden, sondern nur, mit Ausnahme unserer Erde, alle 29 Tage einmal auf- und untergehen. Letztere erscheint ihnen 13mal größer als die Sonne in einem bläulichen Lichte, stets unbeweglich, den Bewohnern der Mitte im Scheitel, jenen der Pole im Horizonte stehend, und ändert nur wenig durch ein scheinbares Hin- und Herschwanken ihre Ruhe. Die Bewohner der uns abgewendeten Seite aber müssen dieses Schauspiels entbehren, sowie auch der Beleuchtung, welche die Erde der begünstigten Seite des Mondes gewährt. Dafür gewährt ihnen aber der Anblick des Fixsternhimmels, dessen Glanz wegen der schwachen Atmosphäre viel größer als bei uns sein muß, einen desto herrlichern Anblick. Der erwähnte Mangel der Atmosphäre, der Gewässer, der Jahreszeiten u. s. w. muß auf das vegetabilische und animalische Leben der Bewohner des Mondes Einflüsse äußern, von denen wir uns keine angemessene Vorstellung machen können, und über die sich um so weniger etwas Bestimmtes sagen läßt. So viel man nun auch durch die Bemühungen der Astronomen über die Oberfläche und Beschaffenheit des Mondes kennen gelernt hat, so war man doch noch nicht so glücklich gewesen, Spuren der Bewohntheit desselben zu entdecken. Zwar hat Gruithuisen in München Festungswerke, Kunststraßen und allerhand andere Sachen in demselben wahrgenommen; allein dieses bedarf noch der Bestätigung. Um von der Oberfläche des Mondes einen Gesammtüberblick und ein sicheres Mittel zur Wahrnehmung kommender Veränderungen zu haben, versuchten es Mehre schon in den frühesten Zeiten, Abbildungen derselben zu entwerfen. Vorzügliche Verdienste, wie überhaupt um die nähere Kenntniß, erwarb sich Schröter in seiner „Selenographie“; noch Ausgezeichneteres dagegen leistete Lohrmann in seiner „Topographie der sichtbaren Mondoberfläche“ (Lpz. 1824, 4.).