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Sonnensystem 



Beim Mond kann man 5 Umlaufszeiten 

 unterseheiden: 1. die siderische, 27,32166 

 Tage, namlich die Zeit, welche der Mond 

 braucht, urn am Sternenhimmel 360 zuriick- 

 zulegen, 2. die etwas kurzere tropische 

 Umlaufszeit, 27,32150 Tage, welche der 

 Mond braucht, um vom Meridian des (eine 

 riickwartige Bewegung ausfiihrenden) Friih- 

 lingspunktes wieder in diesen Meridian zu 

 kommen, 3. die synodische, 29,53059 Tage, 

 die Zeit, welche der Mond braucht, um 

 wieder in dieselbe Stellung zur Sonne zu 

 kommen, also die Zeit zwischen zwei gleichen 

 Mondphasen, 4. die anomalistische, 

 27,55460 Tage, von dem jiihrlich 41 vor- 

 warts schreitenden Perigaum (Erdnahe) bis 

 zum nachsten Perigaum, und 5. die drako- 

 nitische (Drachenmonat) 27,21222 Tage, 

 vom Durchgaug durch den jahrlich 19 

 riickwarts schreitenden aul'steigenden (oder 

 absteigenden) Knoten bis zu demselben 

 Knoten. 



1st bei Vollmond der Mond nahezu in 

 einem der Knoten, also in der Ekliptik, so 

 i'indet eine Mondfinsternis statt; 1st er 

 bei Neumond in der Nahe eines Knotens, 

 so tritt eine Sonnenfinsternis ein. Wah- 

 rend aber eine Mondfinsternis iiberall, wo 

 der Mond fiber dem Horizont steht, am 6'st- 

 lichen Rand beginnend und am westlichen 

 endend, gleichzeitig gesehen wird, ist eine 

 Sonnenfinsternis nur langs eines StreilVus 

 der Erdoberflache zuerst von den westlich 

 Wohnenden, t'iir welche der Mond geracle 

 aufgeht, und zuletzt von den ostlich Woh- 

 nenden, fiir welche er gerade untergeht, xu 

 beobachten. 1st der Mond der Erde beson- 

 ders nahe, so kann die Zone, innerhalb 

 weloher die Sonne total verfinstert gesehen 

 wird, iiber 200 km breit sein; auBerhalb 

 dieserZone wird man nur eine partielle oder 

 gar keine Finsternis haben. Erreicht bei 

 groBer Entfernung des Mondes die Spitze 

 des Schattenkegels die Erdoberflache nicht, 

 so kommt eine ringformige Finsternis zu- 

 stande. Da bei einer Mondfinsternis dei 

 .Mond nicht so weit von der Ekliptik abstehen 

 clarf als bei einer Sonnenfinsternis, so sind 

 die letzteren anderthalbmal so haufig als 

 die ersteren. Fiir einen bestimmten Ort 

 aber sincl sie dreimal seltener und eine totale 

 oder ringformige Sonnenfinsternis ist an 

 demselben < )rt durchschnittlicli nur alle 

 200 Jahre zu beobachten. 



Aus den Angaben iiber Ort und Zeit der 

 Sichtbarkeit von Sonnenfinsternissen des 

 Altertums geht eine Zunahme der Geschwin- 

 digkeit des Mondes hervor. Hiitte der Mond 

 schon vor 2500 Jahren seine heutige Ge- 

 schwindigkeit besessen, so ware seine Stellung 

 an der Himmelskugel damals um 40' west- 

 licher gewesen. Nach Delannav (181(5 bis 



1872,^Direktor der Pariser Stern warte) ist 

 die Geschwindigkeitszunahme des Mondes 

 jedoch nur scheinbar, in Wirklichkeit hat 

 infolge der Gezeitenreibung eine Verlang- 

 samung der Erdrotation, also eine Ver- 

 griiBerung des als ZeitniaB dienendeu Tages 

 stattgefunden. Es geniigt zur Erklarung der 

 Erscheinung die Zunahme der Tageslange 

 um nicht ganz 1 / lm> Sekunde in 2500 Jahren. 



Die Mondbahn ist 59' gegen die Ekliptik 

 geneigt. Ihre Knotenlinie, welche in 18,6 

 Jahren einen Umlauf von Ost nach West 

 ausfiihrt, ist zugleich auch die Schnittlinie 

 des Mondaquators mit der Ekliptik, die sich 

 unter 137' schneiden, und zwar liegt die 

 Ekliptik stets zwischeu Mondbahn und Mond- 

 aquator. 



Der Mond ist, wenn iiberhaupt, nur von 

 einer auBerst diinnen Atmosphare umgeben, 

 denn die Sterne verschwinden, wenn der 

 Mond vor sie tritt, ganz augenblicklich, 

 ohne erst lichtschwacher geworden zu sein. 

 Die Berge erheben sich iiber die nach alterer 

 Deutung noch als Meere bezeichneten Tief- 

 ebenen bis zu 7500 m, wie man durch 

 Messung der Schattenlange findet. Oft 

 ahneln sie durch ihre Ringform mit zentraler 

 Vertiefung, in der sich haufig noch ein kleiuer 

 Kegel erhebt, irdischen Kratern. Wahr- 

 scheinlich sind sie dadurch entstanden, daB 

 j bei dem Einschrumpfen der erkaltenden 

 Kruste diese von dem gliihenden Magma an 

 j verschiedenen Stellen diirchbrochen wurde 

 und die aufgeworfeneu Walle stehen blieben. 

 Von den Kratern Kopernikus und Tycho 

 gehen Streifen aus, die am besten uni die 

 Vollmondszeit zu sehen sind. Sie gehen 

 iiber Berge und Taler hinweg und bestehen 

 vielleieht aus Glaskiigelchen, welche sich bei 

 der Erstarrung der aus jenen Kratern aus- 

 geworfenen Masse gebildet haben und nur 

 bei geeigneter Mondphase die Sonnenstrahlen 

 nach der Erde reflektieren. Sehr von der 

 Mondphase hiingt auch die Siclitbarke.it 

 der Rillen ab, Spriinge in der Mond- 

 kruste. deren iiber tausend jetzt bekannt, 

 sind. \'on den ofter auf dem Mond wahr- 

 genommenen Aenderungen scheint die von 

 J. S c h m i d t (1825 "bis 1884, Direktor 

 der Sternwarte in Athen) behauptete Ver- 

 flachung des Kraters Linne und die von 

 H. Klein in Koln behauptete Neubildung 

 I'inrs kleinen Kraters bei Hyginus Ansprnrh 

 auf Glaubwiirdigkeit zu haben. DaB der 

 Mond uns immer dieselbe Seite zukehrt, ist 

 zweifellos eine Folge der friiher, als er noch 

 nicht erstarrt war, dort vorhanden ge- 

 wesenen Gezeiten. - Die Helligkeit des 

 Mondes in GroBenklassen ist gleich 11,8, 

 wenn mittels des Helligkeitsverhaltnisses 2,5 

 zwischen zwei der n. und n-1. GroBen- 

 klasse angehorenden Sternen die (iroBen- 





