Mondstrukturen

© www.mondatlas.de: Version 17. Januar 2002 von Wolfgang Planding

Dies ist eine Beschreibung der verschiedenen Mondstrukturen mit Beispielbildern.

Ozean und Meer (Oceanus, Mare)

Die Mondmeere sind große dunkle Gebiete auf der Mondoberfläche, die schon mit bloßem Auge sichtbar sind. Sie sind die größten Strukturen auf dem Mond.

In früherer Zeit glaubte man, dass der Mond eine Art Spiegelbild der Erde ist und er somit ebenfalls aus Wasser und Land besteht. Man bezeichnete deshalb die dunkleren Gebiete als Meere oder Ozeane (lat. Mare oder Oceanus) und die helleren Strukturen als Land, Hochland oder Kontinente (lat. Terra).

Die Mondmeere sind jedoch nicht vergleichbar mit irdischen Gewässern. Sie bestehen aus Basaltgestein und bilden Ebenen von oft  mehreren 100 km Durchmesser. Sie sind vor ca. 3-4 Mrd Jahren, also in der Frühzeit der Mondentstehung, entstanden, als große Meteoriten mit einer solchen Wucht auf den Mond eingeschlagen sind, daß sie Kraterbecken von vielen 100 Kilometer Durchmesser hinterließen. Millionen Jahre später begann auf dem Mond eine gewaltige vulkanische Aktivität, die ganze Gebiete, wie auch diese Ur-Becken, mit all ihren Strukturen mit flüssiger Lava überflutet. Oftmals spitzen noch vereinzelte Gipfel oder sog. Geiserkrater von überfluteten Gebirgen oder Kratern aus den Meeren heraus.  Im Laufe der Zeit erkaltete das glutflüssige Gestein und bildete die typischen, dunkleren Gebiete. Charakteristisch für viele Mondmeere sind die sog. Höhenrücken (Dorsa) und Rillen (Rimae), die sich oftmals über viele 100 km entlang hinziehen.

Die größte dieser Strukturen bildet der Oceanus Procellarum. Miteiner Fläche von mehr als 2.1 Mio km² entspricht er etwa der Größe des Mittelmeers.

Vollmond	Mare Nectaris	Mare Tranquilitatis

Meeresrücken (Dorsum)

An vielen Meeren finden sich weit ausgedehnte Systeme von dünenähnlichenStrukturen. Sie werden als Meeresrücken (Dorsum) bzw. Meeresrückensysteme(Dorsa) bezeichnet. Die Dorsa sind trotz ihrer beeindruckenden Länge von teilweise mehreren 100 km  relativ flach. Ihre durchschnittlicheHöhe beträgt nur etwa 100m, so daß sie nur in Terminatornähe zu erkennen sind.

Ihre Entstehung fällt eng zusammen mit der Bildung der Meere. Glutflüssige Magma überflutete große Gebiete auf dem Mond. Beim Erstarren der Lava bildeten sich gewaltige Drücke im Boden, der zu einer Ausdehnung führte und damit ein Aufquellen der Oberfläche der Mondmeere zur Folge hatte. 

Ein anderer Typ von Dorsa entstand, als sich die zähflüssige Magma an unterirdischen Hindernissen staute. Somit bildeten sich aus der ansonsten ebenen Oberfläche die typischen  Meeresrücken.

Dorsum Lamont	Dorsum Azara &  Dorsum Lister	Dorsum Smirnov

Krater

Die dominierende Art von Mondstrukturen sind zweifelsfrei die Krater. Der größte Teil davon entstand durch Einschläge vonMeteoriten vor etwa 4 - 4.3 Mrd. Jahren. Nur ein sehr kleiner Teil davon ist vulkanischen Ursprungs. Die Krater zählen somit zu den ältesten Strukturen auf der Mondoberfläche.

Sehr alte Krater (4,3 - 4,2 Mrd. Jahre) weisen oft eine starke Erosion auf. Ihre Ringgebirge sind teilweise so stark zerfallen, daß sie stellenweise nicht mehr erkennbar sind. Den Überreste der Kraterwälle fehlen die typischen bizarren Felsformationen. Sie sehen meist recht abgeschliffenund verfallen aus.

Diese Verwitterung ist natürlich nicht, wie bei der Erde, durch Wind und Wasser entstanden, sondern aufgrund des ununterbrochenen, fast 500 Millionen Jahre andauernden Bombardements vom Meteoriten und dem damit ausgeworfenen Gestein beim Aufschlag auf die poröse Mondoberfläche.

Julius Caesar	Boscovich	Gauricus

Bei mittelalten (4,1 - 4 Mrd. Jahre) Kratern sind die Erosionen weit weniger fortgeschritten. Die Strukturen sind deutlicher erkennbar. Gerade die Kraterwälle zeigen deutlich mehr Details. Oft kann man in ihnen eine terassenförmige Struktur oder in der Kratermitte ein zentrales Gebirge erkennen.

Junge Krater (3,5 - 4 Mrd. Jahre) zeichnen sich durch sehr scharfe Kanten, besonders am Kraterrand und oftmals auch in der direkten Kraterumgebung aus. Ihr Schattenwurf am Terminator zeigt oftmals eine bizarre Form der Ringgebirge mit spitzen Kanten und engen Tälern.

Sehr junge Krater (< 3,5 Mrd. Jahre) verraten sich zusätzlich durch einen typischen, hellen Strahlenkranz.

Kepler mit Strahlenkranz	Tycho	Tycho mit Strahlenkranz

Geisterkrater

Geisterkrater sind Krater, die nahezu komplett von Lava überflutet sind, so dass nur noch der oberster Teil vom Ringgebirge fragmentarisch sichtbar ist. Sie sind sehr flache Gebilde und sind nur  in Terminatornähe erkennbar. Ihre Höhe erreicht nur wenige 100 Meter.

Geisterkrater Kies	Geisterkrater Stadius

Je nach Größe der Kraters wird in folgende Gruppen unterschieden:

Becken

Becken sind die größten Einschlagsysteme auf dem Mond. Sie entstanden in der Frühzeit der Kraterbildung (4.3 Mrd. Jahre). Sie sind vergleichbar mit den Becken, die heute die Meere bilden, nur daß sie nicht von Lava überflutete wurden. Es sind ringförmige, meist stark erodierte Wallanlagen mit einem Durchmesser von mehr als 400 km. 

Ballybecken

Wallebenen

Wallebenen sind mächtige Einzelkrater mit einem Durchmesser von 100km bis 400km.  Meist sind sie sehr alt (4.3 - 4.2 Mrd. Jahre) und deshalb von Erosion deutlich gekennzeichnet. Ihre Ringwälle sind oft zerfallen oder fehlen sogar stellenweise. Im Vergleich zum Kraterdurchmesser erscheinen die Ringgebirge eher niedrig. Das täuscht, Höhen von über 3000 m sind keine Seltenheit. Der Kraterboden ist meist flach und des öfterenlavaüberflutet und mit kleineren Einschlägen versehen. Nicht selten zeigen sich dort auch feine Rillen oder Rillensysteme. Meist fehlt jedoch ein typisches,  ausgeprägtes massives Zentralgebirge. Dafür findet man eher kleinere Hügel oder Hügelgruppen. Die Walleben sind so groß, dass ihr Bodenprofil der Krümmung der Mondoberfläche folgt. Das bedeutet, dass man von der Kratermitte aus die umliegenden Ringgebirge nicht mehr sehen kann. Sie legen bereits unter dem Horizont.

Zu den typischen Vertretern von Wallebenen zählen u.a. Clavius,  Ptolemaeus oder Plato

Clavius	Ptolemaeus	Plato

Krater

Alle Einschläge von 10-100 km bezeichnet man als Krater. Sie haben sehr gut ausgeprägte Ringgebirge. Die Außenhänge der Krater sind reich strukturiert und können eine Höhe von mehr als 4000m erreichen. Der Schattenwurf spiegelt das Relief desRinggebirges mit den  unregelmäßig, zerklüfteten Kanten, Gipfeln und Einschnitten. Um den Krater herum findet sich häufig Auswurfmaterial, das beim Einschlag des Asteroiden entstanden ist. Bei vielen größeren Kratern sind die Kraterwälle auf der Innenseite terassenförmig abgestuft. Der Kraterboden liegt deutlich tiefer (500 - 1000 m) als die Umgebung außerhalb. Meist ist er uneben, gestuft,  oder enthält große Gesteinsbrocken und Felsfragmente. Auch Rillen oder ganze Rillensysteme können auftreten. Markante Zentralgebirge oder Gebirgsgruppen in der Kratermitte sind keine Seltenheit. Trotz ihres imposanten, majestätischen Anblicks erreichen sie nicht die Höhe des umliegenden Ringgebirges.

Zu den schönsten Kratern zählen Kopernikus, Eratostenes und Arzachel.

Copernicus	Eratostenes	Arzachel

Kleinkrater

Unzählige Krater mit wenigen Kilometern Durchmesser finden sich auf der Mondoberfläche.
Eine große Zahl dieser Kleinkrater ähnelt sich sehr stark und bilden deshalb eine eigene Gruppe, die sogenannten Kratergruben. Sind kreisrund und schüsselförmig. Ihr Querschnitt bildet nahezu ein Kreissegment. Das umgebende Ringgebirge ist strukturlos und hat überall eine gleichmäßige Höhe. Die meisten dieserWälle heben sich ca. 500-1000 m von der umgebenden Landschaft hervor. Auch an der Kraterinnenseite zeigen sich keinerlei Auffälligkeiten. Zentralberge fehlen. Der Rand des Schattens, der von den umgebenden Ringgebirgen in den Krater fällt, gleicht einer harmonischen, je nach Sonneneinfall gebogenen Linie, ohne markante Details.

Die andere Gruppe von Kleinkrater unterscheidet sich deutlich von den Kratergruben. Sie sind vergleichbar mit verkleinerten Wallebenen oder Kratern und haben reich strukturierte Kraterwälle. Nur sehr selten findet man jedoch bei diesen Kratertyp eine terrassenförmige Struktur.

Kratergruben

Kleinstkrater

Diese Gruppe bis zu einer Größe von 1 km wird auch als Pits bezeichnet. Die meisten von ihnen sind recht schwer zu beobachten und bieten im Teleskop auch fast keine Details mehr. Von der Form ähnelndie meisten von ihnen den Kratergruben. Sie sind also kreisrunde, strukturlose Einschlägen. Es gibt aber unter den Pits trotzdem recht interessante Variationen in Form von Kraterketten oder Kraterrillen die oft aus Dutzenden von Kleinstkratern bestehen.

Bei vielen Domen befindet sich, ähnlich wie an irdischen Vulkanen, am Gipfel ein kleiner Krater mit nur wenigen 100m Durchmesser.

Kraterrillen und Dompits sind im Gegensatz zu den anderen Kratern keine Meteoriteneinschläge sondern Relikte aus der einst vulkanischen Tätigkeit des Mondes.

Perlschnur	Dom Millichius pi

Auf der Mondoberfläche gibt es eine beachtliche Anzahl von unterschiedlichen Rillen und Rillensysteme.
Prinzipiell können  zwei Hauptarten, Lavarillen und Risse unterschieden werden.

Dieser Typ von Rillen ist vulkanischen Ursprungs. Es sind ehemalige sind Lavahöhlen mit eingebrochener Decke. Zu Urzeiten gab es auf dem Mond Lava die, ähnlich wie die irdische bei einem Vulkanausbruch, in Magmaflüssen langsam dahinglitt.

Ein sehr schönes Beispiel für den ehemaligen Mondvulkanismus ist die Umbebung des flachen Doms Birt E, nahe der Rupes Recta. Er hat einen deutlich aufgebrochenen Gipfelkrater, und auf der Südostseite fehlt ein Teil seines Walles. Daraus schließt sich eine ca. 100 km lange Rille an.

Zu Urzeiten befand sich im Inneren des Doms eine große, flüssigeLavablase. Der damit verbundene immense Druck nahm immer weiter zu, bis der Dom schließlich auseinanderbrach. Die dünnflüssige Lava strömteheraus und suchte sich ihren Weg über die ebene Mondlandschaft zu tieferen Regionen. Der Dom lieferte genug Lava nach, so daß sich so ein fortlaufenderLavafluß bilden konnte.
Durch die große Hitze schmolz sich der Magmastrom leicht in die Mondoberfläche ein und bildete somit ein unserer irdischen Flüsse vergleichbares, vulkanisches Gegenstück (Abb1). An der Oberfläche kühlte die Lava etwas schneller ab, so daß der Lavafluß oben zähflüssiger und damit langsamer wurde als in tieferen Lagen (Abb 2). Im Laufe der Zeit erstarrte die Lava dann an der Oberfläche vollständig, so daß sich eine harte, aber dünne Schicht über der nun unterirdisch weiterfliessende Magma bilden konnte (Abb.3). Als sich viele Millionen Jahre später der Magmaausfluß langsam zurückbildete, bleibt von dem unterirdischen Lavastrom nur noch eine leere, aber oftmals sehr lange, röhrenförmige Höhle übrig (Abb4). Durch Mondbeben kann die dünne Decke leicht einstürzen (Abb5).

1) Lavastrom   2) Abkühlen   3) Decke erstarrt   4) Druckabfall   5) Einstürzen der Decke

Diese so entstandenen Rillen kommen  ausschließlich auf den ebenen, lavaüberfluteten Mondgebieten (Meere) und auf  lavagefüllten Kraterböden vor. Auf den Hochländern und Kontinenten fehlen sie vollständig. Ihre Form ist oft sehr eigenwillig bis hin zu komplexen Rillensystemen. Ihre Breite liegt zwischen einigen 100m bis hin zu 1-2 km, jedoch kann ihre Länge mit bis zu einigen 100 km ganz beträchtlich sein.

Triesnecker Rillensystem

Durch seismische Aktivitäten, sowie dem Abkühlen und dem damit verbundene Schrumpfen von Lavafeldern können im Gestein gewaltigeSpannungen entstehen. Diese erzeugen tiefe, vertikale Risse in der Mondkruste.Je nach Beschaffenheit des Gesteins und der Spannungen können sichdaraus auch ganze Systeme von solchen Rissen bilden. Solche Spannungsrisse findet man sowohl  am Rand von Meeren als auch quer durch die Kontinentelaufend. Meist haben sie eine annähernd gerades oder leicht gebogenes Erscheinungsbild. Selbst Kraterwälle, einzelne Berge, Höhenrücken,sogar Gebirge können von solchen Rillen aufgerissen und zerteilt werden.An dieser Eigenschaft kann man sie gut von den Lavarillen unterscheiden.

Am Ostrand des Mare Tranquilitatis sowie an der Westseite des Mare Homorum zeigen sich mächtige Systeme von parallel laufeden Rillen. Obwohl sie die Mondkruste teilweise kilometertief spalten, sind sie alle soweit verschüttet, das sie heutzutage eine Tiefe von nur wenigen 100 Metern aufweisen. Man darf sich solche Risse nicht wie eine steile Schlucht vorstellen, die abrupt die Landschaft trennt, sondern eher als ein breites Flußtal, mit sanft ansteigenden Talhängen. Mächtige Risse, wie die Areadaeus-Rille werden bis zu mehreren 100 km lang und können eine Breiten von bis zu 5 km vorweisen, die meisten kleineren sind jedoch deutlich kürzer und haben aber nur selten mehr als 2-3 km Breite.

Spannungen im Boden	Bildung von einzelnen Rissen	Bildung von parallelen Rissen

Rima Areadaeus	Rimae Hippalus	Arzachel

Kraterrillen sind sehr außergewöhnliche Rillen, da sie aus vielen zusammenhängenden Klein- und Kleinstkratern bestehen. Es gibt nur zwei Vertreter davon, die beide in lavaüberfluteten Gebieten (  Meeren  ) zu finden sind. Dies erhärtest den Hinweis, daß ihr Ursprung vulkanisch ist.
Bei den Kraterrillen handelt es sich um eine besondere Abart von Lavarillen. Auch hier hat sich ein unterirdisch fließender Magmastrom eine lange Rille gegraben. Aufgrund der Bodenbeschaffenheit bildeten sich im Lavastrom kleinere Becken, also unterirdische Magmaseen mit bis zu 5 km Durchmesser. Als sich viele Millionen Jahre später der Lavafluß zurückbildete, stürzten die Decke der Lavahöhle zusammen mit den unterirdischen Becken ein. Das nachrutschende Materials erzeugte an der Oberfläche eine Rille mit Vertiefungen (Kleinstkratern), ähnlich den irdischen Dolinen.

Perlschnur	Hyginus Rille

Kraterketten oder Catenae sind linienförmige Anordnungen von Dutzenden von Klein- und Kleinstkratern. Ihr Abstand beträgt dabei oft nur einige 100 m bis hin zu wenigen Kilometern.

Catenas sind relativ selten. Auf der sichtbaren Mondseite gibt es lediglich acht Stück, die mit einem Amateurteleskop gesichtet werden können. Auf der Mondrückseite treten sie jedoch deutlich häufiger, auch mit Kraterdurchmesser von weit mehr als 10 km, auf.

Bei den Catenas handelt es sich um Einschläge von Kometenkernfragmenten. Bei der Annährung an das Erde-Mond-System kann ein Kometenkern durch die Schwerkraft der beiden Himmelskörper zerrissen werden und bildet so eine Trümmerwolke. Nacheinander stürzen dann diese Fragmente auf den Mond und bilden so diese markanten Einschlagstrukturen.

Im Jahre 1996 konnte man so ein seltenes Ereignis bei dem Planeten Jupiter beobachten: Der Komet Shoemaker-Levi 9 zerplatze ebenfalls durch die enorme Gravitationswirkung des Riesenplaneten. Seine Fragmente stürzte dann im Anstand von wenigen Stunden auf den Planeten. Wenn Jupiter nicht aus Gas bestehen würde, sondern eine feste Oberfläche hätte, dann wären die Wissenschaftler Zeuge bei der Entstehung einer neuen Catena gewesen.

Zu den auffälligsten Kraterketten auf dem Mond zählt die Catena Abulfeda, die aus rund 45 Einzelkratern besteht, und eine Länge von mehr als 200 km aufweist.

Catena Abulfeda

Seen (Lacus)

Ein Lacus ist ähnlich wie ein Meer, eine lavaüberflutete Gegend. Im Gegensatz zu den Meeren sind die Seen jedoch deutlich kleiner. Seen können sowohl Teil eines Meeres sein, als auch einzeln auftreten.
Eine geologische Unterscheidung zwischen Seen, Sümpfe und Buchte gibt es nicht. Die frühere Namensgebung wird beibehalten.

Lacus Mortis

Als Sumpf bezeichnet man kleine, lavaüberflutete Gebiete. Sie sind kleiner als Meere. Sümpfe können sowohl Teil eines Meeres sein, als auch einzeln auftreten.

Palus Epidemiarum

Eine Bucht ist ein Teil eines Meeres, das von drei Seiten von Gebirgen oder Höhenrücken umgeben ist.

Sinus Iridium	Sinus Honoris

Laut Definition ist ein Kap das Ende eines Landes oder Kontinents, welches dann ine Meer übergeht. Auf dem Mond wird die Bezeichnung jedoch nicht besonders streng benutzt. Neben den echten Kaps werden auch einige Gipfel oder Einzelberge fälschlicherweise so bezeichnet.

Kap Laplace	Kap Agazzis

Zu den eindrucksvollste Strukturen auf der Mondoberfläche zählen die Gebirge. Man findet sie bevorzugt am Rand der großen Meere. Entlang des Mare Imbriums erstreckt sich die majestätische Kette der Apennin mit Gipfelhöhen von mehr als 6000 m. Die Gebirgsmassive zählen zu den ältesten Strukturen auf dem Mond. In der Frühzeit der Mondgeschichte, vor mehr als 4,3 Mrd. Jahren, sind vereinzelt extrem große (ca. 100 km Durchmesser) Meteoriten auf den Mond eingeschlagen. Sie erzeugten Krater mit einerGröße von mehr als 1000 km. Am Rande dieser riesigen Kraterwurden mächtige Ringgebirge aufgeworfen.
In späterer Zeit füllten sich diese riesigen  Einschlagbecken fast vollständig mit Lava, so dass nur die umgebenden Reste der einst noch mächtigeren Ringgebirge übrig blieben.
Die Mondgebirge unterscheiden sich recht deutlich von denen auf unserem Planeten. Ihnen fehlen die typischen, breiten Täler die durch Wasser, Erosion und Gletscherschliff entstanden sind. DieHänge der Mondgebirge steigen nur relativ sanft an. Obwohl sie am Terminator, durch den niedrigen Sonnenstand, sehr steil und bizarr wirken, haben sie selten eine Neigung von mehr als 20°, ganz selten erreichen sie 30°.
Auf dem Mond sind 20 Gebirgsketten katalogisiert worden.

Montes Apennin

Einzeln stehende Berge und kleinere Berggruppen findet man ausschließlich in den Meeren und Ozeanen.
Es sind lavaüberflutete Bergketten, bei denen nur noch die höchsten Spitzen aus den erstarrten Ebenen herausragen. Die schönsten Einzelberge findet man auf der Nord- und Westseite des Mare Imbriums. Mons Piton hat eineHöhe von 2300m bei einer Basisausdehnung von rund 25 km. Auf dem Gipfel findet man einen kleinen Krater von ca. 2 km Durchmesser. Sehr steil und bizarr wirken die Schattenwürfe des Spitzbergen-Gebirges (60km, 1500m), obwohl ihre Hangneigungen nicht mehr als 30 Grad betragen. Oft findet man in der Gegend von Bergen auch Meeresrücken.

Mons Piton	Montes Spitzbergen	Montes Teneriffa, Mons Pico

Die Einzelberge im Mare Imbrium bilden zusammen mit den Dorsa eine großflächige, halbkreisförmige Struktur, die sich bis zu den Montes Recti erstreckt. Dies sind die wenigen Überreste längst überfluteter, mächtiger Gebirgswälle von den Einschlagbecken aus der Frühzeit (4.3 Mrd. Jahre) der Mondgeschichte.

Berge und Dorsa im Mare Imbrium	Verlauf des Überfluteten Gebirges

Auf der Mondoberfläche treten eine sehr imposante, längliche Vertiefungen auf, die sogenannten Täler. Sie können sowohl eine gerade, als auch eine gewundene Form aufweisen. Unsere irdische Täler sind fast ausnahmslos durch Wassererosion entstanden. Auf dem Mond haben sie jedoch eine andere Herkunft. Je nach Entstehung können wir zwischen drei Arten von Mondtälern unterscheiden:

Einbruchstäler

Der einzige Vertreter dieses Typs ist das Vallis Alpes (Alpental). Zu früheren Zeiten glaubte man, daß seine Entstehung mit einem extrem flach auftreffenden Meteoriten zu erklären ist, der sozusagen über die Mondoberfläche entlang geschlittert ist und alles was ihm in dem Weg gekommen ist, weggerissen hat. Geologisch ist dies jedoch nicht mehr zu halten. Alleine schon die Länge des Tals von fast 170 km  und die Breite von etwa 10 km spricht dagegen. Die Mondkrümmung ist hierbei schon so extrem, daß der vermeintliche Meteorit einen Bogen hätte fliegen müssen, um ein Tal in dieser Länge zu erzeugen. Zudem müsste deutlich mehr Auswurfmaterial  in der Umgebung des Alpentals herumliegen.
Seine Entstehung hat einen anderen Grund und ist geologisch mit der des badischen Rheingrabens eng vergleichbar. Es handelt sich um einen Bodeneinbruch.
Durch seismische Aktivitäten können im Gestein gewaltige Spannungen entstehen. Diese erzeugen tiefe, vertikale Risse in der Mondkruste. Je nach Beschaffenheit des Mondbodens können sich auch parallele Risse im Abstand von wenigen Kilometern bilden. Wenn der Abstand der Risse mit zunehmender Tiefe größer wird, dann finden dazwischenliegende Bodenschichten keinen Halt mehr und sacken unter ihrem eigenen Gewicht  ab. Solche Täler haben eine gerade, durchgehende Form mit ebenen Grund.

Spannungen im Boden	Bildung von tiefen Rissen	Absacken des dazwischenliegenden Bodens

Lavatäler

Die Entstehung von Lavatälern ist identisch mit der von Lavarillen. Es sind eingestürzte, ehemalige unterirdische Lavahöhlen. Sie unterscheiden sich von den Lavarillen nur durch ihre Größe. Das einzige Lavatal auf der sichtbaren Mondseite ist das Vallis Schroeteri (168km / 2-8km). Lavatäler kann man an der typisch gewundenen,flußbettähnlichen Form von den anderen beiden Typen gut unterscheiden.
Das Schrötertal beginnt unweit eines der größten Vulkankrater auf dem Mond, dem lavagefüllten Herodotus, an einer ca. 10 km großen Caldera. Zwischen dem Herodotus und der Caldera befindet sich ein ca. 10 km  breites, aber sehr flaches Tal. Möglicherweise besteht heute noch darunter eine unterirdische Verbindung (Lavahöhle) vom Horodots zum Schrötertal. Die Entstehung des Schrötertals ist also sehr eng mit der vulkanischen Aktivität von Herodotus gekoppelt. Der ablaufende Lavastrom hat sich hier ein beeindruckendes Tal geschaffen. Das Tal wird mit zunehmender Länge immer schmäler. Ein schöner Hinweis für die dann immer langsamer fließende Lava. Im inneren des Schrötertals befindet noch eine feine Rille, die mit Amateurteleskopen praktisch nicht sichtbar ist. Offenbar ist der Vulkan nach einer längeren Ruhepause, in der sich das Schrötertal  gebildet hat, nochmals aktiv geworden. Der nun austretende, schwächere Lavastrom folgte dem Tal seines Vorgängers und hinterließ darin eine kleine Lavarille

Kratertäler

Dies ist der häufigste Typ von Mondtälern. Sie bestehen aus einer geraden Anordnung von sich überlappenden Kratern mittleren Durchmessers. Diese Kratertäler können eine beachtliche Länge erreichen. So hat z.B. das Vallis Snellius eine Länge von fast 600 km bei einer durchschnittlichen Breite von 30 km.
Man nimmt an, daß diese Kratertäler ähnlich entstanden sind, wie die Kraterketten, nur daß die Einschlagfragmente deutlich größer gewesen sind. Das bekannteste Kratertal ist das Vallis Rheita. Es zählt zu den mittelalten Strukturen. Einerseits unterbricht das Vallis Rheita den südlich liegenden Krater Young. Jedoch bildete sich der Krater Rheita erst nach der Entstehung des Tals. Sein Ringgebirge zerdrückte die Hänge des Vallis Rheita.

Vallis Alpes (Einbruchstal)	Vallis Schroeteri (Lavatal)	Vallis Rheita (Kratertal)

Dome findet man ausschließlich auf den lavaüberfluteten Mondgebieten, also in Ozeanen, Meeren, Seen und Sümpfen.
Sie sind vergleichbar mit den Vulkanen auf unserem Planeten, unterscheiden sich in der Form aber deutlich von ihren. Die irdischen Vulkane besitzen oft einen kegelförmigen, steilen Berg, der an der Spitze eine Krateröffnung aufweist. Bei einem Ausbruch werden daraus je nach Vulkantyp Lava, Schlamm oder Asche ausgestoßen.
Die Mondvulkane gleichen eher flache Kuppen mit einem Durchmesser von 5-30 km. Ihre Höhe ist jedoch mit nur wenigen 100 m sehr gering. Dome lassen sich darum nur in unmittelbarer Terminatornähe beobachten. Sie sind allesamt schon vor langer Zeit, vor mehr als 3 Mrd. Jahren, erloschen. Etwa die Hälfte der Dome hat am Gipfel einen kleinen Krater von ca. 500-1000 m Durchmesser. Um die Dome herum fehlen die typischen Lavafelder,wie wir sie von  irdischen Vulkanen kennen. Nichts deutet darauf hin,daß dort jemals Eruptionen stattgefundenen haben.
Diese Dome sind Bodenerhebungen von unterirdischen Lavablasen. Kurz nach dem Überfluten der großen Becken und dem damit verbundenen Entstehen der Meere haben sich noch viele unterirdische Lavakanäle bilden können. Wenn ein solcher Kanal einstürzt oder sonstwie verstopft, dann übt die nachfolgend fließende Lava einen gewaltigen Druck aus. Dieser kann sich durch ein Anheben des Mondbodens entladen. In Laufe der Zeit kann es zu einem Rückgang des Magmaflusses und damit zu einem Druckabfall in der Lavahöhle kommen. Der so entstandenene Hohlraum kann leicht einstürzen. Durch das Nachsinken des Materials bildet sich am Gipfel des Doms eine Mulde, der sogenannte Dompit oder Craterlet.

Unterirdische Lavablase	Druckabfall	Einstürzen der Domdecke

Bei den Domen ohne Gipfelkrater wird vermutet, daß sich die Lavablase im laufe der Zeit soweit abkühlen und erstarren konnte, daß sie ein Einbrechen der Decke verhinderte. Kraterlose Dome werden auch als Schilde bezeichnet.
Eine ganze Gruppe von sechs Domen findet man nahe des Kraters Hortensius. Einer von ihnen besitzt sogar zwei Gipfelkrater. Ein recht interessantes Gebilde liegt am Anfang der Rima Birt. In der Lavablase im inneren des Doms Birt E baute sich einst ein solch immenser Druck auf, daß dieser auseinander brach. Die daraus austretende Lava grub sich eine 50 km lange Rille.

Dome bei Archimedes	Dom Milichius pi	Domgruppe bei Hortensius

Der Name Steilhängetäuscht. Auch wenn diese Gebilde den Anschein einer plötzlichen, senkrecht abfallenden Felskante haben, sind sie in Wirklichkeit nur sanft abfallende Hänge mit einem  Neigungswinkel  von rund 30- 45°. 
Es lassen sich die folgende zwei Typen von Steilhänge unterscheiden: 

Ehemalige Ringgebirge von Mondbecken

Von den ehemaligen Becken und Ringgebirgen bildet die Rupes Altai die mächtigste Furche. Sie umgibt das Mare Nectaris in Form eines konzentrischen Walles, der jedoch nur noch im Südosten markant empor steht. Diese Furchen zählen zu den ältesten Strukturen auf der Mondoberfläche und sind kurz nach der Mondentstehung durch den Einschlag von gewaltigen Meteoriten entstanden. Ihre Länge beträgt 480 km bei einer Höhe von durchschnittlich 1000 m. Ihr Erscheinungsbild erinnert eher an das bizarre Relief einer Gebirgskette. Einige ihrer Gipfel können sich bis zu 3000m in die Höhe erstrecken.
Auf der Mondvorderseite gibt es drei weitere Vertreter dieses Typs: Rupes Kelvin (78 km), Rupes Liebig (37 km), und die Rupes Mercator (93 km).

Geländestufen

Die Geländestufen sind im Vergleich dazu deutlich kürzer und niedriger. Auch zeigt sich ihr Profil deutlich glatter. Auf der sichtbaren Mondseite gibt es nur drei Vertreter dieses Typs. Die größte und bekannteste ist die Rupes Recta (134km/300m) gefolgt von der Rupes Cauchy (120km/300m) und der Rupes Toscanelli (70km/200m). Diese Bodenfalten findet man ausschließlich in den Meeren, so daß die Entstehung eng mit der Lavaüberflutung dieser Gebiete zusammenhängt.

Rupes Altai	Rupes Recta (Schwert auf dem Mond)	Rupes Kelvin

Auf dem Mond gibt es eine sonderbare Bodenaufhellung, das Reiner Gamma, mit einer Größe von 30 x 20 km. Sie zeigt  auch bei flach einfallendem Licht keinerlei Schattenwurf. Es wurde von der Sonden Lunar Orbiter überflogen und aus nächster Nähe fotografiert und vermessen. Es handelt sich hierbei offenbar um eine sehr helle, ebene Staubschicht, die auf dem dunkleren Untergrund liegt. Nahaufnahmen der Sonden lassen jedoch keinerlei Hinweise auf vulkanische Aktivitäten oder den Einschlageines Meteoriten erkennen, der zur Bildung dieser rätselhaften Strukturen beitragen hätte können.

Reiner Gamma

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