Geologie Měsíce -Geology of the Moon

Geologická mapa Měsíce s obecnými rysy zabarvenými podle věku, kromě případu Maria (modrá), KREEP (červená) a dalších speciálních prvků. Nejstarší až nejmladší: Aitkenian (růžová), Nectarian (hnědá), Imbrian (zelená/tyrkysová), Eratosthénská (světle oranžová) a Copernican (žlutá).

Geologie Měsíce (někdy nazývaná selenologie , ačkoli druhý termín může obecněji odkazovat na „ měsíční vědu “) je zcela odlišná od geologie Země . Měsíc postrádá skutečnou atmosféru a nepřítomnost kyslíku a vody eliminuje erozi způsobenou počasím . Místo toho je povrch erodován mnohem pomaleji díky bombardování měsíčního povrchu mikrometeority . Nemá žádnou známou formu deskové tektoniky , má nižší gravitaci a díky svým malým rozměrům rychleji chladne. Kromě dopadů byla geomorfologie měsíčního povrchu formována vulkanismem , o kterém se nyní předpokládá, že skončil před méně než 50 miliony let. Měsíc je diferencované těleso s kůrou , pláštěm a jádrem .

Tom Watters, hlavní vědec Smithsonian Institution, hovoří o nedávné geologické aktivitě Měsíce.
Snímek Měsíce ve falešných barvách pořízený orbiterem Galileo s geologickými rysy.  Foto NASA
Stejný obrázek s použitím různých barevných filtrů

Geologické studie Měsíce jsou založeny na kombinaci pozorování pozemských dalekohledů , měření z obíhajících kosmických lodí , měsíčních vzorků a geofyzikálních dat. Šest míst bylo odebráno přímo během přistání v programu Apollo v letech 1969 až 1972, které vrátilo 382 kilogramů (842 lb) měsíční horniny a měsíční půdy na Zemi Kromě toho tři robotické sovětské kosmické lodě Luna vrátily dalších 301 gramů (10,6 oz) vzorků. a čínský robot Chang'e 5 vrátil vzorek o hmotnosti 1 731 g (61,1 oz) v roce 2020.

Měsíc je jediné mimozemské těleso, pro které máme vzorky se známým geologickým kontextem. Na Zemi bylo rozpoznáno několik měsíčních meteoritů , ačkoli jejich zdrojové krátery na Měsíci nejsou známy. Podstatná část měsíčního povrchu nebyla prozkoumána a řada geologických otázek zůstává nezodpovězena.

Elementární složení

Mezi prvky, o kterých je známo, že se vyskytují na měsíčním povrchu, patří mimo jiné kyslík (O), křemík (Si), železo (Fe), hořčík (Mg), vápník (Ca), hliník (Al), mangan (Mn) a titan (Ti). Mezi ty hojnější patří kyslík, železo a křemík. Obsah kyslíku se odhaduje na 45 % (hmotnostních). Zdá se, že uhlík (C) a dusík (N) jsou přítomny pouze ve stopových množstvích z depozice slunečním větrem .

Chemické složení lunárního povrchu
Sloučenina Vzorec Složení
Maria Vrchovina
oxid křemičitý SiO2 _ 45,4 % 45,5 %
oxid hlinitý Al203 _ _ _ 14,9 % 24,0 %
Limetka CaO 11,8 % 15,9 %
oxid železitý FeO 14,1 % 5,9 %
magnézie MgO 9,2 % 7,5 %
oxid titaničitý TiO2 _ 3,9 % 0,6 %
oxid sodný Na20 _ _ 0,6 % 0,6 %
  99,9 % 100,0 %
Data neutronové spektrometrie z Lunar Prospector ukazují přítomnost vodíku (H) koncentrovaného na pólech .
Relativní koncentrace různých prvků na měsíčním povrchu (v hmotnostních %)
Relativní koncentrace (v hmotnostních %) různých prvků na měsíčních vysočinách, měsíčních nížinách a Zemi
Relativní koncentrace (v hmotnostních %) různých prvků na měsíčních vysočinách, měsíčních nížinách a Zemi

Formace

Po dlouhou dobu byla základní otázkou historie Měsíce jeho původ . Časné hypotézy zahrnovaly štěpení ze Země, zachycení a koakreci . Dnes je hypotéza obřího dopadu široce přijímána vědeckou komunitou.

Geologická historie

Útesy v měsíční kůře naznačují, že se Měsíc v geologicky nedávné minulosti globálně zmenšil a zmenšuje se dodnes.

Geologická historie Měsíce byla definována do šesti hlavních epoch, nazývaných lunární geologická časová osa . Počínaje asi před 4,5 miliardami let byl nově vytvořený Měsíc v roztaveném stavu a obíhá mnohem blíže k Zemi, což má za následek slapové síly . Tyto slapové síly deformovaly roztavené tělo do elipsoidu s hlavní osou směřující k Zemi.

První důležitou událostí v geologickém vývoji Měsíce byla krystalizace blízkého globálního oceánu magmatu. Není s jistotou známo, jaká byla jeho hloubka, ale několik studií naznačuje hloubku asi 500 km nebo větší. Prvními minerály, které se v tomto oceánu vytvořily, byly křemičitany železa a hořčíku olivín a pyroxen . Protože tyto minerály byly hustší než roztavený materiál kolem nich, potopily se. Poté, co byla krystalizace dokončena asi ze 75 %, vykrystalizoval a plaval méně hustý anortositický plagioklasový živec , čímž se vytvořila anortositická kůra o tloušťce asi 50 km. Většina oceánu magmatu rychle vykrystalizovala (během asi 100 milionů let nebo méně), i když poslední zbývající magmata bohatá na KREEP , která jsou vysoce obohacena nekompatibilními a teplo produkujícími prvky, mohla zůstat částečně roztavená po několik set milionů (neboli možná 1 miliardu) let. Zdá se, že poslední magma bohatá na KREEP magmatického oceánu se nakonec soustředila v oblasti Oceanus Procellarum a pánve Imbrium , jedinečné geologické provincii, která je nyní známá jako Procellarum KREEP Terrane .

Rychle poté, co se vytvořila měsíční kůra, nebo i když se tvořila, se začaly tvořit různé typy magmat, které daly vzniknout noritům a troktolitům Mg - suite , i když přesné hloubky, ve kterých k tomu došlo, nejsou přesně známy. Nedávné teorie naznačují, že plutonismus Mg-suite byl z velké části omezen na oblast Procellarum KREEP Terrane a že tato magmata jsou nějakým způsobem geneticky příbuzná s KREEP, ačkoli jejich původ je ve vědecké komunitě stále velmi diskutován. Nejstarší z Mg-suite hornin mají krystalizační stáří asi 3,85 Ga . K poslednímu velkému nárazu, který se mohl vyhloubit hluboko do kůry ( povodí Imbrium ), však došlo také při 3,85 Ga před současností. Zdá se tedy pravděpodobné, že plutonická aktivita Mg-suitu pokračovala mnohem delší dobu a že mladší plutonické horniny existují hluboko pod povrchem.

Zdá se, že analýza měsíčních vzorků naznačuje, že významné procento měsíčních dopadových pánví se vytvořilo ve velmi krátkém časovém období mezi asi 4 a 3,85 Ga. Tato hypotéza je označována jako měsíční kataklyzma nebo pozdní těžké bombardování . Nyní se však uznává, že ejekty z impaktní pánve Imbrium (jedna z nejmladších velkých impaktních pánví na Měsíci) by se měly nacházet na všech místech přistání Apolla . Je tedy možné, že věky některých impaktních pánví (zejména Mare Nectaris ) mohly být mylně přiřazeny stejnému věku jako Imbrium.

Lunární maria představují starověké povodňové čedičové erupce. Ve srovnání s pozemskými lávami obsahují vyšší množství železa, mají nízkou viskozitu a některé obsahují vysoce zvýšené množství minerálu ilmenitu bohatého na titan . K většině čedičových erupcí došlo před asi 3 a 3,5 Ga, ačkoli některé vzorky klisen mají stáří až 4,2 Ga. Dlouho se předpokládalo, že nejmladší (na základě metody počítání kráterů) pochází z doby před 1 miliardou let, ale výzkum v roce 2010 našel důkazy o erupcích z méně než 50 milionů let v minulosti. Spolu s kobylím vulkanismem přišly pyroklastické erupce , které vypustily roztavené čedičové materiály stovky kilometrů daleko od sopky . Velká část klisny tvořila nebo proudila do nízkých nadmořských výšek spojených s blízkými dopadovými nádržemi. Oceanus Procellarum však neodpovídá žádné známé impaktní struktuře a nejnižší výšky Měsíce v odlehlé pánvi Jižní pól-Aitken jsou klisnou pokryty jen skromně ( podrobnější diskusi viz lunární klisna ).

Měsíc – Oceanus Procellarum („Oceán bouří“)
Starověká riftová údolí – pravoúhlá struktura (viditelná – topografie – gravitační gradienty GRAIL ) (1. října 2014)
Starověká riftová údolí – kontext
Starověké rift valleys – detailní záběr (umělecký koncept)

Dopady meteoritů a komet jsou dnes jedinou náhlou geologickou silou působící na Měsíc, i když kolísání zemského přílivu a odlivu na stupnici lunárního anomalistického měsíce způsobuje malé odchylky ve stresech. Některé z nejdůležitějších kráterů používaných v lunární stratigrafii vznikly v této nedávné epoše. Například kráter Copernicus , který má hloubku 3,76 km a poloměr 93 km, se podle odhadů vytvořil asi před 900 miliony let (i když je to diskutabilní). Mise Apollo 17 přistála v oblasti, ve které mohl být odebrán vzorek materiálu pocházejícího z kráteru Tycho . Zdá se, že studie těchto hornin naznačuje, že tento kráter mohl vzniknout před 100 miliony let, i když je to také diskutabilní. Povrch také zažil kosmické zvětrávání v důsledku vysokoenergetických částic, implantace slunečního větru a dopadů mikrometeoritů . Tento proces způsobí, že paprskové systémy spojené s mladými krátery ztmavnou, dokud nebudou odpovídat albedu okolního povrchu. Pokud se však složení paprsku liší od podkladových materiálů kůry (což by se mohlo stát, když je na klisnu umístěn paprsek z „vysočiny“), může být paprsek viditelný mnohem déle.

Po obnovení průzkumu Měsíce v 90. letech 20. století bylo zjištěno, že po celé zeměkouli jsou škarpy způsobené kontrakcí v důsledku ochlazování Měsíce.

Vrstvy a epochy

Na vrcholu měsíční stratigrafické sekvence lze nalézt paprskové impaktní krátery. Takové nejmladší krátery patří do koperníkovské jednotky. Pod ním lze nalézt krátery bez paprskového systému, ale s poměrně dobře vyvinutou morfologií impaktního kráteru. Toto je eratosthénská jednotka. Dvě mladší stratigrafické jednotky lze nalézt ve skvrnách o velikosti kráterů na Měsíci. Pod nimi lze nalézt dvě rozšiřující se vrstvy: klisní jednotky (dříve definované jako procellariánská jednotka) a ejecta a tektonické jednotky související s povodím Imbrium (imbrijské jednotky). Další jednotkou související s impaktní pánví je nektariánská jednotka, definovaná kolem nektariánské pánve. Ve spodní části měsíční stratigrafické sekvence lze nalézt pre-nektariánskou jednotku starých kráterových plání. Stratigrafie Merkuru je velmi podobná lunárnímu případu.

Měsíční krajina

Měsíční krajina se vyznačuje impaktními krátery , jejich vyvržením, několika sopkami , kopci, lávovými proudy a prohlubněmi vyplněnými magmatem.

Vrchovina

Nejvýraznějším aspektem Měsíce je kontrast mezi jeho světlými a tmavými zónami. Světlejšími plochami jsou měsíční vysočiny, které dostávají název terrae (jednotné číslo terra , z latiny země , země ) , a tmavší pláně se nazývají maria (jednotné číslo klisna , z latiny moře ), podle Johannese Keplera , který zavedl tzv. jména v 17. stol. Vysočiny jsou složením anortositické , zatímco maria jsou čedičové . Maria se často shoduje s „nížinami“, ale je důležité poznamenat, že nížiny (jako například v povodí jižního pólu-Aitken ) nejsou vždy pokryty marií. Vysočiny jsou starší než viditelná maria, a proto jsou více poseté krátery.

Maria

Hlavní produkty vulkanických procesů na Měsíci jsou pozorovatelům vázaným na Zemi zřejmé ve formě měsíční marie . Jedná se o velké proudy čedičové lávy , které odpovídají povrchům s nízkým albedem pokrývajícím téměř třetinu blízké strany. Jen několik procent odvrácené strany bylo postiženo kobylím vulkanismem. Ještě předtím, než to potvrdily mise Apollo, si většina vědců již myslela, že maria jsou pláně naplněné lávou, protože mají vzorce proudění lávy a kolapsy připisované lávovým trubicím .

Stáří kobylích bazaltů bylo určeno jak přímým radiometrickým datováním , tak technikou počítání kráterů . Nejstarší radiometrické stáří je asi 4,2 Ga (miliardy let) a stáří většiny nejmladších maria lavas bylo stanoveno na základě sčítání kráterů na asi 1 Ga. Díky lepšímu rozlišení novějších snímků je asi 70 malých oblastí nazývaných nepravidelná klisna skvrny (každá oblast o průměru jen několik set metrů nebo několik kilometrů) byly nalezeny v maria, o kterých počítání kráterů naznačuje, že byly místy sopečné aktivity v geologicky mnohem novější minulosti (méně než 50 milionů let). Objemově se většina klisen tvořila mezi asi 3 a 3,5 Ga před současností. Nejmladší lávy vybuchly v Oceanus Procellarum , zatímco některé z nejstarších se zdají být umístěny na odvrácené straně. Maria jsou zjevně mladší než okolní vysočiny vzhledem k jejich nižší hustotě impaktních kráterů.

Měsíc – Důkaz mladého lunárního vulkanismu (12. října 2014)
Sopečné rýhy poblíž kráteru Prinz
Sopečné dómy v komplexu Mons Rümker
Vrásčité hřebeny v kráteru Letronne

Velká část maria vybuchla v nízko položených impaktních nádržích na blízké straně měsíce nebo do nich vtekla. Je však nepravděpodobné, že by mezi impaktem a kobylím vulkanismem existoval kauzální vztah, protože impaktní pánve jsou mnohem starší (asi o 500 milionů let) než klisna výplň. Kromě toho Oceanus Procellarum , který je největší oblastí kobylího vulkanismu na Měsíci, neodpovídá žádné známé impaktní pánvi. Obecně se uvádí, že důvodem, proč klisna vybuchla pouze na přilehlé straně, je to, že kůra na přilehlé straně je tenčí než na přivrácené straně. Ačkoli změny v tloušťce kůry mohou působit tak, že modulují množství magmatu, které nakonec dosáhne povrchu, tato hypotéza nevysvětluje, proč vzdálená pánev Jižní pól-Aitken , jejíž kůra je tenčí než Oceanus Procellarum, byla jen skromně vyplněna vulkanickými produkty.

Dalším typem ložiska spojeného s marií, i když pokrývá i oblasti vysočiny, jsou ložiska „temného pláště“. Tyto usazeniny nelze vidět pouhým okem, lze je však spatřit na snímcích pořízených z dalekohledů nebo kosmických lodí na oběžné dráze. Před misemi Apollo vědci předpovídali, že jde o ložiska produkovaná pyroklastickými erupcemi. Zdá se, že některá ložiska jsou spojena s tmavými protáhlými popelovými kužely , což posiluje myšlenku pyroklastů. Existenci pyroklastických erupcí později potvrdil objev skleněných kuliček podobných těm, které se nacházejí v pyroklastických erupcích zde na Zemi.

Mnoho z měsíčních bazaltů obsahuje malé díry zvané vezikuly , které byly vytvořeny plynovými bublinami vycházejícími z magmatu za podmínek vakua na povrchu. Není s jistotou známo, které plyny z těchto hornin unikly, ale jedním z kandidátů je oxid uhelnatý .

Vzorky pyroklastických skel mají zelený, žlutý a červený odstín. Rozdíl v barvě označuje koncentraci titanu, kterou hornina má, přičemž zelené částice mají nejnižší koncentraci (asi 1 %) a červené částice mají nejvyšší koncentraci (až 14 %, mnohem více než čediče s nejvyššími koncentracemi). ).

Rilles

Rilles na Měsíci někdy vyplýval z vytvoření lokalizovaných lávových kanálů . Ty obecně spadají do tří kategorií, sestávajících z vlnitých, obloukových nebo lineárních tvarů. Sledováním těchto klikatých proudů zpět k jejich zdroji často vedou ke starému sopečnému průduchu. Jeden z nejpozoruhodnějších sinus rilles je rys Vallis Schröteri , který se nachází na plošině Aristarchus podél východního okraje Oceanus Procellarum . Příklad klikatého rille existuje na místě přistání Apolla 15 , Rima Hadley , nacházející se na okraji pánve Imbrium . Na základě pozorování z mise se obecně má za to, že tato rille vznikla vulkanickými procesy, což je téma dlouho diskutované před misí.

Kopule

Různé štítové sopky lze nalézt na vybraných místech na měsíčním povrchu, například na Mons Rümker . Předpokládá se, že je tvoří relativně viskózní láva, možná bohatá na oxid křemičitý, vyvěrající z lokalizovaných průduchů. Výsledné lunární kupole jsou široké, zaoblené, kruhové útvary s mírným sklonem stoupajícím ve výšce několik set metrů do středu. Obvykle mají průměr 8–12 km, ale mohou mít až 20 km v průměru. Některé z kopulí obsahují na vrcholu malou jámu.

Vrásčité hřebeny

Vráskové vyvýšeniny jsou útvary vytvořené tlakovými tektonickými silami uvnitř marie. Tyto znaky představují vyboulení povrchu a tvoří dlouhé hřebeny napříč částmi maria. Některé z těchto hřebenů mohou rýsovat pohřbené krátery nebo jiné útvary pod Marií. Ukázkovým příkladem takového nastíněného útvaru je kráter Letronne .

Grabens

Grabeny jsou tektonické útvary , které se tvoří pod extenzním napětím. Strukturálně se skládají ze dvou normálních poruch , mezi nimiž je spadlý blok. Většina grabenů se nachází v lunární marii poblíž okrajů velkých dopadových nádrží.

Impaktní krátery

Původ měsíčních kráterů jako impaktních útvarů se stal široce akceptovaným teprve v 60. letech 20. století. Tato realizace umožnila postupné vypracování historie dopadu Měsíce pomocí geologického principu superpozice . To znamená, že pokud kráter (nebo jeho vyvržení) překrývá jiný, musí to být mladší. Množství eroze, kterou kráter zažil, bylo dalším vodítkem k jeho stáří, i když to je spíše subjektivní. Gene Shoemaker přijal tento přístup koncem 50. let 20. století a vzal astronomům systematické studium Měsíce a vložil jej pevně do rukou lunárních geologů.

Impaktní kráterování je nejpozoruhodnějším geologickým procesem na Měsíci. Krátery se tvoří, když se pevné těleso, jako je asteroid nebo kometa , srazí s povrchem vysokou rychlostí (průměrné dopadové rychlosti na Měsíc jsou asi 17 km za sekundu). Kinetická energie nárazu vytváří kompresní rázovou vlnu, která vyzařuje pryč od místa vstupu. Toto je následováno vlnou zředění , která je zodpovědná za vyvržení většiny vyvrženého materiálu z kráteru. Nakonec dochází k hydrodynamickému odskoku podlahy, který může vytvořit centrální vrchol.

Tyto krátery se objevují v kontinuu průměrů na povrchu Měsíce, velikosti od malých důlků až po obrovskou pánev Jižní pól – Aitken o průměru téměř 2 500 km a hloubce 13 km. Ve velmi obecném smyslu sleduje měsíční historie impaktních kráterů trend zmenšování velikosti kráterů s časem. Zejména největší impaktní pánve byly vytvořeny během raných období a ty byly postupně překryty menšími krátery. Rozdělení frekvence velikosti (SFD) průměrů kráterů na daném povrchu (to znamená počet kráterů jako funkce průměru) přibližně odpovídá mocninnému zákonu s rostoucím počtem kráterů s klesající velikostí kráterů. Vertikální poloha této křivky může být použita k odhadu stáří povrchu.

Lunární kráter King vykazuje charakteristické rysy velké impaktní formace se zvednutým okrajem, sesouvajícími se okraji, terasovitými vnitřními stěnami, relativně plochou podlahou s několika kopci a centrálním hřebenem. Centrální hřeben ve tvaru Y má neobvykle složitý tvar.

Nejnovější nárazy se vyznačují dobře definovanými rysy, včetně ostrohranného ráfku. Malé krátery mají tendenci tvořit miskovitý tvar, zatímco větší dopady mohou mít centrální vrchol s rovnou podlahou. Větší krátery obecně vykazují sesouvající se prvky podél vnitřních stěn, které mohou tvořit terasy a římsy. Největší nárazové nádrže, vícekruhové nádrže, mohou mít dokonce sekundární soustředné prstence z vyvýšeného materiálu.

Proces dopadu vykopává materiály s vysokým albedem , které zpočátku propůjčují systému kráterů, vyvržení a paprsků jasný vzhled. Proces vesmírného zvětrávání postupně snižuje albedo tohoto materiálu tak, že paprsky s časem slábnou. Postupně kráter a jeho ejekta podléhají impaktní erozi mikrometeoritů a menším impaktům. Tento erozní proces změkčuje a zaobluje rysy kráteru. Kráter může být také pokryt vyvržením z jiných dopadů, které mohou ponořit útvary a dokonce pohřbít centrální vrchol.

Ejekta z velkých impaktů může obsahovat velké bloky materiálu, které znovu impaktují povrch a vytvářejí sekundární impaktní krátery. Tyto krátery jsou někdy vytvořeny v jasně rozeznatelných radiálních vzorech a obecně mají menší hloubky než primární krátery stejné velikosti. V některých případech může celá řada těchto bloků narazit a vytvořit údolí. Ty se liší od katen nebo řetězců kráterů, což jsou lineární řetězce kráterů, které se tvoří, když se nárazové těleso před nárazem rozpadne.

Obecně řečeno, měsíční kráter má zhruba kruhový tvar. Laboratorní experimenty ve výzkumném středisku NASA Ames Research Center ukázaly, že dokonce i dopady z velmi nízkého úhlu mají tendenci vytvářet kruhové krátery a že eliptické krátery se začínají tvořit při úhlech dopadu pod pět stupňů. Nízký úhel dopadu však může vytvořit centrální vrchol, který je odsazen od středu kráteru. Navíc vymrštění ze šikmých dopadů vykazuje charakteristické vzory při různých úhlech dopadu: asymetrie začínající kolem 60˚ a klínovitá „zóna vyhýbání“ bez vymrštění ve směru, ze kterého projektil vycházel počínaje kolem 45˚.

Krátery s tmavým halo se tvoří, když náraz vyhloubí spodní albedový materiál z pod povrchu a poté ukládá tento tmavší výron kolem hlavního kráteru. K tomu může dojít, když oblast tmavšího čedičového materiálu, jako je ta nalezená na maria , později pokryje světlejší výron pocházející ze vzdálenějších dopadů ve vysočině. Tento kryt skrývá tmavší materiál pod ním, který je později vyhlouben následnými krátery.

Největší dopady vytvořily tavné vrstvy roztavené horniny, které pokryly části povrchu, které mohly být silné až kilometr. Příklady takové impaktní taveniny lze vidět v severovýchodní části impaktní pánve Mare Orientale .

Regolit

Povrch Měsíce byl po miliardy let vystaven srážkám s malými i velkými asteroidními a kometárními materiály. V průběhu času tyto rázové procesy rozdrtily a „zahradily“ povrchové materiály a vytvořily jemnozrnnou vrstvu nazývanou regolit . Tloušťka měsíčního regolitu se pohybuje mezi 2 metry (6,6 ft) pod mladší Marií až do 20 metrů (66 stop) pod nejstaršími povrchy měsíčních vysočin. Regolit se skládá převážně z materiálů nalezených v této oblasti, ale obsahuje také stopy materiálů vyvržených vzdálenými impaktními krátery. Termín megaregolit se často používá k popisu silně rozbitého skalního podloží přímo pod povrchovou vrstvou regolitu.

Regolit obsahuje horniny, úlomky minerálů z původního podloží a sklovité částice vzniklé při dopadech. Ve většině lunárního regolitu je polovina částic vyrobena z minerálních úlomků tavených skelnými částicemi; tyto objekty se nazývají aglutináty. Chemické složení regolitu se liší podle jeho umístění; regolit ve vysočině je bohatý na hliník a oxid křemičitý , stejně jako horniny v těchto oblastech. Regolit v maria je bohatý na železo a hořčík a je chudý na oxid křemičitý, stejně jako čedičové horniny, ze kterých je tvořen.

Lunární regolit je velmi důležitý, protože také uchovává informace o historii Slunce . Atomy, které tvoří sluneční vítr – většinou helium , neon , uhlík a dusík – narážejí na měsíční povrch a vkládají se do minerálních zrn. Na základě analýzy složení regolitu, zejména jeho izotopového složení, je možné určit, zda se aktivita Slunce s časem měnila. Plyny slunečního větru by mohly být užitečné pro budoucí lunární základny, protože kyslík, vodík ( voda ), uhlík a dusík jsou nejen nezbytné pro udržení života, ale jsou také potenciálně velmi užitečné při výrobě paliva . Složení lunárního regolitu lze také použít k odvození jeho zdroje původu.

Lunární lávové trubice

Lunární jáma v Mare Tranquillitatis

Měsíční lávové trubice tvoří potenciálně důležité místo pro vybudování budoucí lunární základny, která může být použita pro místní průzkum a rozvoj nebo jako lidská základna pro průzkum za Měsícem. V literatuře a diplomové práci se již dlouho navrhuje a diskutuje potenciál měsíční lávové jeskyně . Jakákoli neporušená lávová trubice na Měsíci by mohla sloužit jako úkryt před drsným prostředím měsíčního povrchu s častými dopady meteoritů, vysokoenergetickým ultrafialovým zářením a energetickými částicemi a extrémními denními teplotními výkyvy. Po vypuštění sondy Lunar Reconnaissance Orbiter bylo zachyceno mnoho měsíčních lávových trubic. Tyto měsíční jámy se nacházejí na několika místech po Měsíci, včetně Marius Hills , Mare Ingenii a Mare Tranquillitatis .

Lunární magmatický oceán

První skály , které Apollo 11 přineslo, byly čediče . Přestože mise přistála na Mare Tranquillitatis , podařilo se zachytit několik milimetrových úlomků hornin pocházejících z vysočiny. Ty jsou složeny převážně z plagioklasových živců ; některé fragmenty byly složeny výhradně z anortitu . Identifikace těchto minerálních fragmentů vedla k odvážné hypotéze , že velká část Měsíce byla kdysi roztavená a že kůra vznikla frakční krystalizací tohoto magmatického oceánu .

Přirozeným výsledkem hypotetické události obřího dopadu je, že materiály, které znovu akreovaly a vytvořily Měsíc, musely být horké. Současné modely předpovídají, že velká část Měsíce by byla roztavena krátce po vzniku Měsíce, přičemž odhady hloubky tohoto magmatického oceánu se pohybují od asi 500 km do úplného tání. Krystalizace tohoto magmatického oceánu by dala vzniknout diferencovanému tělesu s kompozičně odlišnou kůrou a pláštěm a odpovídá za hlavní skupiny měsíčních hornin.

Jak krystalizace měsíčního oceánu magmatu postupovala, minerály jako olivín a pyroxen by se vysrážely a potopily a vytvořily měsíční plášť. Poté, co byla krystalizace dokončena asi ze tří čtvrtin, anortositický plagioklas by začal krystalizovat a kvůli své nízké hustotě by plaval a tvořil by anortositickou kůru. Důležité je, že prvky, které jsou nekompatibilní (tj. ty, které se přednostně rozdělují do kapalné fáze), by se postupně koncentrovaly do magmatu, jak postupovala krystalizace, a vytvořilo by magma bohaté na KREEP , které by zpočátku mělo být vloženo mezi kůru a plášť. Důkazy pro tento scénář pocházejí z vysoce anortositického složení kůry měsíční vysočiny a také z existence materiálů bohatých na KREEP. Navíc zirkonová analýza vzorků Apolla 14 naznačuje, že měsíční kůra se diferencovala před 4,51 ± 0,01 miliardami let.

Tvorba anorthozitové kůry

Měsíční skály

Povrchové materiály

Program Apollo přinesl zpět 380,05 kilogramů (837,87 lb) materiálu z měsíčního povrchu , z nichž většina je uložena v Lunar Receiving Laboratory v Houstonu v Texasu , a sovětský program Luna bez posádky vrátil 326 gramů (11,5 oz) měsíčního materiálu. Tyto horniny se ukázaly jako neocenitelné při dešifrování geologického vývoje Měsíce. Měsíční horniny jsou z velké části vyrobeny ze stejných běžných horninotvorných minerálů, jaké se nacházejí na Zemi, jako je olivín , pyroxen a plagioklasový živec (anortosit). Plagioklasový živec se většinou nachází v měsíční kůře, zatímco pyroxen a olivín jsou typicky vidět v měsíčním plášti. Minerál ilmenit je velmi hojný v některých kobylích čedicích a nový minerál jménem armalcolite (pojmenovaný pro Arm strong, Al drin a Col lins, tři členy posádky Apolla 11 ) byl poprvé objeven v měsíčních vzorcích.

Maria jsou složeny převážně z čediče , zatímco vysokohorské oblasti jsou chudé na železo a skládají se především z anorthositu , horniny složené především z plagioklasového živce bohatého na vápník . Další významnou složkou kůry jsou magmatické horniny Mg-suite , jako jsou troktolity , nority a čediče KREEP. Předpokládá se, že tyto horniny souvisejí s petrogenezí KREEP .

Složené horniny na měsíčním povrchu se často objevují ve formě brekcií . Z nich se podkategorie nazývají fragmentální, granulitické a brekcie impaktně roztavené v závislosti na tom, jak byly vytvořeny. Mafické impaktní tavné brekcie, které se vyznačují složením s nízkým obsahem K Fra Mauro , mají vyšší podíl železa a hořčíku než typické anortositické horniny svrchní kůry a také vyšší množství KREEP.

Složení Marie

Hlavní charakteristikou čedičových hornin s ohledem na horniny měsíčních vrchovin je to, že čediče obsahují vyšší zastoupení olivínu a pyroxenu a méně plagioklasů . Jsou bohatší na železo než pozemské bazalty a mají také nižší viskozitu. Některé z nich mají vysoký obsah oxidu železitého zvaného ilmenit . Protože první vzorky hornin obsahovaly vysoký obsah ilmenitu a dalších příbuzných minerálů, dostaly název bazalty s vysokým obsahem titanu. Mise Apollo 12 se vrátila na Zemi s čediči s nižší koncentrací titanu a ty byly nazvány čediči s nízkým obsahem titanu. Následné mise, včetně sovětských robotických sond, se vrátily s čediči s ještě nižšími koncentracemi, nyní nazývanými bazalty s velmi nízkým obsahem titanu. Vesmírná sonda Clementine vrátila data ukazující, že kobylí bazalty mají kontinuum v koncentracích titanu, přičemž horniny s nejvyšší koncentrací jsou nejméně hojné.

Vnitřní struktura

Teplota a tlak v nitru Měsíce rostou s hloubkou

Současný model vnitřku Měsíce byl odvozen pomocí seismometrů , které zůstaly během misí programu Apollo s posádkou, stejně jako zkoumání gravitačního pole a rotace Měsíce.

Hmotnost Měsíce je dostatečná k tomu, aby odstranila jakékoli dutiny uvnitř, takže se odhaduje, že se skládá z pevné horniny. Jeho nízká objemová hmotnost (~3346 kg m −3 ) svědčí o nízkém zastoupení kovu. Omezení hmotnosti a momentu setrvačnosti naznačují, že Měsíc má pravděpodobně železné jádro, které má poloměr menší než asi 450 km. Studie fyzikálních librací Měsíce (malé poruchy jeho rotace) dále ukazují, že jádro je stále roztavené. Většina planetárních těles a měsíců má železná jádra, která jsou přibližně poloviční velikosti těla. Měsíc je tedy anomální v tom, že má jádro, jehož velikost je jen asi jedna čtvrtina jeho poloměru.

Kůra Měsíce je v průměru asi 50 km tlustá (ačkoli to je nejisté asi ±15 km). Odhaduje se, že kůra na odvrácené straně je v průměru tlustší než na přilehlé straně asi o 15 km. Seismologie omezila tloušťku kůry pouze v blízkosti míst přistání Apolla 12 a Apolla 14 . Ačkoli počáteční analýzy z éry Apolla naznačovaly tloušťku kůry v tomto místě asi 60 km, nedávné opakované analýzy těchto dat naznačují, že je tenčí, někde mezi asi 30 a 45 km.

Magnetické pole

Ve srovnání se Zemí má Měsíc pouze velmi slabé vnější magnetické pole. Další hlavní rozdíly jsou v tom, že Měsíc v současné době nemá dipolární magnetické pole (jak by bylo generováno geodynamem v jeho jádru) a magnetizace, které jsou přítomné, jsou téměř výhradně korového původu. Jedna hypotéza tvrdí, že magnetizace kůry byly získány na počátku lunární historie, když ještě fungovalo geodynamo. Malá velikost měsíčního jádra je však potenciální překážkou této hypotézy. Alternativně je možné, že na bezvzduchových tělesech, jako je Měsíc, by se během procesů dopadu mohla generovat přechodná magnetická pole. Na podporu toho bylo poznamenáno, že největší magnetizace kůry se zdají být umístěny poblíž antipodů největších impaktních nádrží. Ačkoli Měsíc nemá dipolární magnetické pole jako Země, některé z navrácených hornin mají silné magnetizace. Kromě toho měření z oběžné dráhy ukazují, že některé části měsíčního povrchu jsou spojeny se silnými magnetickými poli.

Viz také

Reference

Citované reference
Vědecké reference
Obecné odkazy

externí odkazy