Геология Луны

Геологическая карта Луны (высокое разрешение, щелкните для увеличения)

Воспроизвести медиа

Старший научный сотрудник Смитсоновского института Том Уоттерс рассказывает о недавней геологической активности Луны.

Изображение Луны в ложных цветах , полученное орбитальным аппаратом " Галилео", на котором показаны геологические особенности.  Фото НАСА

Одно и то же изображение с использованием разных цветовых фильтров

Геологии Луны (иногда называемой селенологией , хотя последний термин может относиться в более общем « лунную науку ») весьма отличаются от Земли . На Луне отсутствует настоящая атмосфера , что исключает эрозию из-за погодных условий ; у него нет какой-либо известной формы тектоники плит , он имеет меньшую гравитацию и из-за своего небольшого размера быстрее охлаждается. Сложная геоморфология лунной поверхности была сформирована сочетанием процессов, особенно ударных кратеров и вулканизма.. Луна - дифференцированное тело с корой , мантией и ядром .

Геологические исследования Луны основаны на сочетании наблюдений с помощью земных телескопов , измерений с орбитальных космических аппаратов , лунных образцов и геофизических данных. Шесть мест были отобраны непосредственно во время программных посадок Аполлона с экипажем с 1969 по 1972 год, в результате чего на Землю было возвращено 380,96 кг (839,9 фунта) лунного камня и лунного грунта . Кроме того, с 1970 по 1976 год три советских космических корабля «Луна» вернули еще 326 граммов (11,5 унций). Луна - единственное внеземное тело, образцы которого у нас есть с известным геологическим контекстом. Горстка лунных метеоритовбыли обнаружены на Земле, хотя их исходные кратеры на Луне неизвестны. Существенная часть лунной поверхности не исследована, и ряд геологических вопросов остаются без ответа.

Элементный состав [ править ]

Элементы, о которых известно, что они присутствуют на поверхности Луны, включают, среди прочего, кислород (O), кремний (Si), железо (Fe), магний (Mg), кальций (Ca), алюминий (Al), марганец (Mn) и титан. (Ti). Среди наиболее распространенных - кислород, железо и кремний. Содержание кислорода оценивается в 45% (по весу). Углерод (C) и азот (N), по-видимому, присутствуют только в следовых количествах в результате осаждения солнечным ветром .

Формирование [ править ]

Долгое время основным вопросом в истории Луны было ее происхождение . Ранние гипотезы включали деление с Земли, захват и совместную аккрецию . Сегодня гипотеза гигантского удара широко принята научным сообществом. ^[3]

Геологическая история [ править ]

Геологическая история Луны подразделяется на шесть основных эпох, называемых лунной геологической шкалой времени . Примерно 4,5 миллиарда лет назад ^[4] новообразованная Луна находилась в расплавленном состоянии и вращалась гораздо ближе к Земле, что привело к возникновению приливных сил . ^[5] Эти приливные силы деформировали расплавленное тело в эллипсоид с большой осью, направленной в сторону Земли.

Первым важным событием в геологической эволюции Луны была кристаллизация почти глобального магматического океана. Точно неизвестно, какова была его глубина, но некоторые исследования предполагают глубину около 500 км или больше. Первыми минералами, образовавшимися в этом океане, были силикаты железа и магния, оливин и пироксен . Поскольку эти минералы были плотнее расплавленного материала вокруг них, они затонули. После завершения кристаллизации примерно на 75% менее плотный анортозитовый полевой шпат плагиоклаза кристаллизовался и всплыл, образуя анортозитовую кору мощностью около 50 км. Большая часть магматического океана кристаллизовалась быстро (в течение примерно 100 миллионов лет или меньше), хотя последние оставшиеся богатые KREEP магмы, которые сильно обогащены несовместимыми и выделяющими тепло элементами, могли оставаться частично расплавленными в течение нескольких сотен миллионов (или возможно 1 миллиард) лет. Похоже, что последние богатые KREEP магмы магматического океана в конечном итоге сконцентрировались в районе Oceanus Procellarum и бассейна Imbrium , уникальной геологической провинции, которая теперь известна как Procellarum KREEP Terrane .

Быстро после лунной коры формируется, или даже , как это было формирование, различные типов магм , которые приводят к Mg - люкс норит и троктолиты ^[6] начали формироваться, хотя точные глубины , при которой это произошло точно не известны. Недавние теории предполагают, что плутонизм Mg-свиты в значительной степени ограничивался регионом Procellarum KREEP Terrane, и что эти магмы каким-то образом генетически связаны с KREEP, хотя их происхождение все еще широко обсуждается в научном сообществе. Возраст кристаллизации самых старых из магнезиальных пород составляет около 3,85 млрд лет . Однако последний крупный удар, который мог произойти глубоко в земной коре ( бассейн Имбриума,) также произошло за 3,85 млрд лет до настоящего времени. Таким образом, представляется вероятным, что плутоническая активность магниевой свиты продолжалась гораздо дольше и что более молодые плутонические породы существуют глубоко под поверхностью.

Анализ лунных образцов, по-видимому, предполагает, что значительный процент лунных ударных бассейнов сформировался в течение очень короткого периода времени между 4 и 3,85 млрд лет назад. Эта гипотеза получила название лунного катаклизма или поздней тяжелой бомбардировки . Однако теперь признано, что выбросы из ударного бассейна Имбриума (одного из самых молодых крупных ударных бассейнов на Луне) должны быть обнаружены во всех местах посадки Аполлона . Таким образом, возможно, что возраст некоторых ударных бассейнов (в частности, Mare Nectaris ) мог быть ошибочно отнесен к тому же возрасту, что и Imbrium.

Лунное море представляет собой древние наводнения базальтовых извержений. По сравнению с земными лавами, они содержат более высокое содержание железа, имеют низкую вязкость, а некоторые содержат повышенное содержание богатого титаном минерала ильменита . Большинство извержений базальтов произошло примерно от 3 до 3,5 млрд лет назад, хотя возраст некоторых образцов кобыл составляет 4,2 млрд лет, а самые молодые извержения (на основе метода подсчета кратеров), как полагают, произошли 1 млрд лет назад. Наряду с морским вулканизмом произошли пирокластические извержения , в результате которых расплавленные базальтовые материалы оказались в сотнях километров от вулкана.. Большая часть кобылы образовывала или впадала в невысокие возвышенности, связанные с прибрежными ударными бассейнами. Однако Oceanus Procellarum не соответствует какой-либо известной ударной структуре, а самые низкие высоты Луны в дальнем бассейне Южного полюса и Эйткена лишь незначительно покрыты кобылой (см. Лунную кобылу для более подробного обсуждения).

Удары метеоритов и комет - единственная резкая геологическая сила, действующая на Луну сегодня, хотя изменение земных приливов в масштабе лунного аномального месяца вызывает небольшие колебания напряжений. ^[7] Некоторые из наиболее важных кратеров, используемых в стратиграфии Луны, образовались в эту недавнюю эпоху. Так , например, кратер Коперник , который имеет глубину 3,76 км и радиус 93 км, по оценкам, формируется около 900 миллионов лет назад (хотя это спорно). Миссия Аполлона-17 приземлилась в районе, в котором материал, исходящий из кратера Тихо.могли быть отобраны. Изучение этих пород , кажется, показывает , что этот кратер мог сформироваться 100 миллионов лет назад, хотя это спорно , а также. Поверхность также испытала космическое выветривание из-за частиц высокой энергии, имплантации солнечного ветра и ударов микрометеоритов . В результате этого процесса лучевые системы, связанные с молодыми кратерами, затемняются до тех пор, пока они не будут соответствовать альбедо окружающей поверхности. Однако, если состав луча отличается от подстилающего материала земной коры (что может произойти, когда на кобылу помещают «горный» луч), луч может быть виден гораздо дольше.

После возобновления исследования Луны в 1990-х годах было обнаружено, что по всему земному шару есть уступы, вызванные сжатием из-за охлаждения Луны. ^[8]

Страты и эпохи [ править ]

На вершине стратиграфической последовательности Луны можно найти лучевые ударные кратеры. Такие самые молодые кратеры относятся к коперниканской единице. Ниже находятся кратеры без лучевой системы, но с достаточно хорошо развитой морфологией ударных кратеров. Это эратосфенианская единица. Две более молодые стратиграфические единицы можно найти в местах размером с кратер на Луне. Под ними можно найти два расширяющихся пласта: морские единицы (ранее определяемые как Procellarian единицы) и связанные с бассейном Imbrium выбросы и тектонические единицы (единицы Imbrian). Еще одна единица, связанная с ударным бассейном, - это нектарная единица, определенная вокруг нектарной впадины. В нижней части лунной стратиграфической последовательности можно найти доконектарную толщу старых кратерных равнин. Стратиграфия Меркурия очень похожа на лунный случай.

Лунный пейзаж [ править ]

Лунный ландшафт характеризуется ударными кратерами , их выбросами, несколькими вулканами , холмами, потоками лавы и впадинами, заполненными магмой.

Хайлендс [ править ]

Самым отличительным аспектом Луны является контраст между ее яркими и темными зонами. Зажигалка поверхности являются лунные высокогорье, которые получают название Terrae (особой терра , от латинского на Земле ), а темные равнины называются мария ( в единственном числе кобыла , от латинского моря ), после того, как Иоганн Кеплер , который ввел имя в 17 век. Высокогорья имеют анортозитовый состав, а моря - базальтовые . Марии часто совпадают с «низменностями», но важно отметить, что низменности (например, в бассейне Южного полюса и Эйткена)) не всегда покрываются марией. Высокогорья старше видимых морей и, следовательно, более сильно изрезаны кратерами.

Мария [ править ]

Основные продукты вулканических процессов на Луне очевидны для наземных наблюдателей в виде лунных морей . Это большие потоки базальтовой лавы , которые соответствуют низким альбедо поверхности , покрывающие почти треть от ближней стороны. Лишь несколько процентов побережья пострадали от кобыльего вулканизма. Еще до того, как миссии «Аполлон» подтвердили это, большинство ученых уже думали, что марии - это равнины, заполненные лавой, потому что они имеют структуру потока лавы и схлопывания, приписываемые лавовым трубам .

Возраст морских базальтов определен как прямым радиометрическим датированием, так и методом кратерного подсчета . Самый старый радиометрический возраст составляет около 4,2 млрд лет, тогда как самый молодой возраст, определенный по подсчету кратеров, составляет около 1 млрд лет (1 млрд лет = 1 миллиард лет). Объемно большая часть кобыл сформировалась между 3 и 3,5 млрд лет назад до настоящего времени. Самые молодые лавы извергались в Oceanus Procellarum , тогда как некоторые из самых старых, по-видимому, расположены на дальней стороне. Марии явно моложе окружающих гор, учитывая меньшую плотность ударных кратеров.

Большая часть марии изверглась в низменные ударные бассейны на ближней стороне Луны или утекла в них. Однако маловероятно, что существует причинно-следственная связь между ударным событием и морским вулканизмом, поскольку ударные бассейны намного старше (примерно на 500 миллионов лет), чем морское насыпь. Кроме того, Oceanus Procellarum , который является самым большим участком морского вулканизма на Луне, не соответствует ни одному из известных ударных бассейнов. Принято считать, что причина, по которой кобыла извергалась только на ближней стороне, заключается в том, что корка ближней стороны тоньше, чем дальняя сторона. Хотя вариации толщины земной коры могут влиять на количество магмы, которая в конечном итоге достигает поверхности, эта гипотеза не объясняет, почему дальний Южный полюс - бассейн Эйткена., кора которого тоньше Oceanus Procellarum, была лишь незначительно заполнена вулканическими продуктами.

Другой тип отложений, связанных с морями, хотя он также охватывает высокогорные районы, - это отложения «темной мантии». Эти отложения нельзя увидеть невооруженным глазом, но их можно увидеть на изображениях, полученных с телескопов или орбитальных космических кораблей. До миссий Аполлона ученые предсказывали, что это отложения, образовавшиеся в результате пирокластических извержений. Некоторые отложения, по-видимому, связаны с темными продолговатыми конусами пепла , что усиливает представление о пирокластах. Существование пирокластических извержений было позже подтверждено открытием стеклянных сфер, подобных тем, которые обнаруживаются при пирокластических извержениях здесь, на Земле.

Многие из лунных базальтов содержат небольшие отверстия, называемые пузырьками , которые были образованы пузырьками газа, выделяющимися из магмы в условиях вакуума, встречающихся на поверхности. Точно неизвестно, какие газы выделялись из этих пород, но одним из кандидатов является окись углерода .

Образцы пирокластических стекол имеют зеленый, желтый и красный оттенки. Разница в цвете указывает на концентрацию титана в породе, причем зеленые частицы имеют самые низкие концентрации (около 1%), а красные частицы - самые высокие концентрации (до 14%, что намного больше, чем у базальтов с самыми высокими концентрациями). ).

Rilles [ править ]

Риллы на Луне иногда возникали в результате образования локализованных лавовых каналов . Обычно они делятся на три категории, состоящие из извилистых, дугообразных или линейных форм. Следуя за этими извилистыми волнами обратно к их источнику, они часто приводят к старому вулканическому источнику. Одним из наиболее заметных извилистых борозд является Vallis Schröteri функции, расположенная на плато Аристарха вдоль восточного края Океана Бурь . Пример извилистой борозды существует на посадочной площадке Аполлона 15 , Рима Хэдли , расположенной на краю Имбриумной котловины.. Основываясь на наблюдениях, полученных во время миссии, обычно считается, что эта линия была образована вулканическими процессами, и эта тема обсуждалась задолго до того, как состоялась миссия.

Купола [ править ]

Множество щитовых вулканов можно найти в отдельных местах на поверхности Луны, например, на горе Монс Рюмкер . Считается, что они образованы относительно вязкой, возможно, богатой кремнием лавой, извергающейся из локализованных отверстий. Получающиеся в результате лунные купола представляют собой широкие округлые формы с пологим склоном, поднимающимся на несколько сотен метров до середины. Обычно они имеют диаметр 8–12 км, но могут достигать 20 км в поперечнике. На вершине некоторых куполов есть небольшая яма.

Гребни от морщин [ править ]

Морщинистые гребни - это элементы, созданные сжимающими тектоническими силами внутри морей. Эти особенности представляют собой коробление поверхности и образуют длинные гребни на участках морей. Некоторые из этих хребтов могут очерчивать погребенные кратеры или другие объекты под морями. Ярким примером такого очерченного объекта является кратер Летронн .

Грабенс [ править ]

Грабены - это тектонические образования, которые образуются под действием напряжений растяжения. Конструктивно они состоят из двух нормальных разломов , между которыми находится опущенный блок. Большинство грабенов находится в пределах лунных морей у краев больших ударных бассейнов.

Воронки от удара [ править ]

Происхождение лунных кратеров как ударных объектов стало общепризнанным только в 1960-х годах. Это осознание позволило постепенно разработать историю столкновений Луны с помощью геологического принципа суперпозиции . То есть, если кратер (или его выброс) перекрывает другой, он должен быть более молодым. Степень эрозии кратера была еще одним ключом к его возрасту, хотя это более субъективно. Приняв этот подход в конце 1950-х годов, Джин Шумейкер отвел систематическое изучение Луны от астрономов и доверил его лунным геологам. ^[9]

Кратер от удара - самый заметный геологический процесс на Луне. Кратеры образуются, когда твердое тело, такое как астероид или комета , сталкивается с поверхностью с высокой скоростью (средняя скорость удара для Луны составляет около 17 км в секунду). Кинетическая энергия удара создает ударную волну сжатия, которая излучается от точки входа. За этим следует волна разрежения , которая выбрасывает большую часть выбросов из кратера. Наконец, есть гидродинамический отскок пола, который может создать центральную вершину.

Эти кратеры появляются в виде континуума диаметров на поверхности Луны, варьирующихся по размеру от крошечных ямок до огромной впадины Южный полюс-Эйткен с диаметром почти 2 500 км и глубиной 13 км. В самом общем смысле лунная история образования ударных кратеров следует тенденции уменьшения размера кратера со временем. В частности, самые крупные ударные бассейны сформировались в ранние периоды, и они были последовательно перекрыты более мелкими кратерами. Частотное распределение размера (СФР) диаметры кратера на данную поверхность (то есть, количество кратеров в зависимости от диаметра) и приблизительно соответствует степенному законус увеличением количества кратеров при уменьшении размера кратера. Вертикальное положение этой кривой можно использовать для оценки возраста поверхности.

Самые недавние удары отличаются четко выраженными особенностями, включая ободок с острыми краями. Маленькие кратеры имеют тенденцию образовывать чашу, тогда как более крупные удары могут иметь центральную вершину с плоским дном. Более крупные кратеры обычно имеют обвалы вдоль внутренних стенок, которые могут образовывать террасы и уступы. Самые большие ударные бассейны, многокольцевые бассейны, могут даже иметь вторичные концентрические кольца из приподнятого материала.

В процессе удара выкапываются материалы с высоким альбедо, что изначально придает кратеру, выбросу и лучевой системе яркий вид. Процесс космического выветривания постепенно снижает альбедо этого материала, так что лучи со временем исчезают. Постепенно кратер и его выбросы подвергаются ударной эрозии от микрометеоритов и более мелких ударов. Этот эрозионный процесс смягчает и округляет черты кратера. Кратер также может быть покрыт выбросами от других ударов, которые могут затопить детали и даже поглотить центральную вершину.

Выбросы от сильных ударов могут включать в себя большие блоки материала, которые повторно ударяют по поверхности, образуя вторичные ударные кратеры. Эти кратеры иногда образуются в виде четко различимых радиальных структур и обычно имеют меньшую глубину, чем первичные кратеры того же размера. В некоторых случаях целая линия этих блоков может столкнуться с образованием долины. Они отличаются от катены или цепочек кратеров, которые представляют собой линейные цепочки кратеров, которые образуются, когда ударное тело разрушается до удара.

Вообще говоря, лунный кратер имеет примерно круглую форму. Лабораторные эксперименты в Исследовательском центре Эймса НАСА продемонстрировали, что даже очень малоугловые удары имеют тенденцию к образованию круглых кратеров, а эллиптические кратеры начинают формироваться при углах падения ниже пяти градусов. Однако при ударе под небольшим углом может образоваться центральный пик, смещенный от середины кратера. Кроме того, выбросы при косых ударах демонстрируют характерные узоры при разных углах столкновения: асимметрия, начинающаяся примерно с 60, и клиновидная «зона уклонения», свободная от выброса, в направлении, откуда летел снаряд, начиная примерно с 45˚. ^[10]

Кратеры с темным ореолом образуются, когда удар выкапывает материал с более низким альбедо из-под поверхности, а затем откладывает этот более темный выброс вокруг основного кратера. Это может произойти, когда область более темного базальтового материала, такого как найденный на морях , позже покрывается более светлыми выбросами, возникающими в результате более удаленных ударов в высокогорье. Это покрытие скрывает более темный материал внизу, который позже раскопан последующими кратерами.

Самые большие удары вызывали расплавленные листы расплавленной породы, которые покрывали участки поверхности, толщина которых могла достигать километра. Примеры такого ударного плавления можно увидеть в северо-восточной части ударного бассейна Mare Orientale .

Реголит [ править ]

Поверхность Луны в течение миллиардов лет подвергалась столкновениям как с маленькими, так и с большими астероидными и кометными материалами. Со временем эти ударные процессы измельчали ​​и «садили» поверхностные материалы, образуя мелкозернистый слой, называемый реголитом . Толщина лунного реголита колеблется от 2 метров (6,6 футов) под более молодыми морями до 20 метров (66 футов) под самыми старыми поверхностями лунного нагорья. Реголит преимущественно состоит из материалов, обнаруженных в этом регионе, но также содержит следы материалов, выброшенных удаленными ударными кратерами. Термин мегареголит часто используется для описания сильно трещиноватых коренных пород непосредственно под приповерхностным слоем реголита.

Реголит содержит горные породы, обломки минералов из исходной коренной породы и стекловидные частицы, образовавшиеся при ударах. В большей части лунного реголита половина частиц состоит из минеральных фрагментов, сплавленных стекловидными частицами; эти объекты называются агглютинатами. Химический состав реголита зависит от его местонахождения; реголит в высокогорье богат алюминием и кремнеземом , как и породы в тех регионах. ^{[ необходима цитата ]} Реголит в морях богат железом и магнием и беден кремнеземом, как и базальтовые породы, из которых он образован.

Лунный реголит очень важен, потому что он также хранит информацию об истории Солнца . Атомы, составляющие солнечный ветер, в основном гелий , неон , углерод и азот, ударяются о поверхность Луны и внедряются в частицы минерала. Анализируя состав реголита, в частности его изотопный состав, можно определить, изменилась ли активность Солнца со временем. Газы солнечного ветра могут быть полезны для будущих лунных баз, потому что кислород, водород ( вода ), углерод и азотне только необходимы для поддержания жизни, но также потенциально очень полезны при производстве топлива . Состав лунного реголита также может быть использован для вывода его источника.

Лунные лавовые трубы [ править ]

Лунные лавовые трубы образуют потенциально важное место для строительства будущей лунной базы, которая может использоваться для местных исследований и разработок или в качестве человеческого форпоста для исследования за пределами Луны. Потенциал лунной лавовой пещеры уже давно предполагается и обсуждается в литературе и диссертациях. ^[11] Любая неповрежденная лавовая труба на Луне может служить укрытием от суровых условий лунной поверхности, с ее частыми ударами метеоритов, высокоэнергетическим ультрафиолетовым излучением и энергичными частицами, а также резкими суточными колебаниями температуры. ^{[12] [13] [14]} После запуска лунного разведывательного орбитального аппарата были получены изображения многих лунных лавовых труб.^[15] Эти лунные ямы находятся в нескольких местах по всей Луне, в том числе в Мариус-Хиллз , Mare Ingenii и Mare Tranquillitatis .

Лунный океан магмы [ править ]

Первыми камнями, принесенными Аполлоном-11, были базальты . Хотя миссия приземлилась на Mare Tranquillitatis , были подобраны несколько миллиметровых фрагментов скал, пришедших с высокогорья. Они состоят в основном из полевого шпата плагиоклаза ; некоторые фрагменты состоят исключительно из анортозитового плагиоклаза . Идентификация этих минеральных фрагментов привела к смелой гипотезе о том, что большая часть Луны когда-то была расплавленной, и что кора образовалась в результате частичной кристаллизации этого магматического океана .

Естественным результатом гипотетического события гигантского удара является то, что материалы, которые повторно аккрецировались, чтобы сформировать Луну, должны были быть горячими. Современные модели предсказывают, что большая часть Луны была бы расплавлена ​​вскоре после образования Луны, с оценками глубины этого магматического океана от примерно 500 км до полного плавления. Кристаллизация этого магматического океана привела бы к появлению дифференцированного тела с отличным по составу корой и мантией, которые составляют основные свиты лунных пород.

По мере того, как происходила кристаллизация лунного магматического океана, минералы, такие как оливин и пироксен, осаждались и опускались, образуя лунную мантию. После завершения кристаллизации примерно на три четверти анортозитовый плагиоклаз начал бы кристаллизоваться и из-за своей низкой плотности плавать, образуя анортозитную корку. Важно отметить, что несовместимые элементы (то есть те, которые разделяются преимущественно на жидкую фазу) постепенно концентрировались бы в магме по мере развития кристаллизации, образуя богатую KREEP магму, которая изначально должна была находиться между корой и мантией. Доказательства этого сценария исходят из сильно анортозитового состава лунной высокогорной коры, а также существования материалов, богатых KREEP.

Лунные скалы [ править ]

Поверхностные материалы [ править ]

Программа « Аполлон» вернула 380,05 кг (837,87 фунта) лунного материала , ^[16] большая часть которого хранится в Лунной приемной лаборатории в Хьюстоне, штат Техас , а программа «Советская Луна без экипажа » вернула 326 граммов (11,5 унций) лунного материала. . Эти породы оказались бесценными при расшифровке геологической эволюции Луны. Лунные породы в значительной степени состоят из тех же самых распространенных породообразующих минералов, которые встречаются на Земле, таких как оливин , пироксен и полевой шпат плагиоклаза. (анортозит). Полевой шпат плагиоклаза в основном встречается в лунной коре, тогда как пироксен и оливин обычно встречаются в лунной мантии. ^[17] минерал ильменит является весьма распространенным в некоторых морских базальтов, а также новый минерал с именем armalcolite (названный по Arm сильным, Al Дрина и Col Lins, три члена Аполлона 11 экипажа) был впервые обнаружен в лунных образцах.

Марии состоят преимущественно из базальта , тогда как горные районы бедны железом и состоят в основном из анортозита , породы, состоящей в основном из богатого кальцием полевого шпата плагиоклаза. Другим важным компонентом коры являются магматические породы магниевой свиты , такие как троктолиты , нориты и KREEP-базальты. Эти породы , как полагают, связаны с петрогенезиса из KREEP .

Композитные породы на лунной поверхности часто проявляются в виде брекчий . Из них подкатегории называются осколочными, гранулитовыми и брекчиями ударного плавления, в зависимости от того, как они были сформированы. Мафит воздействие расплав брекчии, которые характеризуютс низкого К От Mauro композиции, имеет более высокую долю железа и магний , чем типичные верхняя кора анортозитовых породы, а также более высокие изобилие KREEP.

Состав марии [ править ]

Основная характеристика базальтовых пород по сравнению с породами лунного нагорья состоит в том, что базальты содержат более высокое содержание оливина и пироксена и меньше плагиоклаза . Они более богаты железом, чем наземные базальты, а также имеют более низкую вязкость. Некоторые из них имеют высокие изобилия в ферро - титанический оксид называется ильменит . Поскольку первые пробы пород содержали высокое содержание ильменита и других родственных ему минералов, они получили название «высокотитановые» базальты. Apollo 12миссия вернулась на Землю с базальтами с более низким содержанием титана, которые были названы базальтами с низким содержанием титана. Последующие миссии, в том числе советские роботы-зонды, вернулись с базальтами с еще более низкими концентрациями, которые теперь называются базальтами с очень низким содержанием титана. Клементайн космический зонд возвращается данные , показывающие , что кобыла базальты имеют континуум в концентрациях титана, с самой высокой концентрацией породы является наименее распространенным.

Внутренняя структура [ править ]

Текущая модель внутренней части Луны была получена с использованием сейсмометров, оставленных во время миссий программы Аполлон с экипажем, а также исследований гравитационного поля и вращения Луны.

Масса Луны достаточна, чтобы устранить любые пустоты внутри, поэтому предполагается, что она полностью состоит из твердых пород. Его низкая насыпная плотность (~ 3346 кг м ^-3 ) указывает на низкое содержание металлов. Ограничения по массе и моменту инерции указывают на то, что Луна, вероятно, имеет железное ядро ​​с радиусом менее 450 км. Исследования физических либраций Луны (небольшие возмущения ее вращения), кроме того, показывают, что ядро ​​все еще расплавлено. У большинства планетных тел и лун есть железные ядра, которые примерно в два раза меньше тела. Таким образом, Луна аномальна тем, что имеет ядро, размер которого составляет всего около четверти ее радиуса.

Толщина коры Луны в среднем составляет около 50 км (хотя это значение неточно примерно на ± 15 км). Подсчитано, что кора на дальней стороне в среднем толще, чем на ближней стороне, примерно на 15 км. ^[18] Сейсмология ограничила толщину коры только около мест посадки Аполлона 12 и Аполлона 14 . Хотя первоначальный анализ Apollo -era предполагал толщину земной коры на этом участке около 60 км, недавние повторные анализы этих данных показывают, что она тоньше, где-то между 30 и 45 км.

Магнитное поле [ править ]

По сравнению с Землей, Луна имеет очень слабое внешнее магнитное поле. Другие важные отличия заключаются в том, что Луна в настоящее время не имеет диполярного магнитного поля (которое было бы создано геодинамов его ядре), и присутствующие намагниченности почти полностью коры по происхождению. Одна из гипотез гласит, что намагничивание земной коры было получено в начале лунной истории, когда геодинамо еще работало. Однако небольшой размер лунного ядра является потенциальным препятствием для этой гипотезы. В качестве альтернативы возможно, что на безвоздушных телах, таких как Луна, временные магнитные поля могут создаваться во время ударных процессов. В подтверждение этого было отмечено, что наибольшие намагниченности земной коры, по-видимому, расположены вблизи антиподов крупнейших ударных бассейнов. Хотя у Луны нет дипольного магнитного полякак и на Земле, некоторые из возвращенных пород действительно имеют сильную намагниченность. Кроме того, измерения с орбиты показывают, что некоторые участки лунной поверхности связаны с сильными магнитными полями.

Галерея [ править ]

• Фотографии луны
• Лунная ближняя сторона

• Лунная обратная сторона

• Северный полюс Луны

• Южный полюс Луны

См. Также [ править ]

• Лунная геологическая шкала времени
• Лунные ресурсы
• Селенография
• Временное лунное явление

Ссылки [ править ]

Цитированные ссылки

Научные ссылки

Общие ссылки

Внешние ссылки [ править ]

• Аполлон над Луной: вид с орбиты , под редакцией Гарольда Масурски, Г.В. Колтона и Фарука Эль-База, НАСА SP-362.
• Эрик Дуглас, Геологические процессы на Луне
• Информация о лунном образце (АО)
• Журнал Apollo Lunar Surface Journal (НАСА)
• Лунно-планетарный институт: исследование Луны
• Браузер изображений Clementine Lunar
• Ральф Эшлиман Планетарная картография и графика: лунные карты
• Архив лунной гравитации, топографии и толщины земной коры
• Лунно-планетный институт: лунный атлас и коллекция фотографий
• Moon Rocks через микроскоп, получено 22 августа 2007 г.
• Статьи о Луне в Planetary Science Research Discoveries
• Еще один хит для мистификации: следы человека на лунной поверхности
• Видимая и рельефная карта Луны
• Видео (04:56) - Луна в 4K (НАСА, апрель 2018 г.) на YouTube