Erde's Mond

Aufgrund ihrer Größe sind die Mondvorkommen die offensichtlichsten vulkanischen Merkmale auf dem Mond. Diese riesigen Basaltebenen bedecken über 15% der Mondoberfläche, hauptsächlich auf der mondnahen Seite. Sie sind in der Regel kreisförmig im Umriss, weil sie dazu neigen, die Böden von sehr großen, sehr alten Schlagbecken zu füllen. Kleinere Stutenflecken treten auch in den Böden einiger Einschlagskrater auf. Sie sind auch sehr alt und wurden seit über 3 Milliarden Jahren von den Auswirkungen vieler kleiner Meteoriten heimgesucht.,

Major Lunar Maria

Hier ist eine Karte der wichtigsten Mondlandungen. Diese Strecken reichen von über 200 km bis etwa 1200 km. Sie sind typischerweise etwa 500 m bis 1500 m dick. Jede Stute scheint jedoch viele dünnere Basaltströme zu enthalten. Typische Strömungsdicken scheinen 10-20 m zu sein., So zeichnet jede Stute Hunderte von sich überlappenden Eruptionsereignissen auf. Die Karte zeigt auch einen deutlichen Mangel an wichtigen Punkten auf der Mond-Farside. Dies spiegelt wahrscheinlich zwei Veränderungen in der Mondkruste wider. Erstens ist die Mondoberfläche auf der Farside höher als auf der Nearside. Zweitens scheint die Kruste auf der Mond-Farside dicker zu sein als auf der Nearside. Diese Unterschiede sollten es den Magmen erschweren, die Oberfläche auf der Mondfarseite zu erreichen. Sie erklären auch, warum kleine Stutenpflaster auf der anderen Seite gruppiert sind. Die Mare Patches stellen lavagefüllte Krater dar., Die meisten dieser Krater liegen in den Böden von viel größeren und viel älteren Becken. Auf der nahen Seite enthalten solche Becken kreisförmige Strukturen. Auf der anderen Seite ist ein solcher Vulkanismus selten. Dennoch enthalten diese Becken sowohl die niedrigsten Oberflächen als auch die dünnste Kruste. Daher befindet sich der Mare-Vulkanismus höchstwahrscheinlich in diesen Becken, insbesondere dort, wo sich jüngere Krater in den Beckenboden gegraben haben. (Karte erstellt von G. W. Colton; veröffentlicht in NASA SP-362 (1978) und NASA SP-469 (1984).,)

Stutenoberfläche

Dies ist ein Apollo-Foto der Oberfläche im südlichen Stuten Imbrium. Es zeigt einige junge, ziemlich unberührte mare Lavaströme. Diese Laven sind wahrscheinlich 1 bis 2 Milliarden Jahre alt. Dennoch sind einzelne Flusslappen oben im Bild deutlich zu sehen. Ebenso markieren die gullyartigen Merkmale unten links keine Erosion. Vielmehr markieren sie flache Lavakanäle (gewundene Rilles), die sich an den Lavastromoberflächen bildeten. Das Bild zeigt auch viele kleine kreisförmige Einschlagskrater., Während Meteoriteneinschläge auf die Erde und den Mond selten sind, sind solche Krater im Mondgebiet recht häufig. Die Sterne sind so alt, dass eine große Anzahl von Meteoriteneinschlägen aufgetreten ist. In der Tat bietet die Anzahl der Einschlagskrater innerhalb einer Stute eine Methode, um ihr Alter zu erraten. Da ältere Oberflächen eher von Meteoriten getroffen wurden, sollte ältere Mare sowohl mehr Krater als auch größere Krater enthalten als jüngere Mare. Hinweis-Jüngere Mare Lavas können Krater begraben, die sich auf älteren Laven gebildet haben. Dieses Bild zeigt ein solches Beispiel in der Nähe des Kraters in der unteren Mitte., Die raue Ejecta-Einheit, die diesen Krater umgibt, wird durch jüngere Lavaströme geschnitten und teilweise begraben. (Mosaik von Apollo-Fotos A17 M-2295 und A15 M-1701)

Mare Humorum

Dieses Bild zeigt das Mare Humorum und dem westlichen Rand des Mare Nubium. Mare Humorum ist eine kleine kreisförmige Stute auf dem Mond nearside. Es ist etwa 275 Meilen (~440 km) über. Die Berge rund um Mare Humorum markieren den Rand eines alten Einschlagbeckens. Dieses Becken wurde von Mare Lavas überflutet und gefüllt. Diese Laven erstrecken sich auch an mehreren Stellen am Beckenrand vorbei., Oben rechts befinden sich mehrere solcher Flüsse, die sich nach Nordwesten in den südlichen Oceanus Procellarum erstrecken. Beachten Sie die großen Frakturen, die sich rechts um Mare Humorum biegen. Es wird angenommen, dass diese Frakturen aufgrund des Gewichts von Mare Humorum eine Biegung der Mondoberfläche markieren. Ein solcher Untergang der Stute kann auch die beiden großen, teilweise überfluteten Krater erklären, die in Mare Humorum zu fallen scheinen., (Erdgebundene Teleskop-Foto von der Konsolidierten Lunar Atlas)

Mare Moscoviense

Dies ist ein schräges Bild von den lunar farside. Es zeigt das Aufprallbecken, das Mare Moscoviense hält. Wie die Stute Marginis scheint diese Stute ziemlich dünn zu sein. Es ist jedoch deutlich in einem großen Aufprallbecken zentriert. Es ist auch viel niedriger als entweder der äußere Beckenboden oder das Farside Highlands. Die große Tiefe dieser Stute unter dem nahe gelegenen Hochland erklärt wahrscheinlich, warum Stuteneinheiten auf der Mondseite so selten sind., Sehr wenige Becken auf der anderen Seite waren tief genug, um einen Vulkanismus zu ermöglichen. Ein solcher Kontrast in Mare-und Hochlandhöhen besteht auch auf der nahen Seite. Dennoch ist es viel kleiner als das auf der anderen Seite gefunden. Dies kann daran liegen, dass die Mondkruste auf der Rückseite viel dünner ist. Während also große Aufprallbecken sowohl auf der Nearside als auch auf der Farside zu finden sind, sind große Aufprallbecken meist auf der Nearside zu finden. Mare lavas könnte dort offenbar häufiger und leichter an die Oberfläche gelangen., (Lunar Orbiter image-IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis liegt am Rande des lunar Beifahrerseite. So liegt es auf halbem Weg zwischen dem Mond Nearside und Farside. Es unterscheidet sich auch von den meisten Nearside Maria. Es hat einen unregelmäßigen Umriss und scheint ziemlich dünn zu sein. Beachten Sie die kleinen kreisförmigen und länglichen Merkmale in den Mare Plains. Diese markieren wahrscheinlich Einschlagskrater, die von weniger als 1000 – 1700 Fuß (300-500 Meter) Lava begraben sind. Außerdem konzentriert sich Mare Marginis nicht auf ein klares, großes Schlagbecken., So scheint Mare Marginis eine tief liegende Region des Hochlandes zu markieren, in der Mare Lavas gerade die Oberfläche erreichen konnte. In der Nähe befinden sich auch mehrere große Krater mit zwei Etagen. In diesen Kratern liegen die Kraterböden unter der umgebenden Hochlandoberfläche. So markieren sie Orte um Mare Marginis, an denen sich Laven in der Nähe der Mondoberfläche befanden. (Lunar Orbiter image-IV-165-H3)

Imbrium-Flow-Map

Lava-Ströme innerhalb der lunar mare sind ziemlich groß. Hier ist eine Karte von 3 „jungen“ Lavaströmen in Mare Imbrium zu sehen., Diese Ströme zeichnen anscheinend drei separate Eruptionen innerhalb eines Zeitraums von ~500 Millionen Jahren vor 2,5 Milliarden Jahren auf. Die älteste Gruppe ist die größte. Sein entferntester Punkt liegt etwa 750 Meilen (~1200 km) von der abgeleiteten Entlüftung in der unteren linken Ecke. Die zweite Gruppe begrub dann Teile der ersten Gruppe. Es erstreckt sich über eine Entfernung von etwa 375 Meilen (~600 km). Schließlich ist die jüngste Gruppe auch die kleinste. Es ist NUR etwa 250 Meilen (400 km) lang. (HINWEIS: Einige Bereiche enthalten eine Mischung von Strömen aus der ersten und zweiten Strömungsgruppe und werden hier als „gemischt“ abgebildet.,“) Keine aktiven Erdvulkane haben Lavaströme in der Nähe dieser Länge. Dennoch sind einige ältere Eruptionen von ähnlicher Größe. Aufgrund ihrer Größe werden diese Merkmale als Flood Basalte bezeichnet. Ein Beispiel sind die Columbia River Flood Basalte im Nordwesten der USA Sie erstrecken sich von Idaho in den Pazifischen Ozean. Die meisten dieser Ströme bildeten sich vor etwa 16 Millionen Jahren, aber einige brachen erst vor 6 Millionen Jahren aus. Die größten Flüsse sind über 188 Meilen (300 km) lang, und sie decken zusammen über 102,500 suqre Meilen (164,000 Quadratkilometer)., Somit, die Columbia River Basalte sind fast die gleiche Größe wie die jüngsten und kleinsten der Basalt fließt in Mare Imbrium. (Karte nach Abbildung 4.26 im Lunar Sourcebook; basierend auf Schaber, 1973)

Typen von Stute Basalt

Die Mondphasen sind mit bloßem Auge sehr dunkel. Sie haben jedoch nicht alle die gleiche Farbe., Kleine Unterschiede bestehen in den Mengen an ultraviolettem, sichtbarem und infrarotem Licht, das von der Sonne reflektiert wird. Solche Farbunterschiede definieren 13 verschiedene Basalttypen (hier gezeigt). Diese Basalttypen sollten Veränderungen in den Mineralien und der Chemie der Stute Basalte markieren. Die genaue Art von über der Hälfte dieser Stuteneinheiten ist jedoch wenig bekannt. Die meisten befinden sich weit von den Apollo-Landeplätzen entfernt. Wir haben Proben für nur die 4 Basalttypen mit den Bezeichnungen Apollo 11, Apollo 12, Apollo 15 und Luna 20. Hinweis – Die Lampen reflektieren nur einen kleinen Bruchteil (~7-10%) des sichtbaren Lichts., Somit sind die meisten Farbunterschiede in dieser Karte für das menschliche Auge unsichtbar. (Abbildung aus Pieters (1978) Proceedings of 9th Lunar & Planetary Science Conf., Vol. 3, S. 2826.)