Earth' s Moon

debido a su tamaño, las maria lunares son las características volcánicas más obvias en la Luna. Estas vastas llanuras de basalto cubren más del 15% de la superficie lunar, principalmente en el lado cercano de la Luna. Son típicamente circulares porque tienden a llenar los fondos de cuencas de impacto muy grandes y muy antiguas. Parches de mar más pequeños también ocurren en los pisos de algunos cráteres de impacto. También son muy viejos, y han sido golpeados por los impactos de muchos pequeños meteoritos durante más de 3 mil millones de años.,

Major Lunar Maria

aquí se Muestra un mapa de los principales lunar de maria. Estos María van desde más de 200 km a unos 1200 km de tamaño. Son típicamente alrededor de 500 m a 1500 m de espesor. Sin embargo, cada yegua parece contener muchos flujos de basalto más delgados. Los espesores de flujo típicos parecen ser de 10-20 m., Por lo tanto, cada yegua registra cientos de eventos de erupción superpuestos. El mapa también muestra una clara falta de mayor María en el lado lejano lunar. Esto probablemente refleja dos cambios en la corteza lunar. Primero, la superficie lunar es más alta en el lado lejano que en el lado cercano. Segundo, la corteza parece ser más gruesa en el lado lejano lunar que en el lado cercano. Estas diferencias deberían hacer que sea más difícil para los magmas del mare alcanzar la superficie en el Lejano lunar. También explican por qué los pequeños parches de yegua se agrupan en el lado lejano. Los parches del mare representan cráteres llenos de lava., La mayoría de estos cráteres se encuentran en los fondos de cuencas mucho más grandes y mucho más antiguas. En el lado cercano, tales cuencas contienen yegua circular. En el lado lejano, tal Vulcanismo de llenado de Cuenca es raro. Sin embargo, estas cuencas contienen tanto las superficies más bajas como la corteza más delgada. Por lo tanto, el vulcanismo del mare es más probable dentro de estas cuencas, especialmente donde los cráteres más jóvenes se han excavado en el suelo de la cuenca. (Mapa preparado por G. W. Colton; publicado en NASA SP-362 (1978) y NASA SP-469 (1984).,)

superficie del Mare

Esta es una foto de Apolo de la superficie en el sur del Mare Imbrium. Muestra algunos flujos de lava de mare jóvenes y bastante prístinos. Estas lavas son probablemente de 1 a 2 mil millones de años. Aún así, los lóbulos de flujo individuales se pueden ver claramente en la parte superior de la imagen. Del mismo modo, las características similares a barrancos en la parte inferior izquierda no marcan ningún tipo de erosión. Más bien, marcan canales de lava poco profundos (grietas sinuosas) que se formaron en las superficies de flujo de lava. La imagen también muestra muchos pequeños cráteres de impacto circulares., Si bien los impactos de meteoritos en la Tierra y la Luna son raros, tales cráteres son bastante comunes dentro del mar lunar. La yegua es tan vieja que se ha producido un gran número de impactos de meteoritos. De hecho, el número de cráteres de impacto dentro de un mare proporciona un método para adivinar su edad. Debido a que las superficies más antiguas tienen más probabilidades de haber sido golpeadas por meteoritos, el mar viejo debería contener más cráteres y cráteres más grandes que el mar más joven. Nota la las lavas de yegua más jóvenes pueden enterrar cráteres formados en lavas más viejas. Esta imagen muestra un ejemplo cerca del cráter en el centro inferior., La unidad de eyecciones en bruto que rodea este cráter está cortada y parcialmente enterrada por flujos de lava más jóvenes. (Mosaico de las fotografías Apolo A17 M-2295 y A15 M-1701)

Mare Humorum

Esta imagen muestra el Mare Humorum y el borde occidental del Mare Nubium. El Mare Humorum es un pequeño yegua circular en el lado lunar cercano. Tiene aproximadamente 275 millas (~440 km) de ancho. Las montañas que rodean el Mare Humorum marcan el borde de una antigua cuenca de impacto. Esta cuenca ha sido inundada y llenada por mare lavas. Estas lavas también se extienden más allá del borde de la cuenca en varios lugares., En la parte superior derecha hay varios flujos de este tipo que se extienden hacia el noroeste hasta el Océano Austral Procellarum. Tenga en cuenta las grandes fracturas que forman un arco alrededor del Mare Humorum a la derecha. Se cree que estas fracturas marcan una flexión de la superficie lunar debido al peso del Mare Humorum. Tal hundimiento del mar también puede explicar los dos grandes cráteres parcialmente inundados que parecen descender hacia el mar Humorum., (Foto telescópica basada en la Tierra del Atlas Lunar consolidado)

Mare Moscoviense

Esta es una imagen oblicua del Far lunar. Muestra la cuenca de impacto que sostiene Mare Moscoviense. Al igual que Mare Marginis, esta yegua parece ser bastante delgada. Sin embargo, está claramente centrado dentro de una gran cuenca de impacto. También es mucho más bajo que el suelo de la cuenca exterior o las tierras altas de farside. La gran profundidad de este mar debajo de las tierras altas cercanas probablemente explica por qué las unidades de mar son tan raras en el Lejano lunar., Muy pocas cuencas en el lado lejano eran lo suficientemente profundas como para permitir el vulcanismo mare. Tal contraste en las elevaciones de mare y highland también existe en el lado cercano. Sin embargo, es mucho más pequeño que el que se encuentra en el lado lejano. Esto puede deberse a que la corteza de la Luna es mucho más delgada en el lado cercano. Por lo tanto, mientras que las grandes cuencas de impacto se encuentran tanto en el lado cercano como en el lado lejano, las grandes maria se encuentran principalmente en el lado cercano. Las yegua lavas aparentemente podían alcanzar la superficie más a menudo y más fácilmente allí., (Lunar Orbiter image IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis se encuentra en el borde de la lunar del lado cercano. Por lo tanto, se encuentra a medio camino entre el lado cercano y el lado lejano de la luna. También difiere de la mayor parte de la cercana maria. Tiene un contorno irregular, y parece ser bastante delgado. Tenga en cuenta las pequeñas características circulares y alargadas en las llanuras del mare. Estos probablemente marcan cráteres de impacto enterrados por menos de 1000-1700 pies (300-500 metros) de lava. Además, Mare Marginis no se centra en ninguna cuenca de impacto clara y grande., Por lo tanto, Mare Marginis parece marcar una región baja de las tierras altas donde las mare lavas solo pudieron alcanzar la superficie. Varios grandes cráteres con piso de mare también ocurren cerca. En estos cráteres, los pisos del cráter se encuentran debajo de la superficie de las tierras altas circundantes. Por lo tanto, marcan sitios alrededor del Mare Marginis donde las lavas estaban cerca de la superficie lunar. (Lunar Orbiter image IV-165-H3)

Imbrium Flow Map

los flujos de Lava dentro del mar lunar son bastante grandes. Aquí se muestra un mapa de 3 flujos de lava «jóvenes» en Mare Imbrium., Estos flujos aparentemente registran tres erupciones separadas dentro de un período de ~500 millones de años más de 2.5 mil millones de años atrás. El grupo más antiguo es el más grande. Su punto más lejano se encuentra a unas 750 millas (~1200 km) del respiradero inferido en la esquina inferior izquierda. El segundo grupo luego enterró partes del primer grupo. Se extiende por una distancia de aproximadamente 375 millas (~600 km). Finalmente, el grupo más joven es también el más pequeño. Tiene solo unas 250 millas (400 km) de longitud. (Nota: Algunas áreas contienen una mezcla de flujos del primer y segundo grupo de flujo y se mapean aquí como » mixto.,») Ningún volcán activo de la Tierra tiene flujos de lava cerca de esta longitud. Sin embargo, algunas erupciones más antiguas son de tamaño similar. Debido a su tamaño, estas características se llaman basaltos de inundación. Un ejemplo son los basaltos de inundación del río Columbia en el noroeste de los EE.UU. se extienden desde Idaho hasta el Océano Pacífico. La mayoría de estos flujos se formaron hace unos 16 millones de años, pero algunos estallaron tan recientemente como hace 6 millones de años. Los mayores flujos tienen más de 188 millas (300 km) de largo, y en conjunto cubren más de 102,500 millas suqre (164,000 kilómetros cuadrados)., Por lo tanto, los basaltos del río Columbia son casi del mismo tamaño que el más joven y pequeño de los flujos de basalto en Mare Imbrium. (Mapa después de la figura 4.26 en el Lunar Sourcebook; basado en Schaber, 1973)

Tipos de la Mare de Basalto

El lunar de la yegua son muy oscuras cuando se ha visto con el ojo desnudo. Sin embargo, no todos son del mismo color., Pequeñas diferencias están presentes en las cantidades de luz ultravioleta, visible e infrarroja reflejada desde la yegua. Tales diferencias de color definen 13 tipos de basalto mare (se muestra aquí). Estos tipos de basalto deben marcar cambios en los minerales y la química de los basaltos del yegua. Sin embargo, la naturaleza exacta de más de la mitad de estas unidades de yegua es poco conocida. La mayoría se encuentran lejos de los sitios de aterrizaje del Apolo. Tenemos muestras solo para los 4 tipos de basalto etiquetados como Apolo 11, Apolo 12, Apolo 15 y Luna 20. Nota: La Yegua refleja solo una pequeña fracción (~7-10%) de luz visible., Por lo tanto, la mayoría de las diferencias de color en este mapa son invisibles para el ojo humano. (Figura de Pieters (1978) Proceedings of 9th Lunar & Planetary Science Conf., vol. 3, p. 2826.)