Terre ' s Moon

en raison de leur taille, Les Maria lunaires sont les caractéristiques volcaniques les plus évidentes sur la Lune. Ces vastes plaines basaltiques couvrent plus de 15% de la surface lunaire, principalement à proximité de la Lune. Ils sont généralement de forme circulaire car ils ont tendance à remplir les fonds de très grands bassins d’impact très anciens. De plus petites taches de jument se produisent également dans les planchers de certains cratères d’impact. Ils sont également très vieux, et ont été battus par les impacts de nombreuses petites météorites depuis plus de 3 milliards d’années.,

Major Lunar Maria

Montré ici est une carte des principaux lunaire maria. Ces maria vont de plus de 200 km à environ 1200 km. Ils sont généralement d’environ 500 m à 1500 m d’épaisseur. Cependant, chaque jument semble contenir de nombreux flux de basalte plus minces. Les épaisseurs d’écoulement typiques semblent être de 10-20 M., Ainsi, chaque mare enregistre des centaines d’éruptions qui se chevauchent. La carte montre également un manque évident de major maria sur le côté lunaire. Cela reflète probablement deux changements dans la croûte lunaire. Tout d’abord, la surface lunaire est plus haute sur le côté lointain que sur le côté proche. Deuxièmement, la croûte semble être plus épaisse sur le côté lunaire que sur le côté proche. Ces différences devraient rendre plus difficile pour mare magmas d’atteindre la surface sur le côté lunaire. Ils expliquent également pourquoi les petites taches de jument sont regroupées sur le côté éloigné. Les plaques de mare représentent des cratères remplis de lave., La plupart de ces cratères se trouvent dans les fonds de bassins beaucoup plus grands et beaucoup plus anciens. Sur le côté proche, ces bassins contiennent Mare circulaire. De l’autre côté, un tel volcanisme de remplissage de bassin est rare. Pourtant, ces bassins contiennent à la fois les surfaces les plus basses et la croûte la plus mince. Ainsi, le volcanisme de mare est très probablement à l’intérieur de ces bassins, en particulier là où des cratères plus jeunes ont creusé dans le fond du bassin. (Carte préparée par G. W. Colton; publiée dans NASA SP-362 (1978) et NASA SP-469 (1984).,)

Mare de Surface

C’est un Apollon photo de la surface dans le sud de Mare Imbrium. Il montre des coulées de lave de jument jeunes et assez Vierges. Ces laves ont probablement 1 à 2 milliards d’années. Pourtant, les lobes d’écoulement individuels peuvent être clairement vus en haut de l’image. De même, les traits en forme de ravin en bas à gauche ne marquent aucun type d’érosion. Au contraire, ils marquent des canaux de lave peu profonds (rilles sinueuses) qui se sont formés à la surface de la coulée de lave. L’image montre également de nombreux petits cratères d’impact circulaires., Bien que les impacts de météorites sur la Terre et la Lune soient rares, de tels cratères sont assez courants dans la mare lunaire. Les jument sont si vieilles qu’un grand nombre d’impacts de météorites se sont produits. En effet, le nombre de cratères d’impact au sein d’une jument fournit une méthode pour deviner son âge. Étant donné que les surfaces plus anciennes sont plus susceptibles d’avoir été touchées par des météorites, la mare plus ancienne devrait contenir à la fois plus de cratères et de cratères plus grands que la mare plus jeune. Remarque — les laves de jument plus jeunes peuvent enterrer les cratères formés sur les laves plus anciennes. Cette image montre un tel exemple près du cratère en bas au centre., L’unité d’éjecta rugueux entourant ce cratère est coupée et partiellement enterrée par des coulées de lave plus jeunes. (Mosaïque d’Apollon photographies A17 M-2295 et A15 M-1701)

Mare Humorum

Cette image montre la Mare Humorum et la limite ouest de la Mare Nubium. Mare Humorum est une petite jument circulaire sur le côté lunaire. Il est d’environ 275 miles (~440 km) à travers. Les montagnes entourant Mare Humorum marquent le bord d’un ancien bassin d’impact. Ce bassin a été inondé et rempli par des Laves de mare. Ces laves s’étendent également au-delà du bord du bassin à plusieurs endroits., En haut à droite se trouvent plusieurs de ces flux qui s’étendent vers le nord-ouest dans le Sud D’Oceanus Procellarum. Notez les grandes fractures qui s’arquent autour de Mare Humorum à droite. On pense que ces fractures marquent une flexion de la surface lunaire due au poids de Mare Humorum. Un tel naufrage de la mare peut également expliquer les deux grands cratères partiellement inondés qui semblent s’incliner dans la Mare Humorum., (Photo télescopique terrestre tirée de L’Atlas lunaire consolidé)

Mare Moscoviense

Il s’agit d’une image oblique de la face cachée de la Lune. Il montre le bassin d’impact qui détient Mare Moscoviense. Comme Mare Marginis, cette jument semble être assez mince. Cependant, il est clairement centré dans un grand bassin d’impact. Il est également beaucoup plus bas que le plancher du bassin extérieur ou les hautes terres lointaines. La grande profondeur de cette jument sous les hautes terres voisines explique probablement pourquoi les unités de jument sont si rares sur le côté lunaire., Très peu de bassins à l’extrême étaient suffisamment profonds pour permettre le volcanisme de la mare. Un tel contraste dans les altitudes de mare et de highland existe également sur le côté proche. Pourtant, il est beaucoup plus petit que celui trouvé sur le farside. Cela peut être dû au fait que la croûte de la Lune est beaucoup plus mince à proximité. Ainsi, alors que de grands bassins d’impact se trouvent à la fois sur le côté proche et sur le côté éloigné, les grands maria se trouvent principalement sur le côté proche. Les laves de jument pourraient apparemment atteindre la surface plus souvent et plus facilement là-bas., (Lunar Orbiter image IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis se trouve sur le bord même du côté lunaire. Ainsi, il se trouve à mi-chemin entre le côté proche et le côté lointain de la Lune. Il diffère également de la plupart des proximitéscôté maria. Il a un contour irrégulier, et il semble être assez mince. Notez les petites caractéristiques circulaires et allongées dans les plaines de mare. Ceux – ci marquent probablement des cratères d’impact enfouis par moins de 1000-1700 pieds (300-500 mètres) de lave. De plus, Mare Marginis n’est pas centrée sur un grand bassin d’impact clair., Ainsi, Mare Marginis semble marquer une région Basse des hauts plateaux où les laves de mare ont pu atteindre la surface. Plusieurs grands cratères à fond de jument se trouvent également à proximité. Dans ces cratères, les sols du cratère se trouvent sous la surface des hautes terres environnantes. Ainsi, ils marquent des sites autour de Mare Marginis où les laves étaient proches de la surface lunaire. (Lunar Orbiter image IV-165-H3)

Imbrium Flow Map

les coulées de lave dans la mare lunaire sont assez importantes. Montré ici est une carte de 3″ jeunes  » coulées de lave à Mare Imbrium., Ces flux enregistrent apparemment trois éruptions distinctes sur une période de ~500 millions d’années il y a plus de 2,5 milliards d’années. Le groupe le plus ancien est le plus grand. Son point le plus éloigné se trouve à environ 750 miles (~1200 km) de l’évent inféré dans le coin inférieur gauche. Le deuxième groupe a ensuite enterré des parties du premier groupe. Il s’étend sur une distance d’environ 375 miles (~600 km). Enfin, le groupe le plus jeune est aussi le plus petit. Il est seulement quelques 250 miles (400 km) de longueur. (Remarque: certaines zones contiennent un mélange de flux provenant des premier et deuxième groupes d’écoulement et cartographiées ici comme « mixtes., ») Aucun volcan actif de la terre n’a des coulées de lave n’importe où près de cette longueur. Pourtant, quelques éruptions plus anciennes sont de taille similaire. En raison de leur taille, ces caractéristiques sont appelées basaltes D’inondation. Un exemple est les basaltes D’inondation du fleuve Columbia dans le nord-ouest des États-Unis.ils s’étendent de L’Idaho dans l’océan Pacifique. La plupart de ces flux se sont formés il y a environ 16 millions d’années, mais certains ont éclaté il y a 6 millions d’années. Les plus grands débits sont plus de 188 miles (300 km) de long, et ils couvrent collectivement plus de 102,500 suqre miles (164,000 kilomètres carrés)., Ainsi, les basaltes du fleuve Columbia ont presque la même taille que le plus jeune et le plus petit des coulées de basalte de Mare Imbrium. (Carte après la figure 4.26 dans la lune Sourcebook, sur la base Schaber, 1973)

Types de Mare de Basalte

Le lunaire mare sont très sombres quand on les voit à l’oeil nu. Ils ne sont pas tous de la même couleur, cependant., De petites différences sont présentes dans les quantités de lumière ultraviolette, visible et infrarouge réfléchies par la jument. De telles différences de couleur définissent 13 types de basalte de mare (présentés ici). Ces types de basaltes devraient marquer les changements dans les minéraux et la chimie des basaltes de mare. Cependant, la nature exacte de plus de la moitié de ces unités de jument est mal connue. La plupart sont situés loin des sites D’atterrissage Apollo. Nous avons des échantillons pour seulement les 4 types de basalte étiquetés Apollo 11, Apollo 12, Apollo 15 et Luna 20. Remarque The La jument ne reflète qu’une petite fraction (~7-10%) de la lumière visible., Ainsi, la plupart des différences de couleur dans cette carte sont invisibles à l’œil humain. (La Figure de Pierre (1978) actes de la 9ème Lunar & Sciences Planétaires Conf., vol. 3, p. 2826.)