Terra ' s Luna

A causa delle loro dimensioni, i lunar maria sono le caratteristiche vulcaniche più evidenti sulla Luna. Queste vaste pianure di basalto coprono oltre il 15% della superficie lunare, per lo più sul lato vicino della Luna. Sono tipicamente circolari a contorno perché tendono a riempire il fondo di bacini di impatto molto grandi e molto vecchi. Macchie di mare più piccole si verificano anche nei pavimenti di alcuni crateri da impatto. Sono anche molto vecchi e sono stati colpiti dagli impatti di molti piccoli meteoriti per oltre 3 miliardi di anni.,

Major Lunar Maria

Mostrato qui è una mappa del maggiore lunare maria. Questi maria vanno da oltre 200 km a circa 1200 km di dimensione. Sono in genere circa 500 m a 1500 m di spessore. Tuttavia, ogni cavalla sembra contenere molti flussi di basalto più sottili. Gli spessori tipici del flusso sembrano essere 10-20 m., Pertanto, ogni cavalla registra centinaia di eventi eruttivi sovrapposti. La mappa mostra anche una chiara mancanza di maggiore maria sul farside lunare. Questo probabilmente riflette due cambiamenti nella crosta lunare. Innanzitutto, la superficie lunare è più alta sul lato più lontano che sul lato più vicino. In secondo luogo, la crosta sembra essere più spessa sul farside lunare che sul nearside. Queste differenze dovrebbero rendere più difficile per i magmi di mare raggiungere la superficie sul lato lunare. Spiegano anche perché le piccole macchie di mare sono raggruppate insieme sul lato opposto. Le chiazze di mare rappresentano crateri pieni di lava., La maggior parte di questi crateri si trova nel fondo di bacini molto più grandi e molto più vecchi. Sul lato vicino, tali bacini contengono cavalla circolare. Sul lato opposto, tale vulcanismo di riempimento del bacino è raro. Tuttavia, questi bacini contengono sia le superfici più basse che la crosta più sottile. Pertanto, il vulcanismo del mare è molto probabilmente all’interno di questi bacini, specialmente dove i crateri più giovani hanno scavato nel pavimento del bacino. (Mappa preparata da GW Colton; pubblicato in NASA SP-362 (1978) e NASA SP-469 (1984).,)

Superficie Mare

Questa è una foto Apollo della superficie nel Mare Imbrium meridionale. Essa mostra alcuni giovani, flussi di lava mare abbastanza incontaminate. Queste lave hanno probabilmente da 1 a 2 miliardi di anni. Tuttavia, i singoli lobi del flusso possono essere chiaramente visti nella parte superiore dell’immagine. Allo stesso modo, le caratteristiche del canalone in basso a sinistra non segnano alcun tipo di erosione. Piuttosto, segnano canali di lava poco profondi (rille sinuose) che si sono formati sulle superfici del flusso lavico. L’immagine mostra anche molti piccoli crateri da impatto circolari., Mentre gli impatti di meteoriti sulla Terra e sulla Luna sono rari, tali crateri sono abbastanza comuni all’interno del mare lunare. Le cavalle sono così vecchie che si sono verificati un gran numero di impatti di meteoriti. In effetti, il numero di crateri da impatto all’interno di una cavalla fornisce un metodo per indovinare la sua età. Poiché le superfici più vecchie hanno maggiori probabilità di essere state colpite da meteoriti, la cavalla più vecchia dovrebbe contenere sia più crateri che crateri più grandi rispetto alla cavalla più giovane. Nota lav Le lave di mare più giovani possono seppellire crateri formati su lave più vecchie. Questa immagine mostra uno di questi esempi vicino al cratere in basso al centro., L’unità di ejecta ruvida che circonda questo cratere è tagliata e parzialmente sepolta da flussi di lava più giovani. (Mosaico di Apollo fotografie A17 M-2295 e A15 M-1701)

Mare Humorum

Questa immagine mostra Mare Humorum e il bordo occidentale del Mare Nubium. Mare Humorum è una piccola cavalla circolare sul lato lunare. Si tratta di circa 275 miglia (~440 km) attraverso. Le montagne che circondano il Mare Humorum segnano il bordo di un vecchio bacino d’impatto. Questo bacino è stato allagato e riempito da lave mare. Queste lave si estendono anche oltre il bordo del bacino in diversi punti., In alto a destra sono diversi tali flussi che si estendono a nord-ovest nel sud Oceanus Procellarum. Nota le grandi fratture che si arcuano intorno al Mare Humorum sulla destra. Si ritiene che queste fratture segnino una flessione della superficie lunare dovuta al peso del Mare Humorum. Un tale affondamento della cavalla potrebbe anche spiegare i due grandi crateri parzialmente allagati che sembrano digradare nel Mare Humorum., (Foto telescopica terrestre dall’Atlante lunare consolidato)

Mare Moscoviense

Questa è un’immagine obliqua del farside lunare. Mostra il bacino d’impatto che contiene Mare Moscoviense. Come Mare Marginis, questa cavalla sembra essere abbastanza sottile. Tuttavia, è chiaramente centrato all’interno di un grande bacino di impatto. È anche molto più basso del pavimento del bacino esterno o degli altopiani del farside. La grande profondità di questa cavalla sotto gli altopiani vicini probabilmente spiega perché le unità di mare sono così rare sul lato lunare., Pochissimi bacini sul lato opposto erano abbastanza profondi da consentire il vulcanismo del mare. Un tale contrasto in mare e altipiani elevazioni esiste anche sul nearside. Tuttavia, è molto più piccolo di quello trovato sul lato opposto. Questo può essere perché la crosta della Luna è molto più sottile sul lato vicino. Così, mentre i grandi bacini di impatto si trovano sia sul lato vicino che sul lato lontano, i grandi maria si trovano principalmente sul lato vicino. Le lave di mare apparentemente potevano raggiungere la superficie più spesso e più facilmente lì., (Lunar Orbiter image IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis si trova sul bordo del vicino lunare. Quindi, si trova a metà strada tra il vicino lunarelato e farside. Si differenzia anche dalla maggior parte dei vicinilato maria. Ha un contorno irregolare e sembra essere abbastanza sottile. Notate le piccole caratteristiche circolari e allungate nelle pianure del mare. Questi probabilmente segnano crateri da impatto sepolti da meno di 1000-1700 piedi (300-500 metri) di lava. Inoltre, Mare Marginis non è centrato su alcun bacino di impatto chiaro e ampio., Così, Mare Marginis sembra segnare una regione bassa degli altopiani dove mare lavas erano solo in grado di raggiungere la superficie. Nelle vicinanze si trovano anche diversi grandi crateri a pavimento di mare. In questi crateri, i piani del cratere si trovano al di sotto della superficie circostante altopiano. Quindi, segnano i siti intorno al Mare Marginis dove le lave erano vicine alla superficie lunare. (Lunar Orbiter image IV-165-H3)

Mappa del flusso di Imbrium

I flussi di lava all’interno del mare lunare sono piuttosto grandi. Mostrato qui è una mappa di 3″ giovani ” flussi di lava in Mare Imbrium., Questi flussi apparentemente registrano tre eruzioni separate entro un periodo di ~500 milioni di anni rispetto a 2,5 miliardi di anni fa. Il gruppo più antico è il più grande. Il suo punto più lontano si trova a circa 750 miglia (~1200 km) dalla bocca inferita nell’angolo in basso a sinistra. Il secondo gruppo poi seppellì parti del primo gruppo. Si estende per una distanza di circa 375 miglia (~600 km). Infine, il gruppo più giovane è anche il più piccolo. È solo circa 250 miglia (400 km) di lunghezza. (NOTA: alcune aree contengono una miscela di flussi dal primo e dal secondo gruppo di flussi e mappati qui come ” misto.,”) Nessun vulcano attivo della Terra ha flussi di lava da nessuna parte vicino a questa lunghezza. Tuttavia, alcune eruzioni più vecchie sono di dimensioni simili. A causa delle loro dimensioni, queste caratteristiche sono chiamate Basalti di inondazione. Un esempio sono i basalti alluvionali del fiume Columbia negli Stati Uniti nordoccidentali che si estendono dall’Idaho all’Oceano Pacifico. La maggior parte di questi flussi si è formata circa 16 milioni di anni fa, ma alcuni sono eruttati di recente 6 milioni di anni fa. I flussi più grandi sono lunghi oltre 188 miglia (300 km) e coprono collettivamente oltre 102.500 miglia suqre (164.000 chilometri quadrati)., Pertanto, i basalti del fiume Columbia hanno quasi le stesse dimensioni del più giovane e piccolo dei flussi di basalto nel Mare Imbrium. (Mappa dopo la figura 4.26 nel Lunare Sourcebook; sulla base di Schaber, 1973)

Tipi di Mare Basalto

lunare mare sono molto scure, quando si vedono a occhio nudo. Non sono tutti dello stesso colore, tuttavia., Piccole differenze sono presenti nella quantità di luce ultravioletta, visibile e infrarossa riflessa dalla cavalla. Tali differenze di colore definiscono 13 tipi di basalto mare (mostrato qui). Questi tipi di basalto dovrebbero segnare cambiamenti nei minerali e nella chimica dei basalti di mare. Tuttavia, la natura esatta di oltre la metà di queste unità di mare è poco conosciuta. La maggior parte si trova lontano dai siti di atterraggio Apollo. Abbiamo campioni solo per i 4 tipi di basalto etichettati Apollo 11, Apollo 12, Apollo 15 e Luna 20. Nota: la cavalla riflette solo una piccola frazione (~7-10%) della luce visibile., Pertanto, la maggior parte delle differenze di colore in questa mappa sono invisibili all’occhio umano. (Figura da Pieters (1978) Proceedings of 9th Lunar & Planetary Science Conf., vol. 3, pag. 2826.)