Ziemia's Księżyc

ze względu na swoje rozmiary, księżycowa maria są najbardziej widocznymi cechami wulkanicznymi na Księżycu. Te rozległe równiny bazaltowe pokrywają ponad 15% powierzchni Księżyca, głównie na jego bliskim brzegu. Są one zazwyczaj okrągłe w zarysie, ponieważ mają tendencję do wypełniania DNA bardzo dużych, bardzo starych basenów uderzeniowych. Mniejsze plamy klaczy występują również w podłogach niektórych kraterów uderzeniowych. Są one również bardzo stare i zostały pobite przez uderzenia wielu małych meteorytów przez ponad 3 miliardy lat.,

Major Lunar Maria

pokazana jest tutaj mapa księżycowej Marii. Rozmiary te wahają się od ponad 200 km do około 1200 km. Występują zwykle na wysokości od 500 do 1500 m n. p. m. Jednak każda klacz wydaje się zawierać wiele cieńszych strumieni bazaltu. Typowe grubości przepływu wynoszą 10-20 m., Tak więc każda klacz rejestruje setki nakładających się wydarzeń erupcyjnych. Mapa pokazuje również wyraźny brak majora Marii na księżycowej stronie. To prawdopodobnie odzwierciedla dwie zmiany w skorupie Księżyca. Po pierwsze, powierzchnia księżyca jest wyższa na dalekiej niż na bliskiej stronie. Po drugie, skorupa wydaje się być grubsza na księżycowym brzegu niż na Bliskim brzegu. Różnice te powinny utrudnić mare magmas dotarcie na powierzchnię Księżyca. Wyjaśniają również, dlaczego małe plamy klaczy są zgrupowane razem na odwłoku. Plamy klaczy reprezentują wypełnione lawą kratery., Większość takich kraterów leży w dnie znacznie większych i znacznie starszych basenów. W pobliżu takich basenów znajdują się koliste klacze. Na uboczu wulkanizm wypełniający Kotlinę jest rzadkością. Mimo to baseny te zawierają zarówno najniższe powierzchnie, jak i najcieńszą skorupę. Tak więc wulkanizm mare najprawdopodobniej znajduje się wewnątrz tych basenów, zwłaszcza tam, gdzie młodsze kratery wkopały się w dno basenu. (Mapa przygotowana przez G. W. Coltona; opublikowana w NASA SP-362 (1978) i NASA SP-469 (1984).,)

Powierzchnia Mare

Jest to zdjęcie Apollo powierzchni Południowej Mare Imbrium. Pokazuje Młode, dość nieskazitelne lawy. Te lawy mają prawdopodobnie od 1 do 2 miliardów lat. Jednak poszczególne płaty przepływu są wyraźnie widoczne na górze obrazu. Podobnie, rysy podobne do wąwozu w lewym dolnym rogu nie zaznaczają żadnego rodzaju erozji. Zamiast tego zaznaczają płytkie kanały lawy (sinuous rilles), które uformowały się na powierzchniach przepływu lawy. Obraz pokazuje również wiele małych kolistych kraterów uderzeniowych., Podczas gdy uderzenia meteorytu na ziemię i Księżyc są rzadkie, takie kratery są dość powszechne w mare księżycowej. Klacze są tak stare, że doszło do dużej liczby uderzeń meteorytu. Liczba kraterów uderzeniowych w obrębie klaczy pozwala na odgadnięcie jej wieku. Ponieważ starsze powierzchnie są bardziej narażone na uderzenia meteorytów, starsze mare powinny zawierać zarówno więcej kraterów, jak i większe kratery niż młodsze mare. Uwaga-młodsza klacz lavas może zakopywać kratery powstałe na starszych lavas. Ten obraz pokazuje jeden taki przykład w pobliżu krateru w dolnym centrum., Szorstka Jednostka ejecta otaczająca ten Krater jest przecięta i częściowo zakopana przez młodsze strumienie lawy. (Mozaika z fotografii Apollo A17 M-2295 i A15 M-1701)

Mare Humorum

obraz przedstawia Mare Humorum i zachodnią krawędź Mare Nubium. Mare Humorum to mała okrągła klacz na księżycowym brzegu. Ma 275 Mil (~440 km) średnicy. Góry otaczające Mare Humorum wyznaczają krawędź starej Kotliny uderzeniowej. Kotlina została zalana i zasypana przez mare lavas. Lawy te rozciągają się również poza obręb basenu w kilku miejscach., W górnym prawym znajduje się kilka takich strumieni, które rozciągają się na północny zachód do południowego Oceanus Procellarum. Zwróć uwagę na duże pęknięcia wokół Mare Humorum po prawej stronie. Uważa się, że złamania te oznaczają wygięcie powierzchni Księżyca z powodu ciężaru Mare Humorum. Takie zatonięcie mare może również tłumaczyć dwa duże, częściowo zalane kratery, które wydają się opadać do Mare Humorum., (Ziemskie zdjęcie teleskopowe z skonsolidowanego Atlasu księżyca)

Mare Moscoviense

Jest to skośny obraz księżycowego brzegu. Pokazuje basen uderzeniowy, w którym znajduje się Mare Moscoviense. Podobnie jak Mare Marginis, klacz ta wydaje się być dość szczupła. Jest jednak wyraźnie wyśrodkowany w dużym basenie uderzeniowym. Jest również znacznie niższa niż zewnętrzne dno basenu lub Wyżyna farside highlands. Duża głębokość tej klaczy pod pobliskimi wyżynami prawdopodobnie wyjaśnia, dlaczego jednostki klaczy są tak rzadkie na księżycowym wybrzeżu., Bardzo niewiele basenów na dalekiej stronie było wystarczająco głębokich, aby umożliwić wulkanizm mare. Taki kontrast w elewacjach klaczowych i góralskich występuje również na uboczu. Mimo to jest znacznie mniejszy niż ten znaleziony na drugiej stronie. Może to być spowodowane tym, że skorupa Księżyca jest znacznie cieńsza w pobliżu. Tak więc, podczas gdy duże baseny uderzeniowe znajdują się zarówno na Bliskim i Dalekim brzegu, Duże maria znajdują się głównie na Bliskim brzegu. Mare lavas najwyraźniej mogła tam dotrzeć na powierzchnię częściej i łatwiej., (Lunar Orbiter image IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis leży na samym brzegu Księżyca. Tak więc, leży w połowie drogi między księżycowym nearside i farside. Różni się również od większości pobliskich Marii. Ma nieregularny zarys i wydaje się być dość cienki. Zwróć uwagę na małe okrągłe i wydłużone rysy na równinach klaczy. Te prawdopodobnie oznaczają kratery uderzeniowe zakopane przez mniej niż 1000-1700 stóp (300-500 metrów) lawy. Ponadto Mare Marginis nie jest skupiona na żadnym wyraźnym, dużym basenie uderzeniowym., Tak więc Mare Marginis wydaje się oznaczać nisko położony region wyżyn, w którym mare lavas były w stanie tylko dotrzeć do powierzchni. W pobliżu znajduje się również kilka dużych kraterów mare-floored. W kraterach tych dno krateru leży poniżej otaczającej go powierzchni wyżynnej. W ten sposób wyznaczają miejsca wokół Mare Marginis, gdzie lavas znajdowały się blisko powierzchni Księżyca. (Lunar Orbiter image IV-165-H3)

Mapa przepływu Imbrium

przepływy lawy w mare księżycowej są dość duże. Pokazana tutaj jest mapa 3″ młodych ” przepływów lawy w Mare Imbrium., Przepływy te najwyraźniej rejestrują trzy oddzielne erupcje w okresie ~500 milionów lat ponad 2,5 miliarda lat temu. Najstarsza grupa jest największa. Jego najdalszy punkt leży około 750 mil (~1200 km) od inferred vent w lewym dolnym rogu. Druga grupa następnie zakopała części pierwszej grupy. Rozciąga się na odległość ok. 375 Mil (~600 km). Wreszcie najmłodsza grupa jest również najmniejsza. Ma tylko około 250 mil (400 km) długości. (Uwaga: Niektóre obszary zawierają mieszaninę przepływów z pierwszej i drugiej grupy przepływów i mapowane tutaj jako ” mieszane.,”) Żadne aktywne wulkany ziemskie nie mają strumieni lawy w pobliżu tej długości. Mimo to kilka starszych erupcji ma podobną wielkość. Ze względu na swoje rozmiary cechy te nazywane są Bazaltami zalewowymi. Jednym z przykładów są bazalty powodziowe rzeki Columbia w północno-zachodnich Stanach Zjednoczonych. rozciągają się od Idaho do Oceanu Spokojnego. Większość tych przepływów powstała około 16 milionów lat temu, ale niektóre wybuchły już 6 milionów lat temu. Największe przepływy mają ponad 188 Mil (300 km) długości i łącznie obejmują ponad 102 500 mil suqre (164 000 kilometrów kwadratowych)., Tak więc, bazalty rzeki Kolumbia są prawie tej samej wielkości, co najmłodszy i najmniejszy z przepływów bazaltu w Mare Imbrium. (Mapa po rysunku 4.26 w księżycowym źródle; na podstawie Schabera, 1973)

typy Mare Basalt

klacz księżycowa widziana gołym okiem jest bardzo ciemna. Nie wszystkie są jednak tego samego koloru., Niewielkie różnice występują w ilości światła ultrafioletowego, widzialnego i podczerwonego odbitego od klaczy. Takie różnice kolorystyczne definiują 13 rodzajów bazaltu mare (pokazanych tutaj). Te typy bazaltów powinny oznaczać zmiany w minerałach i chemii bazaltów mare. Jednak dokładny charakter ponad połowy tych klaczy jest słabo poznany. Większość z nich znajduje się z dala od lądowisk Apollo. Mamy próbki tylko dla 4 bazaltowych typów oznaczonych Apollo 11, Apollo 12, Apollo 15 i Luna 20. Uwaga – klacz odbija tylko niewielką część (~7-10%) światła widzialnego., Tak więc większość różnic kolorystycznych na tej mapie jest niewidoczna dla ludzkiego oka. (Rysunek z Pieters (1978) Proceedings of 9th Lunar & Planetary Science Conf., vol. 3, str. 2826.)