Terra = “6cef2a1e15” >s Lua

devido ao seu tamanho, a lua Maria são as características vulcânicas mais óbvias na Lua. Estas vastas planícies basálticas cobrem mais de 15% da superfície lunar, principalmente na proximidade da lua. São tipicamente circulares em contorno porque tendem a encher os fundos de bacias de impacto muito grandes e muito antigas. Manchas menores de mare também ocorrem no chão de algumas crateras de impacto. Eles também são muito velhos, e têm sido maltratados pelos impactos de muitos pequenos meteoritos por mais de 3 bilhões de anos.,

Major Lunar Maria

aqui é Mostrado um mapa dos principais lunar maria. Estes Maria variam de mais de 200 km a cerca de 1200 km de tamanho. Eles são tipicamente de cerca de 500 m a 1500 m de espessura. No entanto, cada égua parece conter muitos fluxos de basalto mais finos. As espessuras típicas do fluxo parecem ser de 10-20 M., Assim, cada égua registra centenas de eventos de erupção sobrepostos. O mapa também mostra uma clara falta de major maria no lado de trás lunar. Isto provavelmente reflete duas mudanças na crosta lunar. Em primeiro lugar, a superfície lunar é mais alta em farside do que em nearside. Segundo, a crosta parece ser mais espessa no lado mais distante lunar do que no lado mais próximo. Estas diferenças devem tornar mais difícil para o mare magmas chegar à superfície na zona lunar. Eles também explicam por que pequenas manchas de égua são agrupadas em conjunto na parte traseira. Os remendos mare representam crateras cheias de lava., A maioria dessas crateras está no fundo de bacias muito maiores e muito mais antigas. No lado mais próximo, tais bacias contêm égua circular. No extremo, o vulcanismo de enchimento de bacia é raro. Ainda assim, estas bacias contêm as superfícies mais baixas e a crosta mais fina. Assim, o vulcanismo do mare é mais provável dentro destas bacias, especialmente onde crateras mais jovens cavaram no chão da bacia. (Map prepared by G. W. Colton; published in NASA SP-362 (1978) and NASA SP-469 (1984).,)

Mare Surface

esta é uma foto Apollo da superfície no Mare Imbrium meridional. Mostra alguns fluxos de lava Jovens e relativamente intocáveis. Estas lavas devem ter entre 1 e 2 mil milhões de anos. Ainda assim, os lóbulos individuais de fluxo podem ser claramente vistos no topo da imagem. Da mesma forma, as características semelhantes às sarjetas na parte inferior esquerda não marcam qualquer tipo de erosão. Em vez disso, eles marcam canais de lava rasos (rilles sinuosos) que se formaram nas superfícies de fluxo de lava. A imagem também mostra muitas pequenas crateras de impacto circulares., Enquanto os impactos de meteoritos na terra e na Lua são raros, essas crateras são bastante comuns dentro do mar lunar. A égua é tão velha que um grande número de impactos de meteoritos ocorreram. Na verdade, o número de crateras de impacto dentro de uma égua fornece um método para adivinhar sua idade. Como superfícies mais antigas são mais propensas a ter sido atingidas por meteoritos, o mare mais velho deve conter tanto crateras quanto crateras maiores do que o mare mais jovem. Nota: o jovem mare lavas pode enterrar crateras formadas em lavas mais velhas. Esta imagem mostra um exemplo semelhante perto da cratera no centro inferior., A unidade ejecta áspera em torno desta cratera é cortada e parcialmente enterrada por fluxos de lava mais jovens. (Mosaico da Apollo fotografias A17 M-2295 e A15 M-1701)

Mare Humorum

Esta imagem mostra Mare Humorum e a borda ocidental do Mare Nubium. Mare Humorum é um pequeno égua circular no lado lunar próximo. Tem cerca de 275 milhas (~440 km) de diâmetro. As montanhas ao redor do Mare Humorum marcam a borda de uma antiga bacia de impacto. Esta bacia foi inundada e preenchida por mare lavas. Estas lavas também se estendem através da borda da bacia em vários lugares., Na parte superior direita estão vários fluxos que se estendem para noroeste até o sul de Oceanus Procellarum. Repare nas grandes fracturas que se levantam à volta do Mare Humorum, à direita. Acredita-se que estas fracturas marcam uma flexão da superfície lunar devido ao peso do Mare Humorum. Tal afundamento da égua também pode explicar as duas crateras grandes, parcialmente inundadas, que parecem inclinar-se para o Mare Humorum., (Terra-com base telescópica fotos do Consolidado Lunar Atlas)

Mare Moscoviense

Esta é uma imagem oblíqua da lunar farside. Mostra a bacia de impacto que detém o Mare Moscoviense. Como Mare Marginis, esta égua parece ser bastante magra. No entanto, é claramente centrado dentro de uma grande bacia de impacto. É também muito menor do que o solo da bacia ou as terras altas de farside. A grande profundidade deste mare sob as terras altas próximas provavelmente explica por que as unidades do mare são tão raras no lado lunar., Muito poucas bacias na parte de trás eram profundas o suficiente para permitir o vulcanismo do mare. Tal contraste nas elevações de mare e highland também existe no lado mais próximo. Ainda assim, é muito menor do que o encontrado no lado mais distante. Isto pode ser porque a crosta da Lua é muito mais fina no lado mais próximo. Assim, enquanto grandes bacias de impacto são encontradas tanto no lado mais próximo quanto no lado mais distante, grande maria é encontrada principalmente no lado mais próximo. Mare lavas aparentemente poderia alcançar a superfície mais frequentemente e mais facilmente lá., (Lunar Orbiter imagem IV-103-M)

Mare Marginis

Mare Marginis fica na borda do lunar lado mais próximo. Assim, fica a meio caminho entre o lado de perto lunar e o lado de farside. Também difere da maior parte da “nearside maria”. Tem um contorno irregular, e parece ser bastante fino. Observe as pequenas características circulares e alongadas nas planícies do mare. Estas provavelmente marcam crateras de impacto enterradas por menos de 1000-1700 pés (300-500 metros) de lava. Além disso, o Mare Marginis não está centrado em nenhuma bacia de impacto clara e grande., Assim, Mare Marginis parece marcar uma região baixa das terras altas onde mare lavas foi capaz de chegar à superfície. Várias grandes crateras de Mare-flounded também ocorrem nas proximidades. Nestas crateras, o chão da cratera fica abaixo da superfície circundante das terras altas. Assim, eles marcam locais ao redor do Mare Marginis onde lavas estava perto da superfície lunar. (Lunar Orbiter image IV-165-H3)

Imbrium Flow Map

Lava flows within the lunar mare are quite large. Mostrado aqui é um mapa de 3 fluxos de lava “jovens” no Mare Imbrium., Estes fluxos registram aparentemente três erupções separadas em um período de cerca de 500 milhões de anos mais de 2,5 bilhões de anos atrás. O grupo mais antigo é o maior. Seu ponto mais distante fica a cerca de 750 milhas (~1200 km) da ventilação inferida no canto inferior esquerdo. O segundo grupo enterrou partes do primeiro grupo. Estende-se por uma distância de cerca de 375 milhas (~600 km). Finalmente,o grupo mais jovem também é o menor. Tem apenas cerca de 400 km de comprimento. (Nota: Algumas áreas contêm uma mistura de fluxos do primeiro e segundo grupos de fluxo e mapeada aqui como “mista”.,”) Nenhum vulcão terrestre ativo tem fluxos de lava perto deste comprimento. Ainda assim, algumas erupções mais antigas são de tamanho semelhante. Devido ao seu tamanho, estas características são chamadas de Flood Basalts. Um exemplo é o Columbia River Flood Basalts, no noroeste dos Estados Unidos, que se estendem de Idaho para o Oceano Pacífico. A maior parte destes fluxos formou-se há cerca de 16 milhões de anos, mas alguns entraram em erupção há cerca de 6 milhões de anos. Os maiores fluxos são de mais de 188 milhas (300 km) de comprimento, e eles coletivamente cobrem mais de 102.500 milhas suqre (164.000 quilômetros quadrados)., Assim, os basaltos do Rio Columbia são quase do mesmo tamanho que o mais novo e menor dos fluxos basalt no Mare Imbrium. (Mapa depois de figura 4.26 em Lunar Sourcebook; com base na Schaber, de 1973)

Tipos de Mare Basalto

lunar mare são muito escura, quando visto a olho nu. Eles não são todos da mesma cor, no entanto., Pequenas diferenças estão presentes nas quantidades de luz ultravioleta, visível e infravermelha refletida a partir do mare. Tais diferenças de cor definem 13 tipos de basalto mare (mostrados aqui). Estes tipos de basalto devem marcar mudanças nos minerais e na química dos basaltos mare. No entanto, a natureza exata de mais de metade dessas unidades de égua é pouco conhecida. A maioria está localizada longe dos locais de aterragem da Apollo. Temos amostras para apenas 4 tipos de basalto rotulados como Apollo 11, Apollo 12, Apollo 15 e Luna 20. Nota — o égua reflecte apenas uma pequena fracção (~7-10%) de luz visível., Assim, a maioria das diferenças de cor neste mapa são invisíveis para o olho humano. (Figure from Pieters (1978) Proceedings of 9th Lunar & Planetary Science Conf., volume. 3, p. 2826. )