Геология Луны (иногда называемая селенологией , хотя последний термин в более широком смысле может относиться к « лунной науке ») весьма отличается от геологии Земли . На Луне нет настоящей атмосферы , а отсутствие свободного кислорода и воды исключает эрозию, вызванную погодой . Вместо этого поверхность разрушается гораздо медленнее из-за бомбардировки лунной поверхности микрометеоритами . [1] На нем нет какой-либо известной формы тектоники плит , [2] он имеет меньшую гравитацию и из-за своего небольшого размера охлаждается быстрее. [3] Помимо ударов, геоморфология лунной поверхности была сформирована вулканизмом , [4] [5] который, как сейчас считается, закончился менее 50 миллионов лет назад. [6] Луна представляет собой дифференцированное тело, имеющее кору , мантию и ядро . [7]
Геологические исследования Луны основаны на сочетании наблюдений наземных телескопов , измерений с орбитальных космических кораблей , лунных образцов и геофизических данных. Пробы были отобраны непосредственно из шести мест во время пилотируемой программы «Аполлон» с 1969 по 1972 год, в ходе которой на Землю было доставлено 382 килограмма (842 фунта) лунной породы и лунного грунта [8] . Кроме того, три советских роботизированных космических корабля «Луна» доставили еще 301 грамм (10,6 унции ) образцов, [9] [10] [11] и китайский робот Chang'e 5 вернул образец весом 1731 г (61,1 унции) в 2020 году. [12]
Луна — единственное внеземное тело, для которого у нас есть образцы с известным геологическим контекстом. На Земле было обнаружено несколько лунных метеоритов , хотя кратеры их происхождения на Луне неизвестны. Значительная часть лунной поверхности не исследована, и ряд геологических вопросов остается без ответа.
К элементам, которые, как известно, присутствуют на лунной поверхности, относятся, среди прочего, кислород (O), кремний (Si), железо (Fe), магний (Mg), кальций (Ca), алюминий (Al), марганец (Mn) и титан. (Ти). Среди наиболее распространенных — кислород, железо и кремний. Содержание кислорода оценивается в 45% (по массе). Углерод (C) и азот (N), по-видимому, присутствуют лишь в следовых количествах в результате осаждения солнечным ветром .
В течение длительного периода времени фундаментальным вопросом истории Луны был вопрос о ее происхождении . Ранние гипотезы включали деление от Земли, захват и совместную аккрецию . Сегодня гипотеза гигантского удара широко принята научным сообществом. [15]
Геологическая история Луны была разделена на шесть основных эпох, называемых лунной геологической временной шкалой . Примерно 4,5 миллиарда лет назад [16] новообразованная Луна находилась в расплавленном состоянии и вращалась гораздо ближе к Земле, что приводило к возникновению приливных сил . [17] Эти приливные силы деформировали расплавленное тело в эллипсоид с главной осью, направленной к Земле.
Первым важным событием в геологической эволюции Луны стала кристаллизация ближайшего к глобальному океана магмы. Точно неизвестно, какова была его глубина, но некоторые исследования предполагают глубину около 500 км и более. Первыми минералами, образовавшимися в этом океане, были силикаты железа и магния, оливин и пироксен . Поскольку эти минералы были плотнее расплавленного материала вокруг них, они затонули. После того, как кристаллизация завершилась примерно на 75%, менее плотный анортозитовый плагиоклазовый полевой шпат кристаллизовался и всплыл на поверхность, образуя анортозитовую корку толщиной около 50 км. Большая часть магматического океана быстро кристаллизовалась (в течение примерно 100 миллионов лет или меньше), хотя последняя оставшаяся магма, богатая KREEP , которая сильно обогащена несовместимыми и выделяющими тепло элементами, могла оставаться частично расплавленной в течение нескольких сотен миллионов (или возможно, 1 миллиард) лет. Похоже, что последняя богатая KREEP магма магматического океана в конечном итоге сконцентрировалась в районе Oceanus Procellarum и бассейна Имбриума , уникальной геологической провинции, которая теперь известна как Procellarum KREEP Terrane .
Вскоре после образования лунной коры или даже во время ее формирования начали формироваться различные типы магм , которые дали начало норитам и троктолитам магниевой свиты [ 18] , хотя точные глубины, на которых это происходило, точно не известны. Недавние теории предполагают, что плутонизм Mg-свиты в основном ограничивался террейном Procellarum KREEP и что эти магмы каким-то образом генетически связаны с KREEP, хотя их происхождение до сих пор активно обсуждается в научном сообществе. Древнейшие из пород магниевой свиты имеют возраст кристаллизации около 3,85 млрд лет . Однако последний крупный удар, который мог быть выкопан глубоко в коре ( бассейн Имбриума ), также произошел 3,85 млрд лет назад. Таким образом, кажется вероятным, что плутоническая деятельность магниевой свиты продолжалась гораздо дольше и что более молодые плутонические породы существуют глубоко под поверхностью.
Анализ образцов с Луны, по-видимому, показывает, что многие лунные ударные бассейны образовались за короткий промежуток времени, примерно от 4 до 3,85 млрд лет назад. Эта гипотеза получила название лунного катаклизма или поздней тяжелой бомбардировки . Однако сейчас признано, что выбросы из ударного бассейна Имбриума (одного из самых молодых крупных ударных бассейнов на Луне) следует обнаруживать на всех местах посадки Аполлона. Таким образом, возможно, что возраст некоторых ударных бассейнов (в частности, Моря Нектарис ) мог быть ошибочно приписан тому же возрасту, что и Имбриум.
Лунные моря представляют собой древние потопные базальтовые извержения. По сравнению с земными лавами они содержат более высокое содержание железа, имеют низкую вязкость, а некоторые содержат очень повышенное содержание богатого титаном минерала ильменита . Большинство базальтовых извержений произошло примерно между 3 и 3,5 млрд лет назад, хотя возраст некоторых образцов морского происхождения достигает 4,2 млрд лет. Долгое время считалось, что самое молодое (на основе метода подсчета кратеров) датируется 1 миллиардом лет назад [4]. ] , но исследования 2010-х годов обнаружили доказательства извержений, произошедших менее 50 миллионов лет назад. [6] [19] Наряду с морским вулканизмом произошли пирокластические извержения , которые выбросили расплавленные базальтовые материалы на сотни километров от вулкана . Большая часть кобылы образовала или впала в низкие возвышения, связанные с ближними ударными бассейнами. Однако Oceanus Procellarum не соответствует какой-либо известной ударной структуре, а самые низкие возвышения Луны в дальней части бассейна Южного полюса-Эйткена лишь незначительно покрыты марею ( более подробное обсуждение см. В «Лунной кобыле »).
Удары метеоритов и комет являются единственной резкой геологической силой, действующей сегодня на Луну, хотя изменение земных приливов в масштабе лунного аномального месяца вызывает небольшие изменения напряжений. [20] Некоторые из наиболее важных кратеров , используемых в лунной стратиграфии, образовались в эту недавнюю эпоху. Например, кратер Коперник , имеющий глубину 3,76 км и радиус 93 км, по оценкам, образовался около 900 миллионов лет назад (хотя это спорный вопрос). Миссия « Аполлон -17» приземлилась в районе, где могли быть взяты пробы материала из кратера Тихо . Изучение этих пород, похоже, указывает на то, что этот кратер мог образоваться 100 миллионов лет назад, хотя это тоже спорный вопрос. Поверхность также подверглась космическому выветриванию из-за частиц высокой энергии, имплантации солнечного ветра и ударов микрометеоритов . Этот процесс приводит к тому, что системы лучей , связанные с молодыми кратерами, затемняются до тех пор, пока они не совпадут с альбедо окружающей поверхности. Однако, если состав луча отличается от материала подстилающей коры (что может произойти, когда «горный» скат находится на кобыле), луч может быть виден гораздо дольше.
После возобновления исследований Луны в 1990-х годах было обнаружено, что по всему земному шару существуют уступы, вызванные сокращением Луны из-за охлаждения . [21]
На вершине стратиграфии Луны находится коперниканская толща, состоящая из кратеров с лучевой системой. Ниже находится эратосфеническая единица, определяемая кратерами с установленной морфологией ударных кратеров, но лишенной лучевой системы Коперника. Эти две единицы присутствуют в небольших пятнах на поверхности Луны. Далее по стратиграфии расположены подразделения Маре (ранее известные как процеллярийские подразделения) и имбрийские подразделения, связанные с выбросами и тектоникой из бассейна Имбриум. Нижнюю часть лунной стратиграфии составляет донектарийская толща, состоящая из старых кратерных равнин. [22]
Лунный ландшафт характеризуется ударными кратерами , их выбросами, несколькими вулканами , холмами, лавовыми потоками и впадинами, заполненными лавой.
Самым отличительным аспектом Луны является контраст между ее яркими и темными зонами. Более светлые поверхности — это лунные возвышенности, получившие название terrae (единственное число — terra , от латинского « земля » , земля ), а более темные равнины называются maria (единственное число — mare , от латинского « море »), в честь Иоганна Кеплера , который ввёл имена в 17 веке. Нагорья имеют анортозитовый состав, а моря — базальтовый . Моря часто совпадают с «низинностями», но низменности (например, в бассейне Южный полюс-Эйткен ) не всегда покрыты морями. Высокогорья старше видимых морей и, следовательно, покрыты большим количеством кратеров.
Основные продукты вулканических процессов на Луне очевидны для наблюдателей с Земли в виде лунных морей . Это крупные потоки базальтовой лавы , соответствующие поверхностям с низким альбедо , занимающим почти треть ближней стороны. Лишь несколько процентов дальней стороны пострадали от морского вулканизма. Еще до того, как миссии Аполлона подтвердили это, большинство ученых уже думали, что моря представляют собой заполненные лавой равнины, потому что они имеют структуру потока лавы и обрушения, приписываемые лавовым трубкам .
Возраст морских базальтов определен как методом прямого радиометрического датирования , так и методом подсчета кратеров . Самый старый радиометрический возраст составляет около 4,2 млрд лет (миллиардов лет), а возраст большинства самых молодых лав моря, как было определено на основе подсчета кратеров, составляет около 1 млрд лет. Благодаря лучшему разрешению более поздних изображений около 70 небольших областей, называемых неправильным морем. в морях были обнаружены участки (каждый площадью всего несколько сотен метров или несколько километров в поперечнике), которые, как показывают подсчеты кратеров, были местами вулканической активности в геологически гораздо более недавнем прошлом (менее 50 миллионов лет). [6] По объему большая часть кобылы образовалась примерно за 3–3,5 млрд лет до настоящего времени. Самые молодые лавы извергались внутри Oceanus Procellarum , тогда как некоторые из самых старых, по-видимому, расположены на дальней стороне. Моря явно моложе окружающих гор, учитывая меньшую плотность ударных кратеров.
Большая часть морей извергалась внутри низменных ударных бассейнов на ближней стороне Луны или впадала в них. Однако маловероятно, что между ударным событием и морским вулканизмом существует причинно-следственная связь, поскольку ударные бассейны намного старше (примерно на 500 миллионов лет), чем морское заполнение. Более того, Oceanus Procellarum , крупнейший участок морского вулканизма на Луне, не соответствует ни одному известному ударному бассейну. Обычно предполагают, что причина извержения кобылы только на ближней стороне заключается в том, что корка на ближней стороне тоньше, чем на дальней стороне. Хотя изменения в толщине коры могут модулировать количество магмы, которая в конечном итоге достигает поверхности, эта гипотеза не объясняет, почему дальний бассейн Южного полюса-Эйткен , чья кора тоньше, чем Oceanus Procellarum, был лишь незначительно заполнен вулканическими продуктами.
Другим типом месторождений, связанных с морями, хотя он охватывает и высокогорные районы, являются отложения «темной мантии». Эти отложения невозможно увидеть невооруженным глазом, но их можно увидеть на изображениях, полученных с помощью телескопов или орбитальных космических кораблей. Еще до миссии «Аполлон» ученые предсказывали, что это отложения, образовавшиеся в результате пирокластических извержений. Некоторые отложения, по-видимому, связаны с темными удлиненными конусами пепла , что подтверждает идею пирокластики. Существование пирокластических извержений было позже подтверждено открытием стеклянных сферул, подобных тем, которые были обнаружены при пирокластических извержениях здесь, на Земле.
Многие из лунных базальтов содержат небольшие отверстия, называемые пузырьками , которые образовались пузырьками газа, выделяющимися из магмы в условиях вакуума, возникающих на поверхности. Точно неизвестно, какие газы вышли из этих пород, но окись углерода является одним из кандидатов.
Образцы пирокластических стекол имеют зеленый, желтый и красный оттенки. Разница в цвете указывает на концентрацию титана в породе: зеленые частицы имеют самые низкие концентрации (около 1%), а красные частицы имеют самые высокие концентрации (до 14%), что намного больше, чем у базальтов с самыми высокими концентрациями. ).
Риллы на Луне иногда возникали в результате образования локализованных лавовых каналов . Обычно они делятся на три категории: извилистые, дугообразные или линейные формы. Следуя по этим извилистым ручьям обратно к их истоку, они часто приводят к старому вулканическому жерлу. Одной из наиболее примечательных извилистых рек является особенность Долины Шретери , расположенная на плато Аристарх вдоль восточной окраины Oceanus Procellarum . Пример извилистого рилля существует на месте посадки Аполлона-15 , Рима Хэдли , расположенном на краю бассейна Имбриум . На основании наблюдений миссии обычно считается, что этот рилль образовался в результате вулканических процессов, и эта тема обсуждалась задолго до начала миссии.
В отдельных местах на поверхности Луны можно найти множество щитовых вулканов , например, на Монс Рюмкер . Считается, что они образованы относительно вязкой, возможно, богатой кремнеземом лавой, извергающейся из локальных жерл. В результате лунные купола представляют собой широкие, округлые, круглые формы с пологим склоном, поднимающимся на несколько сотен метров к средней точке. Обычно они имеют диаметр 8–12 км, но могут достигать 20 км в поперечнике. На вершине некоторых куполов имеется небольшая яма.
Морщинистые хребты — это образования, созданные сжимающими тектоническими силами внутри морей. Эти особенности представляют собой выпучивание поверхности и образуют длинные гребни поперек частей морей. Некоторые из этих хребтов могут очерчивать погребенные кратеры или другие образования под морями. Ярким примером такой очерченной особенности является кратер Летронн .
Грабены — это тектонические образования, образующиеся под действием напряжений растяжения. Структурно они состоят из двух сбросов с опущенным блоком между ними. Большинство грабенов находится в лунных морях, вблизи краев крупных ударных бассейнов.
Происхождение лунных кратеров как ударных образований стало широко признано только в 1960-х годах. Это осознание позволило постепенно проработать историю воздействия Луны с помощью геологического принципа суперпозиции . То есть, если кратер (или его выброс) перекрыл другой, то он должен быть более молодым. Степень эрозии кратера была еще одним ключом к его возрасту, хотя это более субъективно. Приняв этот подход в конце 1950-х годов, Джин Шумейкер забрал систематическое изучение Луны у астрономов и твердо передал его в руки лунных геологов. [23]
Образование кратеров — наиболее заметный геологический процесс на Луне. Кратеры образуются, когда твердое тело, такое как астероид или комета , сталкивается с поверхностью на высокой скорости (средняя скорость удара Луны составляет около 17 км в секунду). Кинетическая энергия удара создает ударную волну сжатия, которая расходится от точки входа. За этим следует волна разрежения , которая выбрасывает большую часть выбросов из кратера. Наконец, происходит гидродинамический отскок дна, который может создать центральный пик.
Эти кратеры появляются на поверхности Луны в различных диаметрах, от крошечных ям до огромного бассейна Южный полюс-Эйткен диаметром почти 2500 км и глубиной 13 км. В самом общем смысле история образования ударных кратеров на Луне следует тенденции уменьшения размера кратеров со временем. В частности, крупнейшие ударные бассейны образовались в ранние периоды и последовательно перекрывались более мелкими кратерами. Частотно -размерное распределение (SFD) диаметров кратеров на заданной поверхности (то есть количество кратеров как функция диаметра) примерно следует степенному закону с увеличением количества кратеров при уменьшении размера кратера. Вертикальное положение этой кривой можно использовать для оценки возраста поверхности.
Удары последних лет отличаются четко выраженными чертами, в том числе ободом с острыми краями. Небольшие кратеры имеют тенденцию образовывать форму чаши, тогда как более крупные удары могут иметь центральную вершину с плоским дном. Кратеры большего размера обычно имеют оползни вдоль внутренних стенок, которые могут образовывать террасы и уступы. Самые крупные ударные бассейны, многокольцевые бассейны, могут даже иметь вторичные концентрические кольца поднятого материала.
В процессе удара извлекаются материалы с высоким альбедо , что первоначально придает кратеру, выбросам и системе лучей яркий вид. Процесс космического выветривания постепенно уменьшает альбедо этого материала, так что лучи со временем тускнеют. Постепенно кратер и его выбросы подвергаются ударной эрозии от микрометеоритов и более мелких ударов. Этот эрозионный процесс смягчает и округляет черты кратера. Кратер также может быть покрыт выбросами других ударов, которые могут затопить объекты и даже похоронить центральную вершину.
Выбросы от сильных ударов могут включать большие блоки материала, которые повторно ударяются о поверхность, образуя вторичные кратеры от удара. Эти кратеры иногда имеют четко различимую радиальную структуру и обычно имеют меньшую глубину, чем первичные кратеры того же размера. В некоторых случаях целая линия этих блоков может образовать долину. Их отличают от катен или цепочек кратеров, которые представляют собой линейные цепочки кратеров, образующихся при разрушении ударного тела перед ударом.
Вообще говоря, лунный кратер имеет примерно круглую форму. Лабораторные эксперименты в Исследовательском центре Эймса НАСА показали, что даже удары под очень малым углом имеют тенденцию образовывать круглые кратеры, а эллиптические кратеры начинают образовываться при углах удара ниже пяти градусов. Однако удар под малым углом может привести к образованию центрального пика, смещенного от средней точки кратера. Кроме того, выбросы от косых ударов демонстрируют характерные закономерности под разными углами падения: асимметрия, начинающаяся примерно с 60°, и клиновидная «зона уклонения», свободная от выбросов в направлении, откуда прилетел снаряд, начиная примерно с 45°. [24]
Кратеры с темным ореолом образуются, когда удар выкапывает из-под поверхности материал с более низким альбедо, а затем откладывает этот более темный выброс вокруг главного кратера. Это может произойти, когда область более темного базальтового материала, например, обнаруженная на морях , позже покрывается более светлыми выбросами, полученными в результате более отдаленных ударов в высокогорье. Это покрытие скрывает более темный материал внизу, который позже вскрывается последующими кратерами.
Самые сильные удары привели к образованию расплавленных пластов расплавленной породы, которые покрыли участки поверхности толщиной до километра. Примеры такого ударного расплава можно увидеть в северо-восточной части ударного бассейна Восточного моря .
Поверхность Луны на протяжении миллиардов лет подвергалась столкновениям как с мелкими , так и с крупными астероидными и кометными материалами. Со временем эти ударные процессы распылили и «осадили» поверхностные материалы, образовав мелкозернистый слой, называемый реголитом . Толщина лунного реголита варьируется от 2 метров (6,6 футов) под более молодыми морями до 20 метров (66 футов) под самыми старыми поверхностями лунного нагорья. Реголит преимущественно состоит из материалов, найденных в этом регионе, но также содержит следы материалов, выброшенных из далеких ударных кратеров. Термин «мега-реголит» часто используется для описания сильно раздробленной коренной породы непосредственно под приповерхностным слоем реголита.
Реголит содержит горные породы, фрагменты минералов исходной коренной породы и стекловидные частицы, образовавшиеся при ударах. В большей части лунного реголита половина частиц состоит из минеральных фрагментов, слитых со стеклообразными частицами; эти объекты называются агглютинатами. Химический состав реголита варьируется в зависимости от его местоположения; реголит в высокогорье богат алюминием и кремнеземом , так же, как и горные породы в этих регионах. [ нужна цитация ] Реголит в морях богат железом и магнием и беден кремнеземом, как и базальтовые породы, из которых он сформирован.
Лунный реголит очень важен, поскольку он также хранит информацию об истории Солнца . Атомы, составляющие солнечный ветер – в основном водород , гелий , неон , углерод и азот – ударяются о поверхность Луны и внедряются в минеральные зерна. Анализируя состав реголита, в частности его изотопный состав, можно определить, изменилась ли активность Солнца со временем. Газы солнечного ветра могут быть полезны для будущих лунных баз, поскольку кислород, водород ( вода ), углерод и азот не только необходимы для поддержания жизни, но также потенциально очень полезны в производстве топлива . Состав лунного реголита также можно использовать для вывода о его исходном происхождении.
Лунные лавовые трубы образуют потенциально важное место для строительства будущей лунной базы, которую можно будет использовать для местных исследований и разработок или в качестве человеческого форпоста для исследования за пределами Луны. Потенциал лунной лавовой пещеры уже давно предлагается и обсуждается в литературе и диссертациях. [25] Любая неповрежденная лавовая труба на Луне может служить убежищем от суровых условий лунной поверхности с частыми падениями метеоритов, высокоэнергетическим ультрафиолетовым излучением и энергичными частицами, а также экстремальными суточными колебаниями температуры. [26] [27] [28] После запуска Лунного разведывательного орбитального аппарата были получены изображения многих лунных лавовых трубок. [29] Эти лунные ямы находятся в нескольких местах по всей Луне, включая Мариус-Хиллз , Море Ингений и Море Спокойствия .
Первыми камнями, доставленными Аполлоном-11, были базальты . Хотя миссия приземлилась на Море Спокойствия , было подобрано несколько миллиметровых обломков горных пород, пришедших с высокогорья. Они состоят в основном из полевого шпата плагиоклаза ; некоторые фрагменты состояли исключительно из анортита . Идентификация этих минеральных фрагментов привела к смелой гипотезе о том, что большая часть Луны когда-то была расплавленной и что кора образовалась в результате фракционной кристаллизации этого океана магмы .
Естественным результатом гипотетического гигантского удара является то, что материалы, которые вновь образовали Луну, должны были быть горячими. Современные модели предсказывают, что большая часть Луны должна была расплавиться вскоре после ее формирования, при этом оценки глубины этого магматического океана варьируются от примерно 500 км до полного плавления. Кристаллизация этого магматического океана привела бы к образованию дифференцированного тела с различным по составу корой и мантией, составляющего основные комплексы лунных пород.
По мере того, как продолжалась кристаллизация лунного магматического океана, такие минералы, как оливин и пироксен, должны были выпасть в осадок и опуститься, образуя лунную мантию. После того, как кристаллизация завершилась примерно на три четверти, анортозитовый плагиоклаз должен был начать кристаллизоваться и из-за своей низкой плотности всплывать, образуя анортозитовую корку. Важно отметить, что несовместимые элементы (т.е. те, которые преимущественно распределяются в жидкую фазу) постепенно концентрировались в магме по мере развития кристаллизации, образуя магму, богатую KREEP , которая первоначально должна была быть зажата между корой и мантией. Доказательством этого сценария является сильно анортозитовый состав лунной горной коры, а также существование материалов, богатых KREEP. Кроме того, анализ циркона образцов Аполлона-14 предполагает, что лунная кора дифференцировалась 4,51 ± 0,01 миллиарда лет назад. [30]
Программа «Аполлон» вернула 380,05 кг (837,87 фунтов) материала лунной поверхности , [31] большая часть которого хранится в Лунной приемной лаборатории в Хьюстоне, штат Техас , а беспилотная советская программа «Луна» вернула 326 граммов (11,5 унций) лунного материала. . Эти породы оказались неоценимыми в расшифровке геологической эволюции Луны. Лунные породы в значительной степени состоят из тех же самых распространенных породообразующих минералов, что и на Земле, таких как оливин , пироксен и плагиоклазовый полевой шпат ( анортит ). Плагиоклазовый полевой шпат в основном встречается в лунной коре, тогда как пироксен и оливин обычно встречаются в лунной мантии. [32] Минерал ильменит очень распространен в некоторых морских базальтах, а в лунных образцах впервые был обнаружен новый минерал под названием армалколит (названный в честь Армстронга , Алдрина и Коллинза , трех членов экипажа Аполлона-11 ).
Моря состоят преимущественно из базальта , тогда как высокогорные районы бедны железом и состоят в основном из анортозита , породы, состоящей в основном из богатого кальцием плагиоклазового полевого шпата. Другим важным компонентом коры являются магматические породы магниевой свиты , такие как троктолиты , нориты и KREEP-базальты. Считается , что эти породы связаны с петрогенезисом KREEP .
Сложные породы на лунной поверхности часто проявляются в виде брекчий . Из них подкатегории называются обломочными, гранулитовыми и ударно-расплавными брекчиями, в зависимости от того, как они образовались. Основные ударные расплавные брекчии, для которых характерен низкокалиевый состав Фра Мауро, имеют более высокую долю железа и магния, чем типичные анортозитовые породы верхней коры, а также более высокие содержания KREEP.
Основной характеристикой базальтовых пород по сравнению с породами Лунного нагорья является то, что в базальтах повышено содержание оливина и пироксена и меньше плагиоклаза . Они богаче железом, чем земные базальты, а также имеют меньшую вязкость. Некоторые из них содержат большое количество оксида ферротитана , называемого ильменитом . Поскольку первые пробы пород содержали высокое содержание ильменита и других родственных минералов, они получили название «высокотитановых» базальтов. Миссия « Аполлон -12» вернулась на Землю с базальтами с более низким содержанием титана, которые получили название «базальты с низким содержанием титана». Последующие миссии, в том числе советские роботизированные зонды, вернулись с базальтами с еще более низкими концентрациями, которые теперь называются базальтами с «очень низким содержанием титана». Космический зонд «Клементина» предоставил данные, показывающие, что морские базальты имеют континуум концентраций титана, причем породы с самой высокой концентрацией являются наименее распространенными.
Текущая модель внутренней части Луны была получена с использованием сейсмометров , оставшихся во время пилотируемых миссий программы «Аполлон», а также исследований гравитационного поля и вращения Луны.
Масса Луны достаточна, чтобы устранить любые пустоты внутри, поэтому, по оценкам, она полностью состоит из твердой породы. Его низкая объемная плотность (~3346 кг м -3 ) указывает на низкое содержание металлов. Ограничения по массе и моменту инерции указывают на то, что Луна, вероятно, имеет железное ядро радиусом менее 450 км. Исследования физических либраций Луны (небольших возмущений ее вращения) также показывают, что ядро все еще расплавлено. Большинство планетарных тел и спутников имеют железные ядра, размер которых составляет примерно половину размера тела. Таким образом, Луна является аномальной, поскольку имеет ядро, размер которого составляет всего лишь четверть ее радиуса.
Толщина коры Луны в среднем составляет около 50 км (хотя это неточность примерно в ±15 км). По оценкам, кора на дальней стороне в среднем толще ближней примерно на 15 км. [33] Сейсмология определила толщину земной коры только вблизи мест посадки Аполлона-12 и Аполлона-14 . Хотя первоначальные анализы эпохи Аполлона предполагали, что толщина коры на этом участке составляет около 60 км, недавний повторный анализ этих данных предполагает, что она тоньше, где-то между 30 и 45 км.
По сравнению с Землей Луна имеет очень слабое внешнее магнитное поле. Другие важные различия заключаются в том, что Луна в настоящее время не имеет диполярного магнитного поля (которое могло бы создаваться геодинамо в ее ядре), а присутствующая намагниченность почти полностью имеет коровое происхождение. Одна из гипотез утверждает, что намагниченность земной коры была приобретена в начале истории Луны, когда геодинамо еще работало. Однако небольшой размер лунного ядра является потенциальным препятствием для этой гипотезы. Альтернативно, возможно, что на безвоздушных телах, таких как Луна, во время процессов удара могут генерироваться переходные магнитные поля. В подтверждение этого было отмечено, что наибольшая намагниченность земной коры, по-видимому, расположена вблизи антиподов крупнейших ударных бассейнов. Хотя Луна не имеет диполярного магнитного поля , как у Земли, некоторые из возвращенных камней действительно обладают сильной намагниченностью. Кроме того, измерения с орбиты показывают, что некоторые участки лунной поверхности связаны с сильными магнитными полями.
Бур был развернут и проник на глубину 35 см, прежде чем наткнуться на твердую породу или большие обломки породы.
Столб реголита в бурильной трубе затем был перенесен в контейнер для образцов почвы... герметично закрытый контейнер для образцов почвы, поднятый с Луны и содержащий 101 грамм собранного материала.
«Луна-20» была запущена с поверхности Луны 22 февраля 1972 года с 30 граммами собранных лунных образцов в герметичной капсуле.
миссия успешно собрала 170,1 грамма лунных образцов и поместила их в капсулу для сбора.
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )