Геология Луны (иногда называемая селенологией , хотя последний термин может относиться к « лунной науке ») сильно отличается от геологии Земли . На Луне нет настоящей атмосферы , а отсутствие свободного кислорода и воды исключает эрозию из-за погоды . Вместо этого поверхность разрушается гораздо медленнее из-за бомбардировки лунной поверхности микрометеоритами . [1] На ней нет какой-либо известной формы тектоники плит , [2] она имеет более низкую гравитацию , и из-за своего небольшого размера она охлаждалась быстрее. [3] В дополнение к ударам, геоморфология лунной поверхности была сформирована вулканизмом , [4] [5] который, как теперь считается, закончился менее 50 миллионов лет назад. [6] Луна представляет собой дифференцированное тело с корой , мантией и ядром . [7]
Геологические исследования Луны основаны на сочетании наблюдений с помощью наземных телескопов , измерений с орбитальных космических аппаратов , лунных образцов и геофизических данных. Шесть мест были отобраны непосредственно во время посадок пилотируемой программы «Аполлон» с 1969 по 1972 год, которые вернули на Землю 382 килограмма (842 фунта) лунной породы и лунного грунта [8]. Кроме того, три советских роботизированных космических аппарата «Луна» вернули еще 301 грамм (10,6 унции) образцов, [9] [10] [11] а китайский роботизированный аппарат «Чанъэ-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. Несколько лунных метеоритов были обнаружены на Земле, хотя их исходные кратеры на Луне неизвестны. Значительная часть лунной поверхности не исследована, и ряд геологических вопросов остаются без ответа.
Известно, что на поверхности Луны присутствуют следующие элементы: кислород (O), кремний (Si), железо (Fe), магний (Mg), кальций (Ca), алюминий (Al), марганец (Mn) и титан (Ti). Среди наиболее распространенных — кислород, железо и кремний. Содержание кислорода оценивается в 45% (по весу). Углерод (C) и азот (N), по-видимому, присутствуют только в следовых количествах из-за осаждения солнечным ветром .
В течение длительного периода времени основным вопросом истории Луны был вопрос о ее происхождении . Ранние гипотезы включали деление от Земли, захват и коаккрецию . Сегодня гипотеза гигантского удара широко принята научным сообществом. [15]
Геологическая история Луны была определена в шесть основных эпох, называемых лунной геологической шкалой времени . Начиная примерно с 4,5 миллиардов лет назад, [16] новообразованная Луна находилась в расплавленном состоянии и вращалась гораздо ближе к Земле, что приводило к приливным силам . [17] Эти приливные силы деформировали расплавленное тело в эллипсоид , с большой осью, направленной к Земле.
Первым важным событием в геологической эволюции Луны стала кристаллизация почти глобального магматического океана. Точно неизвестно, какова была его глубина, но несколько исследований предполагают глубину около 500 км или больше. 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 была завершена примерно на 75%, менее плотный анортозитовый плагиоклазовый полевой шпат кристаллизовался и всплывал, образуя анортозитовую кору толщиной около 50 км. Большая часть магматического океана кристаллизовалась быстро (в течение примерно 100 миллионов лет или меньше), хотя последние оставшиеся магмы, богатые KREEP , которые сильно обогащены несовместимыми и выделяющими тепло элементами, могли оставаться частично расплавленными в течение нескольких сотен миллионов (или, возможно, 1 миллиарда) лет. Похоже, что последние магмы магматического океана, богатые KREEP, в конечном итоге сконцентрировались в районе Океана Бурь и бассейна Дождей , уникальной геологической провинции, которая теперь известна как террейн Procellarum KREEP .
Вскоре после образования лунной коры или даже во время ее формирования начали формироваться различные типы магм, которые дали начало норитам и троктолитам магнезиальной свиты [18] , хотя точные глубины, на которых это произошло, точно не известны. Недавние теории предполагают, что плутонизм магнезиальной свиты в основном ограничивался областью террейна Procellarum KREEP, и что эти магмы генетически связаны с KREEP каким-то образом, хотя их происхождение все еще активно обсуждается в научном сообществе. Самые старые из пород магнезиальной свиты имеют возраст кристаллизации около 3,85 млрд лет . Однако последний крупный удар, который мог быть выкопан глубоко в коре ( бассейн Дождей ), также произошел 3,85 млрд лет назад. Таким образом, кажется вероятным, что плутоническая активность магнезиальной свиты продолжалась гораздо дольше, и что более молодые плутонические породы существуют глубоко под поверхностью.
Анализ образцов с Луны, по-видимому, показывает, что многие ударные бассейны Луны образовались за короткий промежуток времени между 4 и 3,85 млрд лет назад. Эта гипотеза называется лунным катаклизмом или поздней тяжелой бомбардировкой . Однако теперь признано, что выбросы из ударного бассейна Дождей (одного из самых молодых крупных ударных бассейнов на Луне) должны быть обнаружены во всех местах посадки Аполлона. Таким образом, возможно, что возраст некоторых ударных бассейнов (в частности, Моря Нектара ) мог быть ошибочно приписан тому же возрасту, что и Дождей.
Лунные моря представляют собой древние извержения базальтовых потоков. По сравнению с земными лавами, они содержат больше железа, имеют низкую вязкость, а некоторые содержат значительно повышенное содержание богатого титаном минерала ильменита . Большинство извержений базальтов произошло примерно от 3 до 3,5 млрд лет назад, хотя некоторые образцы моря имеют возраст до 4,2 млрд лет. Долгое время считалось, что самое молодое извержение (на основе метода подсчета кратеров) датируется 1 миллиардом лет назад, [4] но исследования в 2010-х годах обнаружили доказательства извержений менее чем 50 миллионов лет назад. [6] [19] Наряду с морским вулканизмом произошли пирокластические извержения , которые выбрасывали расплавленные базальтовые материалы на сотни километров от вулкана . Большая часть моря образовалась или втекла в низкие возвышенности, связанные с ближними ударными бассейнами. Однако Океан Бурь не соответствует ни одной известной ударной структуре, а самые низкие возвышенности Луны в пределах бассейна Южного полюса и Эйткена на дальней стороне покрыты морем лишь в небольшой степени ( более подробное обсуждение см. в разделе «Лунное море» ).
Удары метеоритов и комет являются единственной резкой геологической силой, действующей на Луну сегодня, 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 , глубина которого составляет 3,76 км, а радиус — 93 км, по оценкам, образовался около 900 миллионов лет назад (хотя это спорно). Миссия Аполлон-17 приземлилась в районе, в котором мог быть отобран материал, поступающий из кратера Тихо . Изучение этих пород, по-видимому, указывает на то, что этот кратер мог образоваться 100 миллионов лет назад, хотя это также спорно. Поверхность также испытала космическое выветривание из-за высокоэнергетических частиц, внедрения солнечного ветра и ударов микрометеоритов . Этот процесс заставляет лучевые системы, связанные с молодыми кратерами, темнеть до тех пор, пока они не сравняются с альбедо окружающей поверхности. Однако, если состав луча отличается от нижележащих корковых материалов (что может произойти, когда «горный» луч размещается на море), луч может быть виден в течение гораздо более длительного времени.
После возобновления исследований Луны в 1990-х годах было обнаружено, что по всему земному шару существуют уступы, вызванные сокращением из-за охлаждения Луны. [21]
На вершине стратиграфии Луны находится Коперниканская единица, состоящая из кратеров с лучевой системой. Ниже находится Эратосфенская единица, определяемая кратерами с установленной морфологией ударных кратеров, но не имеющая лучевой системы Коперника. Эти две единицы присутствуют в меньших пятнах на лунной поверхности. Далее по стратиграфии находятся единицы Mare (ранее известные как Процеллярийская единица) и Имбрийская единица, которая связана с выбросами и тектоникой из бассейна Имбрий. Нижняя часть лунной стратиграфии — это до-Нектарийская единица, которая состоит из старых кратерных равнин. [22]
Лунный ландшафт характеризуется ударными кратерами , их выбросами, несколькими вулканами , холмами, потоками лавы и впадинами, заполненными лавой.
Наиболее отличительной чертой Луны является контраст между ее яркими и темными зонами. Более светлые поверхности — это лунные возвышенности, которые получили название terrae (единственное число terra , от латинского слова « земля» , «суша» ), а более темные равнины называются maria (единственное число mare , от латинского слова « море »), в честь Иоганна Кеплера , который ввел эти названия в 17 веке. Высокогорья имеют анортозитовый состав, тогда как моря — базальтовые . Моря часто совпадают с «низменностями», но низменности (например, в бассейне Южный полюс — Эйткен ) не всегда покрыты морями. Высокогорья старше видимых морей и, следовательно, более сильно кратерированы.
Основные продукты вулканических процессов на Луне очевидны для наблюдателей с Земли в виде лунных морей . Это большие потоки базальтовой лавы , которые соответствуют поверхностям с низким альбедо, покрывающим почти треть ближней стороны. Только несколько процентов дальней стороны были затронуты морским вулканизмом. Еще до того, как миссии Apollo подтвердили это, большинство ученых уже думали, что моря представляют собой заполненные лавой равнины, потому что они имеют модели потоков лавы и обрушения, приписываемые лавовым трубкам .
Возраст базальтов моря был определен как прямым радиометрическим датированием , так и методом подсчета кратеров . Самый старый радиометрический возраст составляет около 4,2 млрд лет (миллиардов лет), а возраст большинства самых молодых лав морей был определен по подсчету кратеров как около 1 млрд лет. Благодаря лучшему разрешению более поздних изображений, около 70 небольших областей, называемых нерегулярными участками моря (каждая область всего несколько сотен метров или несколько километров в поперечнике), были обнаружены в морях, которые, как предполагает подсчет кратеров, были местами вулканической активности в геологически гораздо более недавнем прошлом (менее 50 миллионов лет). [6] Объемно, большая часть моря образовалась между 3 и 3,5 млрд лет до настоящего времени. Самые молодые лавы извергались в Океане Бурь , тогда как некоторые из самых старых, по-видимому, расположены на дальней стороне. Моря явно моложе окружающих возвышенностей, учитывая их меньшую плотность ударных кратеров.
Большая часть морей изверглась внутри или влилась в низколежащие ударные бассейны на ближней стороне Луны. Однако маловероятно, что существует причинно-следственная связь между ударным событием и морским вулканизмом, поскольку ударные бассейны намного старше (примерно на 500 миллионов лет), чем заполнение моря. Кроме того, Океан Бурь , который является крупнейшим пространством морского вулканизма на Луне, не соответствует ни одному известному ударному бассейну. Обычно предполагается, что причина, по которой море извергалось только на ближней стороне, заключается в том, что кора ближней стороны тоньше, чем на дальней стороне. Хотя изменения в толщине коры могут влиять на количество магмы, которая в конечном итоге достигает поверхности, эта гипотеза не объясняет, почему бассейн Южного полюса-Эйткена на дальней стороне , кора которого тоньше, чем у Океана Бурь, был лишь скромно заполнен вулканическими продуктами.
Другим типом отложений, связанных с морями, хотя они также покрывают высокогорные районы, являются отложения «темной мантии». Эти отложения нельзя увидеть невооруженным глазом, но их можно увидеть на снимках, полученных с телескопов или орбитальных космических аппаратов. До миссий Аполлон ученые предсказывали, что это отложения, образованные пирокластическими извержениями. Некоторые отложения, по-видимому, связаны с темными удлиненными конусами пепла , что подтверждает идею о пирокластах. Существование пирокластических извержений было позже подтверждено открытием стеклянных шариков, похожих на те, которые были обнаружены при пирокластических извержениях здесь, на Земле.
Многие из лунных базальтов содержат небольшие отверстия, называемые везикулами , которые были образованы газовыми пузырьками, выделяющимися из магмы в условиях вакуума, встречающихся на поверхности. Точно неизвестно, какие газы выходили из этих пород, но одним из кандидатов является оксид углерода .
Образцы пирокластических стекол имеют зеленые, желтые и красные оттенки. Разница в цвете указывает на концентрацию титана в породе, причем зеленые частицы имеют наименьшую концентрацию (около 1%), а красные частицы имеют наибольшую концентрацию (до 14%, что намного больше, чем базальты с наибольшей концентрацией).
Борозды на Луне иногда возникали в результате образования локализованных лавовых каналов . Они обычно делятся на три категории: извилистые, дугообразные или линейные. Если следовать по этим извилистым бороздам обратно к их источнику, они часто приводят к старому вулканическому жерлу. Одной из самых заметных извилистых борозд является Долина Шрётери , расположенная на плато Аристарха вдоль восточного края Океана Бурь . Пример извилистого бороздки существует на месте посадки Аполлона-15 , Рима Хэдли , расположенном на краю бассейна Дождей . Основываясь на наблюдениях в ходе миссии, обычно считается, что эта борозда была образована вулканическими процессами, тема, которая долго обсуждалась до того, как состоялась миссия.
Разнообразные щитовые вулканы можно найти в отдельных местах на поверхности Луны, например, на Монс Рюмкер . Считается, что они образованы относительно вязкой, возможно, богатой кремнием лавой, извергающейся из локализованных жерл. Образующиеся лунные купола представляют собой широкие, округлые, круглые образования 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. Некоторые купола содержат небольшую яму на вершине.
Гребни морщин — это особенности, созданные сжимающими тектоническими силами внутри морей. Эти особенности представляют собой выпучивание поверхности и образуют длинные гребни поперек частей морей. Некоторые из этих гребней могут очерчивать погребенные кратеры или другие особенности под морями. Ярким примером такой очерченной особенности является кратер Летронн .
Грабены — это тектонические образования, которые формируются под действием растягивающих напряжений. Структурно они состоят из двух нормальных разломов с опущенным блоком между ними. Большинство грабенов находятся в лунных морях вблизи краев крупных ударных бассейнов.
Происхождение лунных кратеров как ударных образований стало широко признано только в 1960-х годах. Это понимание позволило постепенно проработать историю ударов Луны с помощью геологического принципа суперпозиции . То есть, если кратер (или его выбросы) накладывался на другой, он должен быть моложе. Количество эрозии, испытанной кратером, было 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 ударных 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 для Луны составляет около 17 км в секунду). Кинетическая энергия удара создает ударную волну сжатия, которая расходится от точки входа. За ней следует волна разрежения , которая выталкивает большую часть выброса из кратера. Наконец, происходит гидродинамический отскок дна, который может создать центральный пик.
Эти кратеры появляются в континууме диаметров по всей поверхности Луны, варьируясь по размеру от крошечных ямок до огромного бассейна Южный полюс-Эйткен с диаметром почти 2500 км и глубиной 13 км. В самом общем смысле, лунная история ударного кратерообразования следует тенденции уменьшения размера кратеров со временем. В частности, самые большие ударные бассейны были сформированы в ранние периоды, и они последовательно перекрывались более мелкими кратерами. Распределение частоты размеров (SFD) диаметров кратеров на данной поверхности (то есть количество кратеров как функция диаметра) приблизительно следует степенному закону с увеличением количества кратеров с уменьшением размера кратера. Вертикальное положение этой кривой можно использовать для оценки возраста поверхности.
Самые последние удары отличаются четко определенными особенностями, включая острый край. Небольшие кратеры, как правило, образуют форму чаши, тогда как более крупные удары могут иметь центральный пик с плоским дном. Более крупные кратеры обычно демонстрируют оползневые особенности вдоль внутренних стенок, которые могут образовывать террасы и уступы. Самые большие ударные бассейны, многокольцевые бассейны, могут даже иметь вторичные концентрические кольца поднятого материала.
Процесс удара вырывает материалы с высоким альбедо , что изначально 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 особенности кратера. Кратер также может быть покрыт выбросами от других ударов, которые могут затопить особенности и даже похоронить центральный пик.
Выбросы от крупных ударов могут включать большие блоки материала, которые повторно ударяются о поверхность, образуя вторичные ударные кратеры. Эти кратеры иногда образуются в четко различимых радиальных узорах и, как правило, имеют меньшую глубину, чем первичные кратеры того же размера. В некоторых случаях целая линия этих блоков может ударяться, образуя долину. Они отличаются от катены , или цепочек кратеров, которые представляют собой линейные цепочки кратеров, образующихся, когда ударное тело распадается до удара.
В общем, лунный кратер имеет приблизительно круглую форму. Лабораторные эксперименты в исследовательском центре Эймса NASA продемонстрировали, что даже очень низкие углы падения приводят к образованию круглых кратеров, а эллиптические кратеры начинают формироваться при углах падения ниже пяти градусов. Однако низкие углы падения могут привести к образованию центрального пика, смещенного относительно середины кратера. Кроме того, выбросы от косых ударов демонстрируют отличительные закономерности при разных углах падения: асимметрия, начинающаяся около 60˚, и клиновидная «зона избегания», свободная от выбросов в направлении, откуда прилетел снаряд, начиная около 45˚. [24]
Кратеры с темным гало образуются, когда удар вырывает материал с более низким альбедо из-под поверхности, а затем откладывает этот более темный выброс вокруг главного кратера. Это может произойти, когда область более темного базальтового материала, например, обнаруженного на морях , позже покрывается более светлым выбросом, полученным от более отдаленных ударов в высокогорье. Это покрытие скрывает более темный материал внизу, который позже вырывается последующими кратерами.
Самые крупные удары привели к образованию расплавленных пластов расплавленной породы, которые покрывали участки поверхности, достигающие толщины километра. Примеры такого ударного расплава можно увидеть в северо-восточной части ударного бассейна Mare Orientale .
Поверхность Луны подвергалась миллиардам лет столкновений с мелкими и крупными астероидными и кометными материалами. Со временем эти ударные процессы измельчили и «озеленили» поверхностные материалы, образовав мелкозернистый слой, называемый реголитом . Толщина лунного реголита варьируется от 2 метров (6,6 футов) под молодыми морями до 20 метров (66 футов) под самыми старыми поверхностями лунных возвышенностей. Реголит в основном состоит из материалов, найденных в этом регионе, но также содержит следы материалов, выброшенных далекими ударными кратерами. Термин мегареголит часто используется для описания сильно трещиноватой коренной породы непосредственно под приповерхностным слоем реголита.
Реголит содержит камни, фрагменты минералов из исходной коренной породы и стекловидные частицы, образовавшиеся во время ударов. В большей части лунного реголита половина частиц состоит из минеральных фрагментов, сплавленных стекловидными частицами; эти объекты называются агглютинатами. Химический состав реголита варьируется в зависимости от его местоположения; реголит в высокогорьях богат алюминием и кремнеземом , как и породы в этих регионах. [25] Реголит в морях богат железом и магнием и беден кремнеземом, как и базальтовые породы, из которых он образован.
Лунный реголит очень важен, поскольку он также хранит информацию об истории Солнца . Атомы, из которых состоит 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 и потенциально очень полезны при производстве топлива . Состав лунного реголита также можно использовать для определения его исходного происхождения.
Лунные лавовые трубки образуют потенциально важное место для строительства будущей лунной базы, которая может быть использована для местных исследований и разработок или в качестве человеческого форпоста для обслуживания исследований за пределами Луны. Потенциал лунных лавовых пещер давно предполагался и обсуждался в литературе и диссертациях. [26] Любая неповрежденная лавовая трубка на Луне может служить убежищем от суровых условий лунной поверхности с ее частыми ударами метеоритов, высокоэнергетическим ультрафиолетовым излучением и энергичными частицами, а также экстремальными суточными колебаниями температуры. [27] [28] [29] После запуска Lunar Reconnaissance Orbiter было получено множество изображений лунных лавовых трубок. [30] Эти лунные ямы обнаружены в нескольких местах по всей Луне, включая Marius Hills , Mare Ingenii и Mare Tranquillitatis .
Первые породы , привезенные Аполлоном-11, были базальтами . Хотя миссия приземлилась на Море Спокойствия , было поднято несколько миллиметровых фрагментов пород, прибывших с высокогорий. Они состоят в основном из плагиоклазового полевого шпата ; некоторые фрагменты были составлены исключительно из анортита . Идентификация этих минеральных фрагментов привела к смелой гипотезе , что большая часть Луны когда-то была расплавлена, и что кора образовалась путем фракционной кристаллизации этого магматического океана .
Естественным результатом гипотетического гигантского ударного события является то, что материалы, которые повторно аккрецировались для формирования Луны, должны были быть горячими. Современные модели предсказывают, что большая часть Луны была бы расплавлена вскоре после образования Луны, с оценками глубины этого магматического океана в диапазоне от примерно 500 км до полного расплавления. Кристаллизация этого магматического океана привела бы к образованию дифференцированного тела с составом коры и мантии и объясняет основные свиты лунных пород.
По мере кристаллизации лунного магматического океана такие минералы, как оливин и пироксен, выпадали в осадок и затонули, образуя лунную мантию. После того, как кристаллизация была завершена примерно на три четверти, анортозитовый плагиоклаз начал кристаллизоваться и из-за своей низкой плотности всплывать, образуя анортозитовую кору. Важно отметить, что несовместимые элементы (т. е. те, которые преимущественно переходят в жидкую фазу) постепенно концентрировались в магме по мере кристаллизации, образуя богатую KREEP магму, которая изначально должна была быть зажата между корой и мантией. Доказательства этого сценария исходят из высокоанортозитового состава лунной горной коры, а также из существования богатых KREEP материалов. Кроме того, анализ циркона образцов Аполлона-14 предполагает, что лунная кора дифференцировалась 4,51±0,01 миллиарда лет назад. [31]
Программа «Аполлон» привезла 380,05 кг (837,87 фунтов) лунного поверхностного материала , [32] 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 бесценными для расшифровки геологической эволюции Луны. Лунные породы в значительной степени состоят из тех же 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. [33] Минерал ильменит широко распространен в некоторых морских базальтах, а новый минерал, названный армалколитом (названный в честь Армстронга , Олдрина и Коллинза , трех членов экипажа Аполлона-11 ), был впервые обнаружен в лунных образцах.
Моря состоят преимущественно из базальта , тогда как высокогорные регионы 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 Mg-свиты , такие как троктолиты , нориты и базальты KREEP . Считается, что эти породы связаны с петрогенезисом KREEP .
Композитные породы на поверхности Луны часто появляются в форме брекчий . Из них подкатегории называются обломочными, гранулитовыми и брекчиями ударного расплава, в зависимости от того, как они образовались. Брекчии мафического ударного расплава, которые характеризуются составом Fra Mauro с низким содержанием K , имеют более высокую долю железа и магния, чем типичные анортозитовые породы верхней коры, а также более высокое содержание KREEP.
Главной характеристикой базальтовых пород по сравнению с породами лунных возвышенностей является то, что базальты содержат большее количество оливина и пироксена и меньше плагиоклаза . Они богаче железом, чем земные базальты, а также имеют более низкую вязкость. Некоторые из них имеют высокое содержание ферротитанового оксида , называемого ильменитом . Поскольку первые образцы пород содержали большое количество ильменита и других родственных минералов, они получили название «высокотитановых» базальтов. Миссия Apollo 12 вернулась на Землю с базальтами с более низким содержанием титана , и их назвали «низкотитановыми» базальтами. Последующие миссии, включая советские роботизированные зонды, возвращались с базальтами с еще более низким содержанием, которые теперь называются «очень низкотитановыми» базальтами. Космический зонд «Клементина» передал данные, показывающие, что морские базальты имеют непрерывную концентрацию титана, при этом породы с самой высокой концентрацией являются наименее распространенными.
Современная модель внутреннего строения Луны была получена с использованием сейсмометров, оставленных во время пилотируемых миссий программы «Аполлон», а также исследований гравитационного поля Луны и ее вращения.
Масса Луны достаточна для устранения любых пустот внутри, поэтому предполагается, что она полностью состоит из твердой породы. Ее 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, радиус которого составляет менее 450 км. Исследования физических либраций Луны (небольшие возмущения ее вращения) также указывают на то, что ядро все еще расплавлено. Большинство планетных тел и лун имеют железные ядра, которые примерно в два раза меньше тела. Таким образом, Луна аномальна тем, что имеет ядро, размер которого составляет всего около четверти ее радиуса.
Кора Луны в среднем имеет толщину около 50 км (хотя это неопределенно примерно на ±15 км). По оценкам, кора дальней стороны в среднем толще, чем ближняя сторона, примерно на 15 км. [34] Сейсмология ограничила толщину коры только вблизи мест посадки Аполлона-12 и Аполлона-14 . Хотя первоначальные анализы эпохи Аполлона предполагали толщину коры около 60 км в этом месте, недавние повторные анализы этих данных показывают, что она тоньше, где-то между 30 и 45 км.
По сравнению с Землей, Луна имеет слабое внешнее магнитное поле. Другие существенные отличия заключаются в том, что Луна в настоящее время не имеет дипольного магнитного поля (которое могло бы быть создано геодинамо в ее ядре), а имеющиеся намагниченности имеют почти полностью корковое происхождение. Одна из гипотез гласит, что корковые намагниченности были приобретены на ранней стадии истории Луны, когда геодинамо еще работало. Однако небольшой размер лунного ядра является потенциальным препятствием для этой гипотезы. В качестве альтернативы возможно, что переходные магнитные поля могли быть созданы во время ударных процессов на безвоздушных телах, таких как Луна. В поддержку этого было отмечено, что самые большие корковые намагниченности, по-видимому, расположены вблизи антиподов крупнейших ударных бассейнов. Хотя у Луны нет дипольного магнитного поля , как у Земли, некоторые возвращенные породы имеют сильную намагниченность. Кроме того, измерения с орбиты показывают, что некоторые части лунной поверхности связаны с сильными магнитными полями.
Бур был развернут и проник на глубину 35 см, прежде чем столкнулся с твердой породой или крупными фрагментами породы. Затем столб реголита в трубке бура был перемещен в контейнер для образцов почвы... герметично закрытый контейнер для образцов почвы, поднятый с Луны, несущий 101 грамм собранного материала.
20 была запущена с поверхности Луны 22 февраля 1972 года, неся 30 граммов собранных лунных образцов в герметичной капсуле.
успешно собрала 170,1 грамма лунных образцов и поместила их в капсулу для сбора.
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )