Iapă lunară - Lunar mare
Lunar maria ( / m ɑːr i ə / ; singular: iapă / m ɑːr eɪ / ) sunt mari, de culoare închisă, bazaltice câmpii de pe Pământ e Luna , format prin vechi vulcanice erupții. Au fost supranumite maria , latină pentru „mări”, de către primii astronomi care i-au confundat cu mări reale . Ele sunt mai puțin reflectante decât „zonele înalte” ca urmare a compoziției lor bogate în fier și, prin urmare, par întunecate cu ochiul liber . Maria acoperă aproximativ 16% din suprafața lunară, mai ales pe partea vizibilă de pe Pământ . Cele câteva maria de pe partea îndepărtată sunt mult mai mici, locuind mai ales în cratere foarte mari. Nomenclatura tradițională pentru Luna include , de asemenea , o Oceanus (ocean), precum și funcții cu numele Lacus ( „lac“), Palus ( „marsh“) și sinusul ( „bay“). Ultimele trei sunt mai mici decât Maria, dar au aceeași natură și caracteristici.
Numele mariei se referă la caracteristicile mării ( Mare Humorum , Mare Imbrium , Mare Insularum , Mare Nubium , Mare Spumans , Mare Undarum , Mare Vaporum , Oceanus Procellarum , Mare Frigoris ), atribute ale mării ( Mare Australe , Mare Orientale , Mare Cognitum , Mare Marginis ), sau stări de spirit ( Mare Crisium , Mare Ingenii , Mare Serenitatis , Mare Tranquillitatis ). Mare Humboldtianum și Mare Smythii au fost stabilite înainte ca nomenclatura finală, cea a stărilor de spirit, să fie acceptată și nu urmează acest model. Când Mare Moscoviense a fost descoperit de Luna 3 și numele a fost propus de Uniunea Sovietică, a fost acceptat de Uniunea Astronomică Internațională doar cu justificarea că Moscova este o stare de spirit.
Vârste
Vârstele bazalelor de iapă au fost determinate atât prin datarea radiometrică directă, cât și prin tehnica numărării craterelor . Vârstele radiometrice variază de la aproximativ 3,16 la 4,2 miliarde de ani (Ga), în timp ce vârstele cele mai tinere determinate în urma numărării craterelor sunt de aproximativ 1,2 Ga. Cu toate acestea, majoritatea bazaltelor de iepe par să fi erupt între 3 și 3,5 Ga. erupțiile care au avut loc pe partea îndepărtată sunt vechi, în timp ce cele mai tinere fluxuri se găsesc în Oceanus Procellarum în partea de lângă. În timp ce multe dintre bazalturi au erupt fie în bazinele de impact joase, fie s-au vărsat în ele, cea mai mare întindere de unități vulcanice, Oceanus Procellarum, nu corespunde niciunui bazin de impact cunoscut.
Distribuția bazaltelor de iapă
Există multe concepții greșite comune privind distribuția spațială a bazaltelor de iapă.
- Deoarece multe bazale de iapă umplu bazine de impact joase, s-a presupus odată că evenimentul de impact în sine a provocat cumva erupția vulcanică. Notă: datele actuale, de fapt, s-ar putea să nu împiedice acest lucru, deși calendarul și lungimea vulcanismului de iapă într-o serie de bazine aruncă unele îndoieli asupra acestuia. Vulcanismul inițial al iapelor pare să fi început, în general, în decurs de 100 de milioane de ani de la formarea bazinului. Deși acești autori au considerat că 100 de milioane de ani au fost suficient de lungi încât o corelație între impact și vulcanism părea improbabilă, există probleme cu acest argument. Autorii subliniază, de asemenea, că cele mai vechi și mai adânci bazalturi din fiecare bazin sunt probabil îngropate și inaccesibile, ducând la o tendință de eșantionare.
- Uneori se sugerează că câmpul gravitațional al Pământului ar putea permite, de preferință, să apară erupții pe partea apropiată , dar nu și pe partea îndepărtată . Cu toate acestea, într-un cadru de referință care se rotește odată cu Luna, accelerația centrifugă pe care o experimentează Luna este exact egală și opusă accelerației gravitaționale a Pământului. Prin urmare, nu există o forță netă îndreptată spre Pământ. Mareele Pământului acționează pentru a deforma forma Lunii, dar această formă este cea a unui elipsoid alungit cu puncte înalte atât în punctele sub- cât și în cele anti-Pământ. Ca analogie, pe Pământ există două maree mari pe zi și nu una.
- Deoarece magmele bazaltice ale iapelor sunt mai dense decât materialele anortozite ale crustei superioare , erupțiile bazaltice ar putea fi favorizate în locații cu cota mică, unde crusta este subțire. Cu toate acestea, partea îndepărtată a bazinului Polului Sud - Aitken conține cele mai mici înălțimi ale Lunii și totuși este umplută doar cu ușurință de lave bazaltice. În plus, se estimează că grosimea crustei sub acest bazin va fi mult mai mică decât sub Oceanus Procellarum . În timp ce grosimea crustei ar putea modula cantitatea de lavă bazaltică care ajunge în cele din urmă la suprafață, grosimea crustei în sine nu poate fi singurul factor care controlează distribuția bazaltelor de mare.
- Se sugerează în mod obișnuit că există o formă de legătură între rotația sincronă a Lunii în jurul Pământului și bazaltele de iapă. Cu toate acestea, cuplurile gravitaționale care au ca rezultat disprețul mareelor provin doar din momentele de inerție ale corpului (acestea sunt direct legate de termenii sferici ai gradului armonic -2 ai câmpului gravitațional), iar bazaltele de mare nu contribuie cu greu la aceasta (vezi și maree blocare ). (Structurile emisferice corespund gradului 1 de armonică sferică și nu contribuie la momentele de inerție.) Mai mult, se prevede că disprețul mareelor s-a produs rapid (în ordinea a mii de ani), în timp ce majoritatea bazaltelor de mare au erupt aproximativ un miliarde de ani mai târziu.
Motivul pentru care bazaltele de iapă sunt situate predominant pe emisfera laterală apropiată a Lunii este încă în dezbatere de către comunitatea științifică. Pe baza datelor obținute din misiunea Lunar Prospector , se pare că o mare parte din inventarul Lunii de elemente producătoare de căldură (sub formă de KREEP ) se află în regiunile Oceanus Procellarum și bazinul Imbrium , o provincie geochimică unică acum menționată acum ca Procellarum KREEP Terrane . În timp ce îmbunătățirea producției de căldură în Procellarum KREEP Terrane este în mod sigur legată de longevitatea și intensitatea vulcanismului găsit acolo, mecanismul prin care KREEP a devenit concentrat în această regiune nu este agreat.
Compoziţie
Folosind scheme de clasificare terestră, toate bazaltele de iapă sunt clasificate ca toleiitice , dar au fost inventate subclasificări specifice pentru a descrie în continuare populația bazaltelor lunare. Bazaltul Mare sunt în general grupate în trei serii bazate pe chimia lor element major: bazaltul high-Ti , bazaltul low-Ti și foarte Ti joase (VLT) bazalte . În timp ce aceste grupuri s-au crezut cândva distincte pe baza probelor Apollo, datele globale de teledetecție din misiunea Clementine arată acum că există un continuum de concentrații de titan între acești membri finali și că concentrațiile ridicate de titan sunt cele mai puțin abundente. Abundențele de TiO 2 pot ajunge până la 15% în greutate pentru bazaltele de iapă, în timp ce majoritatea bazaltelor terestre au abundențe mult mai mici de 4% în greutate. Un grup special de bazalturi lunare sunt bazaltele KREEP, care sunt anormal de bogate în potasiu (K), elemente din pământuri rare (REE) și fosfor (P). O diferență majoră între bazaltele terestre și lunare este absența aproape totală a apei sub orice formă în bazaltele lunare. Bazaltele lunare nu conțin minerale purtătoare de hidrogen, cum ar fi amfibolii și filosilicatele, care sunt comune în bazaltele terestre din cauza alterării sau metamorfismului.
Vezi si
Referințe
Lecturi suplimentare
- Paul D. Spudis, The Once and Future Moon , Smithsonian Institution Press, 1996, ISBN 1-56098-634-4 .
- G. Jeffrey Taylor (30 aprilie 2006). „Găsirea chipsurilor de bazalt de la Maria îndepărtată” . Descoperiri de cercetare a științei planetare.
- G. Jeffrey Taylor (5 decembrie 2000). „Rețetă pentru magmele lunare cu titan ridicat” . Descoperiri de cercetare a științei planetare.
- G. Jeffrey Taylor (23 iunie 2000). „Surpriza Maria Lunară” . Descoperiri de cercetare a științei planetare.
- Catherine Weitz (12 februarie 1997). „Erupții vulcanice explozive pe Lună” . Descoperiri de cercetare a științei planetare.