Het maanlandschap wordt gekenmerkt door inslagkraters, hun uitwerpselen, enkele vulkanen, heuvels, lavastromen en depressies gevuld met magma.
HooglandenEdit
Het meest kenmerkende aspect van de maan is het contrast tussen haar heldere en donkere zones. De lichte oppervlakken zijn de maanhooglanden, die de naam terrae (enkelvoud terra, van het Latijn voor aarde) krijgen, en de donkere vlaktes worden maria (enkelvoud mare, van het Latijn voor zee) genoemd, naar Johannes Kepler die de naam in de 17e eeuw introduceerde. De hooglanden zijn anorthositisch van samenstelling, terwijl de maria basaltisch zijn. De maria vallen vaak samen met de “laaglanden”, maar het is belangrijk op te merken dat de laaglanden (zoals in het Zuidpool-Aitkenbekken) niet altijd bedekt zijn door maria. De hooglanden zijn ouder dan de zichtbare maria, en zijn dus zwaarder gecrataterd.
MariaEdit
De belangrijkste producten van vulkanische processen op de maan zijn voor aardgebonden waarnemers zichtbaar in de vorm van de maanmerries. Dit zijn grote stromen basaltlava die overeenkomen met laag-bedoelde oppervlakken die bijna een derde van de voorkant beslaan. Slechts een paar procent van de achterkant is door merrievulkanisme aangetast. Zelfs voordat de Apollo-missies dit bevestigden, dachten de meeste wetenschappers al dat de maria met lava gevulde vlakten zijn, omdat zij lavastroompatronen hebben en instortingen die worden toegeschreven aan lavabuizen.
De ouderdommen van de merriebasalten zijn bepaald door zowel directe radiometrische datering als door de techniek van het tellen van kraters. De oudste radiometrische ouderdommen zijn ongeveer 4,2 G, terwijl de jongste ouderdommen, bepaald door kratertelling, ongeveer 1 G zijn (1 G = 1 miljard jaar). Volumetrisch gezien is het grootste deel van de merrie gevormd tussen ongeveer 3 en 3,5 Ga voor het heden. De jongste lavas zijn binnen Oceanus Procellarum tot uitbarsting gekomen, terwijl enkele van de oudste zich aan de farside lijken te bevinden. De maria zijn duidelijk jonger dan de omringende hooglanden, gezien hun lagere dichtheid van inslagkraters.
Een groot deel van de maria is uitgebarsten binnen, of stroomde in, de laaggelegen inslagbekkens aan de maanscheepzijde. Het is echter onwaarschijnlijk dat er een oorzakelijk verband bestaat tussen de inslag en het vulkanisme van de merrie, omdat de inslagbassins veel ouder zijn (ongeveer 500 miljoen jaar) dan de merrievulling. Bovendien komt Oceanus Procellarum, het grootste oppervlak van merrievulkanisme op de Maan, niet overeen met een bekend inslagbekken. Over het algemeen wordt gesuggereerd dat de uitbarsting van de merrie alleen aan de andere kant van de maan plaatsvond omdat de korst aan de andere kant van de maan dunner is dan aan de andere kant. Hoewel variaties in de dikte van de korst de hoeveelheid magma die uiteindelijk het oppervlak bereikt zouden kunnen beïnvloeden, verklaart deze hypothese niet waarom het zuidpool-Aitken bekken, waarvan de korst dunner is dan Oceanus Procellarum, slechts in bescheiden mate door vulkanische producten werd gevuld.
Een ander type afzetting dat met de maria wordt geassocieerd, hoewel het ook de hoogland gebieden bedekt, zijn de “donkere mantel” afzettingen. Deze afzettingen zijn niet met het blote oog te zien, maar wel op beelden die door telescopen of ruimtevaartuigen in een baan om de aarde zijn genomen. Vóór de Apollo-missies voorspelden wetenschappers dat het afzettingen waren die door pyroclastische uitbarstingen waren ontstaan. Sommige afzettingen blijken geassocieerd te zijn met donkere langgerekte askegels, wat het idee van pyroclasten versterkt. Het bestaan van pyroclastische uitbarstingen werd later bevestigd door de ontdekking van glazen bolletjes die lijken op die in pyroclastische uitbarstingen hier op aarde.
Veel van de maanbasalten bevatten kleine gaatjes, vesikels genaamd, die zijn ontstaan door gasbellen die uit het magma exsolderen onder de vacuümomstandigheden aan het oppervlak. Het is niet met zekerheid bekend welke gassen uit deze gesteenten zijn ontsnapt, maar koolmonoxide is een kandidaat.
De monsters van pyroclastisch glas hebben groene, gele en rode tinten. Het verschil in kleur geeft de concentratie titaan aan die het gesteente heeft, waarbij de groene deeltjes de laagste concentraties hebben (ongeveer 1%), en de rode deeltjes de hoogste concentraties (tot 14%, veel meer dan de basalten met de hoogste concentraties).
RillesEdit
Rilles op de Maan zijn soms ontstaan door de vorming van gelokaliseerde lavakanalen. Deze vallen in het algemeen in drie categorieën, bestaande uit kronkelige, boogvormige of lineaire vormen. Als je deze kronkelende rilles naar hun bron volgt, leiden ze vaak naar een oude vulkanische opening. Een van de meest opmerkelijke kronkelige rilles is de Vallis Schröteri, gelegen op het Aristarchus-plateau aan de oostelijke rand van Oceanus Procellarum. Een voorbeeld van een kronkelige rille is te vinden op de Apollo 15 landingsplaats, Rima Hadley, gelegen aan de rand van het Imbrium Basin. Op basis van waarnemingen tijdens de missie wordt algemeen aangenomen dat deze rille is gevormd door vulkanische processen, een onderwerp waarover al lang werd gediscussieerd voordat de missie plaatsvond.
DomesEdit
Een verscheidenheid aan schildvulkanen kan worden gevonden op geselecteerde plaatsen op het maanoppervlak, zoals op Mons Rümker. Deze worden verondersteld te zijn gevormd door relatief viskeuze, mogelijk silicarijke lava, die uitbarst uit plaatselijke openingen. De resulterende maankoepels zijn brede, afgeronde, cirkelvormige structuren met een zachte helling die tot het middelpunt een paar honderd meter oploopt. Ze hebben meestal een diameter van 8-12 km, maar kunnen tot 20 km in doorsnee zijn. Sommige van de koepels bevatten een kleine kuil op hun top.
RimpelruggenEdit
Rimpelruggen zijn kenmerken die zijn ontstaan door samendrukkende tektonische krachten in de maria. Deze kenmerken zijn een knik in het oppervlak en vormen lange richels over delen van de maria. Sommige van deze richels kunnen de contouren vormen van ondergrondse kraters of andere elementen onder de maria. Een goed voorbeeld van zo’n omlijning is de krater Letronne.
GrabensEdit
Grabens zijn tektonische kenmerken die ontstaan onder extensie spanningen. Structureel bestaan ze uit twee normale breuken, met daartussen een neerwaarts hellend blok. De meeste greppens worden gevonden in de maria van de maan aan de randen van grote inslagbekkens.
SlagkratersEdit
De oorsprong van de maankraters als inslagkraters werd pas in de jaren zestig van de vorige eeuw algemeen aanvaard. Dit besef maakte het mogelijk de inslaggeschiedenis van de maan geleidelijk uit te werken met behulp van het geologische principe van superpositie. Dat wil zeggen dat als een krater (of zijn ejecta) over een andere krater heen ligt, deze de jongste moet zijn. De mate van erosie die een krater heeft ondergaan was een andere aanwijzing voor zijn leeftijd, maar dit is subjectiever. Met deze aanpak nam Gene Shoemaker eind jaren vijftig de systematische bestudering van de maan weg bij de astronomen en legde die stevig in handen van de maangeologen.
Impact cratering is het meest opmerkelijke geologische proces op de maan. De kraters worden gevormd wanneer een massief lichaam, zoals een asteroïde of een komeet, met een hoge snelheid tegen het oppervlak botst (de gemiddelde inslagsnelheid voor de Maan is ongeveer 17 km per seconde). De kinetische energie van de inslag veroorzaakt een compressieschokgolf die van het punt van inslag wegstraalt. Deze wordt opgevolgd door een rarefactiegolf, die verantwoordelijk is voor het uitdrijven van het grootste deel van de ejecta uit de krater. Tenslotte is er een hydrodynamische terugkaatsing van de bodem die een centrale piek kan creëren.
Deze kraters komen voor in een continuüm van diameters over het oppervlak van de maan, variërend in grootte van piepkleine kuilen tot het immense Zuidpool-Aitkenbekken met een diameter van bijna 2500 km en een diepte van 13 km. In zeer algemene zin volgt de geschiedenis van de inslagkraters op de maan een trend van afnemende kratergrootte met de tijd. In het bijzonder werden de grootste inslagkraters gevormd tijdens de vroege perioden, en deze werden achtereenvolgens overkoepeld door kleinere kraters. De grootte-frequentieverdeling (SFD) van kraterdiameters op een gegeven oppervlak (d.w.z. het aantal kraters als functie van de diameter) volgt bij benadering een machtswet met toenemend aantal kraters bij afnemende kratergrootte. De verticale positie van deze curve kan worden gebruikt om de leeftijd van het oppervlak te schatten.
De meest recente inslagen onderscheiden zich door goed gedefinieerde kenmerken, waaronder een scherpgerande rand. Kleine kraters hebben de neiging een komvorm te vormen, terwijl grotere inslagen een centrale piek kunnen hebben met een vlakke bodem. Grotere kraters vertonen over het algemeen een inzakking langs de binnenwanden die terrassen en richels kunnen vormen. De grootste inslagbassins, de multiring basins, kunnen zelfs secundaire concentrische ringen van opgeworpen materiaal hebben.
Het inslagproces graaft materiaal met een hoog albedo op, dat de krater, de ejecta en het stralingssysteem aanvankelijk een helder uiterlijk geeft. Het proces van ruimteverwering vermindert geleidelijk het albedo van dit materiaal, zodat de stralen mettertijd vervagen. Geleidelijk aan ondergaan de krater en zijn ejecta botsingserosie door micrometeorieten en kleinere inslagen. Dit erosieproces verzacht en rondt de kenmerken van de krater af. De krater kan ook bedekt zijn met ejecta van andere inslagen, waardoor kenmerken onder water kunnen komen te staan en zelfs de centrale top begraven kan worden.
De ejecta van grote inslagen kan grote blokken materiaal bevatten die opnieuw op het oppervlak inslaan en zo secundaire inslagkraters vormen. Deze kraters worden soms gevormd in duidelijk waarneembare radiale patronen, en zijn over het algemeen ondieper dan primaire kraters van dezelfde grootte. In sommige gevallen kan een hele rij van deze blokken inslaan om een vallei te vormen. Deze worden onderscheiden van catena, of kraterketens, die lineaire reeksen van kraters zijn die worden gevormd wanneer het inslaglichaam vóór de inslag uiteenvalt.
In het algemeen is een maankrater ruwweg cirkelvormig. Laboratoriumexperimenten in NASA’s Ames Research Center hebben aangetoond dat zelfs inslagen onder een zeer kleine hoek meestal ronde kraters opleveren, en dat elliptische kraters zich beginnen te vormen bij inslaghoeken van minder dan vijf graden. Een inslag onder een lage hoek kan echter een centrale piek veroorzaken die verschoven is van het middelpunt van de krater. Bovendien vertonen de ejecta van schuine inslagen onderscheidende patronen bij verschillende inslaghoeken: asymmetrie vanaf ongeveer 60˚ en een wigvormige “zone van vermijding” zonder ejecta in de richting waar het projectiel vandaan kwam vanaf ongeveer 45˚.
Donkere-halo kraters worden gevormd wanneer een inslag materiaal met een lager albedo van onder het oppervlak opzuigt, en dit donkerdere ejecta vervolgens rond de hoofdkrater afzet. Dit kan gebeuren wanneer een gebied met donkerder basaltmateriaal, zoals dat op de maria gevonden wordt, later bedekt wordt door lichtere ejecta afkomstig van verder weg gelegen inslagen in de hooglanden. Deze bedekking verbergt het donkerder materiaal eronder, dat later door volgende kraters wordt uitgegraven.
De grootste inslagen produceerden smeltplaten van gesmolten gesteente die delen van het oppervlak bedekten die wel een kilometer dik konden zijn. Voorbeelden van een dergelijke insmelting zijn te zien in het noordoostelijke deel van het inslagbekken Mare Orientale.
RegolithEdit
Het oppervlak van de Maan is onderhevig geweest aan miljarden jaren van botsingen met zowel klein als groot asteroïdaal en kometair materiaal. In de loop der tijd hebben deze inslagprocessen het materiaal aan het oppervlak verpulverd en een fijnkorrelige laag gevormd, die regolith wordt genoemd. De dikte van het maanregolith varieert van 2 meter onder de jongere maria, tot wel 20 meter onder de oudste oppervlakken van de maanhooglanden. Het regolith is hoofdzakelijk samengesteld uit materialen die in de regio voorkomen, maar bevat ook sporen van materialen die door inslagkraters in de verte zijn uitgestoten. De term megaregoliet wordt vaak gebruikt om het zwaar gebroken gesteente te beschrijven dat direct onder de regolietlaag aan het oppervlak ligt.
Het regoliet bevat gesteenten, fragmenten van mineralen uit het oorspronkelijke gesteente, en glasachtige deeltjes die tijdens de inslagen zijn gevormd. In het grootste deel van het maanregolith bestaat de helft van de deeltjes uit minerale fragmenten die door de glasachtige deeltjes zijn versmolten; deze objecten worden agglutinaten genoemd. De chemische samenstelling van het regolith varieert naar gelang van de plaats waar het zich bevindt; het regolith in de hooglanden is rijk aan aluminium en silica, net als de gesteenten in die streken. Het regolith in de maria is rijk aan ijzer en magnesium en is kiezelarm, net als de basaltrotsen waaruit het is gevormd.
Het maanregolith is zeer belangrijk omdat het ook informatie over de geschiedenis van de zon opslaat. De atomen waaruit de zonnewind bestaat – meestal helium, neon, koolstof en stikstof – raken het maanoppervlak en zetten zich vast in de minerale korrels. Door de samenstelling van het regolith te analyseren, met name de isotopensamenstelling, kan worden vastgesteld of de activiteit van de zon in de loop van de tijd is veranderd. De gassen van de zonnewind zouden nuttig kunnen zijn voor toekomstige maanbasissen, omdat zuurstof, waterstof (water), koolstof en stikstof niet alleen essentieel zijn om leven in stand te houden, maar ook zeer nuttig kunnen zijn voor de productie van brandstof. De samenstelling van het maangesteente kan ook worden gebruikt om de herkomst ervan af te leiden.
Maanlava-buizenEdit
Lunar lava tubes vormen een potentieel belangrijke locatie voor de bouw van een toekomstige maanbasis, die kan worden gebruikt voor lokale verkenning en ontwikkeling, of als menselijke buitenpost voor verkenning voorbij de maan. Het potentieel van lavagrotten op de maan wordt al lang gesuggereerd en besproken in de literatuur en in proefschriften. Een intacte lavabuis op de Maan zou kunnen dienen als schuilplaats tegen de strenge omstandigheden op het maanoppervlak, met zijn frequente meteorietinslagen, hoogenergetische ultraviolette straling en energetische deeltjes, en extreme dagelijkse temperatuurschommelingen. Na de lancering van de Lunar Reconnaissance Orbiter zijn vele lavabuizen van de maan in beeld gebracht. Deze maankuilen zijn te vinden op verschillende plaatsen op de maan, waaronder Marius Hills, Mare Ingenii en Mare Tranquillitatis.