Księżycowy krajobraz charakteryzuje się kraterami uderzeniowymi, ich wyrzutami, nielicznymi wulkanami, wzgórzami, strumieniami lawy i zagłębieniami wypełnionymi magmą.
WyżynyEdit
Najbardziej charakterystycznym aspektem Księżyca jest kontrast pomiędzy jego jasnymi i ciemnymi strefami. Jaśniejsze powierzchnie to księżycowe wyżyny, które otrzymały nazwę terrae (liczba pojedyncza terra, od łaciny oznaczającej Ziemię), a ciemniejsze równiny nazwano maria (liczba pojedyncza mare, od łaciny oznaczającej morze), od nazwiska Johannesa Keplera, który wprowadził tę nazwę w XVII wieku. Wyżyny mają skład anortozytowy, podczas gdy maria są bazaltowe. Maria często pokrywają się z „nizinami”, ale należy zauważyć, że niziny (takie jak w basenie Bieguna Południowego-Aitken) nie zawsze są pokryte mariami. Wyżyny są starsze niż widoczne maria, a co za tym idzie są silniej skraterowane.
MariaEdit
Główne produkty procesów wulkanicznych na Księżycu są widoczne dla ziemskich obserwatorów w postaci mar mar księżycowych. Są to duże wylewy lawy bazaltowej, które odpowiadają niskoalbedońskim powierzchniom pokrywającym prawie jedną trzecią strony bliskiej. Tylko kilka procent strony dalekiej zostało dotkniętych przez wulkanizm mare. Jeszcze zanim misje Apollo to potwierdziły, większość naukowców uważała, że maria są wypełnionymi lawą równinami, ponieważ mają wzory przepływu lawy i zapadliska przypisane do rur lawowych.
Wiek bazaltów mare został określony zarówno przez bezpośrednie datowanie radiometryczne, jak i technikę liczenia kraterów. Najstarszy wiek radiometryczny wynosi około 4,2 Ga, podczas gdy najmłodszy wiek określony na podstawie liczenia kraterów wynosi około 1 Ga (1 Ga = 1 miliard lat). Wolumetrycznie, większość klaczy uformowała się między około 3 a 3,5 Ga przed dniem dzisiejszym. Najmłodsze lawy wybuchły w obrębie Oceanus Procellarum, podczas gdy niektóre z najstarszych wydają się być zlokalizowane na dalekiej stronie. Maria są wyraźnie młodsze od otaczających je wyżyn, zważywszy na mniejszą gęstość kraterów uderzeniowych.
Duża część marii wybuchła w obrębie, lub spłynęła do nisko położonych basenów uderzeniowych po stronie bliskiej Księżyca. Jest jednak mało prawdopodobne, by istniał związek przyczynowy między impaktem a wulkanizmem klaczy, ponieważ niecki impaktowe są znacznie starsze (o około 500 milionów lat) od wypełnienia klaczy. Co więcej, Oceanus Procellarum, który jest największym obszarem wulkanizmu mare na Księżycu, nie odpowiada żadnemu znanemu basenowi uderzeniowemu. Powszechnie sugeruje się, że powodem erupcji klaczy tylko po stronie przyległej jest to, że skorupa po stronie przyległej jest cieńsza niż po stronie dalekiej. Chociaż zmiany w grubości skorupy mogą modulować ilość magmy, która ostatecznie dociera do powierzchni, hipoteza ta nie wyjaśnia, dlaczego basen na biegunie południowym-Aitken, którego skorupa jest cieńsza niż Oceanus Procellarum, został tylko w niewielkim stopniu wypełniony produktami wulkanicznymi.
Innym typem osadów związanych z mariami, choć pokrywającym również obszary wyżynne, są osady „ciemnego płaszcza”. Osadów tych nie można zobaczyć gołym okiem, ale można je dostrzec na zdjęciach wykonanych przez teleskopy lub orbitujące statki kosmiczne. Przed misjami Apollo naukowcy przewidywali, że są to osady powstałe w wyniku erupcji piroklastycznych. Niektóre złoża wydają się być związane z ciemnymi, wydłużonymi stożkami popiołu, co wzmacnia koncepcję piroklastów. Istnienie erupcji piroklastycznych zostało później potwierdzone przez odkrycie szklanych kulek podobnych do tych, które można znaleźć w erupcjach piroklastycznych na Ziemi.
Wiele z księżycowych bazaltów zawiera małe otwory zwane pęcherzykami, które zostały utworzone przez pęcherzyki gazu wydobywające się z magmy w warunkach próżni spotykanych na powierzchni. Nie wiadomo z całą pewnością, jakie gazy wydostały się z tych skał, ale tlenek węgla jest jednym z kandydatów.
Próbki szkieł piroklastycznych mają zielone, żółte i czerwone odcienie. Różnica w kolorze wskazuje na stężenie tytanu w skale, przy czym zielone cząstki mają najniższe stężenie (około 1%), a czerwone najwyższe (do 14%, znacznie więcej niż bazalty o najwyższych stężeniach).
RillesEdit
Rilles na Księżycu czasami były wynikiem tworzenia się lokalnych kanałów lawowych. Generalnie dzielą się one na trzy kategorie, składające się z sinusoidalnych, łukowatych lub liniowych kształtów. Podążając za tymi meandrującymi rilami z powrotem do ich źródła, często prowadzą one do starych ujść wulkanicznych. Jednym z najbardziej godnych uwagi wąwozów jest Vallis Schröteri, znajdujący się na płaskowyżu Aristarchus wzdłuż wschodniej krawędzi Oceanus Procellarum. Przykład rylca sinusoidalnego znajduje się na lądowisku Apollo 15, Rima Hadley, położonym na krawędzi basenu Imbrium. Na podstawie obserwacji z misji uważa się, że rille te powstały w wyniku procesów wulkanicznych, co było tematem długo dyskutowanym przed rozpoczęciem misji.
DomesEdit
Różne wulkany tarczowe można znaleźć w wybranych miejscach na powierzchni Księżyca, takich jak Mons Rümker. Uważa się, że zostały one utworzone przez stosunkowo lepką, prawdopodobnie bogatą w krzemionkę lawę, wybuchającą z lokalnych otworów wentylacyjnych. Powstałe kopuły księżycowe to szerokie, zaokrąglone, okrągłe obiekty o łagodnym zboczu, wznoszące się na wysokość kilkuset metrów do punktu środkowego. Ich średnica wynosi zwykle 8-12 km, ale średnica może dochodzić do 20 km. Niektóre z kopuł zawierają małe zagłębienie na szczycie.
Grzbiety zmarszczekEdit
Grzbiety zmarszczek są cechami stworzonymi przez ściskające siły tektoniczne w obrębie marii. Cechy te reprezentują wyboczenie powierzchni i tworzą długie grzbiety w poprzek części marii. Niektóre z tych grzbietów mogą zarysowywać zakopane kratery lub inne elementy znajdujące się pod marią. Doskonałym przykładem takiej formy jest krater Letronne.
GrabenyEdit
Grabiny są elementami tektonicznymi, które powstają pod wpływem naprężeń rozciągających. Strukturalnie składają się one z dwóch uskoków normalnych, a pomiędzy nimi znajduje się blok obniżony. Większość grabenów występuje w mariach księżycowych w pobliżu krawędzi dużych basenów uderzeniowych.
Kratery impaktoweEdit
Pochodzenie kraterów Księżyca jako obiektów impaktowych stało się powszechnie akceptowane dopiero w latach 60-tych XX wieku. Uświadomienie sobie tego faktu pozwoliło na stopniowe opracowanie historii impaktowej Księżyca za pomocą geologicznej zasady superpozycji. Oznacza to, że jeśli jakiś krater (lub jego wyrzut) nałożył się na inny, to musi być młodszy. Wielkość erozji, jakiej doświadczył krater, była kolejną wskazówką co do jego wieku, choć jest ona bardziej subiektywna. Przyjmując takie podejście w późnych latach 50-tych, Gene Shoemaker odebrał systematyczne badania Księżyca astronomom i oddał je w ręce geologów księżycowych.
Kratery uderzeniowe to najbardziej godny uwagi proces geologiczny na Księżycu. Kratery powstają, gdy ciało stałe, takie jak asteroida lub kometa, zderza się z powierzchnią z dużą prędkością (średnia prędkość zderzenia dla Księżyca wynosi około 17 km na sekundę). Energia kinetyczna uderzenia tworzy kompresyjną falę uderzeniową, która promieniuje od punktu wejścia. Po niej następuje fala rażenia, która jest odpowiedzialna za wypchnięcie większości wyrzuconego materiału z krateru. Na koniec następuje hydrodynamiczne odbicie dna, które może utworzyć centralny szczyt.
Kratery te występują w ciągłym zakresie średnic na całej powierzchni Księżyca, od maleńkich dołków do ogromnego basenu Bieguna Południowego-Aitken o średnicy prawie 2500 km i głębokości 13 km. W bardzo ogólnym sensie, księżycowa historia kraterów uderzeniowych wykazuje tendencję do zmniejszania się ich rozmiarów wraz z upływem czasu. W szczególności, we wczesnych okresach powstawały największe baseny uderzeniowe, na które sukcesywnie nakładały się mniejsze kratery. Rozkład częstości rozmiarów (SFD) średnic kraterów na danej powierzchni (to jest liczba kraterów w funkcji średnicy) w przybliżeniu odpowiada prawu potęgowemu, gdzie liczba kraterów rośnie wraz z malejącym rozmiarem krateru. Pionowa pozycja tej krzywej może być użyta do oszacowania wieku powierzchni.
Najnowsze impakty wyróżniają się dobrze zdefiniowanymi cechami, w tym ostro zakończoną krawędzią. Małe kratery mają tendencję do tworzenia kształtu misy, podczas gdy większe impakty mogą mieć centralny szczyt z płaskim dnem. Większe kratery zazwyczaj wykazują cechy osuwania się wzdłuż wewnętrznych ścian, które mogą tworzyć tarasy i gzymsy. Największe baseny uderzeniowe, multiring basins, mogą mieć nawet wtórne koncentryczne pierścienie uniesionego materiału.
Proces uderzenia powoduje wydobycie materiałów o wysokim albedo, co początkowo nadaje kraterowi, wyrzutowi i systemowi promieni jasny wygląd. Proces wietrzenia kosmicznego stopniowo obniża albedo tego materiału, tak że promienie z czasem bledną. Stopniowo krater i jego wyrzut ulegają erozji uderzeniowej od mikrometeorytów i mniejszych uderzeń. Ten proces erozyjny zmiękcza i zaokrągla rysy krateru. Krater może być również pokryty wyrzutem z innych uderzeń, który może zatapiać elementy krateru, a nawet zakopywać centralny szczyt.
Wyrzut z dużych uderzeń może zawierać duże bloki materiału, które ponownie uderzają w powierzchnię, tworząc wtórne kratery uderzeniowe. Kratery te są czasami formowane w wyraźnie dostrzegalne promieniste wzory i zazwyczaj mają mniejszą głębokość niż kratery pierwotne tej samej wielkości. W niektórych przypadkach cała linia takich bloków może się zderzyć, tworząc dolinę. Odróżnia się je od katen, czyli łańcuchów kraterów, które są liniowymi ciągami kraterów powstających, gdy ciało uderzające rozpada się przed uderzeniem.
Ogólnie rzecz biorąc, krater księżycowy ma kształt zbliżony do koła. Eksperymenty laboratoryjne w NASA’s Ames Research Center wykazały, że nawet uderzenia o bardzo niskim kącie mają tendencję do tworzenia okrągłych kraterów, a kratery eliptyczne zaczynają się tworzyć przy kątach uderzenia poniżej pięciu stopni. Jednakże, uderzenie pod niskim kątem może wytworzyć centralny szczyt, który jest przesunięty w stosunku do środka krateru. Dodatkowo, wyrzuty powstałe w wyniku uderzeń ukośnych wykazują charakterystyczne wzory przy różnych kątach uderzenia: asymetrię zaczynającą się około 60˚ i klinową „strefę unikania” wolną od wyrzutów w kierunku, z którego nadleciał pocisk, zaczynającą się około 45˚.
Kratery typu dark-halo powstają, gdy uderzenie wydobywa spod powierzchni materiał o niższym albedo, a następnie osadza ten ciemniejszy wyrzut wokół głównego krateru. Może się to zdarzyć, gdy obszar ciemniejszego materiału bazaltowego, takiego jak ten znajdujący się na mariach, zostanie później przykryty jaśniejszym wyrzutem pochodzącym z bardziej odległych uderzeń na wyżynach. Takie pokrycie ukrywa ciemniejszy materiał znajdujący się poniżej, który jest później wydobywany przez kolejne kratery.
Największe uderzenia wytworzyły płaty stopionej skały, które pokryły fragmenty powierzchni o grubości nawet kilometra. Przykłady takich wytopów impaktowych można zobaczyć w północno-wschodniej części basenu impaktowego Mare Orientale.
RegolithEdit
Powierzchnia Księżyca podlegała przez miliardy lat zderzeniom z zarówno małymi, jak i dużymi materiałami asteroidalnymi i kometarnymi. Z czasem te procesy zderzeniowe spowodowały sproszkowanie i „ogrodzienie” materiałów powierzchniowych, tworząc drobnoziarnistą warstwę określaną mianem regolitu. Grubość regolitu księżycowego waha się od 2 metrów (6,6 stopy) pod młodszymi mariami, do nawet 20 metrów (66 stóp) pod najstarszymi powierzchniami wyżyn księżycowych. Regolit składa się głównie z materiałów występujących w tym regionie, ale zawiera również ślady materiałów wyrzuconych przez odległe kratery uderzeniowe. Termin mega-regolit jest często używany do określenia silnie spękanej skały macierzystej znajdującej się bezpośrednio pod przypowierzchniową warstwą regolitu.
Regolit zawiera skały, fragmenty minerałów z pierwotnej skały macierzystej oraz cząstki szkliste powstałe podczas uderzeń. W większości regolitu księżycowego połowa cząstek składa się z fragmentów minerałów stopionych przez cząstki szkliste; obiekty te nazywane są aglutynatami. Skład chemiczny regolitu różni się w zależności od jego położenia; regolit na wyżynach jest bogaty w aluminium i krzemionkę, podobnie jak skały w tych rejonach. Regolit w mariach jest bogaty w żelazo i magnez i ubogi w krzemionkę, podobnie jak skały bazaltowe, z których powstał.
Księżycowy regolit jest bardzo ważny, ponieważ przechowuje również informacje o historii Słońca. Atomy składające się na wiatr słoneczny – głównie hel, neon, węgiel i azot – uderzają w powierzchnię Księżyca i wbijają się w ziarna minerałów. Analizując skład regolitu, a zwłaszcza jego skład izotopowy, można określić, czy aktywność Słońca zmieniała się w czasie. Gazy z wiatru słonecznego mogą być przydatne dla przyszłych baz księżycowych, ponieważ tlen, wodór (woda), węgiel i azot są nie tylko niezbędne do podtrzymania życia, ale również potencjalnie bardzo przydatne do produkcji paliwa. Skład regolitu księżycowego może być również wykorzystany do wnioskowania o jego źródłowym pochodzeniu.
Księżycowe rury lawoweEdit
Księżycowe rury lawowe stanowią potencjalnie ważną lokalizację dla budowy przyszłej bazy księżycowej, która może być wykorzystana do lokalnej eksploracji i rozwoju lub jako ludzka placówka służąca eksploracji poza Księżyc. Potencjał księżycowych jaskiń lawowych jest od dawna sugerowany i dyskutowany w literaturze i pracach dyplomowych. Każda nienaruszona rura lawowa na Księżycu mogłaby służyć jako schronienie przed surowym środowiskiem powierzchni Księżyca, z jego częstymi uderzeniami meteorytów, wysokoenergetycznym promieniowaniem ultrafioletowym i cząstkami energetycznymi oraz ekstremalnymi dobowymi zmianami temperatury. Po wystrzeleniu sondy Lunar Reconnaissance Orbiter udało się zobrazować wiele księżycowych rur lawowych. Te księżycowe doły znajdują się w kilku miejscach na Księżycu, w tym na Wzgórzach Mariusza, Mare Ingenii i Mare Tranquillitatis.