Lunar Rocks

Zdroj měsíčního čediče

Předpokládá se, že čediče na povrchu Měsíce mají svůj původ v částečně roztavených oblastech 100-400 kilometrů pod velkými dopadovými pánvemi meteoroidů. Čedičový materiál vyvěral do pánví puklinami vytvořenými dopady. Čedičové proudy pokrývaly oblasti vzdálené až 1200 kilometrů (750 mil) od místa svého vzniku.

Rozložení čediče

Čedič (zobrazen růžově) není na Měsíci rozložen rovnoměrně. Téměř 26 % blízké strany Měsíce tvoří čedič a pouze 2 % vzdálené strany tvoří čedič. Většina čediče na obou polokoulích se nachází v oblastech s nejnižší nadmořskou výškou, zejména ve velmi rozsáhlých impaktních pánvích.

Čedičové toky

Rozlišené čedičové toky se vzájemně překrývají v blízkosti vrásového hřebene v Mare Imbrium. Tyto lávové proudy jsou při svých okrajích silné asi 35 metrů (115 stop). Směr proudění byl na této fotografii z levého dolního rohu směrem k pravému hornímu.

Měsíční vysočiny

Oblasti blízké i vzdálené strany Měsíce, které nejsou pokryty kobylkovým čedičem, se nazývají vysočiny. Vysočiny se skládají ze starých měsíčních povrchových hornin, anortozitu, a materiálů vyvržených při vzniku impaktních pánví. Relativně mladé pánve jsou znázorněny světlými barvami, nejstarší pánve tmavými barvami.

Původ anortozitu

Předpokládá se, že dávná kůra Měsíce byla složena z horniny anortozitu, bílé horniny bohaté na vápník. Tato dávná kůra byla rozbita a přerozdělena nesčetnými meteorickými impakty. Jedno z vysvětlení přítomnosti anortositu v měsíční kůře vychází z předpokladu, že Měsíc byl kdysi roztavený. Plagioklas, relativně lehký minerál, krystalizoval při ochlazování a tuhnutí Měsíce. Tento minerál plaval směrem k povrchu a vytvořil anortosit. Těžší minerály klesaly a vytvářely hustší nitro Měsíce.

Pánev Crisium

Pánev Crisium o průměru asi 700 km (430 mil) je jednou z mnoha velkých kruhových měsíčních prohlubní. Tyto pánve nebo krátery vznikly při srážkách velmi velkých meteoroidů s Měsícem. Po dopadech vyvřely bazalty z nitra Měsíce a částečně vyplnily pánve. Materiál vyvržený při impaktech, při nichž vznikly pánve, je rozptýlen po celém Měsíci.

Kráter Lambert

Tento kráter v Mare Imbrium o průměru 32 kilometrů je obklopen pokrývkou materiálu vyvrženého impaktem, který kráter vytvořil. V blízkosti okraje kráteru je vyvržený materiál hustý a kopcovitý. Ve větší vzdálenosti je materiál řidší a má radiální strukturu.

Sekundární krátery

Kameny vyvržené při vzniku velkých impaktních kráterů často při pádu zpět na měsíční povrch vytvářejí menší, sekundární krátery. Sekundární krátery o průměru 1-3 metry (3-10 stop) v popředí této fotografie mají na svých okrajích četné kameny. Tyto horniny byly impakty vyhloubeny zpod povrchu.

Zap Pit

Malé impaktní krátery, zvané „zap pits“, jsou vytvářeny malými částicemi s vysokou rychlostí a jsou běžné na odkrytých plochách měsíčních hornin. Tato zap pit má průměr 50 mikronů (2/1000 palce) a má vyvýšený okraj ze sklovitého materiálu způsobeného nárazem.

Brekcie v brekcii

Některé úlomky hornin nalezené v brekciích jsou kusy dávnějších brekcií. Opakované dopady rozbily starší horninu a znovu ji spojily s nedávno vzniklou brekcií. V jedné měsíční hornině byly nalezeny až čtyři generace brekcií.

Granulace

Běžným znakem mnoha měsíčních krystalických hornin je rozmělnění a rozdrcení neboli granulace jejich minerálů způsobená opakovaným meteorickým bombardováním. Díky tomu je obtížné rozpoznat původní textury.

Tento úlomek horniny ze vzorku brekcie z Apolla 11 pokrývá sklovitý materiál vzniklý nárazem meteoritu. Vzhledem k tomu, že složení skla není jednotné, silně to naznačuje, že sklo vzniklo rázem.

Tato elipsoidní částečka měsíčního skla obsahuje četné drobné kuličky niklu a železa. Tyto kovové kuličky jsou meteorického původu a naznačují, že sklovitá částice vznikla šokovým tavením při dopadu meteoritu.

Sonda Surveyor přistála na Měsíci dříve než lidé. Při přistání se odrazila a zanechala stopu. Televizní záběry stopy byly přenášeny na Zemi a ukazovaly nám, že lidé se budou moci pohybovat, aniž by se zabořili hluboko do půdy.

Oranžová půda

Astronauti mise Apollo 17 objevili oblast oranžové půdy na okraji kráteru Shorty v údolí Taurus-Littrow. Byl vykopán příkop pro získání vzorků tohoto materiálu. Následný výzkum oranžové půdy naznačuje, že vznikla při sopečných erupcích před 3,7 miliardami let.

Částice půdy

Měsíční půda obsahuje úlomky hlavních typů měsíčních hornin: čediče (A), anortozitu (B) a brekcie (C). Kromě toho jsou běžné kulaté skleněné částice (D). Úlomky tvořící měsíční půdu jsou produktem neustálého bombardování Měsíce meteoroidy, které rozbíjejí a rozmělňují horniny na půdu a svařují půdu na nové horniny.

Struktura půdy

Struktura neporušené měsíční půdy je vidět na této detailní fotografii, která ukazuje půdu zvětšenou asi 35krát. Tato půda se skládá z agregátů, shluků malých částic o průměru 0,1-0,6 milimetru (4/1000-24/1000 palce).

Zelená třída

Většina měsíčních sklovitých materiálů vznikla nárazem meteoroidů. Zde zobrazené zelené skleněné částice však měly pravděpodobně jiný původ. Jednotnost jejich velikosti a složení naznačuje, že vznikly při výlevech z lávových fontán.

Oranžové sklo

Oranžové skleněné koule, stejně jako zelené skleněné koule, vznikly v lávových fontánách. Sklo v zobrazených koulích začalo krystalizovat do tmavých jehličkovitých krystalů.