Reliéf Měsíce je krátký. §15.2

Lunární povrch je bez života a prázdný. Jeho rysem je úplná absence atmosférických vlivů, které jsou pozorovány na Zemi. Noc a den přicházejí okamžitě, jakmile se objeví paprsky Slunce.

Kvůli chybějícímu médiu pro šíření zvukových vln vládne na povrchu naprosté ticho.

Rotační osa Měsíce je vychýlena pouze o 1,5 0 od normály k ekliptice, takže Měsíc nemá žádná roční období, mění se roční období. sluneční světlo vždy téměř vodorovně na měsíčních pólech, takže tyto terény jsou neustále chladné a tmavé.

Měsíční povrch se mění pod vlivem lidské činnosti, bombardování meteority, ozáření vysokoenergetickými částicemi (rentgenové a kosmické záření). Tyto faktory nemají znatelný vliv, ale v astronomických dobách je povrchová vrstva, regolit, silně „rozorávána“.

Když meteorická částice dopadne na povrch Měsíce, dojde k miniaturní explozi a částice půdy a meteoritové hmoty jsou rozptýleny do všech směrů. Většina těchto částic opouští gravitační pole Měsíce.

Rozsah denních teplotních výkyvů je 250 0 С. Kolísá od 101 0 do -153 0. Ale ohřívání a ochlazování hornin je pomalé. K rychlé změně teploty dochází pouze při zatmění Měsíce. Bylo naměřeno, že se teplota mění ze 71 na - 79 C za hodinu.

Teplota podložních vrstev byla měřena radioastronomickými metodami, v hloubce 1 m se ukázala konstantní a na rovníku rovna -50 C. To znamená, že horní vrstva je dobrým tepelným izolantem.

Analýza měsíčních hornin přivezených na Zemi ukázala, že nebyly nikdy vystaveny vodě.

Průměrná hustota měsíce je 3,3 g/cm3.

Doba oběhu Měsíce kolem osy je rovna periodě jeho oběhu kolem Země, proto je ze Země pozorován pouze z jedné strany. Odvrácená strana Měsíce byla poprvé vyfotografována v roce 1959.

Světlé oblasti měsíční povrch se nazývají kontinenty a zabírají 60 % jeho povrchu. Jedná se o drsné horské oblasti. Zbývajících 40 % povrchu tvoří moře. Jsou to prohlubně naplněné tmavou lávou a prachem. Byly pojmenovány v 17. století.

Kontinenty protínají horská pásma nacházející se podél pobřeží moří. Nejvyšší výška měsíčních hor dosahuje 9 km.

Lunární krátery jsou většinou meteoritového původu. Sopečných je málo, ale najdou se i kombinované. Největší měsíční krátery mají průměr až 100 km.

Na Měsíci byly pozorovány jasné erupce, které mohou souviset se sopečnými erupcemi.

Měsíc nemá téměř žádné tekuté jádro, o tom svědčí absence magnetické pole... Magnetometry ukazují, že magnetické pole Měsíce nepřesahuje 1/10 000 zemského.

Atmosféra:

Přestože je Měsíc obklopen vakuem, které je dokonalejší než to, které lze vytvořit v laboratorních podmínkách na Zemi, jeho atmosféra je rozlehlá a vědecky velmi zajímavá.

Během dvoutýdenního lunárního dne jsou atomy a molekuly vyražené řadou procesů z měsíčního povrchu na balistické trajektorie ionizovány slunečním zářením a poté řízeny elektromagnetickými efekty, jako je plazma.

Poloha Měsíce na oběžné dráze určuje chování atmosféry.

Rozměry atmosférických jevů měřila řada přístrojů umístěných na měsíčním povrchu astronauty Apolla. Analýza dat však byla ztížena skutečností, že přirozená měsíční atmosféra je tak zanedbatelná, že znečištění plyny vycházejícími z Apolla významně ovlivnilo výsledky.

Hlavními plyny na Měsíci jsou neon, vodík, helium, argon.

Kromě povrchových plynů bylo nalezeno i malé množství prachu cirkulujícího až několik metrů nad povrchem.

Počet atomů a molekul na jednotku objemu atmosféry je menší než triliontina počtu částic obsažených v jednotkovém objemu zemské atmosféry na hladině moře. Gravitace Měsíce je příliš malá na to, aby udržela molekuly blízko povrchu.

Každé těleso s rychlostí větší než 2,4 km/s se dostane mimo měsíční gravitační kontrolu. Tato rychlost je o něco vyšší průměrná rychlost molekul vodíku při okolní teplotě. K disipaci vodíku dochází téměř okamžitě. K disipaci kyslíku a dusíku dochází pomaleji, protože tyto molekuly jsou těžší. V astronomicky krátkých časových obdobích je Měsíc schopen ztratit veškerou svou atmosféru, pokud ji kdy měl.

Nyní se atmosféra doplňuje z meziplanetárního prostoru.

M. Mendillo a D. Baumgardner (Boston University) po analýze výsledků pozorování úplného zatmění Měsíce dne 29. 11. 1993 dospěli k závěru, že měsíční atmosféra je 2krát delší (rovná se 10násobku průměru Měsíc), než se dříve myslelo.

Je podporován nikoli dopadem mikrometeoritů a elementárních částic slunečního větru (protonů a elektronů) na měsíční půdu, ale dopadem světelných a tepelných fotonů slunečního záření na ni.

Hlavními složkami jsou atomy sodíku a draslíku a ionty vyražené z měsíční půdy. Atmosféra je velmi řídká, ale atomy sodíku jsou snadno excitované a silné, takže je lze snadno detekovat. (Příroda 5.10.1995).

Původ: Podle převažujících moderních teorií vznikl Měsíc společně se Zemí z jedné planetesimály. Vědci se domnívají, že zpočátku byl Měsíc velmi blízko Zemi a J. Darwin napsal, že Měsíc byl kdysi v kontaktu se Zemí a doba rotace dvou těles byla asi 4 hodiny. Ale tento předpoklad se zdá nepravděpodobný. Mnozí věří, že Měsíc vznikl ve vzdálenosti mnohem menší než polovina současnosti. V tomto případě by přílivové vlny na Zemi musely dosáhnout 1 km.

Existují i jiné teorie. Byly nalezeny nové důkazy pro hypotézu, že Měsíc vznikl srážkou tělesa se Zemí.

Podle údajů měsíční družice „Clementine“, zpracovaných na Havajské univerzitě

těch (USA), byla nakreslena mapa procentoželezo na povrchu Měsíce. Může se lišit od 0 % v horách do 14 % na dně moří. Kdyby měl Měsíc stejné mineralogické složení jako Země, pak by tam bylo mnohem více železa. Je tedy nepravděpodobné, že by vznikl ze stejného protoplanetárního oblaku se Zemí.

Rozlehlé oblasti na odvrácené straně Měsíce neobsahují vůbec žádné železo, ale jsou pokryty anorthositem, horninou bohatou na hliník. Čistý anortozit je na Zemi vzácný.

Dopad na Zemi: Američané R. Bolling a R. Serveni studovali údaje o

globální rozložení teploty získané ze satelitů v letech 1797 až 1994. Z údajů vyplývá, že Země je teplá, když je Měsíc v úplňku, a studená, když je Měsíc v novoluní. Svým světlem na Měsíc v úplňku Měsíc ohřívá Zemi o 0,02 0 C. I takové teplotní změny mohou ovlivnit zemské klima. (Astronomy Now, květen 1995).

Měsíční povrch lze zhruba rozdělit na typy: starý hornatý terén s velkým množstvím sopek a relativně hladká a mladá měsíční moře. Hlavním rysem odvrácené strany Měsíce je její kontinentální charakter.

Tmavé oblasti povrchu, které můžeme vidět ze Země na povrchu Měsíce, nazýváme „oceány“ a „moře“. Taková jména pocházela ze starověku, kdy se starověcí astronomové domnívali, že Měsíc má moře a oceány, stejně jako Země. Ve skutečnosti tyto tmavé oblasti povrchu Měsíce vznikly vulkanickými erupcemi a jsou vyplněny čedičem, který je tmavší než okolní horniny. Hlavní měsíční moře jsou soustředěna na viditelné polokouli, z nichž největší je Oceán bouří. Ze severovýchodu jej sousedí s Mořem dešťů, z jihu Mořem vlhkosti a Mořem mraků. Ve východní polovině disku viditelného ze Země se Moře jasnosti, Moře klidu a Moře hojnosti táhnou v řetězci od severozápadu k jihovýchodu. Tento řetězec sousedí z jihu s Nektarovým mořem a ze severovýchodu s Mořem krizí. Relativně malá moře se nacházejí na rozhraní viditelné a obrácené polokoule – Východní moře, Okrajové moře, Smithovo moře a Jižní moře. Na odvrácené straně Měsíce je pouze jedna významná formace mořského typu - Moskevské moře. Na hladině měsíčních moří jsou za určitých světelných podmínek patrné klikaté vyvýšeniny, zvané valy. Výška těchto většinou mírných kopců nepřesahuje 100-300 metrů, ale délka může dosahovat stovek kilometrů. Za pravděpodobnou teorii jejich vzniku se považuje jejich výskyt při tuhnutí lávových moří v důsledku stlačování. Na měsíčním povrchu se několik malých útvarů mořského typu, relativně izolovaných od velkých útvarů, nazývá „jezera“. Útvary ohraničující moře a vyčnívající do pevniny se nazývají „zátoky“. Moře se od kontinentálních oblastí liší nízkou odrazivostí jejich povrchové hmoty, ploššími formami reliéfu a menším počtem velkých kráterů na jednotku plochy - v průměru na jednotku plochy je počet kráterů na povrchu kontinentu 30krát vyšší než počet kráterů v mořích. K reliéfním prvkům patří i měsíční hory. Představují je horská pásma, která lemují břehy většiny moří, a také četné prstencové hory zvané krátery. Jednotlivé vrcholy a malá pohoří nacházející se na povrchu některých měsíčních moří jsou pravděpodobně ve většině případů rozpadlými stranami kráterů. Je pozoruhodné, že na Měsíci, na rozdíl od Země, nejsou téměř žádná lineární pohoří, jako jsou Himaláje, Andy a Kordillery na Zemi.

Krátery

Kráter je nejvíc charakteristický rys měsíční úleva. Je zde asi půl milionu kráterů o velikosti přes 1 km. Vzhledem k absenci atmosféry, vody a významných geologických procesů na Měsíci neprošly měsíční krátery vlastně žádnými změnami a na jeho povrchu přetrvaly i dávné krátery. Největší měsíční krátery se nacházejí na odvrácené straně Měsíce, například kráter Koroljov, Mendělejev, Gershsprung a mnoho dalších. Ve srovnání s tím se kráter Copernicus o průměru 90 km nacházející se na viditelné straně Měsíce zdá velmi malý. Také na hranici viditelné strany Měsíce jsou obří krátery jako Struve o průměru 255 km a Darwin o průměru 200 km.

V současné době je na mapách Měsíce zaznamenáno více než 35 000 velkých a asi 200 000 malých detailů.

Podíleli se na formování měsíčních reliéfních forem as vnitřní síla a vnější vlivy. Výpočty tepelné historie Měsíce ukazují, že brzy po jeho vzniku byl vnitřek zahřát radioaktivním teplem a z velké části roztaven, což vedlo k intenzivnímu vulkanismu na povrchu. V důsledku toho vznikla obří lávová pole a řada sopečných kráterů a také četné trhliny, římsy a další. Na povrch Měsíce přitom v raných fázích dopadlo obrovské množství meteoritů a asteroidů – pozůstatků protoplanetárního mračna, při jehož explozích se objevily krátery – od mikroskopických otvorů po prstencové struktury o průměru mnoha desítky a možná až několik set kilometrů. Nyní meteority dopadají na Měsíc mnohem méně často; vulkanismus také z velké části ustal, protože Měsíc spotřeboval hodně tepelné energie a radioaktivní prvky byly zaneseny do vnějších vrstev Měsíce. Zbytkový vulkanismus dokládá výron plynů obsahujících uhlík v měsíčních kráterech, jejichž spektrogramy jako první získal sovětský astronom N.A. Kozyrev.

Od dob Galilea začali vytvářet mapy viditelné polokoule Měsíce. Tmavým skvrnám na měsíčním povrchu se říká „moře“ (obr. 47). Jsou to nížiny, ve kterých není ani kapka vody. Jejich dno je tmavé a relativně rovné. Většinu měsíčního povrchu zabírají horské, lehčí prostory. Je zde několik pojmenovaných pohoří, jako jsou pozemská, Alpy, Kavkaz atd. Výška hor dosahuje 9 km. Ale hlavním terénem jsou krátery. Jejich prstencové šachty vysoké až několik kilometrů obklopují velké kruhové prohlubně o průměru až 200 km, například Clavius a Shikkard. Všechny velké krátery jsou pojmenovány po vědcích. Takže na Měsíci jsou krátery Tycho, Copernicus atd.

Na úplňku na jižní polokouli je silným dalekohledem dobře viditelný kráter Tycho o průměru 60 km v podobě jasného prstence a z něj vyzařující radiálně světelné paprsky. Jejich délka je srovnatelná s poloměrem Měsíce a táhnou se přes mnoho dalších kráterů a temných prohlubní. Ukázalo se, že paprsky jsou tvořeny shlukem mnoha malých kráterů se světlými stěnami.

Měsíční reliéf je lepší studovat, když odpovídající terén leží poblíž terminátoru, to znamená hranice dne a noci na Měsíci. Pak nejmenší nepravidelnosti osvětlené Sluncem ze strany vrhají dlouhé stíny a jsou snadno patrné. Je velmi zajímavé sledovat hodinu dalekohledem, jak se v blízkosti terminátoru na noční straně rozsvěcují jasné tečky – to jsou vrcholy šachet měsíčních kráterů. Postupně se ze tmy vynořuje světlá podkova - část stěny kráteru, ale dno kráteru je stále ponořeno v naprosté tmě. Sluneční paprsky, klouzající níž a níž, postupně obkreslují celý kráter. Zároveň je jasně vidět, že čím jsou krátery menší, tím jich je více. Často jsou uspořádány do řetězů a dokonce na sobě „sedí“. Pozdější krátery vznikly na stěnách starších. Ve středu kráteru je často vidět kopec (obr. 49), ve skutečnosti je to skupina hor. Stěny kráteru klesají do teras strmě dovnitř.

Dno kráterů leží pod okolním terénem. Podívejte se zblízka na fotografovaný vnitřek opevnění a centrální kopec Koperníkova kráteru umělá družice Měsíc je ze strany (obr. 50). Ze Země je tento kráter viditelný přímo shora a bez takových detailů.Obecně platí, že ze Země jsou v nejlepších podmínkách sotva viditelné krátery do průměru 1 km. Celý povrch Měsíce je posetý malými krátery - mělkými prohlubněmi - to je výsledek dopadů malých meteoritů.

Ze Země je vidět pouze jedna polokoule Měsíce. V roce 1959 sovětská vesmírná stanice, letící kolem Měsíce, poprvé vyfotografovala polokouli Měsíce neviditelnou ze Země. V zásadě se neliší od viditelného, ale má méně „mořských“ prohlubní (obr. 48). Nyní zkompilováno podrobné mapy této polokoule, na základě četných fotografií Měsíce, pořízených zblízka automatickými stanicemi vyslanými na Měsíc Na jeho povrchu opakovaně přistávaly uměle vytvořené přístroje. V roce 1969 sestoupil první na povrch Měsíce kosmická loď se dvěma americkými astronauty. K dnešnímu dni Měsíc navštívilo několik expedic amerických astronautů, kteří se bezpečně vrátili na Zemi. Chodili a dokonce jezdili na speciálním terénním vozidle po měsíčním povrchu, instalovali a nechávali na něm různá zařízení, zejména seismografy pro registraci „měsíčních otřesů“, a přiváželi vzorky měsíční půdy. Ukázalo se, že vzorky jsou velmi podobné pozemským horninám, ale také nalezly řadu rysů, které jsou vlastní pouze měsíčním minerálům. Sovětští vědci získali vzorky měsíčních hornin z různých míst pomocí automatických strojů, které na příkaz ze Země odebraly vzorek půdy a vrátily se s ním na Zemi. Navíc byly na Měsíc vyslány sovětské lunární vozítka (automatické samohybné laboratoře, obr. 51), které prováděly mnoho vědeckých měření a analýz půdy a urazily na Měsíci značné vzdálenosti – několik desítek kilometrů. I na těch místech měsíčního povrchu, která vypadají i ze Země, je půda plná kráterů a plná kamenů všech velikostí. Lunární rover „krok za krokem“, ovládaný ze Země rádiem, se pohyboval s přihlédnutím k charakteru terénu, jehož pohled byl na Zemi přenášen v televizi. Tento největší úspěch sovětské vědy a lidstva je důležitý nejen jako důkaz neomezených možností lidského rozumu a techniky, ale také jako přímé studium fyzikálních podmínek na straně druhé. nebeské těleso... Je důležitý i tím, že potvrzuje většinu závěrů, které astronomové učinili pouze z analýzy měsíčního světla přicházejícího k nám ze vzdálenosti 380 000 km.

Studium měsíčního reliéfu a jeho původu je zajímavé i pro geologii – Měsíc je jako muzeum dávná historie jeho kůru, protože voda a vítr ji nezničí. Měsíc ale není tak docela mrtvý svět... V roce 1958 si sovětský astronom N.A.Kozyrev všiml uvolňování plynů z lunárních útrob v kráteru Alphonse.

Na vzniku měsíčního reliéfu se zřejmě podílely vnitřní i vnější síly. Role tektonických a vulkanických jevů je nepopiratelná, protože Měsíc má zlomové linie, řetězy kráterů, obrovskou stolovou horu se sklony stejnými jako krátery. Mezi měsíčními krátery a lávovými jezery na Havajských ostrovech existují podobnosti. Menší krátery vznikly dopadem velkých meteoritů. Na Zemi je také řada kráterů po dopadu meteoritů. Pokud jde o měsíční „moře“, ta zřejmě vznikají táním měsíční kůry a vyléváním lávy ze sopek. Samozřejmě, že na Měsíci, stejně jako na Zemi, se hlavní fáze budování hor odehrávaly v dávné minulosti. Četné krátery nalezené na některých dalších tělesech planetárního systému, například na Marsu a Merkuru, musí mít stejný původ jako ty měsíční. Intenzivní tvorba kráterů je zjevně spojena s nízkou gravitací na povrchu planet a se řídnutím jejich atmosféry, která jen málo zmírňuje bombardování meteority.

sovětský vesmírné stanice prokázal nepřítomnost magnetického pole a radiačních pásů na Měsíci a přítomnost radioaktivních prvků na Měsíci.

Schematická mapa největších detailů na k Zemi přivrácené polokouli Měsíce. Schematická mapa odvrácené strany Měsíce, neviditelná ze Země.

Reliéf měsíčního povrchu byl objasněn především v důsledku mnohaletých teleskopických pozorování. „Měsíční moře“, která zabírají asi 40 % viditelného povrchu Měsíce, jsou ploché nížiny, protínané trhlinami a nízkými klikatými valy; na mořích je poměrně málo velkých kráterů. Mnoho moří je obklopeno soustřednými prstencovými hřebeny. Zbytek, světlejší povrch je pokryt četnými krátery, prstencovými hřebeny, drážkami a tak dále. Krátery menší než 15-20 kilometrů mají jednoduchý miskovitý tvar, větší krátery (až 200 kilometrů) se skládají ze zaobleného valu se strmými vnitřními svahy, mají relativně ploché dno, hlubší než okolí, často s centrálním kopcem . Výšky hor nad okolním terénem jsou určeny délkou stínů na měsíčním povrchu nebo fotometricky. Tímto způsobem byly sestaveny hypsometrické mapy v měřítku 1 : 1 000 000 pro většinu viditelné strany. Absolutní výšky, vzdálenosti bodů na povrchu Měsíce od středu postavy nebo hmotnosti Měsíce jsou však určeny velmi nejistě a hypsometrické mapy na nich založené dávají pouze obecnou představu o reliéfu Měsíce. Mnohem podrobněji a přesněji byl studován reliéf měsíční okrajové zóny, která v závislosti na librační fázi omezuje měsíční kotouč. Pro tuto zónu sestavili německý vědec F. Hein, sovětský vědec AANefediev a americký vědec C. Watts hypsometrické mapy, které se používají k zohlednění nepravidelností měsíční hrany během pozorování za účelem určení souřadnic Měsíc (taková pozorování jsou prováděna pomocí poledníkových kruhů a z fotografií Měsíce na pozadí okolních hvězd a také z pozorování hvězdných obalů). Mikrometrickým měřením se určují selenografické souřadnice několika hlavních kontrolních bodů, které slouží k ukotvení velkého množství dalších bodů na měsíčním povrchu, ve vztahu k měsíčnímu rovníku a střednímu poledníku Měsíce. V tomto případě je hlavním výchozím bodem malý pravidelný tvar a dobře viditelný poblíž středu kráteru Mösting měsíčního disku. Struktura měsíčního povrchu byla studována především fotometrickými a polarimetrickými pozorováními, doplněnými radioastronomickým výzkumem. měsíční půdní fáze příliv

Krátery na měsíčním povrchu mají různé relativní stáří: od prastarých, stěží rozlišitelných, silně přepracovaných útvarů až po velmi zřetelné mladé krátery, někdy obklopené světelnými „paprsky“. Mladé krátery navíc překrývají starší. V některých případech jsou krátery vyříznuty do povrchu měsíčních moří a v jiných - skály moře překrývají krátery. Tektonické trhliny buď protínají krátery a moře, nebo jsou samy překryty mladšími formacemi. Tyto a další vztahy umožňují stanovit posloupnost výskytu různých struktur na měsíčním povrchu; v roce 1949 sovětský vědec A. V. Chabakov rozdělil měsíční formace do několika po sobě jdoucích věkových komplexů. Další rozvoj tohoto přístupu umožnil do konce 60. let sestavit geologické mapy středního měřítka pro významnou část měsíčního povrchu. Absolutní stáří měsíčních útvarů je známo zatím jen v několika málo bodech; ale pomocí některých nepřímých metod lze stanovit, že stáří nejmladších velkých kráterů je desítky a miliony let a většina velkých kráterů vznikla v období „Domoru“, před 3-4 miliardami let.

Na vzniku měsíčních reliéfních forem se podílely vnitřní síly i vnější vlivy. Výpočty tepelné historie Měsíce ukazují, že brzy po jeho vzniku byl vnitřek zahřát radioaktivním teplem a z velké části roztaven, což vedlo k intenzivnímu vulkanismu na povrchu. V důsledku toho vznikla obří lávová pole a řada sopečných kráterů a také četné trhliny, římsy a další. Na povrch Měsíce přitom v raných fázích dopadlo obrovské množství meteoritů a asteroidů – zbytky protoplanetárního mračna, při jehož explozích se objevily krátery – od mikroskopických otvorů po prstencové struktury o průměru mnoha desítky a možná až několik set kilometrů. Kvůli nedostatku atmosféry a hydrosféry se značná část těchto kráterů dochovala dodnes. Nyní meteority dopadají na Měsíc mnohem méně často; vulkanismus také z velké části ustal, protože Měsíc spotřeboval hodně tepelné energie a radioaktivní prvky byly zaneseny do vnějších vrstev Měsíce. Zbytkový vulkanismus dokládá výron plynů obsahujících uhlík v měsíčních kráterech, jejichž spektrogramy jako první získal sovětský astronom N.A.Kozyrev.

Kvůli chybějícímu médiu pro šíření zvukových vln vládne na povrchu naprosté ticho.

Rotační osa Měsíce je vychýlena pouze o 1,5 0 od normály k ekliptice, takže Měsíc nemá žádná roční období, mění se roční období. Sluneční světlo je na měsíčních pólech vždy téměř vodorovné, takže tyto oblasti jsou neustále chladné a tmavé.

Analýza měsíčních hornin přivezených na Zemi ukázala, že nebyly nikdy vystaveny vodě.

Průměrná hustota měsíce je 3,3 g/cm3.

Doba oběhu Měsíce kolem osy je rovna periodě jeho oběhu kolem Země, proto je ze Země pozorován pouze z jedné strany. Odvrácená strana Měsíce byla poprvé vyfotografována v roce 1959.

Světlé oblasti měsíčního povrchu se nazývají kontinenty a zabírají 60 % jeho povrchu. Jedná se o drsné horské oblasti. Zbývajících 40 % povrchu tvoří moře. Jsou to prohlubně naplněné tmavou lávou a prachem. Byly pojmenovány v 17. století.

Kontinenty protínají horská pásma nacházející se podél pobřeží moří. Nejvyšší výška měsíčních hor dosahuje 9 km.

Lunární krátery jsou většinou meteoritového původu. Sopečných je málo, ale najdou se i kombinované. Největší měsíční krátery mají průměr až 100 km.

Na Měsíci byly pozorovány jasné erupce, které mohou souviset se sopečnými erupcemi.

Měsíc nemá téměř žádné tekuté jádro, o čemž svědčí absence magnetického pole. Magnetometry ukazují, že magnetické pole Měsíce nepřesahuje 1/10 000 zemského.

Atmosféra:

Přestože je Měsíc obklopen vakuem, které je dokonalejší než to, které lze vytvořit v laboratorních podmínkách na Zemi, jeho atmosféra je rozlehlá a vědecky velmi zajímavá.

Poloha Měsíce na oběžné dráze určuje chování atmosféry.

Hlavními plyny na Měsíci jsou neon, vodík, helium, argon.

Kromě povrchových plynů bylo nalezeno i malé množství prachu cirkulujícího až několik metrů nad povrchem.

Každé těleso s rychlostí větší než 2,4 km/s se dostane mimo měsíční gravitační kontrolu. Tato rychlost je o něco vyšší než průměrná rychlost molekul vodíku při běžných teplotách. K disipaci vodíku dochází téměř okamžitě. K disipaci kyslíku a dusíku dochází pomaleji, protože tyto molekuly jsou těžší. V astronomicky krátkých časových obdobích je Měsíc schopen ztratit veškerou svou atmosféru, pokud ji kdy měl.

Nyní se atmosféra doplňuje z meziplanetárního prostoru.

Existují i jiné teorie. Byly nalezeny nové důkazy pro hypotézu, že Měsíc vznikl srážkou tělesa se Zemí.

Podle údajů měsíční družice „Clementine“, zpracovaných na Havajské univerzitě

těch (USA), byla vytvořena mapa procenta železa na měsíčním povrchu. Může se lišit od 0 % v horách do 14 % na dně moří. Kdyby měl Měsíc stejné mineralogické složení jako Země, pak by tam bylo mnohem více železa. Je tedy nepravděpodobné, že by vznikl ze stejného protoplanetárního oblaku se Zemí.

Rozlehlé oblasti na odvrácené straně Měsíce neobsahují vůbec žádné železo, ale jsou pokryty anorthositem, horninou bohatou na hliník. Čistý anortozit je na Zemi vzácný.

Dopad na Zemi: Američané R. Bolling a R. Serveni studovali údaje o