Povrch Měsíce
Povrch Měsíce lze rozdělit na dvě odlišné oblasti – na povrch strany Měsíce přivrácené k Zemi a povrch strany odvrácené. Přivrácená strana strany Měsíce je pokryta rozsáhlými oblastmi, které se při pohledu ze Země zdají být tmavé. Tyto oblasti se nazývají měsíční moře (mare) a pokrývají 31 % přivrácené strany Měsíce. Světlejší části obklopující měsíční moře jsou měsíční vysočiny a měsíční pohoří. Odvrácená strana Měsíce, kterou mohli lidé díky sondě Luna 3 spatřit až v roce 1959, naopak nemá téměř žádné tmavé plochy (měsíční moře zde zahrnují pouze 2 % povrchu). Kromě měsíčních moří a pohoří je celý Měsíc pokryt množstvím impaktních kráterů. Nepřítomnost atmosféry, většího množství vody, vlivu počasí a geologických změn v současné době zajišťuje, že většina z povrchových útvarů zůstane prakticky navždy zachována. Jedinými významnějšími prvky působícími na povrch Měsíce v současné době jsou dopady asteroidů a komet a působení slunečního větru. V průběhu času tyto dopady vytvořily vrstvu pokrývající celý Měsíc a označovanou jako „regolit“.
Regolit
Regolit je jemná vrstva rozdrcených hornin vzniklá dopady komet a asteroidů na povrch Měsíce. Jeho tloušťka kolísá od 2 metrů až do 20 metrů. Regolit je převážně složen z okolních materiálů, ale také obsahuje stopy materiálů vyvržených při vzniku větších vzdálenějších kráterů. Pro silně roztříštěné skalní podloží pokryté normálním regolitem se používá se také termín „megaregolit“.
Povrchové útvary
Měsíční moře
Na povrchu Měsíce se nachází 22 měsíčních moří a jeden oceán (lat. oceanus). Stejně jako u pozemských moří mají i měsíční moře zálivy (lat. sinus). Na přivrácené straně se nachází ještě dvě jezera (lat. lacus). I když jsou tyto názvy spojeny na Zemi s přítomností vody, na Měsíci se jedná pouze o rozsáhlé impaktní pánve vyplněné měsíčními bazalty (čediči). Tyto bazalty mají nižší albedo, než mají horniny tvořící měsíční vysočiny a pohoří, proto se měsíční moře ze Země jeví jako tmavé plochy.
Měsíční vysočiny a pohoří
Že se na Měsíci nachází údolí a vrcholy objevil již Galileo Galilei na začátku 17. století. Do té doby se lidé domnívali, že měsíční povrch je hladký.[1] Měsíční pohoří však nevznikla horotvornou činností jako na Zemi, ale jsou to pozůstatky okrajů impaktních pánví nebo sesuvů vzniklých krátce po jejich vzniku. Proto se měsíční pohoří nacházejí na okrajích měsíčních moří. Nejrozsáhlejšími měsíčními pohořími na přivrácené straně Měsíce jsou Montes Apenninus (Apeniny), Montes Caucasus (Kavkaz), Montes Carpatus (Karpaty), Montes Jura (Jura).
Krátery
Další z výrazných prvků Měsíce jsou krátery. Největší kráterem na Měsíci je South Pole-Aitken. Tento kráter se nachází na odvrácené straně poblíž jižního pólu, má 2 240 km v průměru a hloubku 13 km.
Malé krátery mají miskovitý tvar, zatímco větší rovné dno s jedním nebo více centrálními vrcholy. Největší impaktní pánve mohou mít v okolí sekundární koncentrické vyvýšeniny. Jak kráter stárne, dochází k sesuvům vnitřních stěn a tvoří se tak terasy a římsy.
Kolem mladých kráterů, jako jsou např. Tycho v jižní části a Koperník poblíž středu měsíčního disku přivrácené strany Měsíce, se nachází světlé paprsky směřující směrem od kráteru. Paprsky jsou tvořeny druhotnými krátery a vyvrženou horninou z kráteru, která má menší albedo, než je albedo okolního materiálu. Postupně je kráter a jeho vyvrženiny podroben erozi mikrometeoritů a dopadů menších těles a působení slunečního větru. Působení těchto procesů snižuje albedo vyvrženého materiálu a paprsky časem tmavnou a nebudou jasně rozlišitelné.
Krátery jsou většinou kruhového tvaru. Pouze dopad tělesa pod malým úhlem (menší než 45°, i když záleží na rychlosti dopadu)[2] vytvoří eliptický kráter a posunutým centrálním vrcholem mimo střed a s asymetrickým systémem paprsků. Z rozložení paprsků pak lze určit, odkud dopadové těleso přiletělo.
V některých oblastech impaktních kráterů se nacházejí dlouhá koryta Sinuous Rilles.
Rilles
Termín rilles zahrnuje údolí (dorsum) a brázdy (rimae). Rilles na Měsíci lze rozdělit do tří skupin podle tvaru – sinuous rilles, arcuate rilles a lineara rilles. Některé pravděpodobně vznikly z lávových tunelů.[3]
Jedno z nejpozoruhodnějších rilles je Vallis Schröteri, nacházející se na plošině Aristarchus podél východního okraje Oceanus Procellarum.
Lávové tunely
V minulosti byla značná část povrchu Měsíce pokryta tekoucí lávou. Pokud se u lávového kanálu vytvořil strop a láva odtekla, vznikl lávový tunel. Jeden takový lávový tunel byl objeven v roce 2009 v oblasti Marius Hills, které leží na území Oceanus Procellarum.[4]
Dómy
Dómy jsou vyvýšeniny ve tvaru kopulí s výškou několik set metrů, s kruhovou základnou, se stoupáním v mírném svahu. Jejich typický průměr je 8–12 km, ale lze nalézt i o průměru 20 km. Některé z kopulí obsahují na svém vrcholu malou prohlubeň. Svahy těchto kopulí mají sklon 1°–3°.[5] Tyto bývalé vulkanické štíty se nachází v některých lokalitách na měsíčním povrchu, jako např. na Mons Rümker. Předpokládá se, že jsou vytvořeny z relativně viskózní, možná na křemen bohaté, lávy.
Hřebeny
Hřebeny představují deformaci povrchu a tvoří dlouhé hřebeny napříč částmi moří. Některé z těchto hřebenů mohou prozrazovat krátery zalité lávou nebo jiné skryté útvary. Příkladem takového útvaru je kráter Letronne v oblasti Oceanus Procellarum.
Propadliny
Propadliny nebo trhliny (lat. rimae, singulár rima) jsou útvary nejčastěji vzniklé propadem materiálu mezi dvěma souběžnými normálními tektonickými zlomy. Největší propadliny se nachází uvnitř měsíčních moří blízko okrajů velkých dopadových pánví. Antonín Rükl ve svém Atlasu Měsíce pojmem rimae označuje i brázdy (spadající do kategorie rilles).[5] Příklady: Rima Hyginus, Rimae Triesnecker.
Odkazy
Reference
- ↑ Gabzdyl P.: Měsíc, AVENTINUM s.r.o., Praha 2006, ISBN 80-86858-22-7, str 154
- ↑ Otisky kosmických katastrof. mesic.astronomie.cz [online]. [cit. 2010-02-14]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2010-01-31.
- ↑ Vallis Schröteri: The Lunar "Grand Canyon" [online]. NASA [cit. 2010-02-14]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ RAUPE, Joel. A Skylight at Marius Hills [online]. 22. 10. 2009 [cit. 2010-02-14]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ a b RÜKL, Antonín. Atlas Měsíce. Praha: Aventinum, 1991. ISBN 80-85277-10-7. Kapitola Povrch Měsíce, s. 15.
Literatura
- RÜKL, Antonín. Atlas Měsíce. Praha: Aventinum, 1991. ISBN 80-85277-10-7.
Související články
- Seznam povrchových útvarů na Měsíci
- Seznam moří na Měsíci
- Seznam údolí na Měsíci
- Seznam hor na Měsíci
- Seznam kráterů na Měsíci
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Povrch Měsíce na Wikimedia Commons
Média použitá na této stránce
This picture of the Mons Rümker rise on the Oceanus Procellarum was taken from the Apollo 15 while in lunar orbit. The image is reduced in size by 50% from the original.
The largest crater in the picture is Daedalus. Located near the center of the far side of the en:Moon, its diameter is about 93 kilometers (58 miles). This image was taken by en:Apollo 11 with Daedalus being Crater 308.
Autor: Jay Tanner, Licence: CC BY-SA 3.0
Near side lunar phase image set rendered by Jay Tanner - 2014.
Size : 1200x1200 pixels Format : JPEG
Author : Jay Tanner - 2014
License : These images are released under the provisions of the
Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 license.
https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode
The image set consists of 361 images of the geocentric moon with 3D relief at 1-degree intervals of phase measured positively counterclockwise around the sky, eastward, from 0 to 360 degrees.
Quarter Phase Legend: New Moon = 0/360 degrees First Quarter = 90 Full Moon = 180
Last Quarter = 270
Autor: Jay Tanner, Licence: CC BY-SA 3.0
Near side lunar phase image set rendered by Jay Tanner - 2014.
Size : 1200x1200 pixels Format : JPEG
Author : Jay Tanner - 2014
License : These images are released under the provisions of the
Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 license.
https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode
The image set consists of 361 images of the geocentric moon with 3D relief at 1-degree intervals of phase measured positively counterclockwise around the sky, eastward, from 0 to 360 degrees. Phase Orientation Legend:
New = 0 degrees First Quarter = 90 Full = 180 Last Quarter = 270
New = 360Apollo 15 Hasselblad image from film magazine 93/P - lunar orbit view. This shows the flooded Prinz crater. The prominent crater in the upper right of the frame is Aristarchus crater, and the flooded crater beyond it is Herodotus. The rilles below center are named the Rimae Prinz and those to the right are Rimae Aristarchus.
Cutting across the center of this image from the Apollo 10 is the Rima Ariadaeus, a linear rille. The crater to the south of the rille in the left half of the image is Silberschlag. The dark patch at the top right is the floor of Boscovitch crater (a map). Photo by Apollo 10, 1969.
The flooded remnant of Letronne crater on the Moon can be seen in this image taken during the Apollo 16 mission. This photo was used in Figure 182 of Apollo Over the Moon: A View from Orbit (NASA SP-362, 1978), which has the following caption:
- This arcuate structure is Letronne. It straddles the boundary between southern Oceanus Procellarum and the southern highlands. From "horn to horn" it is about 115 km wide. Astronomers have long recognized Letronne as a crater and geologists also interpret it as a crater because those parts preserved have much in common with better-preserved craters. The preserved crater elements include a large segment of a raised rim, a partly preserved blanket of ejecta occupying depressions along the lower edge of the picture, and the tips of three centrally located peaks that presumably represent the top of a buried central peak complex. The largest and steepest slopes along the rim face inward and probably define the wall of Letronne. The northern one-third of the rim and wall has been almost completely buried by the mare lavas of Oceanus Procellarum. An isolated small hill (arrow) and the crudely arcuate band of mare ridges east of the hill mark the approximate position of the buried rim. The abrupt disappearance of the rim beneath Oceanus Procellarum suggests faulting, but vertical movement without faulting is also possible; this part of Procellarum may have been tilted downward or the adjacent highlands upward.-G.W.C.
Photographic data:
- Image Name: AS16-M-2995
- Mission: Apollo 16
- Revolution (Orbit): 63
- Camera: Mapping/Metric
- Exposure: 00:00:00.0889
- Camera Tilt: VERT
- Scan Pixel Scale: 8.198
- Start Time: (DOY:115) 1972-04-24T23:30:11
- Spacecraft Altitude: 122.43 km
- Center Coordinates (lat, lon): -10.15°,-42.71°
- Corner Coordinates: -6.85°,-45.72°
- -7.2°,-39.33°
- -13.61°,-39.61°
- -13.21°,-46.2°
- Sun Elevation: 4.0°
- Features: FLAMSTEED A, LETRONNE, LETRONNE P
- Film Type: 3400
- Color: black&white