ים ירחי

ים ירחי או ימה ירחית (בלטינית: Mare, "מַארֶה"; וברבים: Maria, "מַארִיָה") הוא כינוי למישור בזלת גדול וכהה על ירח כדור הארץ, שנוצר בהתפרצות געשית עתיקת יומין. אסטרונומים מוקדמים חשבו בטעות שמישורי הבזלת הם ימים, ומכאן מקור הכינוי מַארֶה, שפירושו בלטינית 'ים'. בשל הרכבם הכימי העשיר בתרכובות ברזל, מישורי הבזלת מחזירים את אור השמש פחות טוב מ-'רמות' הירח, ולכן נראים כהים יותר לעין הבלתי-מזוינת. המאריה מכסים כ-30% משטחו של הצד הקרוב והנראה של הירח, ו-2% מצידו הרחוק. המאריה בצד הרחוק של הירח קטנים יותר, ורובם נמצאים במכתשים גדולים שבהם הייתה זרימה געשית מועטה.

במפת הירח מצוינים 22 מאריה, שהקטן ביותר קוטרו כ-150 ק"מ (ים הנחש), והגדול ביותר קוטרו כ-1,596 ק"מ (ים הקור). הקוטר הממוצע הוא כ-515 ק"מ. לשם השוואה, קוטרו של אוקיינוס הסערות, תוואי גאולוגי משמעותי שיש המחשיבים אותו כמארה גם כן, הוא כ-2,568 ק"מ. 

מערכת המונחים המסורתית לירח כוללת גם אוקיינוס אחד, ותוואים בעלי מאפיינים דומים למארה, אך קטנים יותר, המכונים לַאקוֹס (אגם), פַּאלוֹס (ביצה) וסִינוּס (מפרץ).

גיל
גיל הבזלת נקבע הן על ידי תיארוך רדיומטרי ישיר, והן בטכניקה של ספירת מכתשים. בשיטה הרדיומטרית נמצא כי הגיל נע בין 3.16 ל-4.2 מיליארדי שנים. לפי שיטת ספירת המכתשים, גיל הסלעים הצעירים ביותר הוא 1.2 מיליארדי שנים. עם זאת, נראה שרוב הבזלת התפרצה לפני כ-3 עד 3.5 מיליארדי שנים. רוב ההתפרצויות הגעשיות התרחשו בצד הקרוב של הירח, והזרמים הצעירים ביותר נמצאים באוקיינוס הסערות. בצד הרחוק אירעו התפרצויות מעטות, וכולן מוקדמות.
רוב ההתפרצויות אירעו בקרבת אגנים נמוכים שנוצרו מפגיעת מטאורים, או שזרמי הלבה התנקזו לשם. עם זאת, השטח הגדול ביותר של סלעים געשיים, אוקיינוס הסערות, לא מתאים לאף אגן פגיעה ידוע.

פיזור
המאריה אינם מפוזרים באופן שווה על פני הירח, ורובם ממוקמים בצד הקרוב של הירח. הסיבות לכך עדיין נתונות לדיון בקהילה המדעית. יש שפע של הסברים, שגויים ברובם, באשר לסיבה האפשרית להתפלגות מרחבית זו:
 מאחר שברבים מהמאריה ממלאה הבזלת אגנים נמוכים שנוצרו מפגיעת מטאורים, יש שסברו שפגיעת המטאור גרמה בדרך כלשהי להתפרצות הגעשית. לרוב, עם זאת, הפעילות הגעשית התרחשה כ-500 מיליון שנים לאחר הפגיעה, ולפיכך הקשר הסיבתי בין השניים הוא קלוש.
 הועלתה השערה כי שדה הכבידה של הארץ עשוי לעודד התפרצויות בצד הקרוב של הירח, יותר מאשר בצדו המרוחק. אולם, במערכת ייחוס המסתובבת עם הירח, התאוצה הצנטריפוגלית שווה בעוצמתה לתאוצת המשיכה של הארץ, ומנוגדת לה בכיוונה, כך שהן מבטלות זו את זו. כוח הגאות של כדור הארץ גורם, בהדרגה, לעיוות צורתו של הירח, לכדי אליפסואיד מוארך, שצירו הארוך מצביע אל הארץ וממנה. כאנלוגיה, יש לזכור כי תופעת הגאות והשפל מתרחשת פעמיים ביממה, ומושפעת הן מן הנקודה הקרובה ביותר לירח, והן מן הנקודה המרוחקת ממנו ביותר.
 מאחר שבזלת המאריה דחוסה יותר מסלעי המחדר הוולקני המרכיבים את הקרום העליון של הירח, הועלתה ההשערה לפיה התפרצויות הבזלת נוטות להתרחש במקומות נמוכים בהם הקרום הוא דק. עם זאת, בנקודה הנמוכה ביותר על הירח, הנמצאת באגן הקוטב הדרומי - אֵיְטְקֶן (בצד הרחוק), יש דווקא מעט לבה בזלתית. זאת ועוד, הקרום מתחת לאגן זה הוא כנראה דק יותר מאשר הקרום שמתחת לאוקיינוס הסערות. ייתכן שעובי הקרום מווסת את כמות הלבה הבזלתית המגיעה בסופו של דבר אל פני השטח, אך עובי הקרום לבדו אינו הגורם השולט בהתפלגות בזלת המאריה.
 הועלתה השערה כי ישנו קשר כלשהו בין בזלת המאריה לבין ההקפה הסינכרונית של הירח סביב כדור הארץ. עם זאת, מקורו של מומנט הכוח הכבידתי הגורם ל-tidal despinning הוא אך ורק ממומנט ההתמד של הגוף (ראו גם נעילת גאות), ולמישורי הבזלת תרומה זניחה לכך. בנוסף, התחזית היא שההאטה הסיבובית עקב כוחות הגאות התרחשה במהירות (בסדר גודל של עשרות מיליוני שנים), בעוד שרוב התפרצויות הבזלת אירעו כמיליארד שנים לאחר מכן.

כאמור לעיל, הקהילה המדעית עדיין דנה באשר לסיבת ההתפלגות המרחבית של המאריה על הירח. בהתבסס על נתונים עדכניים שהושגו מספקטרומטר של קרני הגמא של משימת לונר פרוספקטור (Lunar Prospector), נראה שחלק גדול מהאלמנטים מיצרי החום (בצורת KREEP) שעל הירח ממוקמים באזורי אוקיינוס הסערות ואגן הגשמים (אזורים אלה מכונים מישור סערות KREEP). ההגברה בייצור החום הנגרמת מריכוזם של אלמנטי ה-KREEP, קשורה כמעט בוודאות למשך ולעוצמה של הפעילות הגעשית באזורים אלה. עם זאת, אין הסכמה באשר למנגנון שהביא לדחיסת ה-KREEP באזורים אלה.

הרכב
בזלת המאריה מחולקת באופן כללי לשלוש סדרות, בהתבסס על הכימיה של האלמנט העיקרי בה, טיטניום. מדוגמאות סלעים שנאספו במשימות אפולו, נראה היה שהבזלת מקובצת לסדרות בדידות: בזלת high-Ti, בזלת low-Ti ובזלת very low-Ti. לאחר משימת  קלמנטיין שאספה נתונים גלובליים בחישה מרחוק, הוברר שבין הסדרות השונות יש רצף מתמשך של ריכוזי טיטניום, ושסדרת high-Ti אינה מצויה בשפע. תכולת הטיטאניה (TiO2) בבזלת המאריה עשויה להגיע ל-15% ממשקל הסלע, בעוד שבבזלת בכדור הארץ התכולה נמוכה משמעותית מ-4%. חלוקות גיאוכימיות אחרות מתבססות על ריכוז האלומיניום והאשלגן.

ימות הירח

ימות ואוקיינוסים
ה"ימות" (Maria) וה"אוקיינוס" (Oceanus) שעל הירח:

"ים החלומות" (Mare Desiderii) שזוהה בעבר אינו מזוהה כיום כים.

ימות נוספות על הירח הם:
 הים הקטן (Mare Parvum)
 הים הבדוי (Mare Incognitum)
 הים החדש (Mare Novum)
 ים סטרובה (Mare Struve)

אגמי הירח (Lacus)
ימות קטנות על גבי הירח מכונות "אגמי הירח" ובלטינית "lacus":

מפרצים (Sinus) וביצות (Paludes)
מפרצי הירח מכונים בשם הלטיני "sinus", וביצות הירח מכונות בשם הלטיני: "palus":

מפרץ נוסף הוא מפרץ הערפילים (Palus Nebularum) הממוקם ב-38.0° צפון, 1.0° מזרח. אולם מפרץ זה לא הוכר רשמית.

ראו גם
 גאולוגיה של הירח
 סלנוגרפיה
 סלע ירח

קישורים חיצוניים

 המכון הירחי והפלנטרי: חקר הירח
 המכון הירחי והפלנטרי: אטלס הירח
 מפות הירח

 Paul D. Spudis, The Once and Future Moon, Smithsonian Institution Press, 1996, 
 G. Jeffrey Taylor (April 30, 2006). Finding Basalt Chips from Distant Maria
 G. Jeffrey Taylor (December 5, 2000). Recipe for High-Titanium Lunar Magmas
 G. Jeffrey Taylor (June 23, 2000). The Surprising Lunar Maria
 Catherine Weitz (February 12, 1997). Explosive Volcanic Eruptions on the Moon

הערות שוליים