Геологија на Месечината

Геологијата на Месечината (понекогаш наречена селенологија, иако вториот термин може да се однесува поопшто на „месечевата наука“) е сосема поинаква од онаа на Земјата. На Месечината ѝ недостасува вистинска атмосфера, која ја елиминира ерозијата поради временските услови. Нема позната форма на тектоника на плочи, има помала гравитација и поради малата големина се лади побрзо. Комплексната геоморфологија на површината на Месечината е формирана со комбинација на процеси, особено ударни кратери и вулканизам. Месечината е диференцирано тело, со кора, наметка и јадро.
Геолошките проучувања на Месечината се засноваат на комбинација од набљудувања на телескопи базирани на Земјата, мерења од вселенски летала кои орбитираат, примероци од Месечината и геофизички податоци. Шест места биле земени директно за време на слетувањето на програмата Аполо со екипаж од 1969 до 1972 година, што вратила 380,96 килограми од месечевата карпа и месечевата почва на Земјата. Покрај тоа, три роботски советски вселенски летала Луна вратиле уште 326 грама од 1970 до 1976 година, а кинеската ''Чанге 5'' вратила примерок од 1.731 грама во 2020 година.
Месечината е единственото вонземско тело за кое имаме примероци со позната геолошка содржина. Неколку месечеви метеорити се препознаени на Земјата, иако нивните изворни кратери на Месечината се непознати. Значителен дел од површината на Месечината не е истражен, а голем број геолошки прашања остануваат неодговорени.
1 Елементарен состав
Елементите за кои се знае дека се присутни на површината на Месечината вклучуваат, меѓу другото, кислород (O), силициум (Si), железо (Fe), магнезиум (Mg), калциум (Ca), алуминиум (Al), манган (Mn) и титаниум (Ти). Меѓу позастапените се кислородот, железото и силициумот. Содржината на кислород се проценува на 45% (по тежина). Јаглеродот (C) и азот (N) се чини дека се присутни само во трагови од таложење од сончевиот ветер.
+Хемиски состав на површината на Месечината , Соединение, Формула, Состав
Марија, Висорамнини
силика, SiO <sub>2</sub>, 45,4%, 45,5%
алумина, Ал <sub>2</sub> О <sub>3</sub>, 14,9%, 24,0%
вар, CaO, 11,8%, 15,9%
железо (II) оксид, FeO, 14,1%, 5,9%
магнезија, MgO, 9,2%, 7,5%
титан диоксид, TiO <sub>2</sub>, 3,9%, 0,6%
натриум оксид, Na <sub>2</sub> O, 0,6%, 0,6%
, 99,9%, 100,0%
2 Формирање
Долг временски период, основното прашање во врска со историјата на Месечината било нејзиното потекло. Раните хипотези вклучувале ''цепење'' од Земјата, ''заробување'' и ''коакреција''. Денес, хипотезата за џиновски удар е широко прифатена од научната заедница.
3 Геолошка историја
Геолошката историја на Месечината е дефинирана во шест главни епохи, наречени месечева геолошка временска скала. Почнувајќи од пред околу 4,5 милијарди години, новоформираната Месечина била во стопена состојба и орбитирала многу поблиску до Земјата што резултирало со плимни сили. Овие плимни сили го деформирале стопеното тело во елипсоид, со главната оска насочена кон Земјата.
Првиот важен настан во геолошката еволуција на Месечината била кристализацијата на блискиот глобален океан со магма. Не се знае со сигурност колкава била неговата длабочина, но неколку проучувања укажуваат на длабочина од околу 500 километри или повеќе. Првите минерали кои се формирале во овој океан биле силикатите на железо и магнезиум оливин и пироксен. Бидејќи овие минерали биле погусти од стопениот материјал околу нив, тие потонале. Откако кристализацијата била завршена околу 75%, помалку густиот анортозитен плагиоклазен момирок се кристализирал и лебдел, формирајќи анортозитна кора околу 50 км во дебелина. Поголемиот дел од океанот со магма се кристализирал брзо (во рок од околу 100 милиони години или помалку), иако конечните преостанати магми богати со ''KREEP'' (K - калциум, REE - елементи од ретки земји и P - фосфор), кои се многу збогатени со некомпатибилни елементи кои произведуваат топлина, можеле да останат делумно стопени неколку стотици милиони (или можеби 1 милијарда) години. Се смета дека последните магми богати со ''KREEP'' на крајот станаа концентрирани во регионот на Океанот на Бурите и сливот Имбриум, единствена геолошка провинција која сега е позната како ''Procellarum KREEP Terrane''.
Брзо по формирањето на кората на Месечината, или дури и додека се формирала, почнале да се формираат различни типови на магми кои би довеле до Mg - норити и троктолити , иако точните длабочини на кои тоа се случило не се прецизно познати. Неодамнешните теории сугерираат дека плутонизмот на магнезиум - - норити и троктолити бил во голема мера ограничен на регионот на ''Procellarum KREEP Terrane'', и дека овие магми се генетски поврзани со ''KREEP'' на некој начин, иако нивното потекло е сè уште многу дебатирано во научната заедница. Најстарите од карпите со магнезиум имаат старост на кристализација од околу 3,85 Ga. Сепак, последниот голем удар што можел да се ископа длабоко во кората (сливот на Имбриум) исто така се случил на 3,85 Ga пред сегашноста. Така, се смета дека плутонската активност на Mg - норити и троктолити продолжила многу подолго време и дека помладите плутонски карпи постојат длабоко под површината.
Анализата на примероците од Месечината се смета дека имплицира значителен процент од басените на ударот на Месечината се формирале за многу краток временски период помеѓу околу 4 и 3,85 га. Оваа хипотеза се нарекува месечева катаклизма или доцно тешко бомбардирање. Меѓутоа, сега е познато дека исфрлањето од сливот на ударот Имбриум (еден од најмладите големи сливови со удари на Месечината) треба да се најде на сите места за слетување ''на Аполо.'' Оттука, можно е староста за некои ударни сливови (особено Море на Нектарот) да е погрешно доделена на истата старост како Имбриум.
Месечевото море претставува антички поплави со базалтни ерупции. Во споредба со домашните лави, тие содржат високи количества на железо, имаат ниска вискозност, а некои од нив содржат високо издигнато количество на титаниум богати со илменит. Поголемиот дел од базалтните ерупции се случиле пред околу 3 и 3,5 Га, иако некои примероци имаат старост од 4,2 га, а најмладиот (врз основа на методот на броење на кратери) се смета дека еруптирал пред 1 милијарда години. Заедно со вулканизот дошле и пирокластични ерупции, кои лансирале стопени базалтни материјали стотици километри подалеку од вулканот. Голем дел од месечевото море формирало или се влеало во ниските височини поврзани со блиските ударни базени. Но, Океанот на Бурите не одговара на која било позната структура на удар, а најниските височини на Месечината во сливот на далечниот Јужен Пол-Ајткен се само скромно покриени
Влијанијата на метеоритите и кометите се единствената нагло геолошка сила што дејствува на Месечината денес, иако варијацијата на плимата и осеката на Земјата на скалата на месечевиот аномалистички месец предизвикува мали варијации во напрегањата. Некои од најважните кратери користени во месечевата стратиграфија се формирани во оваа понова епоха. На пример, кратерот Коперник, кој има длабочина од 3,76 км и полупречник од 93 km, се проценува дека се формирал пред околу 900 милиони години (иако ова е дискутабилно). Мисијата ''Аполо 17'' слетала во област во која можеби е земен примерок од материјалот што доаѓа од кратерот Тихо. Проучувањето на овие карпи укажува дека овој кратер можел да се формирал пред 100 милиони години, иако тоа е исто така дискутабилно. Површината, исто така, доживеала вселенско атмосферско влијание поради честичките со висока енергија, имплантација на сончев ветер и удари од микрометеорити. Овој процес предизвикува зраците поврзани со младите кратери да се затемнат додека не се совпадне со албедото на околната површина. Меѓутоа, ако составот на зракот е различен од основните материјали од кора, зракот би можел да биде видлив многу подолго време.
По продолжувањето на истражувањето на Месечината во 1990-тите, било откриено дека има белези низ целиот свет кои се предизвикани од геофизичко глобално ладење на Месечината.
3.1 Епохи
На врвот на месечевата стратиграфска низа може да се најдат ударни кратери. Ваквите најмлади кратери припаѓаат на Коперниковата единица. Под него може да се најдат кратери без систем на зраци, но со прилично добро развиена морфологија на ударниот кратер. Ова е ератостенска единица. Двете помлади стратиграфски единици може да се најдат во места со големина на кратер на Месечината. Под нив може да се најдат две продолжени слоеви: морски единици (порано дефинирани како процеларијанска единица) и излезни и тектонски единици поврзани со сливот на Имбриум (имбриумски единици). Друга единица поврзана со ударниот слив е Нектаријанската единица, дефинирана околу Нектарискиот Слив. На дното на месечевата стратиграфска низа може да се најде преднектаријската единица на старите кратерски рамнини. Стратиграфијата на Меркур е многу слична на овој случај.
4 Месечев пејзаж
Месечевиот пејзаж се одликува со ударни кратери, нивни исфрлања, неколку вулкани, ридови, лавински текови и вдлабнатини исполнети со магма.
4.1 Висорамнини
Најкарактеристичниот аспект на Месечината е контрастот помеѓу нејзините светли и темни зони. Посветли површини се месечевите висорамнини, кои го добиле името ''terrae'' (еднина ''terra'', од латинското за земја), а потемните рамнини се нарекуваат ''maria'' (единечна ''mare'', од латински за море), по Јоханес Кеплер кој го вовел името во 17 век. Висорамнините се анортозитски по состав, додека морињата се базалтни. Важно е да се забележи дека низините (како во сливот на Јужниот Пол-Ајткен ) не се секогаш покриени со ''мориња''. Висорамнините се постари, и затоа се посилни кратери.
4.2 Мориња
Главните производи на вулканските процеси на Месечината се очигледни за набљудувачите врзани за Земјата во форма на месечево море. Ова се големи текови на базалтичка лава што одговараат на површини со ниско албедо што покриваат речиси една третина од блиската страна. Само неколку проценти од далечната страна е зафатена од овој вид вулканизам. Дури и пред мисиите на Аполо да го потврдат тоа, повеќето научници сметале дека месечевите мориња се рамнини исполнети со лава, бидејќи тие имаат форма на проток на лава и колабирања кои се припишуваат на цевките од лава.
Староста на базалтите на месечевите мориња е одредена и со директно радиометриско датирање и со техниката на броење на кратери. Најстарите радиометриски возрасти се околу 4,2 Ga, додека најмладите возрасти утврдени од броењето на кратерите се околу 1 Ga (1 Ga = 1 милијарда години). Зафатнински, поголемиот дел од нив се формирал помеѓу околу 3 и 3,5 Ga пред сегашноста. Најмладите лави избиле во рамките на ''Океанот на Бурите'', додека некои од најстарите се смета дека се наоѓаат на далечната страна. Месечевите мориња се очигледно помлади од околните висорамнини со оглед на нивната помала густина на ударни кратери.
Голем дел од месечевото море избувнало во, или се влеало во, ниските ударни сливови на месечевата блиска страна. Сепак, малку е веројатно дека постои причинско-последична врска помеѓу настанот на ударот и вулканизмот бидејќи сливовите на ударот се многу постари (за околу 500 милиони години) од полнењето на морето. Понатаму, Океанот на Бурите, кое е најголемото пространство на вулканизам на Месечината, не одговара на ниту еден познат слив на удар. Вообичаено се сугерира дека причината поради која морето еруптирало само на блиската страна е тоа што блиската кора е потенка од далечната страна. Иако варијациите во дебелината на кората може да дејствуваат за да ја модулираат количината на магма што на крајот стигнува до површината, оваа хипотеза не објаснува зошто далечниот слив на Јужен Пол-Ајткен, чија кора е потенка од Океанот на Бурите, бил само скромно исполнет со вулкански производи.
Друг тип на наоѓалиште поврзано со Месечевото море, иако ги опфаќа и висорамнините, се наоѓалиштата на „''темниот плашт''“. Овие наслаги не можат да се видат со голо око, но тие можат да се видат на слики направени од телескопи или вселенски летала кои орбитираат. Пред мисиите Аполо, научниците предвидувале дека тоа се наоѓалишта произведени од пирокластични ерупции. Некои наслаги се смета дека се поврзани со темни издолжени купи од пепел, што ја зајакнува идејата за пирокластичен материјал. Постоењето на пирокластични ерупции подоцна било потврдено со откривањето на стаклени сферули слични на оние пронајдени во пирокластични ерупции на Земјата.
Многу од месечевите базалти содржат мали дупки кои биле формирани од меурчиња со гас што се раствораат од магмата при вакумските услови што се среќаваат на површината. Не е познато со сигурност кои гасови избегале од овие карпи, но јаглерод моноксидот е еден од кандидатите.
Примероците на пирокластични материјли се со зелени, жолти и црвени нијанси. Разликата во бојата укажува на концентрацијата на титан што ја има карпата, при што зелените честички имаат најниски концентрации (околу 1%), а црвените честички со највисоки концентрации (до 14%, многу повеќе од базалтите со највисоки концентрации).
4.2.1 Вдлабнатини
Вдлабнатините на Месечината понекогаш произлегуваат од формирањето на локализирани лавински канали. Овие обично спаѓаат во три категории, кои се состојат од синусни, лачни или линеарни форми. Следејќи ги овие кривини назад до нивниот извор, тие честопати водат до стара вулканска вентилација. Еден од најзабележителните шилести вдлабнатини е долината Шретер, сместена во висорамнината Аристарх долж источниот раб на Океанот на Бурите. Пример за шилеста кора постои на местото за слетување на Аполо 15, Рима Хедли, сместено на работ на сливот Имбриум. Врз основа на набљудувањата од мисијата, генерално се смета дека оваа вдлабнатинс е формирана од вулкански процеси, тема што долго се дебатирала пред да се одржи мисијата.
4.2.2 Купи
Различни штитни вулкани може да се најдат на избрани места на површината на Месечината, како на пример на Римкер. Се смета дека тие се формирани од релативно вискозна, веројатно богата со силициум диоксид лава, која еруптира од локализирани отвори. Добиените месечеви купи се широки, заоблени, кружни одлики со благ наклон што се издигнува во височина неколку стотини метри до средната точка. Тие обично се 8-12 км во пречник, но може да бидат до 20 км преку. Некои од купите содржат мала јама на својот врв.
4.2.3 Сртови
Сртовите се одлики создадени од компресивни тектонски сили во морињата. Овие одлики претставуваат свиткување на површината и формираат долги гребени низ деловите. Некои од овие гребени може да ги исцртаат закопаните кратери или други одлики под месечевите мориња. Главен пример за таква наведена одлика е кратерот Летрон.
4.2.4 Грабени
Грабените се тектонски одлики кои се формираат при екстензивни напрегања. Структурно, тие се составени од два нормални раседи, со спуштен блок меѓу нив. Повеќето грабени се наоѓаат во близина на рабовите на големите ударни басени.
4.3 Ударни кратери
Потеклото на кратерите на Месечината како одлики на удар станало широко прифатено дури во 1960-тите. Ова сознание овозможило постепено да се разработува историјата на ударот на Месечината со помош на геолошкиот принцип на суперпозиција. Односно, ако кратерот (или неговото исфрлање) се преклопил со друг, тој мора да биде помладиот. Количината на ерозија доживеана од кратерот била уште еден доказ за неговата старост, иако ова е посубјективно. Усвојувајќи го овој пристап кон крајот на 1950-тите, Џин Шумејкер го одзел систематското проучување на Месечината подалеку од астрономите и цврсто го ставил во рацете на геолозите кои ја проучуваат Месечината.
Ударниот кратер е најзабележителниот геолошки процес на Месечината. Кратерите се формираат кога цврсто тело, како што е астероид или комета, се судира со површината со голема брзина (просечните брзини на удар за Месечината се околу 17 км во секунда). Кинетичката енергија на ударот создава ударен бран на компресија кој зрачи подалеку од влезната точка. Ова го наследува бранот на рефлексија, кој е одговорен за исфрлање на најголемиот дел од кратерот. Потоа, има хидродинамичко враќање на подот што може да создаде централен врв.
Овие кратери се појавуваат во непрекинато на пречници низ површината на Месечината, со големина од мали јами до огромниот слив на Јужен Пол-Ајткен со пречник од речиси 2.500 км и длабочина од 13 км. Во многу општа смисла, месечевата историја на ударни кратери го следи трендот на намалување на големината на кратерот со текот на времето. Особено, најголемите ударни базени биле формирани во раните периоди, и тие последователно биле прекриени со помали кратери. Преносот на големината на честотата (SFD) на пречниците на кратерите на дадена површина (односно, бројот на кратери како функција од пречникот) приближно го следи законот за моќност со зголемен број на кратери со намалување на големината на кратерот. Вертикалната положба на оваа крива може да се користи за да се процени староста на површината.
Најновите удари се одликуваат со добро дефинирани одлики, вклучително и раб со остри рабови. Малите кратери имаат тенденција да формираат форма на чинија, додека поголемите удари можат да имаат централен врв со рамни подови. Поголемите кратери обично прикажуваат спуштачки одлики долж внатрешните ѕидови. Најголемите ударни базени, басените со повеќе прстени, може да имаат дури и секундарни концентрични прстени од подигнат материјал.
Процесот на удар ископува високо албедо со материјали кои првично му даваат светол изглед на кратерот. Процесот на вселенски атмосферски влијанија постепено го намалува албедото на овој материјал така што зраците исчезнуваат со текот на времето. Постепено, кратерот и неговото исфрлање подлежат на ударна ерозија од микрометеорити и помали удари. Овој процес на ерозија ги омекнува и заокружува одликите на кратерот. Кратерот, исто така, може да биде покриен со исфрлање од други удари, што може да ги потопи одликите, па дури и да го закопа централниот врв.
Исфрлањето од големите удари може да вклучува големи блокови од материјал кои повторно ја удираат површината за да формираат секундарни ударни кратери. Овие кратери понекогаш се формираат во јасно забележливи радијални обрасци и генерално имаат помали длабочини од примарните кратери со иста големина. Во некои случаи, цела линија од овие блокови може да влијае и да формира долина. Тие се разликуваат од ''catena'', или кратерски синџири, кои се линеарни низи од кратери кои се формираат кога телото на ударот се распаѓа пред ударот.
Општо земено, месечевиот кратер е приближно кружен во форма. Лабораториските експерименти во Истражувачкиот центар Ејмс на НАСА покажале дека дури и ударите со многу низок агол имаат тенденција да создаваат кружни кратери и дека елиптичните кратери почнуваат да се формираат под агли на удар под пет степени. Сепак, ударот со низок агол може да произведе централен врв кој е поместен од средната точка на кратерот. Дополнително, исфрлањето од коси удари покажува карактеристични обрасци на различни агли на удар: асиметрија почнувајќи од околу 60˚ и „''зона на избегнување''“ во облик на клин без исфрлање во насока од која проектилот почнал околу 45˚.''Темно-хало кратерите'' се формираат кога ударот го ископува долниот албедо материјал од под површината, а потоа го депонира околу главниот кратер. Ова може да се случи кога област од потемен базалтичен материјал, подоцна ќе биде покриена со полесни исфрлања добиени од подалечните удари во висорамнините. Оваа обвивка го крие потемниот материјал долу, кој подоцна е ископан од следните кратери.
Најголемите удари создале стопени слоеви од стопена карпа кои покривале делови од површината кои може да бидат дебели до еден километар. Примери за такво топење на удари може да се видат во североисточниот дел на ударниот слив на Источно Море.
4.4 Реголит
Површината на Месечината била место на судири во период од милијарди години од страна на мали и големи астероидни и кометарни материјали. Со текот на времето, овие процеси довеле до формирање на ситно-грануларен слој наречен ''реголит''. Дебелината на месечевиот реголит варира помеѓу 2 метри до 20 метри. Реголитот е претежно составен од материјали пронајдени во регионот, но содржи и траги од материјали исфрлени од далечни кратери. Терминот ''мега-реголит'' често се користи за да се опише силно скршената карпа директно под реголитниот слој блиску до површината.
Реголитот содржи карпи, фрагменти од минерали од првобитната карпа и стаклени честички настанати за време на ударите. Во поголемиот дел од месечевиот реголит, половина од честичките се направени од минерални фрагменти споени од стаклените честички; овие предмети се нарекуваат аглутинати. Хемискиот состав на реголитот варира според неговата местоположба; реголитот во висорамнините е богат со алуминиум и силициум диоксид, исто како и карпите во тие региони. Реголитот во морињата е богат со железо и магнезиум и е сиромашен со силициум диоксид, како и базалтните карпи од кои е формиран.
Месечевиот реголит е многу важен бидејќи во него се чуваат и информации за историјата на Сонцето. Атомите што го сочинуваат сончевиот ветар &ndash; главно хелиум, неон, јаглерод и азот &ndash; удираат во површината на Месечината и се вметнуваат во минералните зрна. По анализа на составот на реголитот, особено неговиот изотопски состав, можно е да се утврди дали активноста на Сонцето се променила со текот на времето. Гасовите на сончевиот ветер би можеле да бидат корисни за идните месечеви бази, бидејќи кислородот, водородот (вода), јаглеродот и азот не само што се неопходни за одржување на животот, туку се и потенцијално многу корисни во производството на гориво. Составот на месечевиот реголит може да се користи и за да се заклучи неговото изворно потекло.
4.5 Цевки од месечева лава
Цевките од месечевата лава формираат потенцијално важна локација за изградба на идна месечева база, која може да се користи за локално истражување и развој, или како човечка станица за да служи за истражување надвор од Месечината. Потенцијалот на месечевата лавинска пештера одамна е предложен и дискутиран во литературата. Секоја недопрена цевка на Месечината може да послужи како засолниште од тешката средина на површината на Месечината, со нејзините чести удари на метеорити, високоенергетско ултравиолетово зрачење и енергетски честички и екстремни дневни температурни варијации. По лансирањето на Месечевиот извидувачки орбитер, снимени се многу цевки од месечевата лава. Овие месечеви јами се наоѓаат на неколку места низ Месечината, вклучувајќи ги кратерот Мариус, ''Морето на Умноста'' и ''Морето на Спокојот''.
5 Месечев магматски океан
Првите карпи донесени од Аполо 11 биле базалти. Иако мисијата слетала на ''Морето на Спокојот'', биле подигнати неколку милиметриски фрагменти од карпи кои доаѓале од висорамнините. Тие се составени главно од плагиоклазен момирок; некои фрагменти биле составени исклучиво од анортозитна плагиоклаза. Идентификацијата на овие минерални фрагменти довела до храбрата хипотеза дека голем дел од Месечината некогаш бил стопен и дека кората настанала со фракционата кристализација на овој магматски океан.
Природен исход на хипотетичкиот настан со џиновски удар е тоа што материјалите што повторно се насобрале за да ја формираат Месечината мора да биле жешки. Сегашните модели предвидуваат дека голем дел од Месечината би бил стопен набргу по формирањето на Месечината, со проценки за длабочината на овој магматски океан кои се движат од околу 500 km до целосно топење. Кристализацијата би довело до диференцирано тело со композициски различна кора и обвивка и ги опфаќа главните групи на месечеви карпи.
Како што се одвивала кристализацијата на океанот на месечевата магма, минералите како што се оливин и пироксен се таложиле и ќе потониле за да ја формираат месечевата обвивка. По завршувањето на кристализацијата околу три четвртини, анортозитната плагиокласа би почнала да кристализира и поради малата густина, ќе плива, формирајќи анортозитска кора. Елементите кои се некомпатибилни (т.е. оние кои преференцијално се делат во течната фаза) би биле прогресивно концентрирани во магмата како што напредувала кристализацијата, формирајќи магма богата со ''KREEP'' која првично требало да биде ставена во тесно помеѓу кората и плаштот. Доказите за ова сценарио доаѓаат од високо анортозитниот состав на кората на месечевата висорамнина, како и од постоењето на материјали богати со ''KREEP''.
6 Месечеви карпи
6.1 Површински материјали
Програмата Аполо вратила 380,05 килограми карпи од површината на Месечината, од кои повеќето се чуваат во Лабораторијата во Хјустон, Тексас, а советската програма Луна без екипаж вратила 326 грама материјал. Овие карпи се покажале како непроценливи во дешифрирањето на геолошката еволуција на Месечината. Месечевите карпи во голем дел се направени од истите вообичаени минерали кои формираат карпи како што се наоѓаат на Земјата, како што се оливин, пироксен и плагиоклазен момирок (анортозит). Плагиокласниот момирок најмногу се наоѓа во кората на Месечината, додека пироксенот и оливинот обично во обвивката. Минералот илменит е многу застапен во некои базалти, а нов минерал наречен армалколит (именуван по ''Арм'' стронг, ''Ал'' дрин и ''Кол'' линс, трите членови на екипажот Аполо 11 ) за првпат бил откриен во месечевите примероци.
Морињата се составени претежно од базалт, додека рисорамнините се сиромашни со железо и составени главно од анортозит, карпа составена главно од калциум. Друга значајна компонента на кората се магматските ''карпи од магнезиум''. Се смета дека овие карпи се поврзани со петрогенезата на ''KREEP''.
Композитните карпи на површината на Месечината често се појавуваат во форма на бречи. Од нив, поткатегориите се нарекуваат фрагментарни, гранулитични и ударно топени бречи, во зависност од тоа како се формирани.
7 Внатрешна структура
Сегашниот модел на внатрешноста на Месечината е изведен со помош на сеизмометри оставени за време на мисиите на програмата Аполо со екипаж, како и испитувања на гравитациското поле и ротацијата на Месечината.
Масата на Месечината е доволна за да ги елиминира сите празнини во внатрешноста, па се проценува дека е составена од цврсти карпи насекаде. Нејзината мала зафатнинска густина (~ 3346 kg m <sup>−3</sup> ) укажува на мало изобилство на метал. Ограничувањата на масата и моментот на инерција покажуваат дека Месечината најверојатно има железно јадро кое е помало од околу 450 км во полупречник. Студиите дополнително покажуваат дека јадрото е сè уште стопено. Повеќето планетарни тела и месечини имаат железни јадра кои се околу половина од големината на телото. Така, Месечината е аномална во тоа што има јадро чија големина е само околу една четвртина од нејзиниот полупречник.
Кората на Месечината е во просек околу 50 км дебелина (иако ова е неизвесно за околу ±15 км). Се проценува дека кората од далечната страна е во просек подебела од блиската страна за околу 15 км. Сеизмологијата ја ограничила дебелината на кората само во близина на местата за слетување на Аполо 12 и Аполо 14. Иако првичните анализи од времето на Аполо сугерирале дебелина на кората од околу 60 км на тоа место, неодамнешните повторни анализи на овие податоци сугерираат дека е потенка, некаде помеѓу 30 и 45 км.
7.1 Магнетно поле
Во споредба со онаа на Земјата, Месечината има многу слабо надворешно магнетно поле. Други големи разлики се во тоа што Месечината моментално нема диполарно магнетно поле, а присутните магнетизации се речиси целосно по потекло од кора. Една хипотеза тврди дека магнетизациите на кората биле стекнати рано во историјата на Месечината кога сè уште работел гео-динамо. Сепак, малата големина на месечевото јадро е потенцијална пречка за оваа хипотеза. Алтернативно, можно е на безвоздушни тела како што е Месечината, да се генерираат минливи магнетни полиња за време на процесите на удар. Во прилог на ова, забележано е дека најголемите магнетизации на кората се чини дека се наоѓаат во близина на антиподите на најголемите ударни сливови. Иако Месечината нема диполарно магнетно поле како она на Земјата, некои од вратените карпи имаат силни магнетизации. Понатаму, мерењата од орбитата покажуваат дека некои делови од површината на Месечината се поврзани со силни магнетни полиња.
8 Наводи
; Научни наводи
* Don Wilhelms, '''', U.S. Geological Survey.
*'''', by D.E. Wilhelms. University of Arizona Press, Tucson (1993).
* , B. L. Jolliff, M. A. Wieczorek, C. K. Shearer and C. R. Neal (editors), Rev. Mineral. Geochem., 60, Min. Soc. Amer., Chantilly, Virginia, 721 pp., 2006.
*''The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon'', by G.H. Heiken, D.T. Vaniman y B.M. French, et al. Cambridge University Press, New York (1991). .
* '''', edited by W.K. Hartmann, R.J. Phillips, G. J. Taylor, .
*
; Општи наводи
* Paul D. Spudis, ''The Once and Future Moon'', 1998, Smithsonian Books, .
* Dana Mackenzie, ''The Big Splat, or How Our Moon Came to Be'', 2003, John Wiley & Sons, .
* Charles Frankel, ''Volcanoes of the Solar System'', Cambridge University Press, 1996, .
*
*
*
*
*
9 Надворешни врски
* '' '', уредено од Харолд Масурски, ГВ Колтон и Фарук Ел-баз, НАСА SP-362.
* Ерик Даглас, ''''******** преземено на 22 август 2007 година
****