Wulkanizm na Księżycu - Volcanism on the Moon

Ciemne i stosunkowo pozbawione cech charakterystycznych równiny księżycowe, wyraźnie widoczne gołym okiem, to rozległe, zestalone zbiorniki starożytnej lawy zwanej maria .

Wulkanizm na Księżycu jest reprezentowany przez obecność wulkanów , osadów piroklastycznych i rozległych równin lawy na powierzchni Księżyca. Wulkany mają zazwyczaj postać małych kopuł i stożków, które tworzą duże kompleksy wulkaniczne i izolowane gmachy. Kaldery , wielkoskalowe elementy zapadania się, które zazwyczaj powstają w późnym okresie erupcji wulkanicznej, są na Księżycu wyjątkowo rzadkie . Księżycowe osady piroklastyczne są wynikiem erupcji fontanny lawy z lotnych magm bazaltowych, szybko wznoszących się z głębokich źródeł płaszcza i erupujących jako strumień magmy, tworząc maleńkie szklane paciorki. Uważa się jednak, że na Księżycu istnieją również osady piroklastyczne utworzone przez mniej powszechne erupcje wybuchów niebazaltowych. Równiny lawy księżycowej pokrywają duże połacie powierzchni Księżyca i składają się głównie z obszernych przepływów bazaltowych. Zawierają one szereg cech wulkanicznych związanych z chłodzeniem lawy, w tym rurki lawowe , bruzdy i grzbiety zmarszczek .

Księżyc był aktywny wulkanicznie przez większość swojej historii, a pierwsze erupcje wulkaniczne miały miejsce około 4,2 miliarda lat temu. Wulkanizm był najbardziej intensywny między 3,8 a 3 miliardami lat temu, w którym to czasie powstała większość równin księżycowej lawy. Początkowo uważano, że aktywność ta wygasła około 1 miliarda lat temu, ale nowsze dowody sugerują, że wulkanizm na mniejszą skalę mógł wystąpić w ciągu ostatnich 50 milionów lat. Dziś na Księżycu nie ma aktywnych wulkanów, chociaż pod jego powierzchnią może utrzymywać się znaczna ilość magmy.

Wczesne wrażenia

W 1610 r. włoski astronom Galileo Galilei błędnie zinterpretował równiny księżycowej lawy jako morza, obserwując Księżyc przez pierwszy na świecie teleskop. Dlatego Galilei nazwał je maria od łacińskiego słowa oznaczającego „morze”. Zagłębienia w kształcie misy rozmieszczone w całym księżycowym krajobrazie zostały po raz pierwszy zasugerowane jako wulkany w 1665 roku przez brytyjskiego chemika Roberta Hooke'a . Ich wulkaniczne pochodzenie zostało wzmocnione przez podobieństwo do kraterów na Polach Flegrajskich we Włoszech , chociaż znacznie większe. Francuski astronom Pierre Puiseux zasugerował, że kratery na Księżycu były zapadniętymi kopułami wulkanicznymi, które wypuściły wszystkie swoje gazy. Pierre-Simon Laplace , inny francuski astronom, zaproponował w XVIII wieku, że meteoryty są pociskami wulkanicznymi wyrzucanymi z księżycowych kraterów podczas większych erupcji. Brytyjski astronom William Herschel w jednej ze swoich wczesnych prac twierdził, że pod koniec XVIII wieku widział na Księżycu trzy wulkany, które później okazały się blaskiem ziemi .

Pochodzenie kraterów na Księżycu pozostawało kontrowersyjne przez pierwszą połowę XX wieku, a zwolennicy wulkanu argumentowali, że jasne promienie wychodzące z niektórych kraterów były smugami popiołu wulkanicznego podobnymi do tych znalezionych na górze Aso w Japonii. Astronomowie donosili również o błyskach światła i czerwonych chmur nad kraterami Alphonsus i Aristarchus . Dowody zebrane podczas programu Apollo (1961-1972) oraz z bezzałogowych statków kosmicznych z tego samego okresu dowiodły jednoznacznie, że uderzenie meteorytu lub uderzenie asteroid w przypadku większych kraterów było źródłem prawie wszystkich kraterów księżycowych, a tym samym większości kraterów na innych również ciała.

Cechy

Po kraterach uderzeniowych , najbardziej dominującym procesem, który zmodyfikował skorupę księżycową , jest wulkanizm . Wiele z tych modyfikacji zostało zachowanych z powodu braku tektoniki płyt na Księżycu, tak że powierzchnia Księżyca zmieniła się nieznacznie w całej historii geologicznej Księżyca. Wulkanizm księżycowy był w większości ograniczony do bliższej strony Księżyca, gdzie bazaltowe równiny lawy są dominującą cechą wulkaniczną. W przeciwieństwie do tego, pozytywne cechy topograficzne, takie jak kopuły, stożki i tarcze, stanowią tylko niewielki ułamek księżycowego zapisu wulkanicznego. Po obu stronach Księżyca znaleziono wulkany i równiny lawy.

Równiny lawy

Większość ciemnego obszaru to Oceanus Procellarum i mniejsze klacze, takie jak Imbrium i Serenitatis , które znajdują się w jego pierścieniu. Na lewo od linii środkowej znajduje się właściwy Procellarum.

Maria księżycowa to duże bazaltowe równiny, które pokrywają ponad 15% powierzchni Księżyca. Są to najbardziej oczywiste cechy wulkaniczne na Księżycu, widoczne gołym okiem jako ciemne cechy topograficzne. Wiele z nich ma tendencję do pokrywania dna dużych basenów uderzeniowych i dlatego ma zazwyczaj okrągły zarys, z kilkoma mniejszymi mariami wypełniającymi dna kraterów uderzeniowych. Główne maria księżycowa mają rozmiary od ponad 200 km (120 mil) do około 1400 km (870 mil) i są deklasowane tylko przez większy Oceanus Procellarum , który ma średnicę około 2590 km (1610 mil). Zwykle mają one grubość od około 500 do 1500 m (1600 do 4900 stóp), a poszczególne strumienie lawy mają grubość od 10 do 20 m (33 do 66 stóp). Sugeruje to, że każda klacz jest produktem kilku nakładających się na siebie erupcji.

Wiek bazaltów klaczy określono zarówno za pomocą bezpośredniego datowania radiometrycznego, jak i techniki liczenia kraterów . Wiek radiometryczny waha się od około 3,16 do 4,2 miliarda lat, podczas gdy najmłodszy wiek określony na podstawie liczenia kraterów wynosi około 1,2 miliarda lat. Niemniej jednak wydaje się, że większość bazaltów klaczy wybuchła około 3 do 3,5 miliarda lat temu. Nieliczne bazaltowe erupcje, które miały miejsce po drugiej stronie Księżyca, są stare, podczas gdy najmłodsze erupcje znajdują się w Oceanus Procellarum po bliższej stronie. Podczas gdy wiele bazaltów wybuchło w nisko położonych basenach uderzeniowych lub wpłynęło do nich, największy obszar jednostek wulkanicznych, Oceanus Procellarum, nie odpowiada żadnemu znanemu basenowi uderzeniowemu.

Powód, dla którego bazalty klaczy znajdują się głównie na bliższej półkuli Księżyca, wciąż jest dyskutowany przez społeczność naukową. Na podstawie danych uzyskanych z misji Lunar Prospector wydaje się, że duża część zasobów pierwiastków wytwarzających ciepło na Księżycu (w postaci KREEP ) znajduje się w rejonach Oceanus Procellarum i basenu Imbrium, unikalnej prowincji geochemicznej, o której obecnie mówimy. jako Procellarum KREEP Terrane . Chociaż zwiększenie produkcji ciepła w Procellarum KREEP Terrane jest z pewnością związane z długowiecznością i intensywnością występującego tam wulkanizmu, mechanizm koncentracji KREEP w tym regionie nie jest uzgodniony.

Przykłady

Klacz Moscoviense

Klacz Smythii

Wulkany

Na Księżycu znajduje się wiele kopuł i stożków, ale takie cechy prawdopodobnie uformowały się inaczej niż na Ziemi. Ponieważ grawitacja na Księżycu stanowi tylko jedną szóstą grawitacji na Ziemi, wulkanizm księżycowy jest w stanie wyrzucić wyrzuty znacznie dalej, pozostawiając niewiele do nagromadzenia w pobliżu otworu wentylacyjnego. Zamiast stożka wulkanicznego takie erupcje księżycowe powinny tworzyć szeroką, cienką warstwę wokół otworu wentylacyjnego. Na Ziemi kopuły lawy tworzą się z bardzo gęstych, pastowatych law. Lawy bazaltowe są bardziej płynne i mają tendencję do tworzenia szerokich, płaskich strumieni lawy. Na Księżycu większość kopuł i stożków wydaje się być zrobiona z bazaltów. W rezultacie jest mało prawdopodobne, aby uformowały się one jak kopuły Ziemi z grubych, niebazaltowych law. Zamiast tego księżycowe kopuły i stożki mogą oznaczać miejsca, w których wybuchające bazalty ledwo się stopiły.

Mons Rümker , kompleks wulkaniczny w Oceanus Procellarum

Kopuły księżycowe rzadko znajdują się w izolacji. Zamiast tego częściej tworzą się w grupach na równinach lawy księżycowej. Wybitnym przykładem są Wzgórza Marius , jeden z największych kompleksów wulkanicznych na Księżycu. Składają się z kilku stożków i kopuł, które zajmują szczyt szerokiego falowania topograficznego, które może być księżycowym odpowiednikiem wulkanu tarczowego . Kompleks wznosi się od 100 do 200 m (330 do 660 stóp) od okolicznych równin i tworzy 35 000 km ² (14 000 ²) płaskowyżu lawy. W sumie 59 stożków i 262 kopuły o średnicy od 2 do 25 km (1,2 do 15,5 mil) zostały zidentyfikowane.

Mons Rümker to mniejszy kompleks przypominający wyglądem wzgórza Marius. Składa się on z plateau o powierzchni około 2000 km ² (770 ml) i kw wzrasta od 200 do 1300 m (660 do 4270 stóp) ponad otaczającą powierzchnię. Trzy główne jednostki bazaltowe w wieku od 3,51 do 3,71 miliarda lat zostały zidentyfikowane w Mons Rümker, chociaż najmłodszymi cechami wulkanicznymi mogą być kopuły o stromych ścianach na powierzchni płaskowyżu, ponieważ wykazują oznaki aktywności aż do Eratostenu . Ponad 20 kopuł pokrywa płaskowyż i są najbardziej znanymi formami wulkanicznymi Mons Rümker.

Kopuły Gruithuisen w północno-zachodniej części Mare Imbrium składają się z dwóch budowli wulkanicznych: Mons Gruithuisen Gamma na północy i Delty Mons Gruithuisen na południu. Znajdują się one na krawędzi krateru uderzeniowego i różnią się kolorem od otaczających je skał. Kopuły mogą oznaczać rzadki przypadek niebazaltowego wulkanizmu na Księżycu. Mons Hansteen , mniej więcej trójkątna kopuła na południowym krańcu Oceanus Procellerum, to kolejny przykład rzadkiego niebazaltowego wulkanu księżycowego. Składa się z materiału o wysokiej zawartości krzemionki, który wybuchł około 3,5 do 3,7 miliarda lat temu z otworów wentylacyjnych wzdłuż pęknięć w kierunku północno-wschodnim, północno-zachodnim i południowo-zachodnim.

Compton-Belkovich Volcanic Complex (CBVC) jest 25 km (16 mil) szerokości i 35 km (22 mil) długości non-mare cecha po drugiej stronie Księżyca. Różni się od innych księżycowych cech wulkanicznych ze względu na swoją rozwiniętą litologię , regionalne ustawienie tektoniczne, położenie w pobliżu bieguna północnego , z dala od Procellarum KREEP Terrane i niedawne powiązanie z wodą endogeniczną. W środku CBVC znajduje się zagłębienie o nieregularnym kształcie ograniczone skarpami uskokowymi, które uważa się za kalderę. Tuż na zachód znajduje się około 10 km (6,2 mil) szerokości i 18 km (11 mil) długości obiekt zwany West Dome. W pobliżu wschodniego brzegu kaldery znajduje się wulkaniczny stożek, zwany East Dome. Ma mniej więcej trend północ-południe, mierząc 12 km (7,5 mil) długości i 7 km (4,3 mil) szerokości. Na północ od kaldery znajduje się obiekt zwany Little Dome o średnicy 500 m (1600 stóp). Dalej na północ znajduje się wydłużona kopuła, zorientowana na północ-południe, zwana Środkową Kopułą. Ma 2,5 km (1,6 mil) długości i 0,6 km (0,37 mil) szerokości. Zarówno Little Dome, jak i Middle Dome mają na wierzchu głazy, które mogą być blokami wulkanicznymi . Big Dome, znany również jako North Dome, znajduje się dalej na północ, na skraju CBVC. Ma 2,5 km (1,6 mil) średnicy z zagłębieniem w górnej części. Rozkład częstotliwości małych kraterów dał niejednoznaczne wyniki dotyczące czasu wulkanizmu CBVC, którego wiek waha się od mniej niż 1 miliarda lat do ponad 3 miliardów lat.

Rurki lawowe

Mare Tranquillitatis dół krateru , który może stanowić częściowe zapadnięcie się księżyca rury lawy

Chociaż tuby lawowe od dawna istnieją na Ziemi, dopiero stosunkowo niedawno potwierdzono, że istnieją również na Księżycu. O ich istnieniu świadczy czasem obecność „świetlika”, czyli miejsca, w którym zapadł się dach tuby, pozostawiając okrągły otwór, który mogą obserwować orbitery księżycowe . Obszar, na którym znajduje się rura lawowa, to region Marius Hills. W 2008 roku japońska sonda Kaguya mogła odkryć w tym rejonie otwór do rury lawowej . Świetlik został sfotografowany bardziej szczegółowo w 2011 roku przez NASA Lunar Reconnaissance Orbiter , pokazując zarówno dół o szerokości 65 metrów, jak i dno wykopu około 36 m (118 stóp) poniżej. W Mare Serenitatis mogą znajdować się również rurki lawy .

Rurki z lawy księżycowej mogą potencjalnie służyć jako ogrodzenie siedlisk ludzkich. Mogą istnieć tunele o średnicy większej niż 300 m (980 stóp), leżące pod 40 m (130 stóp) lub więcej bazaltu, ze stabilną temperaturą -20 ° C (-4 ° F). Te naturalne tunele zapewniają ochronę przed promieniowaniem kosmicznym , słonecznym, meteorytami, mikrometeorytami i wyrzutami przed uderzeniami. Są izolowane od ekstremalnych zmian temperatury na powierzchni Księżyca i mogą zapewnić mieszkańcom stabilne środowisko .

Złogi piroklastyczne

Gleba Orange Taurus-Littrow odkryta podczas misji Apollo 17 . Kolor pomarańczowy zawdzięczamy mikroskopijnym szklanym kulkom, które powstały w wyniku procesów wulkanicznych we wcześniejszej historii Księżyca.

W pobliżu krawędzi księżycowej klaczy znajdują się ciemne warstwy materiału, które pokrywają wiele tysięcy kilometrów kwadratowych. Zawierają wiele małych kulek z pomarańczowego i czarnego szkła, które prawdopodobnie uformowały się z małych kropel lawy, która bardzo szybko ostygła. Uważa się, że takie kropelki są wyrzutami z erupcji fontanny lawy, które były większe niż te na Ziemi. Największe znane złoża występują w Taurus–Littrow , Sinus Aestuum , Sulpicius Gallus , Rima Bode, Mare Vaporum, Mare Humorum i na płaskowyżu Aristarchus w centralnej, bliskiej stronie Księżyca.

Wiele mniejszych osadów piroklastycznych mierzy zaledwie kilka kilometrów średnicy i prawie zawsze znajduje się w pobliżu klaczy lub w dużych dnach kraterów uderzeniowych, chociaż kilka leży również wzdłuż wyraźnych linii uskoków . Prawdopodobnie powstały w wyniku niewielkich eksplozji wulkanicznych, ponieważ większość z nich zawiera mały wydłużony lub nieregularny kształt centralny dół lub krater. Przykłady zachowały się wzdłuż krawędzi dna krateru Alfonsa, krateru uderzeniowego na wschodnim skraju Mare Nubium.

Rozciągający się na około 7 km (4,3 mil) wschód-południowy wschód od CBVC jest obszarem silnie odbijającym światło, który może być osadem przepływu piroklastycznego . Jego współczynnik odbicia jest silniejszy w zakresie od 7,1 do 7 μm (0,00028 do 0,00028 cala), co wskazuje, że głównym składnikiem jest kwarc lub skaleń alkaliczny . Wybuchowe szczątki pojawiają się również rozrzucone na wschód przez około 300 km (190 mil), o powierzchni 70 000 km ² (27 000 ²). Duży zasięg tego piroklastycznego osadu wynika z niskiej grawitacji Księżyca, tak że gigantyczna erupcja wybuchowa z CBVC była w stanie rozrzucić szczątki na obszarze znacznie większym niż byłoby to możliwe na Ziemi.

Rilles

Są to długie, wąskie zagłębienia na powierzchni Księżyca, które przypominają kanały . Ich dokładna formacja pozostaje do ustalenia, ale prawdopodobnie powstały w wyniku innych procesów. Na przykład, wijące rilles meander w zakrzywionej ścieżce niczym dojrzały rzeki i są uważane stanowią kanały lawy lub szczątki zawalonych rur lawy. Zwykle rozciągają się od niewielkich struktur wykopów, które uważa się za wulkaniczne otwory wentylacyjne. Dolina Schrotera między Mare Imbrium a Oceanus Procellarum jest największym krętym wąwozem. Innym wybitnym przykładem jest Rima Hadley , która powstała prawie 3,3 miliarda lat temu.

Łukowate bruzdy mają gładką krzywiznę i znajdują się na krawędziach ciemnej księżycowej marii. Uważa się, że powstały, gdy lawa, która stworzyła klacz, ochłodziła się, skurczyła i zatonęła. Można je znaleźć na całym Księżycu, wybitne przykłady można zobaczyć w pobliżu południowo-zachodniej granicy Mare Tranquillitatis i na zachodnio-południowej granicy Mare Humorum.

Oddziaływania

Analiza próbek księżycowej magmy pobranych przez misje Apollo wskazuje, że wulkanizm na Księżycu wytworzył stosunkowo gęstą atmosferę księżycową przez okres 70 milionów lat, między 3 a 4 miliardami lat temu. Atmosfera ta, pochodząca z gazów wyrzucanych z księżycowych erupcji wulkanicznych, była dwukrotnie grubsza od grubości dzisiejszego Marsa . W rzeczywistości sugerowano, że ta starożytna atmosfera mogła podtrzymywać życie, chociaż nie znaleziono dowodów na istnienie życia. Pradawna atmosfera księżycowa została w końcu rozebrana przez wiatry słoneczne i rozproszyła się w kosmosie.

Częściowe stopienie płaszcza Księżyca i umieszczenie bazaltów powodziowych Oceanus Procellarum mogło spowodować osiowe przechylenie Księżyca 3 miliardy lat temu, w którym to czasie bieguny księżyca przesunęły się o 125 mil (201 km) do swoich współczesnych pozycji. Ta wędrówka polarna jest wywnioskowana z polarnych złóż wodoru, które są antypodalne i są równomiernie przesunięte z każdego bieguna wzdłuż przeciwnych długości geograficznych.

Ostatnia aktywność

W 2014 r. NASA ogłosiła „powszechne dowody młodego wulkanizmu księżycowego” w 70 nieregularnych łatach klaczy zidentyfikowanych przez Lunar Reconnaissance Orbiter, niektóre mniej niż 50 milionów lat. Stwarza to możliwość znacznie cieplejszego płaszcza księżycowego niż wcześniej sądzono, przynajmniej na bliższej stronie, gdzie głęboka skorupa jest znacznie cieplejsza ze względu na większą koncentrację pierwiastków radioaktywnych. Tuż przed tym przedstawiono dowody na młodszy o 2–10 milionów lat bazaltowy wulkanizm wewnątrz krateru Lowell , położonego w strefie przejściowej między bliższą i dalszą stroną Księżyca. Początkowo cieplejszy płaszcz i/lub lokalne wzbogacenie w elementy wytwarzające ciepło w płaszczu może odpowiadać za długotrwałe działania również po drugiej stronie basenu Orientale.

Zobacz też

• Lista pozaziemskich wulkanów
• Geologia Księżyca
• Księżycowy ocean magmy
• Wulkanizm na Io

Bibliografia