달의 지질학

Geology of the Moon
달의 지질도 1-2입니다중국 [1]과학원에 의한 500만 규모.고해상도에 대해서는, 원래의 파일을 참조해 주세요.

달의 지질학은 지구의 지질학과는 상당히 다르다.달에는 날씨로 인한 침식을 없애주는 진정한 대기가 없다.그것은 알려진 형태의 판구조론을 가지고 있지 않고, 중력이 낮으며, 작은 크기 때문에 더 빨리 냉각되었다.달 표면의 복잡한 지형학은 특히 분화구와 화산활동과 같은 여러 과정들의 조합으로 형성되었다.달은 지각, 맨틀, 그리고 핵을 가진 분화된 물체이다.

스미스소니언 연구소 수석 과학자인 톰 왓터스가 달의 최근 지질 활동에 대해 이야기합니다.
갈릴레오 궤도선이 촬영한 달의 거짓 색상으로 지질학적 특징을 보여줍니다.NASA 사진
다른 컬러 필터를 사용한 동일한 이미지

달에 대한 지질학적 연구는 지구를 기반으로 한 망원경 관찰, 궤도를 도는 우주선으로부터의 측정, 달 표본, 그리고 지구물리학적 데이터의 조합에 기초한다.1969년부터 1972년까지 유인 아폴로 프로그램 착륙 기간 동안 6군데가 직접 표본 추출되었으며, 이 탐사선은 380.96킬로그램의 달 바위와 달 흙을 [citation needed]지구로 돌려보냈다.게다가, 1970년부터 1976년까지 세 대의 소련 우주선 루나 우주선이 326그램 (11.5온스)을 반송했고,[citation needed] 중국의 로봇 창어 5호는 2020년에 1,731그램 (61.1온스)의 샘플을 반송했다.

달은 우리가 지질학적 맥락으로 알려진 표본을 가진 유일한 외계 물체이다.달에 있는 운석들의 근원지는 알려지지 않았지만, 소수의 달 운석들이 지구에서 발견되었다.달 표면의 상당 부분은 아직 탐사되지 않았으며, 많은 지질학적 의문점들이 여전히 풀리지 않고 있다.

원소 구성

달 표면에 존재하는 것으로 알려진 원소로는 산소(O), 실리콘(Si), 철(Fe), 마그네슘(Mg), 칼슘(Ca), 알루미늄(Al), 망간(Mn) 및 티타늄(Ti) 등이 있습니다.산소, 철, 실리콘이 더 풍부하다.산소 함량은 45%(중량 기준)로 추정됩니다.탄소(C)와 질소(N)는 태양풍에 의한 퇴적에서 미량만 존재하는 것으로 보인다.

달 표면 화학 조성물[2]
컴파운드 공식 구성.
마리아야. 고지
실리카 SiO2 45.4% 45.5%
알루미나 알로23 14.9% 24.0%
라임 카오 11.8% 15.9%
산화철(II) FeO 14.1% 5.9%
마그네시아 MgO 9.2% 7.5%
이산화티타늄 TiO2 3.9% 0.6%
산화 나트륨 Na2O 0.6% 0.6%
99.9% 100.0%
달 탐사선의 중성자 스펙트럼 분석 데이터는 [3]극에 수소(H)가 농축되어 있음을 나타낸다.
달 표면에서 다양한 원소의 상대적인 농도(중량 %)
달 고지, 달 저지대 및 지구의 다양한 원소의 상대 농도(중량 %)

형성

주요 기사:달의 기원

오랫동안 달의 역사에 대한 근본적인 질문은 달의 기원이었다.초기 가설에는 지구로부터의 핵분열, 포획, 그리고 공동 축적이 포함되어 있었다.오늘날, 거대 충격 가설은 과학계에서 [4]널리 받아들여지고 있다.

지질사

달의 지각에 있는 절벽은 달이 지질학적으로 최근 세계적으로 축소되었고 오늘날에도 여전히 축소되고 있음을 보여준다.

달의 지질학적 역사는 달의 지질학적 시간표라고 불리는 6개의 주요 시기로 정의되었다.약 45억 [5]년 전에 시작된, 새롭게 형성된 달은 녹은 상태였고 지구에 훨씬 더 가까이 궤도를 돌면서 조력을 [6]발생시켰다.이러한 조석력은 장축이 지구를 가리키며 녹은 물체를 타원체로 변형시켰다.

달의 지질학적 진화의 첫 번째 중요한 사건은 가까운 지구 마그마 바다의 결정화였다.그 깊이가 정확히 얼마인지는 알려지지 않았지만, 몇몇 연구는 약 500km 이상의 깊이를 암시한다.이 바다에서 형성된 최초의 광물은 철과 마그네슘 규산올리빈과 피록센이었다.이 광물들은 주변의 녹은 물질보다 밀도가 높았기 때문에 가라앉았다.약 75%의 결정화가 완료된 후, 밀도가 낮은 비정질 사장석이 결정화되어 부유하여 약 50km 두께의 비정질 지각이 형성되었다.마그마 바다의 대부분은 빠르게 결정화되었지만(약 1억 년 이내), 호환성이 없고 열을 발생시키는 원소가 고도로 농축된 최종적인 KREP가 풍부한 마그마는 수억 년(또는 10억 년) 동안 부분적으로 녹은 상태로 남아있을 수 있었다.마그마 바다의 KREP가 풍부한 최종 마그마는 결국 Oceanus Procellarum 지역과 현재 Procellarum KREP Terrane로 알려진 독특한 지질 지역인 Imbrium 분지에 집중된 것으로 보입니다.

달의 지각이 형성되고 나서, 혹은 형성되고 있는 동안에도, Mg-suite 노라이트와 트로크톨라이트를[7] 발생시키는 다양한 종류의 마그마가 형성되기 시작했지만, 이것이 일어난 정확한 깊이는 알려지지 않았습니다.최근의 이론은 Mg-suite flutonism이 주로 Procellarum KREP Terane 지역에 국한되어 있었고, 비록 그 기원이 과학계에서 여전히 매우 논란이 되고 있지만, 이러한 마그마는 어떤 면에서 KREP와 유전적으로 관련이 있다는 것을 암시한다.가장 오래된 Mg-suite 암석은 약 3.85 Ga의 결정연대를 가지고 있다.그러나 지각(임브리움 분지) 깊숙이 파헤칠 수 있었던 마지막 큰 충격도 현재 3.85 Ga에서 발생했습니다.따라서, Mg-suite의 금성 활동이 훨씬 더 오래 지속되었고, 더 어린 금성암이 지표면 깊은 곳에 존재할 가능성이 있는 것으로 보인다.

달 표본의 분석은 달 충돌 분지의 상당한 비율이 약 4에서 3.85 Ga 전 사이에 매우 짧은 시간 내에 형성되었음을 암시하는 것으로 보인다.이 가설은 달의 대격변 또는 늦은 대폭격이라고 불린다.하지만, 현재, 임브리움 충돌 분지(달에서 가장 젊은 대형 충돌 분지 중 하나)에서 분출물이 아폴로 착륙 지점 모두에서 발견되어야 한다는 것이 인식되고 있다.따라서 일부 충격 분지(특히 메어 넥탈리스)의 나이가 임브리움과 같은 나이로 잘못 지정되었을 가능성이 있다.

달 마리아는 고대 홍수 현무암 분출의 상징이다.육지 라바에 비해 철분 함량이 높고 점도가 낮으며 티타늄이 풍부한 미네랄 일메나이트의 함량이 높은 것도 있습니다.대부분의 현무암 분출은 약 3Ga에서 3.5Ga 전에 일어났지만, 일부 암말 샘플은 4.2Ga의 나이를 가지고 있으며, 가장 어린 암말(분화구 계수법에 기초)은 10억 년 전에 폭발한 것으로 생각된다.암말 화산활동과 함께 화산에서 수백 킬로미터 떨어진 곳에 녹은 현무암 물질을 분출하는 화쇄암 분출이 일어났다.암말의 많은 부분이 근변 충격 분지와 관련된 낮은 고도를 형성하거나 유입되었습니다.그러나 Oceanus Procellarum은 알려진 충돌 구조에 해당하지 않으며, 남극-에이켄 분지 내 달의 가장 낮은 고도는 암말로 약간 가려져 있다(자세한 내용은 달 암말 참조).

문 – Oceanus Procellarum ('폭풍의 바다')
고대 리프트 밸리 – 직사각형 구조물 (가시 – 지형 – GRAIL 중력 경사) (2014년 10월 1일)
고대 리프트 밸리– 컨텍스트
고대 리프트 밸리– 클로즈업 (아티스트 컨셉)

운석과 혜성에 의한 충돌은 달의 비정상적 달에 지구 조수의 변화가 [8]작은 스트레스 변화를 야기하지만, 오늘날 달에 작용하는 유일한 갑작스러운 지질학적 힘이다.달 지층학에서 사용되는 가장 중요한 크레이터들 중 일부는 이 최근 시대에 형성되었다.예를 들어, 깊이가 3.76km이고 반경이 93km인 코페르니쿠스 분화구는 약 9억년 전에 형성된 것으로 추정된다.아폴로 17호는 타이코 분화구에서 나온 물질이 채취된 지역에 착륙했다.이 암석들에 대한 연구는 이 크레이터가 1억년 전에 형성되었을 수도 있다는 것을 보여주는 것으로 보이지만, 이것 또한 논란의 여지가 있다.이 표면은 또한 고에너지 입자, 태양풍 주입, 그리고 미세 운석 충돌로 인해 우주 풍화 현상을 경험했다.이 과정은 주변 표면의 알베도와 일치할 때까지 젊은 크레이터와 관련된 광선 시스템을 어둡게 만듭니다.그러나 광선의 구성이 기초적인 지각 물질과 다르다면("고지대" 광선을 암말에 배치할 때 발생할 수 있는 현상) 광선은 훨씬 더 오랜 시간 동안 볼 수 있을 것이다.

1990년대 달 탐사가 재개된 뒤 지구 전체에 [9]달의 냉각에 의한 수축으로 인한 얼룩무늬가 발견됐다.

계층과 시대

주요 기사:달의 지질학적 시간표

달의 층서학적 위에는 연속 복사 충격 크레이터가 있습니다.이러한 가장 어린 크레이터는 코페르니쿠스 단위에 속합니다.그 아래에서 광선 시스템이 없는 크레이터를 발견할 수 있지만, 충돌 크레이터 형태학이 상당히 발달되어 있습니다.이건 에라토스테니아 부대야두 개의 새로운 층서 단위는 달의 분화구 크기의 지점에서 발견될 수 있다.그 아래에서 두 개의 확장된 지층을 찾을 수 있다: 암말 단위(이전에는 프로셀라리아 단위라고 정의됨)와 임브리움 분지와 관련된 분출 단위와 구조 단위(임브리안 단위)이다.또 다른 임팩트 유역 관련 단위는 Nectarian 유역 주변에 정의된 Nectarian 단위입니다.달의 층서열 하단에서 오래된 분화구 평원의 Nectarian 이전 단위를 찾을 수 있습니다.수성의 층서학은 달의 경우와 매우 유사하다.

달의 풍경

주요 기사:달의 지형

달의 풍경은 충돌 크레이터, 그 분출물, 몇 개의 화산, 언덕, 용암류, 마그마에 의해 채워진 함몰로 특징지어진다.

고지

달의 가장 독특한 면은 밝은 부분과 어두운 부분의 대조이다.밝은 표면은 달 고원인데, 달 고원에서는 테라(Terrae, 라틴어로 땅, 육지를 뜻함)의 이름을 따왔으며, 어두운 평원은 17세기에 이 이름을 도입한 요하네스 케플러의 이름을 따 마리아(Maria, 라틴어로 바다를 뜻함)라고 불린다.고지는 비정질이고 마리아는 현무암이다.마리아는 종종 "저지대"와 일치하지만, (남극-아이트켄 분지 내와 같은) 저지대가 항상 마리아로 덮여 있는 것은 아니라는 것을 알아두는 것이 중요합니다.고원지대들은 눈에 보이는 마리아보다 오래되어서 크레이터가 더 많다.

마리아야.

주요 기사:달말

달에서 일어나는 화산 작용의 주요 산물은 지구에 묶인 관측자들에게 달 마리아 형태로 분명하게 나타난다.이것들은 현무암 용암의 큰 흐름으로, 근방의 거의 1/3을 덮고 있는 낮은 알베도 표면에 해당합니다.암말 화산활동의 영향을 받은 곳은 극소수밖에 없다.아폴로 임무가 그것을 확인하기도 전에, 대부분의 과학자들은 이미 마리아가 용암 동굴에 기인한 용암 흐름 패턴과 붕괴를 가지고 있기 때문에 용암이 가득한 평야라고 생각했다.

암 현무암의 나이는 직접 방사선 측정 연대와 분화구 계수 기술 둘 다로 측정되었다.가장 오래된 방사성 나이는 약 4.2 Ga이며, 분화구 계수로부터 결정된 가장 어린 나이는 약 1 Ga(1 Ga = 10억 년)이다.부피적으로 볼 때, 대부분의 암말은 현재 약 3Ga에서 3.5Ga 사이에 형성되었다.가장 어린 라바는 Oceanus Procellarum 내에서 분출된 반면, 가장 오래된 라바는 멀리 떨어진 곳에 있는 것으로 보입니다.마리아는 충돌 크레이터의 밀도가 낮다는 점을 고려할 때 주변 고지보다 확실히 젊다.

문 – 젊은 달 화산활동의 증거 (2014년 10월 12일)
분화구 근처의 화산 지류 Prinz
몬스 렘커 단지 내 화산 돔
크레이터 내부의 주름진 능선 레트론
리마 아리아데우스는 사냥감이다.아폴로 10호 임무 중 찍은 NASA 사진.

마리아 중 상당 부분이 달 옆 저지대 충돌 분지 안에서 분출되거나 흘러들어갔다.그러나 충돌 분지가 암말 매립지보다 훨씬 오래되었기 때문에 충돌 사건과 암말 화산 활동 사이에 인과 관계가 존재할 가능성은 낮다.게다가, 달에서 가장 넓은 암말 화산인 Oceanus Procellarum은 알려진 충돌 분지와 일치하지 않는다.암말이 가까운 쪽에서만 분출한 이유는 가까운 쪽 지각이 먼 쪽보다 얇기 때문이라고 흔히 알려져 있다.지각 두께의 변화가 궁극적으로 표면에 도달하는 마그마의 양을 조절하는 역할을 할 수 있지만, 이 가설은 왜 오셔너스 프로셀라룸보다 지각이 얇은 남극-아이켄 분지가 화산 생성물에 의해 약간만 채워졌는지 설명하지 못한다.

마리아와 관련된 또 다른 종류의 퇴적물은 고원지대를 덮고 있지만, "어두운 맨틀" 퇴적물입니다.이러한 퇴적물은 육안으로는 볼 수 없지만 망원경이나 궤도를 도는 우주선에서 찍은 이미지에서 볼 수 있다.아폴로호의 임무 이전에 과학자들은 화쇄암 분출에 의해 생성된 퇴적물이라고 예측했다.몇몇 퇴적물은 화쇄암에 대한 생각을 강화하면서 어둡고 긴 재의 원추와 관련이 있는 것으로 보입니다.화쇄암 분출의 존재는 나중에 이곳 지구에서의 화쇄암 분출에서 발견된 것과 유사한 유리 구공의 발견으로 확인되었다.

많은 달 현무암은 표면에서 마주친 진공 상태에서 마그마에서 분출되는 기포에 의해 형성된 소포라고 불리는 작은 구멍을 가지고 있다.어떤 가스가 이 암석들을 빠져나갔는지는 확실치 않지만, 일산화탄소가 한 후보입니다.

화쇄성 안경의 샘플은 녹색, 노란색, 빨간색입니다.색상의 차이는 암석이 가진 티타늄의 농도를 나타내며 녹색 입자의 농도가 가장 낮고(약 1%), 붉은 입자의 농도가 가장 높다(최대 14%, 가장 높은 농도의 현무암보다 훨씬 많다).

릴리스

달의 릴은 때때로 국부적인 용암 수로의 형성에 기인한다.이것들은 일반적으로 세 가지 범주로 나뉘며, 구불구불한 모양, 원호 모양 또는 선형 모양으로 구성됩니다.이러한 굽이치는 굴곡을 따라 원점으로 돌아가면, 종종 오래된 화산 분출구로 이어진다.가장 주목할 만한 구불구불한 고리 중 하나는 오세아누스 프로셀라룸의 동쪽 가장자리를 따라 아리스타르쿠스 고원에 위치한 발리스 슈뢰테리 특징입니다.아폴로 15호 착륙지점인 임브리움 분지의 가장자리에 위치한 리마 해들리에는 구불구불한 굴곡이 존재한다.미션의 관측에 근거해, 이 릴은, 미션의 실시전에 오랫동안 논의되어 온, 화산 작용에 의해서 형성되었다고 일반적으로 생각되고 있다.

돔스

Mons Rümker와 같은 달 표면의 일부 위치에서 다양한 실드 화산을 찾을 수 있다.이것들은 국부적인 분출구에서 분출되는 비교적 점성이 있고 실리카가 풍부한 용암에 의해 형성되는 것으로 생각된다.그 결과 만들어진 달 돔은 폭이 넓고 둥근 원형이며, 중간점까지 수백 미터 높이로 완만한 경사를 이루고 있습니다.일반적으로 지름은 8~12km이지만 지름은 최대 20km가 될 수 있습니다.일부 돔에는 꼭대기에 작은 구덩이가 있다.

주름선

주름 능선은 마리아 내부의 압축 구조력에 의해 만들어진 특징입니다.이러한 특징은 표면의 좌굴을 나타내며 마리아 부분 전체에 긴 능선을 형성합니다.이 능선들 중 일부는 매장된 크레이터나 마리아 아래에 있는 다른 특징들의 윤곽을 드러낼 수 있다.이러한 윤곽이 드러나는 특징의 대표적인 예가 레트론 분화구이다.

그라벤스

그래벤은 확장 응력 하에서 형성되는 구조상의 특징입니다.구조적으로 이들 장애는 2개의 정상적인 장애로 구성되어 있으며 그 사이에 다운된 블록이 있습니다.대부분의 그라벤은 큰 충격 분지의 가장자리 근처에 있는 달 마리아 안에서 발견됩니다.

충격 크레이터

임브리움과 코페르니쿠스 분화구

달의 분화구의 기원은 충돌 특성으로 1960년대에야 널리 받아들여졌다.이러한 깨달음은 달의 충돌 역사가 중첩의 지질학적 원리에 의해 점차적으로 밝혀질 수 있게 했다.즉, 크레이터(또는 그 분출물)가 다른 크레이터를 겹친 경우, 더 젊은 크레이터여야 합니다.분화구가 겪은 침식의 양은 분화구의 나이를 보여주는 또 다른 단서였지만, 이것은 더 주관적이었습니다.1950년대 후반에 이 접근법을 채택하면서, 진 슈메이커는 천문학자들로부터 달에 대한 체계적인 연구를 빼앗아 달 지질학자들의 [10]손에 달렸습니다.

충돌 분화구는 달에서 가장 주목할 만한 지질학적 과정이다.크레이터는 소행성이나 혜성과 같은 고체 물체가 빠른 속도로 표면과 충돌할 때 형성된다.충격의 운동 에너지는 진입 지점에서 멀리 방사되는 압축 충격파를 생성합니다.그 뒤를 이어 희귀한 파동이 일어나 분화구 밖으로 분출하는 대부분의 원인이 됩니다.마지막으로 바닥의 유체역학적 반발이 있어 중심 피크를 형성할 수 있습니다.

이 크레이터들은 달의 표면을 가로지르는 지름의 연속체로 나타나는데, 크기는 작은 구덩이에서 직경이 거의 2,500km이고 깊이가 13km에 이르는 거대한 남극-에이켄 분지까지 다양하다.매우 일반적인 의미에서, 충돌 분화구의 달력은 시간이 지남에 따라 분화구의 크기가 줄어드는 추세를 따릅니다.특히, 초기에 가장 큰 충격 분지가 형성되었고, 이것들은 작은 크레이터에 의해 순차적으로 중첩되었다.특정 표면에서 크레이터 직경의 크기 빈도 분포(SFD)는 크레이터 크기가 감소함에 따라 크레이터 수가 증가하는 멱함수를 따릅니다.이 곡선의 수직 위치를 사용하여 표면의 나이를 추정할 수 있습니다.

달 분화구 킹은 솟아오른 테두리, 움푹 패인 모서리, 계단식 내벽, 언덕이 있는 비교적 평평한 바닥, 중앙 능선 등 대형 충격 구성의 특징을 보여준다.Y자형의 중앙 능선은 모양이 유난히 복잡하다.

가장 최근의 영향은 날카로운 테두리를 포함한 잘 정의된 특징으로 구분됩니다.작은 크레이터는 그릇 모양을 이루는 경향이 있지만, 큰 크레이터는 바닥이 평평한 중앙 피크를 가질 수 있습니다.큰 크레이터는 일반적으로 내벽을 따라 계단이나 암반을 형성할 수 있는 움푹 패인 특징을 보인다.가장 큰 충격 분지인 다연성 분지는 융기된 물질의 2차 동심원 고리를 가질 수도 있습니다.

충돌 공정은 크레이터, 이젝트 및 광선 시스템을 밝게 보이게 하는 높은 알베도 물질을 굴착합니다.우주 풍화 작용은 이 물질의 알베도를 점차 감소시켜 시간이 지남에 따라 광선이 희미해집니다.점차적으로 분화구와 그 분출물은 미소 운석으로부터의 충격 침식과 작은 충격을 겪는다.이 침식 과정은 분화구의 특징을 부드럽게 하고 둥글게 만듭니다.분화구는 또한 다른 충돌로 인해 분출물로 덮여있을 수 있으며, 이것은 지형을 잠기게 하고 중앙 봉우리를 묻게 할 수도 있다.

큰 충격에서 방출되는 물질에는 표면에 재충돌하여 2차 충격 크레이터를 형성하는 큰 블록이 포함될 수 있습니다.이러한 크레이터는 때때로 명확하게 식별할 수 있는 방사형 패턴으로 형성되며, 일반적으로 같은 크기의 1차 크레이터보다 깊이가 낮습니다.경우에 따라서는 이러한 블록의 전체 라인이 영향을 미쳐 계곡을 형성할 수 있습니다.이것들은 충돌 전에 충돌체가 부서질 때 형성되는 크레이터의 선형 끈인 카테나 또는 크레이터 체인과 구별된다.

일반적으로 달의 분화구는 대략 원형이다.나사의 에임스 연구 센터의 실험실 실험은 매우 낮은 각도의 충돌에서도 원형 크레이터가 생성되는 경향이 있으며, 타원형 크레이터는 5도 이하의 충격 각도에서 형성되기 시작한다는 것을 증명했다.그러나 낮은 각도 충격으로 인해 분화구 중간점에서 상쇄되는 중심 피크가 생성될 수 있습니다.또한 경사 충격으로부터의 이젝트는 다른 충격 각도에서 독특한 패턴을 보인다. 즉, 60도 전후로 시작하는 비대칭성과 45도 [11]전후로 시작하는 방향으로 이젝트가 없는 쐐기 모양의 "회피 구역"이다.

암할로 크레이터는 충돌로 표면 아래에서 알베도 하층 물질을 굴착한 후 주 크레이터 주변에 이 어두운 분출물을 퇴적시킬 때 형성됩니다.이것은 마리아에서 발견되는 것과 같은 더 어두운 현무암 물질의 영역이 나중에 고지대에서 더 멀리 떨어진 충돌에서 파생된 가벼운 분출물로 덮일 때 발생할 수 있습니다.이 덮개는 아래에 더 어두운 물질을 숨기고 있으며, 나중에 후속 크레이터에 의해 발굴됩니다.

가장 큰 충격은 1킬로미터 두께의 표면의 일부를 덮은 녹은 암석을 만들었다.이러한 충격 융해의 예는 Mare Orientale 충격 분지의 북동부에서 볼 수 있다.

레골리스

주요 기사:달 토양

달 표면은 수십 억 년 동안 소행성 및 혜성 물질과 충돌해 왔다.시간이 지남에 따라 이러한 충격 과정은 표면 재료를 분쇄하고 "정원화"하여 레골리스라고 불리는 미세한 층을 형성했습니다.달의 레골리스의 두께는 어린 마리아 밑에서 2미터에서 달 고지대의 가장 오래된 표면에서 20미터까지 다양합니다.레골리스는 주로 이 지역에서 발견되는 물질로 구성되지만, 먼 곳의 충돌 크레이터에 의해 분출된 물질의 흔적도 포함되어 있습니다.메가레골리스라는 용어는 종종 지표면 레골리스층 바로 아래에 있는 심하게 부서진 암반을 묘사하기 위해 사용된다.

레골리스는 암석, 원래 암반에서 나온 광물 조각, 그리고 충돌 과정에서 형성된 유리 입자를 포함하고 있다.대부분의 달의 레골리스에서, 입자의 절반은 유리 입자에 의해 용해된 광물 조각으로 이루어져 있다; 이 물체들은 응집체라고 불린다.레골리스의 화학적 조성은 위치에 따라 다릅니다. 고지의 레골리스는 그 지역의 [citation needed]암석과 마찬가지로 알루미늄과 실리카가 풍부합니다.마리아에 있는 레골리석은 철분과 마그네슘이 풍부하고 실리카가 부족하며, 그것이 형성된 현무암도 마찬가지입니다.

달의 레골리스는 또한 태양의 역사에 대한 정보를 저장하기 때문에 매우 중요하다.태양풍을 구성하는 원자들 – 주로 헬륨, 네온, 탄소, 질소 – 은 달 표면에 부딪혀 광물 알갱이에 삽입된다.레골리스의 구성, 특히 동위원소 구성을 분석하면, 태양의 활동이 시간에 따라 변화했는지 여부를 확인할 수 있습니다.태양풍의 가스는 미래의 달 기지에 유용할 수 있는데, 산소, 수소, 탄소, 질소가 생명을 유지하는데 필수적일 뿐만 아니라 잠재적으로 연료 생산에 매우 유용하기 때문이다.달의 레골리스의 구성은 또한 그것의 근원을 추론하는데 사용될 수 있다.

달 용암 동굴

주요 기사:달 용암동굴
마레 트랑킬리타티스의 달 구덩이

달 용암 동굴은 미래의 달 기지를 건설하는 데 잠재적으로 중요한 위치를 형성하는데, 이것은 지역 탐사와 개발을 위해 사용될 수도 있고 달 너머의 탐사를 위해 인간 전초기지로 사용될 수도 있다.달 용암 동굴의 잠재력은 문헌과 [12]논문에서 오랫동안 제안되고 논의되어 왔다.달의 온전한 용암동굴은 잦은 운석 충돌, 고에너지 자외선 및 고에너지 입자, 그리고 극심한 일일 온도 [13][14][15]변화로 인해 달 표면의 혹독한 환경으로부터 은신처 역할을 할 수 있다.달 정찰 궤도선의 발사 이후, 많은 달 용암 동굴들이 [16]촬영되었다.이 달 구덩이들은 Marius Hills, Mare Ingenii, Mare Trancillitatis를 포함한 달 전역의 여러 곳에서 발견됩니다.

달 마그마 바다

주요 기사:달 마그마 바다

아폴로 11호가 가져온 첫 번째 암석은 현무암이었다.임무가 Mare Trancillitatis에 착륙했지만, 고지대에서 날아온 몇 밀리미터 크기의 바위 조각들이 발견되었다.이것들은 주로 사장석으로 구성되어 있다; 어떤 조각들은 오직 비정질 사장석으로만 구성되어 있었다.이 광물 조각들의 확인은 달의 많은 부분이 한때 녹았고 지각이 마그마 바다의 부분적인 결정화에 의해 형성되었다는 대담한 가설을 이끌었다.

이 가상의 거대 충돌 사건의 자연스러운 결과는 달을 형성하기 위해 재진입된 물질들이 뜨거웠을 것이라는 것이다.현재의 모델들은 달의 많은 부분이 달이 형성된 직후 녹았을 것이라고 예측하고 있으며, 마그마 바다의 깊이는 약 500km에서 완전히 녹을 때까지로 추정된다.이 마그마 바다의 결정화는 구성적으로 뚜렷한 지각과 맨틀을 가진 분화된 물체를 만들어냈을 것이고 달 암석의 주요 집합들을 설명할 것입니다.

달 마그마 바다의 결정화가 진행되면서, 올리빈과 피록센과 같은 광물들이 달 맨틀을 형성하기 위해 침전되고 가라앉았을 것이다.결정화가 약 4분의 3 정도 완료된 후 비정질 사장석은 결정화되기 시작했고 밀도가 낮기 때문에 부유하여 비정질 지각이 형성되었습니다.중요한 것은 양립할 수 없는 원소(즉, 액상으로 우선적으로 분할되는 원소)는 결정화가 진행됨에 따라 마그마에 점차 집중되어 처음에는 지각과 맨틀 사이에 끼여 있어야 할 KREP가 풍부한 마그마를 형성했을 것이다.이 시나리오에 대한 증거는 달 고지 지각의 매우 비정질적인 구성과 KREEP가 풍부한 물질의 존재에서 나온다.

Formation of the anorthosite crust

달암

주요 기사:문록

표면 재료

아폴로 15호가 채집한 올리빈 현무암

아폴로 프로그램은 380.05kg(837.87파운드)의 달 표면 물질을 [17]가져왔고, 대부분은 텍사스 휴스턴에 있는 달 수신 연구소에 보관되어 있으며, 소련의 루나 프로그램은 326g(11.5온스)의 달 물질을 돌려주었다.이 암석들은 달의 지질학적 진화를 해독하는 데 매우 귀중한 것으로 입증되었다.달의 암석들은 대부분 올리브, 화석, 사장석과 같은 지구에서 발견되는 흔한 암석 형성 광물들로 이루어져 있다.사장석은 주로 달의 지각에서 발견되는 반면, 화석과 감람석은 일반적으로 달의 [18]맨틀에서 발견됩니다.이 광물 일메나이트는 일부 암말 현무암에 풍부하며, 아르말콜라이트(아폴로 11호 승무원인 암스트롱, 올드린, 콜린스의 이름을 딴)라는 새로운 광물이 달 표본에서 처음 발견되었다.

마리아는 주로 현무암으로 구성되어 있는 반면, 고지대 지역은 철분이 부족하고 주로 칼슘이 풍부한 사장석으로 구성된 암석인 비정석(anorthite)으로 구성되어 있습니다.지각의 또 다른 중요한 구성 요소는 트록톨라이트, 노라이트, KREEP-염기와 같은 화성 Mg-suite 암석입니다.이 암석들은 KREEP의 석유 생성과 관련이 있는 것으로 생각된다.

달 표면에 있는 합성암은 종종 브레치아 형태로 나타난다.이들 중 하위 범주는 어떻게 형성되었는지에 따라 단편화, 화강암, 충격 용해 브레치아로 불린다.저K Fra Mauro 조성으로 대표되는 마프성 충격 용융 브레치아는 일반적인 상층 지각 비정질 암석보다 철과 마그네슘의 비율이 높을 뿐만 아니라 KREP의 함량도 더 높습니다.

성모 마리아 구성

달 고지의 암석에 대한 현무암 암석의 주요 특징은 현무암에 올리빈과 피록센의 함량이 높고 사장석이 적다는 것이다.육지 현무암보다 철분이 풍부하고 점성도 낮다.그들 중 일부는 일메나이트라고 불리는 산화철을 많이 함유하고 있다.암석의 첫 번째 표본 추출은 일메나이트와 다른 관련 광물 함량이 높았기 때문에, 그들은 "하이 티타늄" 현무암이라는 이름을 얻었다.아폴로 12호의 임무는 낮은 티타늄 농도의 현무암을 가지고 지구로 돌아왔고, 이것들은 "저 티타늄" 현무암으로 불렸다.소련의 로봇 탐사선을 포함한 후속 임무들은 현재 "매우 낮은 티타늄" 현무암으로 불리는 훨씬 더 낮은 농도의 현무암을 가지고 돌아왔다.클레멘타인 우주탐사선은 암 현무암들이 티타늄 농도의 연속체를 가지고 있으며, 가장 농도가 높은 암석들은 가장 덜 풍부하다는 것을 보여주는 자료를 반환했다.

내부구조

주요 기사:달의 내부 구조
달 내부의 온도와 압력은 깊이에 따라 증가한다.

현재의 달 내부 모델은 달의 중력장과 자전에 대한 조사뿐만 아니라, 아폴로 우주 탐사 계획 기간 동안 남겨진 지진계를 사용하여 도출되었다.

달의 질량은 내부의 틈새를 없애기에 충분하기 때문에 전체적으로 단단한 암석으로 구성되어 있는 것으로 추정된다.부피 밀도(약 3346 kg m−3)가 낮기 때문에 금속 함량이 낮습니다.질량과 관성 모멘트는 달이 반지름이 450km 미만인 철심을 가지고 있을 가능성이 높다는 것을 보여준다.달의 물리적 사서(자전에 대한 작은 섭동)에 대한 연구는 더 나아가 핵이 여전히 녹고 있다는 것을 보여준다.대부분의 행성체와 위성은 몸체의 절반 크기인 철심을 가지고 있다.따라서 달의 중심핵은 반지름의 4분의 1밖에 되지 않는다.

달의 지각 두께는 평균 약 50km이다.뒷면 지각은 평균적으로 가까운 면보다 약 [19]15km 정도 두꺼운 것으로 추정된다.지진학은 아폴로 12호와 아폴로 14호 착륙 지점 근처에서만 지각의 두께를 제한했다.아폴로 시대의 초기 분석에서는 이 현장의 지각 두께가 약 60km로 나타났지만, 최근 이 데이터의 재분석은 약 30~45km로 더 얇다는 것을 시사한다.

자기장

주요 기사: 달의 자기장

지구에 비해 달은 아주 약한 외부 자기장만을 가지고 있다.다른 주요 차이점은 달은 현재 쌍극자 자기장을 가지고 있지 않다는 것이다(핵에 있는 지구역학에 의해 생성된 것과 같음). 그리고 존재하는 자화는 거의 전적으로 지각이다.한 가설은 지각 자화가 지구역학의 작동 초기에 획득되었다는 것이다.그러나 달핵의 작은 크기는 이 가설에 잠재적인 장애물이다.또는 달과 같이 공기가 없는 물체에서는 충돌 과정에서 일시적인 자기장이 발생할 수 있다.이를 뒷받침하기 위해 가장 큰 지각 자화는 가장 큰 충격 분지의 대극 근처에 있는 것으로 보인다.달에는 지구와 같은 쌍극자 자기장이 없지만, 돌아온 암석들 중 일부는 강한 자성을 가지고 있다.게다가, 궤도에서 측정한 결과, 달 표면의 일부분은 강한 자기장과 관련이 있는 것으로 나타났습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

인용된 레퍼런스
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일반 참고 자료

외부 링크