Fyzika Sluneční soustavy 10 Měsíc
©© Pavel Gabzdyl a Jan Píšala
Měsíc • Měsíc je nejsnáze pozorovatelným kosmickým objektem na pozemské obloze. • Měsíc je jediné kosmické těleso, na kterém můžeme ze Země pozorovat bez dalekohledu povrchové útvary.
• Měsíc je jediné těleso, na kterém můžeme malými dalekohledy sledovat účinky impaktních, vulkanických, tektonických a zvětrávacích procesů. • Při pravidelném sledování Měsíce můžeme již pouhýma očima zjistit některé zákonitosti jeho pohybu.
"Měsíc je extrémně komplikované těleso s extrémně komplikovaným vývojem" Alan Binder - šéf projektu Lunar Prospector, 2011
Některé údaje týkající se měsíční dráhy Střední vzdálenost od Země:
384 401 km
Nejmenší vzdálenost od Země:
356 410 km
Největší vzdálenost od Země:
406 697 km
Vzdalování Měsíce od Země:
3,8 cm za rok
Excentricita dráhy Měsíce kolem Země:
0,0549
Střední úhlová rychlost pohybu Měsíce na obloze:
33´ za hodinu
Střední oběžná rychlost:
1,023 km·s-1
Střední úhlový průměr Měsíce na obloze:
31´05,2"
Nejmenší úhlový průměr Měsíce na obloze v odzemí:
29´23,2"
Největší úhlový průměr Měsíce na obloze v přízemí:
33´28,8"
Sklon oběžné roviny Měsíce kolem Země vůči ekliptice:
5°8´43,43"
Sklon rotační osy Měsíce vůči ekliptice:
1°32´32,64"
Sklon rotační osy Měsíce vůči oběžné rovině Měsíce kolem Země:
6°41´16,08"
Různé typy „měsíců“ Siderický měsíc: 27 d 7 h 43 min 11,5 s
(doba oběhu Měsíce kolem Země – vůči hvězdám)
Synodický měsíc: 29 d 12 h 44 m 2,9 s (doba od novu do následujícího novu)
Drakonický měsíc: 27 d 5 h 5 min 35,8 s (mezi dvěma průchody výstupným uzlem)
Anomalistický měsíc: 27 d 13 h 18 min 33,2 s (mezi dvěma průchody přízemím)
Tropický měsíc: 27 d 7 h 43 min 4,7 s (mezi dvěma průchody jarním bodem)
Uvedená doba všech period je stanovena z dlouhodobého průměru (stejně jako ostatní periody). Doba synodického měsíce je nejdelší v době přísluní, nejkratší v době odsluní. Lunace jsou od 17. ledna 1923 číslovány pořadovými čísly.
Librace v délce Oběžná dráha Měsíce kolem Země není přesně kruhová, ale mírně eliptická. V souladu s 2. Keplerovým zákonem se Měsíc po takové dráze pohybuje ve větších vzdálenostech od Země o něco pomaleji, v menších vzdálenostech zase rychleji. Rychlost rotace Měsíce přitom zůstává stejná. Rotace se tedy někdy oproti oběhu opozdí nebo předběhne, takže lze střídavě nahlédnout až o 6,3° za v. nebo z. okraj přivrácené strany. Jedná se o libraci v délce, díky které můžeme střídavě nahlédnout až o 6,3° za v. nebo z. okraj přivrácené strany. Díky tomu, že k této libraci přispívá i evekce (změny v přitažlivosti Slunce způsobené měnící se vzdáleností Měsíc– Slunce) a další poruchy, dosahuje librace v délce hodnoty až 7°54´.
Librace v šířce Librace v šířce spočívá v tom, že rotační osa Měsíce není kolmá na rovinu jeho oběhu kolem Země, ale svírá s ní úhel 5,1 stupňů. Následkem toho k nám Měsíc střídavě natáčí buď severní nebo jižní pól. Znamená to, že našeho souputníka občas ze Země pozorujeme poněkud z nadhledu a jindy jakoby z podhledu. K tomu naklánění přispívá ještě sklon rotační osy Měsíce, který celkovou hodnotu librace v šířce spolu s dalšími poruchami zvyšuje na 6° 50´.
rovina ekliptiky
Orientace N
E
W
S
Budete-li ze severní zemské polokoule sledovat Měsíc, jak putuje po obloze, uvidíte, že svou pravou stranou míří k západu a levou k východnímu směru. Tak to i na starších mapách Měsíce bylo. V roce 1961 ovšem Mezinárodní astronomická unie rozhodla, že tomu bude u Měsíce jinak a prohodila východ se západem tak, aby to vyhovovalo pozorovateli na Měsíci. Pravda, díky tomu se Moře východní vlastně ocitlo na západním okraji Měsíce, ale to není nic proti tomu, jaké potíže by původní orientace činila astronautům na povrchu Měsíce – vždyť by jim Slunce vycházelo na západě!
Librace N
Zjištění vzhledu Měsíce při libraci: b = - 6°, l = - 4° Hodnotu librace zjistíte například pomocí Hvězdářské ročenky, která udává selenografickou délku l a šířku b středu měsíčního disku, pozorovaného ze Země. Šířka je kladná na W sever, délka na východ (viz obrázek níže). Znamená to tedy, že například při b = 5° a l = 0°, se pro pozorovatele na Zemi natáčí severní okraj Měsíce, při b = 0° a l = –5° se k nám natáčí západní okraj a při b = 5° a l = 5° severovýchodní okraj Měsíce.
b l
S
E
Saros a zatmění Pokud Měsíc prochází v době novu vzestupným nebo sestupným uzlem, dochází k zatmění Slunce. Pokud Měsíc prochází v době úplňku vzestupným nebo sestupným uzlem Slunce, dochází k zatmění Měsíce. Poloha vzestupného o sestupného uzlu Měsíce se pomalu stáčí směrem k západu o ~19 stupňů ročně. Doba mezi dvěma průchody výstupnými uzly se nazývá drakonický měsíc (27 d 05 h 05 min 35,8 s).
rovina ekliptiky
Pozice terminátoru N
90°
45°
0°
S
Colongitudo: selenografická délka ranního terminátoru, počítaná od základního poledníku směrem k západu od 0° do 360°. Neudává momentální fázi, ale polohu terminátoru na měsíčním povrchu!
135° 315°
Přibližné hodnoty colongituda: první čtvrt: 0°, úplněk: 90°, poslední čtvrt: 180°, nov: 270°.
Výzkum Měsíce • Luna (1959 - 1976) • Pioneer (1959) • Lunar Ranger (1961 - 1965) • Zond (1965 - 1970) • Surveyor (1966 -1968) • Lunar Orbiter (1966 - 1967) • Apollo (1967 - 1972) • Galileo (1990, 1992) • Clementine (1994) • Lunar Prospector (1998 - 1999) • SMART (2003 - 2006) • SELENE (2006 – 2009) • Chandrayaan 1 (2007 – 2009) • Chang´e (2007 – 2009) • Lunar Reconnaissance Orbiter – LRO (2009 – • Chang´e 2 (2010 – 2011) • GRAIL (2011– 2012)
Místo přistání Apolla 17 na snímku ze sondy LRO
Měsíce ve Sluneční soustavě
Merkur (0)
Venuše (0)
Země (1)
Mars (2)
Jupiter (63)
Saturn (62)
Uran Neptun (27) (13)
stav ke dni 18. 1. 2013 (vzájemné velikosti planet nejsou na tomto vyobrazení ve správném poměru)
Poměry velikostí mateřské planety a jejího největšího měsíce:
Jupiter : Ganymed (27 : 1)
Saturn : Titan (23 : 1)
Uran : Titania (32 : 1)
Neptun : Triton (18 :1)
Země : Měsíc (3,6:1)
Velikost Měsíce ve vztahu k ostatním satelitům
Země 12 756 km
Ganymed 5 268 km
Titan 5 152 km Callisto 4 820 km Merkur 4 879 km
Ió 3 642 km
Měsíc 3 476 km
Vznik Měsíce: problémy • (~1850): společná akrece (Měsíc bratrem Země) • (1879): G. Darwin – odtrhnutí (Měsíc synem Země) • (~1940): J. See – zachycení (Měsíc manželem Země) • Měsíc je v porovnání se Zemí poměrně velkým tělesem (viz ostatní satelity) • průměrná hustota Měsíce je 3,3 g/cm3 , Země 5,5 g/cm3 • systém Země-Měsíc má poměrně velký moment setrvačnosti • Měsíc a Země mají téměř stejné izotopické složení • svrchních 200 km měsíční kůry muselo být v raném období roztaveno.
Teorie velké srážky (1975): Hartmann a Davis (planetární geologové) Proč je Měsíc ochuzen o železo? (1976): Cameron a Ward (astronomové) Velký moment setrvačnosti Země-Měsíc (1997): Robin Canupová Odhady hmotnosti tělesa, které se srazilo s naší planetou dosahují hodnot od 11 do 14 % současné hmotnosti Země. Jednalo by se tedy o těleso nepatrně větší než planeta Mars. (2001): Wiechert a kol. Těleso, se kterým se Prazemě srazila, představovalo její dvojče s podobným složením a s podobnou dráhou kolem Slunce. Podobnost materiálu pro výstavbu obou těles pomohl odhalit poměr izotopů kyslíku 16O, 17O a 18O, obsažených v pozemských a měsíčních horninách.
Scénář vzniku Důsledky: existence Měsíce, přílivy a odlivy, stabilizace sklonu (klima), sklon rotační osy Země (klima)
Kresby: Don Davis
Scénář vzniku Ačkoli teorie velké srážky je dosud nejlépe propracovaným modelem vzniku našeho Měsíce, nezodpovídá všechny otázky. Jednou z nich zůstává velmi podobné izotopické složení hornin na Zemi a na Měsíci. Podle současných simulací by totiž Měsíc měl být tvořen více než z 60 % materiálem, který pochází z tělesa, jež se s naší Zemí střetlo. Ovšem podle nových analýz tomu tak není. Izotopické složení Země a Měsíce je natolik podobné, že většina materiálu musí pocházet ze Země. Tento fakt se snaží vysvětlit teorie Robin Canupové (Science 17 October 2012), která se zabývá simulacemi procesů, jež vedly ke vzniku Měsíce. Nové simulace ukazují, že vznik mohla skutečně způsobit srážka, ovšem mnohem větších těles než jaká vycházela z původního modelu. Podle těchto simulací Měsíc vznikl při srážce dvou těles až pětinásobně větších než planeta Mars!
Další možné scénáře vzniku Další teorie Matija Čuky a Sarah Stewartové (Science 17 October 2012) tvrdí, že Měsíc se mohl utvořit z materiálu odděleného z rychle rotující Země. Nová teorie předpokládá, že záhy po vzniku naší planety byl pozemský den dlouhý pouze necelé tři hodiny! Iniciátorem „odštěpení“ kusu zemského pláště mohla být srážka s planetou o hmotnosti zhruba jedné desetiny hmotnosti Země. Po uplynutí jednoho dne od srážky se kolem Země zformoval disk, z něhož později vznikl náš Měsíc. Tento scénář přitom uspokojivě vysvětluje podobné složení Země a Měsíce, neboť podle něj je náš kosmický souputník složen z materiálu pocházejícího převážně ze zemského pláště. Zcela nová představa tedy v sobě kombinuje jak teorii velké srážky, tak dřívější teorii o oddělení Měsíce od Země.
Nitro Měsíce • poměrně tlustá kůra (~ 45 km)
• rigidní (pevná) litosféra až do hloubky 1 000 km • těžiště Měsíce je posunuto o 1,68 km směrem k Zemi • rozdílná mocnost kůry • těžké čediče vs. lehké anortozity?
Vývoj měsíční kůry Měsíční povrch byl tvořen hlubokým oceánem roztaveného magmatu. Na roztaveném povrchu se začala vytvářet chladnoucí slupka, ve které se díky nízké hustotě soustřeďovaly především lehčí plagioklasy. Po utuhnutí magmatického oceánu se tak vytvořila měsíční kůra z anortozitů složených převážně z plagioklasů. Naopak tmavé minerály, mezi něž patří pyroxeny a olivíny, tvořené převážně těžšími prvky jako železo a hořčík, se hromadily v nižších partiích magmatického oceánu. Dnes se proto tyto těžší prvky podílejí především na složení měsíčního pláště. Tato rekonstrukce vývoje měsíční kůry vznikla už počátkem 70. let dvacátého století. Otázkou však zůstávalo, odkud se vzala energie potřebná na udržení hlubokého oceánu roztavených hornin. Dnes už víme, že potřebnou energii mohlo obstarat teplo vzniklé při srážce Prazemě s předchůdcem Měsíce.
1. fáze
2. fáze
Měsíční stratigrafie Jednotlivé měsíční útvary a různé typy hornin nevznikly na Měsíci najednou, ale postupně, v určitém sledu. Stanovením časové posloupnosti geologických událostí se v případě Měsíce zabývá měsíční stratigrafie. Zatímco se geologická minulost Země dělí na věky (např. prvohory, druhohory), útvary (např. karbon, devon, perm) a další menší celky, u Měsíce je dělení jednodušší. Jednotlivé éry (věky) shrnuje následující stratigrafická tabulka, která vychází z publikace D. E. Wilhemse z roku 1987 The Geologic History of the Moon. Pro Zemi:
www.stratigraphy.org
Éra přednektarická – před 3,92 mld. roků Vznik měsíční kůry, velmi silné počáteční bombardování.
Diagram zobrazuje závislost míry akrece na čase. Souvislá čára vyznačuje míru akrece extrapolovanou do minulosti. Přerušovaná linie znázorňuje nárůst akrece během éry pozdního intenzivního bombardování. Graf podle Koeberla, 2004.
Éra nektarická – před 3,85 až 3,92 mld. roků Za počátek této éry se bere vznik pánve Nectaris (budoucí Moře Nektaru) před 3,92 mld. roků. V tomto poměrně krátkém období vzniká většina velkých pánví (období pozdního intenzivního bombardování).
Éra imbrická – před 3,2 až 3,85 mld. roků Počátek éry souvisí se vznikem pánve Imbrium. Tato éra se dělí na pozdně imbrickou, kdy probíhala významná vulkanická aktivita zodpovědná za vznik moří, a raně imbrickou, kdy vznikaly velké impaktní pánve.
Éra imbrická – před 3,2 až 3,85 mld. roků Počátek éry souvisí se vznikem pánve Imbrium. Tato éra se dělí na pozdně imbrickou, kdy probíhala významná vulkanická aktivita zodpovědná za vznik moří, a raně imbrickou, kdy vznikaly velké impaktní pánve.
Éra eratosthénská – před 1,2 až 3,2 mld. roků Vznik mírně erodovaných kráterů, jakými je například Eratosthenes. Světlé paprsky těchto kráterů jsou už zahlazené.
Éra kopernická – od současnosti až před 1,2 mld. roků Vznik mladých kráterů se světlými paprsky typu Koperník. Formování regolitu.
Odvrácená strana Měsíce První snímek odvrácené strany Měsíce dorazil na Zemi 18. října 1959 (sovětská sonda Luna 3). Na přivrácené straně zabírají tmavá měsíční moře 31,2 % a na odvrácené straně jen 2,6 % plochy. Jak spolu souvisejí moře a impaktní pánve? Ztenčení měsíční kůry v místech impaktních pánví mohlo způsobit snížení litostatického tlaku (tlak vyvolaný vahou nadložních hornin) a tím snížení teploty tavení magmatu, které mohlo vyvolat výlevy čedičové lávy na povrch. Radiometrická datování vzorků měsíčních hornin ovšem vypovídají o tom, že stáří impaktních pánví a jejich čedičových výlevů se liší až o stovky milionů. Čedičová výplň moří tedy probíhala později!
Kůra na odvrácené straně je v průměru o 12 km mocnější než na přivrácené. Je to hlavní příčina menšího rozšíření moří na přivrácené straně? Nejspíš ne. Na odvrácené straně se nachází gigantická impaktní pánev Jižní pól-Aitken, která způsobila výrazné ztenčení kůry, přesto se zde vyskytuje jen velmi málo projevů povrchového vulkanismu.
Topografická mapa Měsíce (Clementine)
Proč je na odvrácené straně tlustší kůra?
Před více než čtyřmi miliardami roků mohla mít Země druhý měsíc o průměru 1 300 km, který se nedlouho po svém vzniku zřítil na Měsíc. Díky tomu, že se sourozenec našeho Měsíce pohyboval po velmi podobné dráze kolem Země jako náš současný souputník, byla kolizní rychlost obou těles malá – asi 2 km/s.
M. Jutzi, E. Asphaug (2011): Forming the lunar farside highlands by accretion of a companion moon. – Nature 476, str. 69–72.
Albedové mapy aneb dichotomie měsíčního povrchu
První úvahy o povaze měsíčních hornin vycházely z astronomických pozorování uskutečněných ze Země. Galileo Galilei charakterizoval povrch Měsíce na základě různého albeda a topografie dvěma základními typy terénu: světlejšími pevninami (lat. terrae) a tmavšími moři (lat. mare). Konkrétní informace o složení měsíčních hornin přinesly analýzy měsíčního povrchu uskutečněné sondami Surveyor. Výsledky analýz potvrdily dřívější představy o dichotomii měsíčního povrchu (rozdělení na světlejší pevniny a tmavší moře), neboť v oblastech měsíčních moří bylo zjištěno vyšší zastoupení Fe a v oblasti pevnin vyšší obsah Al a nižší obsah Fe.
Zastoupení Fe (odpovídá měsíční dichotomii) Geochemické mapy sestavené na základě dat ze sondy Clementine ukázaly především silnou korelaci mezi světlostí povrchu (albedem) a obsahem FeO: tmavá moře jsou na FeO bohatá, zatímco světlé pevniny jsou na FeO chudé.
FeO (hm %) 0
5
10
15
20
Oblasti s vyšším zastoupením thoria
koncentrace thoria v ppm zastoupení koncentrací thoria v 17 lunárních meteoritech v ppm podle Koroteva et al (2003)
Rozlišování měsíčních teránů Studium dosud známých lunárních meteoritů potvrzuje, že členění měsíčních hornin na horniny měsíčních moří a horniny měsíčních pevnin, užívané při posuzování vzorků z mise Apollo, není v souladu z celkovou geochemickou povahou Měsíce. „Pevninskou“ měsíční kůru proto dělíme na tři geologické terány: Terán živcových pevnin, Terán Procellarum KREEP a Terán Jižní pól-Aitken. Měsíční moře tvořená mořskými bazalty vystupují ve všech třech pevninských teránech.
TŽP
TPK
TŽP TJPA Th (ppm) 0
2
4
6
8
10
12
Terán živcových pevnin Terán Procellarum KREEP Terán Jižní pól-Aitken
Lunární meteority jako reprezentativní vzorky
Data lunárních meteoritů podle Koroteva (2007).
Maskony Mascon (z anglického mass concentration – koncentrace hmoty) je anomální oblast v kůře spojená s podpovrchovou koncentrací hmoty. Významným jevem jsou mascony na Měsíci, kde se nacházejí ve velkých impaktních pánvích především na přivrácené straně (Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Humorum, Mare Nectaris a další menší) – jejich vznik je vysvětlován vzestupem plášťového materiálu v centru pánve krátce po impaktu. K jejich objevu došlo v roce 1968 Paulem Mullerem a Williamem Sjogrenem v americké Jet Propulsion Laboratory (NASA) při analýze odchylek drah automatických lunárních sond. Mapa tíhových anomálií z mise GRAIL. Image credit: NASA/JPL-Caltech/MIT/GSFC
Pozorování Měsíce dalekohledem Jestliže chceme měsíční povrch poznat opravdu podrobně, je třeba sáhnout po větším astronomickém dalekohledu s průměrem objektivu alespoň 10 centimetrů se stabilní montáží. Při pozorování Měsíce jsou na montáž kladeny obzvlášť vysoké nároky. Často se totiž využívá velkých zvětšení, a tak i sebemenší záchvěv může pozorování dost znepříjemnit. • teoretická rozlišovací schopnost 120“ / D (mm) • při 1“ rozeznáme na Měsíci v přízemí (1,7 km) a v odzemí (2 km) • Barnard Lyot (1897 - 1952) rozeznal na Pic du Midi 0,15“ (průměr 620 mm)
Pohled na klidný Měsíc je vzácný! Teorie P. H. Fautha: • terminátor postupuje danou oblastí 25 x do roka • podrobnosti v dané oblasti lze pozorovat zhruba dva dny (50 x do roka) • špatné počasí 1/3 (asi 15 nocí) • neklid vzduchu: 5 nocí ideální podmínky do roka
Vulkanismus na Měsíci: lávové příkrovy Astronom Gerard Kuiper už v roce 1953 na základě pozorování s pomocí 2,1 metrového dalekohledu McDonaldovy observatoře (tehdy třetího největšího přístroje na světě) zjistil, že Moře dešťů je tvořeno mnoha lávovými výlevy. Žhavá láva, která se zde v ohnivých fontánách vylévala na povrch, měla nízkou viskozitu – tzn. velice snadno tekla a mohla se rozlévat do velkých vzdáleností od místa jejího výlevu. Pozůstatkem této vulkanické aktivity jsou několik stovek metrů mocné příkrovy ztuhlých láv, které svými rozměry předčí i ty největší útvary podobného charakteru známé ze Země. Například jeden z lávových proudů na okraji Moře dešťů dosahuje délky 600 km. Na snímku z Apolla 15 je hora La Hire (v popředí) a hřbet Heim. U terminátoru jsou patrné krátery Delisle (25 km) a Diophantus (19 km). Foto: NASA
Vulkanismus na Měsíci: brázdy Brázda Hyginus je tvořena množstvím malých kráterů. Dříve byl proto vznik brázdy Hyginus připisován tzv. lineárním erupcím, při nichž se dostává magma k povrchu podél hlubokých puklin nebo tektonických struktur v kůře. Geolog Richard J. Pike má na vznik brázdy Hyginus jiný názor: podle něj je brázda tvořena řadou kráterů, které vznikly poklesem oblasti, kudy procházela vulkanická žíla.
Vulkanismus na Měsíci: klikatá údolí Nejvýznamnějším představitelem je výrazné Schröterovo údolí (Vallis Schröteri) poblíž impaktního kráteru Aristarchus v Oceánu bouří. Údolí připomínající plazícího se hada, začíná v protáhlém kráteru o průměru asi deset kilometrů, často příznačně přezdívaném „Kobří hlava“. Na své asi 150 km dlouhé cestě k Oceánu bouří se svažuje o čtyři kilometry a svými meandry připomíná tvar některých pozemských řek. V nejhlubších částech dosahuje hloubky až jednoho kilometru a široké je v průměru deset kilometrů. Před 3 až 3,7 miliardy roků zde probíhala velmi intenzivní sopečná činnost. Zdrojem lávy byla s největší pravděpodobností právě „Kobří hlava“ a řada dalších přívodních kanálů. Geologové Graham Ryder a Cassandra Coombsová odhadli rychlost pohybu lávy v těchto místech až na 300 kilometrů za hodinu! Schröterovo údolí je ovšem příliš velké na to, aby ho celé vymlela jen tekoucí láva. Pravděpodobně zde došlo k prolomení kůry, které později sloužilo jako kanál pro vydatný proud lávy.
Snímek: Lunar Consolidated Atlas
Vulkanismus na Měsíci: lunární dómy a mořské hřbety Kromě rozsáhlých příkrovů ztuhlé lávy, trhlin způsobených výstupem magmatu k povrchu nebo lávových koryt, můžeme na Měsíci rozeznat i místa, kudy na povrch vyvěrala láva. Jedná se o lávové kupy na Měsíci, které označujeme jako lunární dómy. Vznik lunárních dómů je z velké části podmíněn tvarem okolního terénu. Tam, kde se měsíční povrch svažuje, totiž může láva odtékat z místa vzniku do níže položených oblastí a vytvářet dlouhé lávové proudy. Pokud však není produkce lávy příliš velká, rozlije se žhavé magma symetricky na všechny strany plochého terénu a vytvoří lávovou kupu – lunární dóm. Mnohé lunární dómy jsou interpretovány i jako lakolity – tělesa vytvořená vniknutím magmatu do svrchních částí kůry, čímž dochází k vyklenutí povrchu. K vyboulení měsíčního povrchu ovšem mohlo dojít i v důsledku úniku sopečných plynů. Svahy typických dómů se k okolnímu terénu svažují jen pod úhlem od 1° do 8°. Na snímku dómy o kráteru Arago.
Jemné zabarvení, které na měsíčním povrchu pozorujeme, jsou způsobeny chemickým složením hornin jednotlivých povrchových oblasti. Už první jednoduché chemické analýzy, které v letech 1967 až 1968 uskutečnily na povrchu Měsíce automatické sondy Surveyor 5 až 7, ukázaly, že měsíční moře se nám jeví tmavší než pevniny díky vyššímu obsahu železa. Naopak měsíční pevniny vděčí za svůj světlý vzhled vyššímu obsahu Al2O3. Rozdíly v chemickém složení jsou však patrné i v rámci jednotlivých částí měsíčních moří. Měsíční moře totiž vznikala v období před 3,8 až 3,2 mld. roků, kdy se na povrch vylévala žhavá čedičová láva. Výlevy láv probíhaly na Měsíci v několika etapách, během nichž se měnilo chemické složení a tím zabarvení jednotlivých typů láv. foto: Martin Myslivec
Literatura Atlasy a mapy: – Rükl, A.: Atlas Měsíce. Aventinum, Praha 1991. – Rükl, A.: Atlas of the Moon. Aventinum, 2004. – Rükl, A.: Nová mapa Měsíce. Hvězdárna a planetárium hl. m. Prahy, Praha 2004. Monografie (česky):
– Gabzdyl, P.: Pod vlivem Měsíce. Hvězdárna a planetárium M. Koperníka v Brně, Brno 2002. – Gabzdyl, P.: Měsíc. Aventinum, 2006. – Grün, M.: První den na Měsíci. Gradatin, Praha 1994. – Kopal, Z.: Vesmírní sousedé naší planety. Academia, Praha 1984. Monografie (anglicky):
– Spudis, P. D.: The Once and Future Moon. Smithsonian Institution Press, 1996. – Wood, C. A.: The Modern Moon: A Personal View. Sky Publishing Corp., Cambridge 2003.
Virtual Moon Atlas Skvělý pomocník při poznávání Měsíce. Prohlídka Měsíce (http://mesic.astronomie.cz) – Souhrnné informace o Měsíci a o útvarech na jeho povrchu. Součástí jsou i praktické rady k pozorování měsíčního povrchu.
