Внутрішня структура Місяця

Внутрішня структура Місяця
Олівіновий базальт, зібраний Аполлоном-15.
Тепловий стан Місяця у віці 100 млн. років. [1]

Місяць є диференційованим тілом з середньою щільністю 3346,4 кг/м 3, яке складається з геохімічно відмінних кори, мантії та планетарного ядра. Вважається, що ця структура виникла в результаті часткової кристалізації[en] матеріалу магматичного океану незабаром після його утворення приблизно 4,5 мільярда років тому. Енергія, необхідна для розплавлення зовнішньої частини Місяця, зазвичай пов’язується з гігантським зіткненням, яке, як вважають, сформувало систему Земля-Місяць, і подальшою акрецією матеріалу на орбіті Землі. Кристалізація цього магматичного океану призвела б до виникнення мафічної мантії та багатої на плагіоклаз кори.

Геохімічне картування з орбіти показує, що кора Місяця в основному анортозитна за складом[2], що узгоджується з гіпотезою магматичного океану. З точки зору елементів, місячна кора складається в основному з кисню, кремнію, магнію, заліза, кальцію та алюмінію, але важливі другорядні та мікроелементи, такі як титан, уран, торій, калій, сірка, марганець, хром[3] і також присутній водень. На основі геофізичних методів кора оцінюється в середньому приблизно в 50 км завтовшки.[4]

Часткове плавлення всередині мантії Місяця призвело до виверження морських базальтів на поверхню Місяця. Аналіз цих базальтів показує, що мантія складається переважно з мінералів олівіну, ортопироксену та клінопіроксену, і що мантія Місяця більш багата залізом, ніж мантія Землі. Деякі місячні базальти містять велику кількість титану (присутнього в мінералі ільменіт), що свідчить про те, що мантія дуже неоднорідна за складом. Встановлено, що на глибині близько 1000 км під поверхнею в мантії Місяця відбуваються місяцетруси. Вони відбуваються з місячною періодичністю та пов’язані з прилипвними навантаженнями, спричиненими ексцентричною орбітою Місяця навколо Землі. Також були виявлені кілька неглибоких місяцетрусів з гіпоцентрами, розташованими близько 100 км під поверхнею, але вони трапляються рідше і, здається, не пов’язані з місячними припливами.[4]

Ядро

Схематичне зображення внутрішньої будови Місяця

Кілька доказів свідчать про те, що місячне ядро невелике, має радіус приблизно 350 км або менше.[4] Розмір місячного ядра становить лише близько 20% від розміру самого Місяця, на відміну від приблизно 50%, як у більшості інших земних тіл. Склад місячного ядра не дуже обмежений, але в основному вважається, що воно складається з металевого сплаву заліза з невеликою кількістю сірки та нікелю. Аналіз змін у часі обертань Місяця показує, що ядро принаймні частково розплавлене.[5] У рамках ударного сценарію формування формування ядра Місяця могло відбутися протягом перших 100–1000 років від початку його акреції з його супутників.[6]

У 2010 році повторний аналіз старих сейсмічних даних Аполлона про глибинні місяцетруси з використанням сучасних методів обробки підтвердив, що Місяць має багате залізом ядро з радіусом 330 ± 20 км. Той же повторний аналіз встановив, що тверде внутрішнє ядро з чистого заліза має радіус 240 ± 10 км. Ядро оточене частково (10-30%) розплавленим шаром нижньої мантії радіусом 480 ± 20 км (товщина ~150 км). Ці результати означають, що 40% ядра за об’ємом затверділо. Щільність рідкого зовнішнього ядра становить близько 5 г/см3 і може містити до 6% сірки за вагою. Температура в ядрі, ймовірно, близько 1600–1700 К (1330–1430 °C)[7].

Місяць - Океан Бур
Стародавні рифтові долини – прямокутна структура (видиме зображення – рельєф – градієнти гравітації GRAIL) (1 жовтня 2014 р.)
Стародавні рифтові долини – контекст.
Стародавні рифтові долини – крупний план (концепція художника).

У 2019 році повторний аналіз майже 50-річних даних, зібраних під час експерименту Lunar Laser Ranging з даними місячного гравітаційного поля від місії GRAIL, показує, що для розслабленого місячного рідинного ядра з негідростатичними літосферами сплощення ядра визначається як (2.2±0.6)×10−4 радіуса межі ядра та мантії 381±12 км.[8]

Див. також

Примітки

  1. ↑ Maurice, M.; Tosi, N.; Schwinger, S.; Breuer, D.; Kleine, T. (1 липня 2020). A long-lived magma ocean on a young Moon. Science Advances (англ.). 6 (28): eaba8949. Bibcode:2020SciA....6.8949M. doi:10.1126/sciadv.aba8949. ISSN 2375-2548. PMC 7351470. PMID 32695879. Text and images are available under a Creative Commons Attribution 4.0 International License.
  2. ↑ P. Lucey and 12 coauthors, P. (2006). Understanding the lunar surface and space-Moon interactions. Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 60 (1): 83—219. Bibcode:2006RvMG...60...83L. doi:10.2138/rmg.2006.60.2.
  3. ↑ What Chandrayaan 3 has found on moon so far: Oxygen, sulphur, iron, silicon. Hindustan Times (англ.). 30 серпня 2023. Процитовано 15 листопада 2023.
  4. ↑ а б в Mark Wieczorek and 15 coauthors, M. A. (2006). The constitution and structure of the lunar interior (PDF). Reviews in Mineralogy and Geochemistry. 60 (1): 221—364. Bibcode:2006RvMG...60..221W. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. Архів оригіналу (PDF) за 21 грудня 2014.
  5. ↑ J. G. Williams; S. G. Turyshev; D. H. Boggs; J. T. Ratcliff (2006). Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy. Advances in Space Research. 37 (1): 67—71. arXiv:gr-qc/0412049. Bibcode:2006AdSpR..37...67W. doi:10.1016/j.asr.2005.05.013.
  6. ↑ S. Sahijpal; V. Goyal (2018). Thermal evolution of the early Moon. Meteoritics and Planetary Science Journal. 53 (10): 2193—2211. arXiv:2001.07123. Bibcode:2018M&PS...53.2193S. doi:10.1111/maps.13119.
  7. ↑ Weber, R. C.; Lin, P.-Y.; Garnero, E. J.; Williams, Q.; Lognonne, P. (2011). Seismic Detection of the Lunar Core. Science. 331 (6015): 309—312. Bibcode:2011Sci...331..309W. doi:10.1126/science.1199375. PMID 21212323. S2CID 206530647.
  8. ↑ Viswanathan, V.; Rambaux, N.; Fienga, A.; Laskar, J.; Gastineau, M. (9 липня 2019). Observational Constraint on the Radius and Oblateness of the Lunar Core-Mantle Boundary. Geophysical Research Letters. 46 (13): 7295—7303. arXiv:1903.07205. Bibcode:2019GeoRL..46.7295V. doi:10.1029/2019GL082677.

Посилання