Vznik a geologický vývoj Měsíce

„ ...Učinil tedy Bůh dvě veliká světla: větší světlo, aby vládlo ve dne, a menší světlo, aby vládlo v noci...“
Bible, Genesis

V jednom nevýznamném okrsku naší Galaxie ležel volně pohozený shluk plynu a prachu. Cosi, možná výbuch blízké supernovy způsobilo, že se tato lenivá hrouda mezihvězdného materiálu začala před pěti miliardami let otáčet a smršťovat. Z beztvaré mlhoviny se zformoval disk o průměru asi deset miliard kilometrů. Ve středu se stále více zhušťoval a zahříval až na velkou teplotu. Materiál v okrajových částech mezitím chladl, kondenzoval a nabýval podoby balvanů, z nichž se začaly tvořit předchůdci planet a planetek, kterým říkáme planetesimály nebo protoplanety. Zhruba v této době (před 4,6 miliardami roků) bychom můžeme začít pátrat po původu našeho kosmického souputníka.

Kolem roku 1974 se zrodila velmi smělá teorie o vzniku Měsíce. Přišli s ní hned dva vědecké týmy (William Hartmann, Donald Davis [1] a Alastair Cameron, William Ward [2]), které došly k závěru, že naše planeta se v období svého formování (asi před 4,5 miliardami roků) srazila s jinou, menší planetesimálou. Od té doby vědci získávají stále více důkazů, které tomuto poněkud drastickému zrození našeho souseda nasvědčují. Srážka změnila sklon rotační osy Země a urychlila její rotaci. Měsíc zároveň při přetavení ztratil těkavé látky a obohatil se pláštěm impaktoru, zatímco Země jeho jádrem, což by vysvětlovalo nížší hustotu Měsíce.

Vědci toto již neexistující dvojče Prazemě začali nazývat Theia – podle řecké mytologie to byla matka Měsíce (Seléne). Střet Prazemě s její menší sestrou připomínal nepovedený tah kosmického kulečníku: Theia se k Prazemi přiblížila pravděpodobně z boku. Téměř tečná srážka rozžhavila materiál obou těles v místě střetu na teplotu několika desítek tisíc stupňů Celsia a vystřelila jej na oběžnou dráhu kolem Prazemě. Zbytek dopadajícího tělesa se už ze spárů gravitačního působení Země nevyprostil a zabořil se do její kůry. Kolem Země se z trosek této kolize vytvořil obrovský prstenec rozžhavených hornin a prachu. Právě z tohoto materiálu se z astronomického hlediska velmi rychle (v průběhu několika tisíc roků) vytvořil náš Měsíc – jediná přirozená družice Země. Výzkumy cizích planetárních soustav přitom ukazují, že podobné srážky nejsou ojedinělé [4].

Geologický vývoj Měsíce:

Jednotlivé měsíční útvary a různé typy hornin na Měsíci samozřejmě nevznikly najednou, ale v dlouhém časovém 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 podstatně jednodušší. Jednotlivé éry (věky) shrnuje následující přehled:

		Éra kopernická (od současnosti až před 1,2 mld. roků) Vznik posledních mladých kráterů se světlými paprsky typu Koperník, Tycho (na kresbě) nebo Aristarchus. Formování regolitu.
		Éra eratosthénská (před 1,2 až 3,2 mld. roků) Vznik mírně erodovaných kráterů, jakými je například Eratosthenes. Světlé paprsky těchto kráterů jsou už v současnosti zahlazené kosmickou erozí.
		Éra imbrická (před 3,2 až 3,85 mld. roků) Počátek éry souvisí se vznikem pánve Imbrium (Moře dešťů). Imbrická éra se dále dělí na pozdně imbrickou, kdy probíhala významná vulkanická aktivita zodpovědná za čedičovou výplň většiny pánví, a raně imbrickou, kdy vznikaly velké impaktní pánve.
		Éra nektarická (před 3,85 až 3,92 mld. roků) Za počátek této éry se bere vznik impaktní pánve Nectaris (budoucí Moře Nektaru) před 3,92 mld. roků. V tomto poměrně krátkém období vzniká většina velkých mnohaprstencových pánví na Měsíci.
		Éra přednektarická (před 3,92 mld. roků) Vznik původní anortozitové měsíční kůry, velmi silné bombardování.

Měsíční horniny:

Přečtete-li si v nějaké učebnici pár řádků o měsíčních horninách, jistě narazíte na jejich rozdělení do dvou základních skupin: horniny měsíčních pevnin a horniny měsíčních moří. Toto základní dělení vychází vlastně už z prvních pozorování Měsíce dalekohledem, kdy byly oba typy terénu (světlé pevniny a tmavá moře) rozlišeny.

Pokud se budeme tohoto zjednodušeného dělení držet, pak mezi horniny měsíčních pevnin můžeme zařadit především tzv. Fe-anortozity – světlé horniny s hlavním minerálem plagioklasem reprezentující složení původní měsíční kůry, která vznikala v intervalu 4,6 až 4,3 Ga. Abych to ale až zase příliš nezjednodušoval, měl bych jedním dechem dodat, že mezi horniny měsíčních pevnin patří i Mg bohaté horniny (především vysoce hořečnaté anortozitické troktolity a hořečnaté nority) a Al bohaté horniny (alkalické anortozity, alkalické nority, alkalické gabronority, křemenné monzogabro a vzácné granity). Mezi horniny měsíčních pevnin se zařazují také zvláštní tzv. horniny KREEP, pro které je typický především vysoký obsah draslíku (K), prvků vzácných zemin (Rare Earth Elements - REE) a fosforu (P). Důležitým znakem hornin KREEP jsou i vysoké koncentrace radioaktivních prvků uranu a thoria.

S horninami měsíčních moří je to naštěstí jednodušší. Moře tvoří tzv. mořské bazalty (čediče), které vyplňují impaktní pánve a jiné nízko položené oblasti měsíčního povrchu. Z minerálů bychom v nich našli především olivín, ilmenit nebo spinel. Záznamy bazaltového magmatismu na Měsíci naznačují, že čedičová láva se po povrchu našeho kosmického souseda rozlévala v době před 4,46 Ga až před 1,0 Ga. Navzdory velkému stáří měsíčních bazaltů mají tyto horniny ve výbrusech velmi čerstvý vzhled, neboť na Měsíci nedochází k alteracím vodou a kromě šokové metamorfózy ani k žádným jiným významným přeměnám.

Měsíční mineralogie:

Mezi nejhojnější minerály měsíčních hornin patří plagioklasy, klinopyroxeny, ortopyroxeny, olivíny, ilmenity a spinelidy. Jsou to tedy takové minerály, které jsou na Zemi typické spíše pro tmavé čedičové lávy a jejich hlubinné ekvivalenty – gabra. Vůbec nejnápadnějším znakem měsíční mineralogie je naprostá absence minerálů s obsahem vody (jako např. jílové minerály, slídy, amfiboly). Ve vzorcích měsíčních hornin dopravených do pozemských laboratoří v rámci mise Apollo byly však nalezeny i takové minerály, které geologové dříve ze Země neznali. Zde je jejich stručný přehled:

Armalcolit – (Fe,Mg)Ti₂O₅ – Minerál ze skupiny oxidů objevený v roce 1970 ve vzorcích z místa přistání Apolla 11. Nachází se v titanem bohatých a rychle chladnoucích měsíčních bazaltech. Jeho název vychází z počátečních písmen členů posádky Apolla 11: Neil A. ARMstrong, Edwin E. ALdrin, a Michael COLlins. Brzy po objevu armarcolitu, byl tento minerál odhalen i v pozemských horninách.

Tranquillityit – Fe₈(Zr,Y)₂Ti₃Si₃O – Další minerál, který byl objeven ve vzorcích z Apolla 11. Jeho název vychází z místa přistání v Moři klidu (Mare Tranquillitatis). Tento minerál byl v roce 2012 objeven i ve vzorcích pozemských hornin.[7]

Pyroxferroit – CaFe₆(SiO₃)₇ – Jedná se o minerál ze skupiny pyroxenů, který před objevem ve vzorcích z Apolla 11 synteticky připravil Donald H. Lindsley v roce 1967.

Hapkeit – Fe₂Si – Pětatřicet let po přistání prvního člověka na Měsíci byl objeven dosud neznámý měsíční minerál. Nový nerost dostal název hapkeit a je pojmenován po B. Hapkeovi – profesorovi geologie a astronomie z Cornellovy univerzity v New Yorku.

Tato stránka vznikla 27. 11. 1999 Poslední aktualizace této stránky 5. 11. 2010 P R O H L Í D K A - M Ě S Í C E Veškeré materiály lze přebírat pouze se svolením autora a uvedením patřičné citace! © Pavel Gabzdyl