+Luna 320px<font color="white"> Caracteristicas orbitalas Semiaxe major km Perigèu km Apogèu km Excentricitat 0,0554 Periòde orbital sideral 27,3217 d27 d 7 h 43 min Periòde sinodic 29,53 d Velocitat orbitala mejana 1,023 km/s Inclinason 5,1454ºa respècte de l'ecliptica Periòde de rotacion Rotacion sincròna Obliqüitat 1,5424ºa resp. de la normala a l'eclip. S'alunha de la Tèrra 3,8 cm/an Caracteristicas fisicas Diamètre mejan 3475 km Massa 7,347 673·1022 kg Volum 2,1958·1010 km3 Densitat mejana 3344 kg/m3 Gravitat 1,62 m/s2 Velocitat d'escapament 2,38 km/s Albedo 0,12 Caracteristicas atmosfericas Pression atmosferica 3·10-13 kPa Temperatura mejana min. mej. max. 40 K 250 K 400 K Composicion de l'atmosfèra Èli 4 4He particulas/cm3 Neon 20 20Ne " Idrogèn H2 " Argon 40 40Ar " Neon 22 22Ne 5000 " Argon 36 36Ar 2000 " Metan CH4 1000 " Amoniac NH3 1000 " Dioxid de carbòni CO2 1000 " Oxigèn O+ Alumini Al+ Silici Si+ Traças Fosfòr P+ Sòdi Na+ Magnèsi Mg+ Preséncia possibla
La Luna (var. Lua) es lo solet satellit natural de la TèrraMorais, M.H.M.; Morbidelli, A. (2002). "The Population of Near-Earth Asteroids in Coorbital Motion with the Earth". Icarus 160: 1–9. doi:10.1006/icar.2002.6937.. A un diamètre de 3475 km e orbita a una distància mejana de . Sa massa es 81 còps pus pichona que la de la Tèrra, e l'acceleracion de la gravitat es aperaquí un seisen d'aquela de la Tèrra. Sa superfícia es claufida de cratèrs e son atmosfèra es insignificanta. Foguèt lo 21 de julhet de 1969, amb los astronautas de l'Apollo 11, que los òmes botèron lo pè sus son sòl lo primièr còp.
Caracteristicas fisicas
La Luna es un satellit rocassós qu'a una forma quasi esferica amb un rai mejan de e que fa partida dei gròs satellits dau Sistèma SolarWilliams, Dr. David R. (2 February 2006). "Moon Fact Sheet". NASA (National Space Science Data Center). . D'efèct, sa massa representa 1,23% de la massa terrèstra e son diamètre 27,3%. A respèct de la Tèrra, es donc una talha importanta e un fach unic per una planeta dau Sistèma Solar.
Estructura intèrna
La Luna es un còrs diferenciat amb un nuclèu, un mantèu e una crosta. Aquela diferenciacion es lo resultat supausat dau refrejament d'un ocean de magmaNemchin, A.; Timms, N.; Pidgeon, R.; Geisler, T.; Reddy, S.; Meyer, C. (2009). "Timing of crystallization of the lunar magma ocean constrained by the oldest zircon". Nature Geoscience 2: 133–136.. Ansin, lo refrejament de l'ocean auriá premier causat la cristallizacion e la migracion vèrs lei prefondors de mineraus coma l'olivina entraïnant la formacion d'un mantèu maficShearer, C.; et al. (2006). "Thermal and magmatic evolution of the Moon". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 365–518.. Puei, après la cristallization dei tres quarts de l'ocean iniciau, lei mineraus leugiers, coma lei plagioclasis, montèron vèrs la superficia e formèron una crosta d'una espessor de 50 km . Sota lo mantèu e la crosta, lo nuclèu de la Luna seriá parcialament en fusion e relativament pichon a respèct deis autrei còrs rocassós amb un rai de quasi 350 quilomètres, siá 20% dau rai de la planeta contra una valor mejana de 50%Wieczorek, M.; et al. (2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 221–364. . La composicion dau nuclèu es mau coneguda mai podriá principalament contenir de fèrre amb un pauc de sulfurs e de niquèlWilliams, J.G.; Turyshev, S.G.; Boggs, D.H.; Ratcliff, J.T. (2006), Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy, Advances in Space Research 37 (1): 6771..
Geologia de la superficia
La superficia de la Luna se caracteriza per divèrsei tipes de terrens recubèrts per un materiau dich regolit.
Lei tèrras autas
thumb|left|Fotografia de la Luna ambé lei maria (terrens sornes) e lei terrae (terrens brilhants).
Lei tèrras autas son lei terrens pus lusents de la Luna. Son dichas terrae (terra au singular) segon una apelacion introducha per Johannes Kepler. Lor composicion es anortositica. Son tanben lei sòus lunars pus ancians e son donc abondantament craterizats.
Lei mars lunaras
Totjorn segon l'apelacion de Johannes Kepler, lei terrens sornes de la Luna son dichs maria (mare au singular). An una composicion basaltica e son de plans de lava. Lo temps dei maria es estimat entre 3,12 e 4,2 miliards d'annadas segon de mesuras radiometricasJames Papike, Grahm Ryder, and Charles Shearer (1998). "Lunar Samples". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 36: 5.1–5.234. e 1,2 miliards d'annadas segon l'estudi dei cratèrsH. Hiesinger, J. W. Head, U. Wolf, R. Jaumanm, and G. Neukum, H. (2003). "Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum". J. Geophys. Res. 108: 5065. . La màger part dei maria an emplit de bacins situats a bassa altitud e que s'atròban principalament sus la fàcia visibla. I a pas de relacion entre lei bombardaments d'asteroïdes dau començament dau Sistèma Solar e leis erupcions a l'origina dei mars. D'efèct, leis erupcions aguèron luòc 500 milions d'annadas après la formacion dei bacins. De mai, certanei mars, coma Oceanus Procellarum, correspòndon pas amb un bacin d'impact conegut. La rason supausada de la preséncia pus importanta sus la fàcia visibla es que la crosta i seriá mens espessa.
Cratèrs d'impacte
left|thumb|Imatge dau cratèr d'impacte King amb un piton centrau.
Lei cratèrs d'impacte son lo fenomèn geologic pus visible de la superficia lunara. Un cratèr es format per la collision d'un còrs solid, coma un asteroïde o una cometa, ambé la superficia dau satellit. L'energia cinetica de l'impacte crèa una onda de compression que se propaga a l'entorn dau ponch d'intrada. Puei, i a propagacion d'una onda de rarefaccion qu'es responsabla de la formacion deis ejectas. Enfin, un rebomb idrodinamic dau fons de la cavitat pòu crear un piton centrau.
Lei cratèrs pus recents son caracterizats par un sistèma de rais formats per leis ejectas e, generalament, presentan un albedo pus important que lo rèsta de la superficia, dau fach de l'excavacion de materiaus pus brilhants. L'erosion dei cratèrs es fòrça lenta. Es causada per d'impactes de micrometeorits e de meteorits mens grands.
La talha dei cratèrs lunars varia fins a un diamètre de amb una prefondor egala a 13 km per lo bacin d'impacte dich Pòl Sud-AitkenSpudis, Paul D.; Reisse, Robert A.; Gillis, Jeffrey J. (1994). "Ancient Multiring Basins on the Moon Revealed by Clementine Laser Altimetry". Science 266 (5192): 1848–1851 Pieters, C.M.; Tompkins, S.; Head, J.W.; Hess, P.C. (1997). "Mineralogy of the Mafic Anomaly in the South Pole‐Aitken Basin: Implications for excavation of the lunar mantle". Geophysical Research Letters 24 (15): 1903–1906.. La forma dei cratèrs es generalament redona. D'efèct, aquela forma es observada per d'angles d'impacte tant pichons que 5°. En revenge, la forma deis ejectas podriá variar. Ansin, podriá èsser assimetrica, amb una zona sensa brigas, fins a d'angles d'impacte egaus a 45°-60°Proceedings of the Ninth Lunar and Planetary Conference. 1978..
Regolit
La superficia de la Luna es lo resultat d'impactes d'asteroïdes e de cometas pendant de miliards d'annadas. Aqueu fenomèn entraïnèt la formacion d'un materiau fòrça fin dich regolit. Tota la superficia dau satellit es recubèrta per lo regolit amb una espessor compresa entre 4-5 mètres dins lei mars e 14-15 mètres sus lei tèrras autasHeiken et al. (1991) Lunar Sourcebook, a user's guide to the Moon. New York: Cambridge University Press.. Lo regolit es principalament compausat de ròcas localas mai tèn tanben d'elements en provenança de cratèrs pus luenchs. La composicion dau regolit varia donc segon lei regions : aqueu dei tèrras autas es pus richa en alumini e silici enterin que lo regolit dei mars presenta de taus pus auts en fèrre e magnèsi.
Volcans
thumb|Sistèma de rimae au fons dau cratèr Gassendi vist per la mission Apollo 16.
Lei volcans lunars son rars e amorçats dempuei de miliards d'annadas. Son de volcans bloquiers amb una autor de quauquei centenaus de mètres e un diamètre de 8 a 12 quilomètres coma per la region de Mons Rümker. La màger part es situada dins lei regions pròchas dei mars lunarasHead, L.W.J.W. (2003). "Lunar Gruithuisen and Mairan domes: Rheology and mode of emplacement". Journal of Geophysical Research 108: 5012.. La lava d'aquelei volcans es supausada relativament viscosa e rica en silici.
Grabens
Lei grabens son constituits per doas falhas normalas. Son situadas principalament ai borduras dei bacins d'impactes.
Dorsalas
Lei dorsalas son d'estructuras autas, coma una cresta, que podrián agantar una longor de plusors centenaus de quilomètres amb una forma sinuosa. Son principalament situadas a l'entorn o dins lei mars lunaras. Son formadas per la preséncia de magmas basaltics refrejats e contractats en prefondor.
Rima e rimae
Una rima es una depression generalament sinuosa semblant un canau que podriá agantar una longor de quauquei centenaus de quilomètres. Son dichas rimae per un sistèma tenent unei depressions. La superficia de la Luna es compausada per tres tipes diferents de rimae : de rimae sinuosas probablament causadas per l'afondrament de tubes de lava sosterranhs. Son situadas ai pès de volcans lunars coma Vallis Schröteri. de rimae en arc situadas vèrs lei bòrds dei mars lunaras e formadas per lo refrejament de la lava de la mar. de rimae drechas que son lei ribas afondradas d'una falha anciana.
Geografia
thumb|center|1100px| thumb|center|600px Lei doas fàcias de la Luna son relativament diferentas. D'efèct, l'espessor de la crosta, e donc l'altitud, son pas identicas : la fàcia esconduda es generalament pus auta que lo costat visible. La consequéncia es que la màger part dei mars lunaras son situadas sus la fàcia visibla. Ansin, quasi 31% de la superficia visibla es recubèrta per de plans basaltics contra 2,5% e la fàcia esconduda es donc pus craterizadapudis, P.D. (2004). "Moon". World Book Online Reference Center, NASA. Gillis, J.J.; Spudis, P.D. (1996). "The Composition and Geologic Setting of Lunar Far Side Maria". Lunar and Planetary Science 27: 413–404. .
La fàcia visibla presenta donc unei mars lunaras. La principala es dicha Oceanus Procellarum dins la partida occidentala. Au sud de l'Oceanus Procellarum, se situan la Mare Humorum e la Mare Nubium. Dins sa partida nord, l'ocean es separat de la Mare Imbrium per la cadena de montanhas dei Montes Carpatus. Aquela mar es la segonda de la Luna en talha amb un diamètre de 1123 quilomètres. Sa forma es relativament circulara. La Mare Imbrium es desseparada de la Mare Frigoris au nòrd per lei Montes Alpes e de la Mare Serenitas a l'èst per lei Montes Apeninnus. Puei, a l'èst de la Mare Imbrium, se situan la Mare Serinitatis e, vèrs lo sud, la Mare Tranquilitatis. Lo sud de la fàcia visibla es pus craterizat e son altitud es pus auta. Lo cratèr Tycho ambé son sistèma de rais brilhants es un dei relèus pus facilament vesedor d'aquela partida.
Lo relèu de la partida esconduda de la Luna es marcada per lei tèrras autas a l'entorn dau cratèr Korolev que se montan a d'altituds superioras a 6 km a respèct de l'autor mejana dau satellit. Es tanben marcada per lo bacin d'impacte dich Pòl Sud-Aitken, son diamètre de 2500 km e sa prefondor de Taylor, G.J. (17 July 1998). "The Biggest Hole in the Solar System". Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. . Situat au sud dei tèrras autas, aqueu cratèr es lo pus grand conegut dins lo Sistèma Solar. Doas mars lunaras, Mare Moscoviense dins lo nòrd e Mare Ingenii dins una partida dau bacin Pòl Sud-Aitken, son situadas sus la fàcia esconduda. A respèct dau costat visible, son fòrça pichonas. Quauquei cratèrs, coma lo cratèr Tsiolkovski, an tanben un fons basaltic e sorne.
Atmosfèra