Księżyc, naturalny satelita Ziemi (planeta podwójna). Księżyc jest ciałem niebieskim o średnicy 3476 km (0,272 średnicy Ziemi), masie 7,33?1022 kg (ok. 1/81 masy Ziemi), średniej gęstości 3,34 g/cm3 (60% gęstości Ziemi), przyspieszeniu grawitacyjnym na powierzchni 1,62 m/s2 (ok. sześciokrotnie mniejszym od ziemskiego). Temperatura powierzchni zmienia się w zakresie od 140C do -190C, ale 1 m pod powierzchnią jest w przybliżeniu stała i wynosi -30C.
Księżyc (łac. Luna) - jedyny stały naturalny satelita Ziemi. Jest on piątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Przeciętna odległość od środka Ziemi do środka Księżyca to 384403 km, co stanowi mniej więcej trzydziestokrotność średnicy ziemskiej. Średnica Księżyca wynosi 3474 km , nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to, że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy słabsze, niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi w ciągu 27,3 dnia, a okresowe zmiany w geometrii układu Ziemia-Księżyc-Słońce powodują występowanie powtarzających się w cyklu 29,5-dniowym faz Księżyca.
Powstanie księzyca
Powstało kilka teorii wyjaśniających pochodzenie naszego Księżyca. Najwcześniejsze przypuszczenia zakładały, że oderwał się on od skorupy ziemskiej wskutek sił odśrodkowych, pozostawiając bliznę w postaci ogromnego zagłębienia (którym miał być Ocean Spokojny). Jednak ta koncepcja "rozszczepieniowa" wymagała zbyt dużej początkowej energii obrotu, toteż pojawiła się hipoteza zakładająca, że Księżyc powstał niezależnie od Ziemi i został przez nią tylko przechwycony. Również ona nie zdobyła uznania w świecie nauki, ponieważ warunki wymagane do spełnienia jej założeń (na przykład gruba warstwa atmosfery, zdolna rozproszyć energię Księżyca) były niemożliwe do spełnienia. Teoria "koformacji" zakładała natomiast, że Ziemia i Księżyc powstały równocześnie z tego samego dysku akrecyjnego. Według jej twórców, Księżyc uformował się z materiału otaczającego proto-Ziemię w taki sam sposób, jak planety z pierwotnego dysku wokółsłonecznego. Nie wyjaśnia ona jednak obecności na Księżycu żelaza w postaci metalicznej. Również żadna z tych hipotez nie wyjaśnia wysokiej wartości momentu pędu układu Ziemia-Księżyc.
Obecnie, najpopularniejszą teorią tłumaczącą powstanie naszego satelity jest teoria wielkiego zderzenia. Zakłada ona, że zderzenie proto-Ziemi z ciałem wielkości Marsa wyzwoliłoby ilość energii wystarczającą do wyrzucenia dostatecznej ilości materii na okołoziemską orbitę; z materii tej następnie miał uformować się Księżyc. Jako że według obecnie obowiązujących teorii planety powstawały w toku stopniowej akrecji z małych ciał, tego typu zdarzenia musiały następować dość często w trakcie formacji Układu Słonecznego. Komputerowe symulacje takiego zdarzenia są też zgodne z danymi odnośnie momentu pędu systemu Ziemia-Księżyc, przewidują również niewielki rozmiar księżycowego jądra. Nierozstrzygnięte zagadnienia tej teorii dotyczą przede wszystkim ustalenia względnych rozmiarów Ziemi i ciała, z którym nastąpiła kolizja, a także tego, jaka ilość materiału pochodzącego z Ziemi i owego ciała utworzyła Księżyc. Według obecnych danych, nasz satelita powstał 4,527 - 0,01 miliarda lat temu, to jest około 30-50 milionów lat po uformowaniu się Układu Słonecznego.
4,5mld lat temu, Księżyc był płynną kulą. Po ok. 4mld lat temu, jego powierzchnia nieco ostygła. W tym samym czasie, nad wyglądem powierzchni Księżyca "pracowały" małe i durze meteoryty oraz ogromne bolidy, wybijając w niej charakterystyczne kratery. Między innymi, w tym samym czasie, Księżyc wkroczył w erę wulkaniczną. Około 3mld lat temu, jego powierzchnia została wygładzona przez płynną lawę. Wypełniła ona głębokie kratery i uskoki, wygładziła urwiska. Prawdopodobnie to właśnie lawa, wypełniając największe kratery, utworzyła znane nam dzisiaj wielkie morza księżycowe. Wkrótce Księżyc zaczął powoli stygnąć i taki sam krajobraz pozostał do dziś. Jedynie spadająca materia kosmiczna, powybijała w nim kratery zarówno w miejscach mórz, jak i wcześniejszych kolizji.
Powiechrznia
Powierzchnia Księżyca pokryta jest kraterami o silnie zróżnicowanych rozmiarach (największe: Clavius i Grimaldi mają 230 km średnicy i głębokość 3 km, topografią Księżyca zajmuje się selenografia). Materiał pokrywający powierzchnię (warstwa ok. 4 m) stanowi drobny, lekki (1 g/cm3) pył zbudowany z SiO2, (5070%), Al2O3, FeO, CaO, TiO2, ma średni wiek 3,7 mld lat (najstarsze fragmenty skał - 4,6 mld lat).
Atmosfera
Księżyc posiada resztkową atmosferę o gęstości mniejszej niż jedna bilionowa gęstości atmosfery ziemskiej. Rozkład masy wewnątrz Księżyca jest silnie asymetryczny, obserwuje się znaczne anomalie grawitacyjne (maskony), jądro Księżyca jest stałe i bazaltowe. Księżyc obiega środek masy układu Ziemia-Księżyc (punkt ten znajduje się średnio 4670 km od środka Ziemi) w okresie 27,3217 dnia (tzw. miesiąc syderyczny lub gwiazdowy) po orbicie eliptycznej nachylonej średnio 509' do płaszczyzny ekliptyki.
Odległość
Odległość Księżyca od środka Ziemi zmienia się i wynosi od 356 000 km do 407 000 km (średnio 384 400 km, tj. 60,3 promienia Ziemi). Dzienne przemieszczenie się Księżyca na sferze niebieskiej względem gwiazd wynosi ok. 13. W zależności od położenia względem Słońca Księżyc jest różnie oświetlony (faza Księżyca, zaćmienia), czas upływający pomiędzy dwiema identycznymi fazami wynosi 29,5306 dnia (tzw. miesiąc synodyczny). Obserwowany z Ziemi ma średnicę od 29'21" do 33'30" i jasność (w pełni) -12,7m, albedo powierzchni Księżyca wynosi od 0,05 (na tzw. morzach, czyli obszarach bazaltowych dolin), do 0,17 na obszarach pokrytych w większości anortozytem.
Jasna strona księżca
W wyniku wzajemnych oddziaływań pływowych czas obrotu Księżyca wokół swojej osi uległ synchronizacji z okresem obiegu wokół Ziemi. W jej kierunku Księżyc zwraca stale jedną swoją stronę, ale istnienie libracji (głównie geometrycznych) powoduje, że możliwe jest z Ziemi obserwowanie łącznie (lecz nie jednocześnie!) 59% powierzchni Księżyca, poznanie pozostałych 41%, należących do tzw. odwrotnej strony Księżyca, było możliwe dopiero dzięki badaniom z wykorzystaniem sond kosmicznych.
Ciemna strona księzyca
Nachylenie równika Księżyca do płaszczyzny ekliptyki wynosi 132' (drugie prawo Cassiniego). Płaszczyzny równika Księżyca i jego orbity przecinają ekliptykę wzdłuż jednej prostej, przy czym płaszczyzna ekliptyki znajduje się pomiędzy obiema wspomnianymi płaszczyznami (trzecie prawo Cassiniego).
Strona niewidoczna została po raz pierwszy sfotografowana w 1959 roku przez radziecką sondę Łuna 3. Główną cechą wyróżniającą tę stronę jest niemal całkowity brak mórz księżycowych.
Historia
Budowa i topografia Księżyca zbadana została szczegółowo w latach 60. i 70. XX w. dzięki programom badań kosmicznych Apollo (USA), Lunar Orbiter (USA), Łuna (ZSRR).
Księżyc to jedyne ciało niebieskie, do którego podróżowali i na którym wylądowali ludzie. Pierwszym sztucznym obiektem w historii, który przeleciał blisko Księżyca, była wystrzelona przez Związek Radziecki Łuna 1; Łuna 2 jako pierwszy statek osiągnęła powierzchnię naszego satelity, zaś Łuna 3 jeszcze w tym samym roku co poprzedniczki - 1959 - wykonała pierwsze zdjęcia niewidocznej z Ziemi strony Księżyca. Pierwszym statkiem, który przeprowadził udane miękkie lądowanie była Łuna 9, zaś pierwszym bezzałogowym pojazdem umieszczonym na orbicie Księżyca - Łuna 10 (oba w 1966).Amerykański program Apollo obejmował wyłącznie misje załogowe, zakończone 6 lądowaniami w latach 1969 - 1972. Eksploracja Księżyca przez ludzi zatrzymała się wraz z zakończeniem programu Apollo, jednak w 2007 roku kilka państw ogłosiło plany ponownego wysłania tam misji.
Skały księzycowe
Najogólniejszy podział skał księżycowych obejmuje skały tworzące morza i leżące na terenach wyżyn. Skały "wyżynne" dzielą się na trzy główne kategorie: żelazowo-anortozytowe, magnezowe oraz alkaliczne (niektórzy zaliczają te ostatnie do kategorii skał magnezowych). Skały żelazowo-anortozytowe składają się niemal wyłącznie z minerału anortytu (należącego do rodziny plagioklazów). Datowanie radiometryczne pozwoliło na określenie ich wieku na około 4,4 miliarda lat.
Skały magnezowe i alkaliczne to przede wszystkim bogate w cięższe pierwiastki skały wulkaniczne. W tej grupie dominują dunity, troktolity, gabro, alkaliczne anortozyty i, w mniejszych ilościach, granity. W przeciwieństwie do żelazowo-anortozytowych, skały magnezowe i alkaliczne charakteryzują się stosunkowo dużą zawartością magnezu i żelaza. Uważa się, że powstały one wskutek intruzji magmy w warstwy uformowanej już skorupy księżycowej (choć niektóre przykłady wskazują również na ekstruzje jako źródło ich pochodzenia) około 4,4 - 3,9 miliarda lat temu. Badania wykazały również pewną zawartość komponentu geochemicznego KREEP.
Księżycowe morza zbudowane są wyłącznie z bazaltu. Pomimo dużego podobieństwa do bazaltów wyżynnych, bazalt "morski" charakteryzuje się zdecydowanie większą zawartością żelaza i tytanu oraz niemal całkowitym brakiem związków wodoru.
Według relacji astronautów, pył na powierzchni Księżyca przypominał śnieg i pachniał jak zużyty proch strzelniczy. Składa się on głównie z dwutlenku krzemu (SiO2), najprawdopodobniej pochodzącego z meteorów uderzających w powierzchnię naszego satelity. Inne składniki to wapń i magnez.
Budowa księżyca
Ciemne i względnie nieurozmaicone równiny, które można dostrzec gołym okiem w czasie pełni, nazywane są morzami księżycowymi (łac. maria, poj. mare); termin ten nawiązuje do przekonań starożytnych astronomów, którzy wierzyli, że są one wypełnione wodą. Obecnie wiemy, że są to obszary zestalonej magmy. Bazalt, powstały z zastygniętej lawy, wypełnił kratery meteorytowe utworzone przez spadające odłamki skalne (Oceanus Procellarum to jeden z wyjątków, jeśli chodzi o tę regułę; jego powstanie nie jest związane z żadnym kraterem). Morza znajdują się niemal wyłącznie na widocznej stronie Księżyca, gdzie zajmują 31% powierzchni na stronie niewidocznej prawie nie występują (jedynie 2% powierzchni) . Najbardziej prawdopodobne wytłumaczenie takiego zróżnicowania dotyczy większej koncentracji elementów produkujących ciepło na widocznej półkuli, co wykazały mapy geochemiczne wykonane przez spektrometr gamma Lunar Prospectora. Obszary zawierające dużą ilość wulkanów tarczowych i kopuł wulkanicznych znajdują się na terenie mórz półkuli widocznej.
Jaśniejsze obszary Księżyca nazywane są wyżynami lub górami (łac. terrae, ang. highlands), ponieważ położone są wyżej niż morza. Kilka największych obszarów górskich na widocznej półkuli znajduje się na obrzeżach ogromnych kraterów meteorytowych, z których wiele zostało wypełnionych bazaltem; uważa się je za pozostałości pierścieni uformowanych przez fale uderzeniowe. Głównym czynnikiem odróżniającym góry ziemskie od księżycowych jest fakt, że te ostatnie nie powstały w wyniku procesów tektonicznych, a jako efekt zderzeń kosmicznych.
Zdjęcia wykonane w ramach misji Clementine pokazują, że cztery obszary górskie na skraju krateru Peary'ego na księżycowym biegunie północnym pozostają oświetlone przez cały dzień księżycowy (ok. 27,5 doby ziemskiej). Istnienie takich "szczytów wiecznego światła" właśnie tam jest możliwe dzięki niezwykle małemu odchyleniu osi obrotu Księżyca od płaszczyzny ekliptyki. Jednak obszary takie nie zostały zaobserwowane na biegunie południowym, mimo że brzegi krateru Shackleton pozostają oświetlone przez 80% dnia. Innym następstwem niewielkiego nachylenia osi jest powstanie na dnach znajdujących się na biegunach kraterów obszarów wiecznie zacienionych.
Powierzchnia Księżyca nosi wyraźne ślady licznych zderzeń z różnej wielkości odłamkami skalnymi.Kratery uderzeniowe powstają w przypadku zderzenia asteroidy lub komety z powierzchnią innego ciała niebieskiego; na Księżycu znajduje się około pół miliona kraterów o średnicy powyżej 1 km. Ponieważ uderzenia odłamków skalnych następują dość regularnie, na podstawie badań zagęszczenia kraterów na poszczególnych obszarach można określić wiek powierzchni w danym miejscu. Brak czynników wpływających na erozję (z powodu braku atmosfery) oraz brak aktywności tektonicznej sprawił, że wiele kraterów pozostało do dziś w stanie niemal nienaruszonym, przynajmniej porównując je do ich ziemskich odpowiedników.
Największy z księżycowych kraterów, uznawany także za największy w całym Układzie Słonecznym, jest basen Biegun Południowy - Aitken (ang. South Pole-Aitken basin). Znajduje się on na niewidocznej półkuli, pomiędzy biegunem południowym a równikiem; jego średnica wynosi 2240 km, a głębokość - 13 km. Duże kratery uderzeniowe na widocznej stronie to między innymi Imbrium, Serenitatis, Crisium i Nectaris
Powierzchnia księżyca pokryta jest warstwą silnie rozdrobnionego pyłu, zwanego regolitem. Jej powstanie powiązane jest z uderzeniami meteorów w powierzchnię Księżyca, toteż warstwa obecna na starszych powierzchniach jest generalnie grubsza niż ta na stosunkowo młodych obszarach. Morza księżycowe pokryte są generalnie 3-5 m regolitu, podczas gdy warstwa pokrywająca wyżyny osiąga od 10 do 20 m grubości. Głębiej pod najmocniej rozdrobnionym regolitem znajduje się warstwa, do której odnosi się termin "megaregolit". Pokrywa ta jest znacznie grubsza, sięga dziesiątki kilometrów pod powierzchnię Księżyca, i obejmuje warstwę silnie skruszonej skały.
Komety oraz meteoroidy nieustannie bombardujące Księżyc najprawdopodobniej dostarczyły na jego powierzchnię pewną ilość wody. W takim przypadku cząsteczki wody szybko rozpadłyby się na tlen i wodór pod wpływem ultrafioletowego promieniowania słonecznego (atmosfera księżycowa, z racji rzadkości, pochłania niezwykle małą część tego promieniowania), te zaś - w warunkach słabej grawitacji - uleciałyby po pewnym czasie w przestrzeń kosmiczną. Jednak ze względu na niezwykle małe nachylenie osi obrotu Księżyca do płaszczyzny ekliptyki (zaledwie 1,5) światło Słońca nie dociera do wnętrza głębokich kraterów znajdujących się w pobliżu biegunów, co stwarza na tych obszarach warunki do stabilnego istnienia cząsteczek wody.
Podczas misji Clementine wykonano mapy kraterów położonych blisko bieguna południowego wewnątrz których zachodzi takie zjawisko; symulacje komputerowe wykazały, że nawet 14 000 km2 powierzchni Księżyca może pozostawać w wiecznym zacienieniu.Dane zebrane przez Clementine sugerują obecność lodu w tych rejonach, zaś wskazania spektrometru neutronowego Lunar Prospectora wykazują nadzwyczaj wysoką koncentrację wodoru w wierzchnich warstwach regolitu na obszarach okołobiegunowych. Ilość znajdującej się tam wody szacuje się na około 1 km3.
Lód może być wydobywany, a następnie rozdzielany na atomy tlenu i wodoru przy użyciu generatorów nuklearnych lub elektrowni zasilanych energią słoneczną. Obecność pewnej ilości nadającej się do użycia wody jest ważnym czynnikiem umożliwiającym ewentualną kolonizację Księżyca w przyszłości, transport wody z Ziemi byłby bowiem niezwykle kosztowny. Jednak niedawne obserwacje dokonane za pomocą radioteleskopu Arecibo pokazują, że rzekomy lód mógł być po prostu odłamkami skał wyrzuconymi po stosunkowo niedawnych uderzeniach meteorów. Kwestia ilości wody znajdującej się na Księżycu wciąż pozostaje nierozwiązana.
Gęstość zewnętrznych warstw skorupy Księżyca, to 0.6g/cm3 rośnie wraz z głębokością i na głębokości kilku centymetrów, wynosi już 1 g/cm3.
Średnia gęstość Księżyca wynosi 3.33 g/cm3, dla porównania gęstość Ziemi to 5.25 g/cm3.
Na tej podstawie można wysnuć następujące wnioski odnośnie budowy Srebrnego Globu.
Księżyc składa się z czterech warstw. Pierwsza to skorupa górna tzw. sial (zewnętrzna część skorupy ziemskiej). Druga to skorupa dolna tzw. sima (głębsza część skorupy ziemskiej).
Następną warstwą jest płaszcz, złożony z piroksenów (krzemianów: sodu, wapnia, glinu, magnezu, żelaza i tytanu).
Czwartą warstwą jest już jądro, zbudowane z hortenolitu ( jest to minerał złożony w 10% z krzemianu magnezu i z 90% fejalitu ).
Skład skorupy księzyca:
Wodór Brak
Węgiel< 3%
Tlen58 /- 5%
Sód< 2%
Magnez3 /- 3%
Glin6,5 /- 2%
Krzem18,5 /- 3%
Siarka i Cynk13 /- 3%
. Ostatnio sonda "Lunar Prospector", wykryła w strefie "wiecznego cienia" ślady lodu. Prawdopodobnie lód zmieszał się z księżycową glebą i jak twierdzą naukowcy, ta pokrywa może sięgać kilku metrów, a w niej może być zawartych od 10 - 300mln ton wody (ciekawa perspektywa dla przyszłych baz księżycowych).
Ciekawym problemem, jest temperatura na Księżycu.
Źródłem ciepła jest z pewnością promieniowanie słoneczne, księżyc pochłania 93% tego promieniowania (widzialnego). Pochłaniając to promieniowanie, jego powierzchnia ogrzewa się, ale nie w nieskończoność, gdyż nagrzana powierzchnia odpromieniowuje część uzyskanego ciepła w przestrzeń. Im jest wyższa temperatura gruntu, tym promieniowanie to jest intensywniejsze. w końcu po uzyskaniu odpowiedniej temperatury, ustala się równowaga między ilością ciepła pochłanianego a odpromieniowanego. Z tego wynika, że w zenicie Księżyca (promień pada prostopadle do powierzchni) temperatura wynosi 115oC. Oddalając się od tego miejsca, temperatura będzie malała.
Dzięki zaćmieniom Księżyca, można określić przewodność cieplną jego gruntu i obliczyć temperaturę panującą na jego powierzchni nocą (noc na Księżycu trwa 2 tygodnie). Podczas takiego zaćmienia, w miarę pogrążania się Księżyca w półcień Ziemi, jego temperatura szybko maleje, od ok. 70oC do -100oC w ciągu godziny, czyli spadek nastąpił o 170oC. W miarę wynurzania się Księżyca z cienia Ziemi, jego temperatura gwałtownie rośnie, od -120oC do 70oC w ciągu godziny.
Jak widać grunt Księżycowy nie magazynuje dużo ciepła. Jednak badania przeprowadzone za pomocą fal radiowych wykazały, że niektóre obszary Srebrnego Globu stygną o wiele wolniej od obszarów je otaczających, np.: krater Tycho i Kopernik. Czyżby wulkanizm ?
Chyba jednak nie. Wnętrz obu kraterów najprawdopodobniej są pokryte cieńszą warstwą substancji porowatej, źle przewodzącej ciepło, więc promieniowanie cieplne przenika do głębszych warstw gruntu a więc podczas zaćmienia, wolniej się ochładza.
Struktura wewnętrzna
Księżyc jest ciałem wewnętrznie zróżnicowanym, złożonym z różniących się pod względem geochemicznym skorupy, płaszcza i jądra. Zróżnicowanie to jest najprawdopodobniej efektem krystalizacji frakcyjnej magmy księżycowej krótko po powstaniu naszego satelity około 4,5 miliarda lat temu. Energia wymagana do stopienia zewnętrznych warstw miała prawdopodobnie swoje źródło w tzw. wielkim zderzeniu, które uważa się za przyczynę powstania układu Ziemia-Księżyc, oraz późniejszym ponownym połączeniu odłamków na orbicie ziemskiej. Krystalizacja tego oceanu magmy dała początek ciężkiemu płaszczowi oraz bogatej w plagioklazy skorupie (patrz też Pochodzenie i ewolucja geologiczna poniżej).
Geochemiczne mapy powierzchni Księżyca wykazują, że jego skorupa zawiera duże ilości skał anortozytowych , co zgadza się z teorią dawnego istnienia oceanu magmy. Z pierwiastkowego punktu widzenia, składa się ona przede wszystkim z tlenu, krzemu, żelaza, wapnia oraz glinu. Bazując na metodach geofizycznych, oceniono jej grubość na około 50 km.
Częściowo płynny płaszcz księżycowy umożliwił wystąpienie erupcji wulkanicznych, a co za tym idzie powstanie bazaltowych mórz. Chemiczna analiza tych warstw bazaltu wskazują na dominującą rolę oliwinu, ortopiroksenu i klinopiroksenu, przy czym płaszcz Księżyca jest bardziej bogaty w żelazo niż jego ziemski odpowiednik. Na niektórych obszarach bazalt księżycowy zawiera pewne ilości tytanu (w postaci minerału ilmenitu), co sugeruje duże zróżnicowanie składu chemicznego wewnątrz płaszcza. Głęboko pod powierzchnią (ok. 1000 km) stwierdzono występowanie powtarzających się w miesięcznych odstępach trzęsień, powiązanych prawdopodobnie z napięciami powodowanymi ekscentrycznością orbity Księżyca.
Gęstość Księżyca wynosi średnio 3346,4 kg/m3, co czyni go drugim pod tym względem księżycem w całym Układzie Słonecznym (zaraz po Io). Jednak poczynione w tym kierunku badania wykazują, że promień jego jądra wynosi zaledwie 350 km, co stanowi zaledwie 20% promienia całego Księżyca (niewiele, mając na uwadze fakt, że u większości skalnych planet i księżyców promień jądra sięga ok. 50% promienia całkowitego). Skład księżycowego jądra nie został do tej pory dokładnie poznany, jednak przypuszcza się, że zawiera ono przede wszystkim metaliczne żelazo oraz niewielkie ilości siarki i niklu. Analiza zróżnicowania obrotu Księżyca w czasie wskazuje, że przynajmniej część jądra znajduje się w stanie płynnym.
Topografia
Dane dotyczące topografii Księżyca zostały uzyskane dzięki metodom altymetracji laserowej oraz stereoanalizy obrazów, a ostatnio także na podstawie danych dostarczonych podczas misji Clementine. Najbardziej widocznym elementem topografii Księżyca jest ogromny basen Biegun Południowy - Aitken (ciemnofioletowy obszar na ilustracji), który obejmuje najniżej położone tereny na Księżycu. Obszary położone najwyżej znajdują się niedaleko na północny wschód od tego miejsca; przypuszcza się, że mogły one powstać z ogromnej ilości odłamków skalnych wyrzuconych przy uderzeniu, które spowodowało powstanie basenu Biegun Południowy - Aitken. Inne duże kratery, takie jak Imbrium, Serenitatis, Crisium, Smythii i Orientale, również wyróżniają się dość dużą różnicą wysokości pomiędzy dnem zagłębienia a jego brzegami i pobliskimi obszarami. Dodatkową ciekawostką może być fakt, że średnia wysokość terenu dla niewidocznej półkuli jest o około 1,9 km większa niż dla półkuli widocznej.[20
Pole grawitacyjne
Natężenie pola grawitacyjnego (przyspieszenie grawitacyjne) Księżyca zostało wyliczone na podstawie obserwacji sygnałów radiowych wysyłanych przez orbitujące wokół Księżyca sondy. Wykorzystano do tego efekt Dopplera polegający na zmianie częstotliwości sygnałów radiowych odbieranych na Ziemi lub innej sondzie z sondy krążącej wokół Księżyca gdy oddala lub przybliża się ona do odbiornika a tym samym i Księżyca. Badanie takie przeprowadzono między innymi z użyciem sondy Lunar Prospector. Ponieważ z powierzchni Ziemi można obserwować tylko jedną stronę Księżyca, natężenie pola grawitacyjnego na jego niewidocznej stronie nie jest dobrze znane .
Cechą charakterystyczną księżycowego pola grawitacyjnego jest występowanie tzw. maskonów, obszarów o zwiększonej grawitacji, świadczących o występowaniu pod powierzchnią Księżyca substancji o gęstości większej od otoczenia. Położenie maskonów jest powiązane jest z niektórymi ogromnymi basenami uderzeniowymi. Anomalie te wywierają znaczny wpływ na tor obiegu Księżyca przez statki kosmiczne, w związku z czym planowanie misji księżycowych wymaga opracowania dokładnego modelu grawitacyjnego. Istnienie maskonów może w pewnym stopniu być powodowane obecnością gęstej, bazaltowej lawy wypełniającej niektóre z basenów uderzeniowych. Samo to jednak nie tłumaczy całości tych anomalii grawitacyjnych; modele grawitacyjne wykonane przez Lunar Prospectora pokazują, że niektóre maskony występują w miejscach niezwiązanych z jakimikolwiek przejawami wulkanizmu. Z drugiej strony, wielkie obszary wulkanizmu bazaltowego w Oceanus Procellarum nie wywołują żadnych anomalii grawitacyjnych.
Pole magnetyczne
Księżyc ma zewnętrzne pole magnetyczne, którego natężenie waha się od 1 do 100 nanotesli - ponad 100 razy słabsze od ziemskiego (30000-60000 nanotesli). Inną różnicą jest fakt, że pole magnetycznego Księżyca nie ma charakteru dipolarnego, na podstawie tych cech uważa się, że głównym źródłem tego pola nie jest jądro, a skorupa. Jedna z hipotez zakłada, że nabrała ona właściwości magnetycznych we wczesnej historii satelity, kiedy dynamo magnetohydrodynamiczne w jądrze wciąż funkcjonowało, jednak ze względu na niewielkie rozmiary jądra teza ta wydaje się być mało prawdopodobna. Inne wyjaśnienie zakłada możliwość generowania pola magnetycznego podczas uderzeń meteorów w powierzchnię ciał pozbawionych grubej warstwy atmosfery. Teorię tę może popierać zaobserwowany wzrost natężenia pola na antypodach największych kraterów. Fenomen ten tłumaczony jest przemieszczaniem się plazmy powstałej podczas zderzenia w obecności otaczającego pola magnetycznego.
Atmosfera
Atmosfera Księżyca jest niezwykle cienka; jej całkowita masa wynosi zaledwie 104 kg. Jednym ze źródeł jej pochodzenia jest uwalnianie gazów takich jak radon, powstających podczas rozpadu pierwiastków promieniotwórczych zawartych w płaszczu oraz skorupie. Również bombardowanie mikrometeorytami, jonami wiatru słonecznego, elektronami i promieniowaniem słonecznym powoduje odrywanie cząsteczek od powierzchni i ich przechodzenie do stanu gazowego. Gazy powstałe w ten sposób mogą zostać pod wpływem grawitacji wtórnie wchłonięte przez regolit lub ulecieć w przestrzeń kosmiczną, wyrzucone przez promieniowanie słoneczne albo pole magnetyczne wiatru słonecznego (o ile są zjonizowane). Pierwiastki takie jak sód (Na) czy potas (K) wykryto w atmosferze księżycowej metodami spektroskopii z Ziemi, natomiast spektroskop alfa Lunar Prospectora wykazał obecność radonu-222 i polonu-210. Argon-40, hel-4, tlen, metan, azot, tlenek węgla (II) oraz tlenek węgla (IV) zostały wykryte za pomocą detektorów ustawionych przez astronautów misji Apollo.
Eksploracja księzyca
Pierwszy krok w dziedzinie obserwacji Księżyca został poczyniony wraz z wynalazkiem teleskopu: Galileusz przy wykorzystaniu nowego instrumentu obserwował na jego powierzchni kratery i pasma górskie.
Zimnowojenny wyścig kosmiczny pomiędzy USA a Związkiem Radzieckim doprowadził do znacznego zwiększenia zainteresowania naszym satelitą. Bezzałogowe sondy, zarówno te przelatujące obok Księżyca, jak i lądujące na jego powierzchni, wysłano bezzwłocznie po tym, jak rozwój techniki stworzył taką możliwość. Sondy radzieckiego programu Łuna jako pierwsze osiągnęły powierzchnię Księżyca. Pierwszym bezzałogowym statkiem, który przezwyciężył ziemską grawitację, była Łuna 1, z kolei z księżycową powierzchnią jako pierwsza zderzyła się Łuna 2. Pierwsze miękkie lądowanie było dziełem statku Łuna 9, a na orbicie Księżyca jako pierwsza znalazła się Łuna 10 (oba wymienione w 1966. Próbki skał księżycowych zostały dostarczone na Ziemię podczas trzech misji Łuna 16, 20 i 24, oraz wypraw Apollo o numerach od 11 do 17 (wyłączając Apollo 13, którego lądowanie nie powiodło się).
Lądowanie na Księżycu pierwszych ludzi w roku 1969 uznaje się za moment kulminacyjny kosmicznego wyścigu.Neil Armstrong, dowódca misji Apollo 11, stał się pierwszym człowiekiem na powierzchni Srebrnego Globu, jako pierwszy stawiając stopę na Księżycu dokładnie o 02:56 UTC 21 lipca 1969 roku. Do dziś ostatnią osobą, która stąpała po księżycowym gruncie, jest Eugene Cernan, członek misji Apollo 17 w grudniu 1972. Amerykańskie lądowanie i zakończony sukcesem powrót były możliwe dzięki znacznemu rozwojowi technologii w dziedzinach takich jak produkcja osłon termicznych i teorie dotyczące ponownego wejścia w atmosferę (wczesne lata 60).
Podczas misji Apollo zainstalowanych zostało wiele zestawów instrumentów badawczych. Długoterminowe stacje ALSEP (Apollo lunar surface experiment package, ang. Zestaw eksperymentalny powierzchni Księżyca Apollo) zainstalowane zostały w miejscach lądowania statków misji Apollo 12, 14, 15, 16 i 17, podczas gdy stacja tymczasowa znana jako EASEP (ang. Early Apollo Scientific Experiments Package) stanęła na Księżycu podczas misji Apollo 11. Wyposażenie stacji ALSEP składało się m. in. z czujników ciepła, sejsmometrów, magnetometrów i kątowych retroreflektorów. Z powodów czysto finansowych zakończenie transmisji danych na Ziemię nastąpiło 30 września 1977. Mimo że używane w laserowym pomiarze odległości Ziemia-Księżyc (ang. LLR, lunar laser ranging) retroreflektory kątowe są instrumentami pasywnymi, wciąż znajdują się w użyciu. Mierzenie dystansu do stacji LLR jest okresowo powtarzane z ziemskich stacji nadawczych, zachowując dokładność do kilku centymetrów; dane pochodzące z tych badań wykorzystywane są do ustalenia dokładnych rozmiarów jądra księżycowego.
Astronauta Buzz Aldrin sfotografowany przez Neila Armstronga podczas pierwszego lądowania na Księżycu
Od połowy lat 60. do połowy lat 70. na Księżyc dotarło w sumie 65 obiektów stworzonych przez człowieka tak załogowych, jak i zrobotyzowanych (10 w samym 1971 roku), przy czym jako ostatnia znalazła się na jego powierzchi Łuna 24 w 1976. Jedynie 18 z tych statków przeprowadziło kontrolowane miękkie lądowanie, a zaledwie 9 powróciło na Ziemię dostarczając próbek gruntu księżycowego. Po tym okresie Związek Radziecki zmienił główny obiekt swoich zainteresowań na Wenus i tworzenie stacji kosmicznych, zaś rząd USA zainteresował się badaniem Marsa i dalszych planet. W roku 1990 Japonia, jako trzeci kraj na świecie, umieściła na okołoksiężycowej orbicie statek nazwany Hiten. Wystrzelił on małą sondę Hagoromo, jednak awaria transmitera wykluczyła możliwość pozyskania danych naukowych.
W 1994 USA, wprawdzie jedynie za pomocą robota, wreszcie jednak powróciło na Księżyc, wysyłając statek misji Clementine. Misja ta obejmowała stworzenie pierwszej topograficznej mapy Księżyca na kształt map ziemskich, oraz pierwsze multispektralne obrazy jego powierzchni. Kolejną misją była wyprawa Lunar Prospectora, którego spektrometr neutronowy wykazał obecność anormalnie dużych ilości wodoru w pobliżu biegunów; spowodowane to jest prawdopodobnie obecnością lodu w górnych warstwach regolitu wewnątrz wiecznie zacienionych kraterów. Europejski Smart 1, wystrzelony 27 września 2003, znajdował się na orbicie Księżyca od 15 listopada 2004 do 3 września 2006.
14 stycznia 2004 prezydent Stanów Zjednoczonych, George W. Bush, ogłosił plan przywrócenia misji załogowych na Księżyc do roku 2020. Aktualnie NASA planuje utworzenie permanentnej bazy lunarnej na jednym z biegunów.
Chińska Republika Ludowa opracowała ambitny plan eksploracji Księżyca i uruchomiła w tym celu program Chang'e. Próbnik Chang'e 1 wystartował 24 października 2007 roku a orbitę Księżyca osiągnął 5 listopada. Przez rok ma transmitować na ziemię zdjęcia i dane naukowe.14 września 2007 roku z kosmodromu Tanegashima wyniesiona została z kolei w ramach misji Selene japońska sonda Kaguya. Indie zamierzają wystrzelić w stronę Księżyca kilka bezzałogowych sond, poczynając od Chandrayaan I, której start przewidziany jest na luty 2008, oraz Chandaryaan II w roku 2010 lub 2011; plany dotyczące tej drugiej zawierają możliwość wysłania robota - łazika księżycowego. Kraj ten planuje też wysłanie misji załogowej do 2030 roku.
Stany Zjednoczone zamierzają wystrzelić sondę o nazwie Lunar Reconnaissance Orbiter w roku 2008. Również Rosja zapowiedziała wznowienie zamrożonego wcześniej projektu Łuna-Głob, zakładającego wysłanie bezzałogowego lądownika oraz sondy orbitującej w roku 2009 lub 2010
Teraz
Księżyc nie zawsze okrążał Ziemię po takiej jak dziś orbicie. Z powodu działania grawitacyjnych sił pływowych, Księżyc od początku swego istnienia jest odsuwany od Ziemi o 3,4cm na rok, ale nie w nieskończoność. Po pewnym czasie, te same siły z powrotem ściągną Księżyc ku Ziemi. Będzie to wyglądało mniej więcej tak:
Księżyc wciąż będzie się oddalał od Ziemi, po pewnym czasie Ziemia i Księżyc wyrównają obroty swych globów i będą zwrócone ku sobie tą samą stroną. Okrążać się będą, jak teraz Pluton i Charon, tak jakby były połączone długim, sztywnym prętem w płaszczyźnie ich równików. Doba Ziemska wyrówna się z miesiącem gwiazdowym, najprawdopodobniej długość tego miesiąca, będzie się znacznie różnić od dzisiejszego. Księżyc będzie widoczny stale w tym samym punkcie nieboskłonu ziemskiego. Po 40mld lat, rok księżycowy, czyli pełny obieg Księżyca wokół Ziemi, będzie wynosił nie jak dzisiaj 27dni, lecz 47. Tyle samo będzie wynosiła doba na Ziemi. Księżyc będzie wtedy w odległości ok. 550 000km, jego pozorna średnica widoczna z Ziemi, zmniejszy się prawie do połowy. Po pewnym czasie, wywierane przez Słońce siły przypływowe, wraz z siłami przypływowymi Księżyca, zaczną przyśpieszać ruch wirowy Ziemi a Księżyc, zwracając nadmiar swojej energii potencjalnej, zacznie się powoli przybliżać do Ziemi. Zbliżanie się Księżyca do Ziemi będzie trwało bardzo długo, ale w końcu zbliży się do Ziemi tak bardzo, że przekroczy granicę Roche'a (leży ona 16 000km od środka Ziemi, odległość między ziemią a satelitą nie może być mniejsza, gdyż to spowoduje jego zniszczenie). Wywierane na niego siły grawitacyjne Słońca i Ziemi, rozerwą go na strzępy. Prawdopodobnie z tych okruchów, w płaszczyźnie równika ziemskiego, powstaną pierścienie podobne do pierścieni Saturna.
Altair (wcześniej znany pod nazwą Lunar Surface Access Module - ang. Moduł Dostępu (do) Powierzchni Księżyca - oznaczany także skrótem LSAM) jest projektowanym w ramach Programu Constellation amerykańskim lądownikiem księżycowym, który ma pozwolić na ponowne lądowanie ludzi na Księżycu około roku 2020.
Vision for Space Exploration (VSE, Wizja Eksploracji Kosmosu) to amerykański program badań kosmosu, ogłoszony 14 stycznia 2004 przez prezydenta Stanów Zjednoczonych George'a W. Busha. Postrzegana jest jako odpowiedź na katastrofę promu Columbia, stan lotów załogowych w NASA i jako sposób na przywrócenie w społeczeństwie entuzjazmu dla eksploracji przestrzeni kosmicznej.
* Dokończenie budowy Międzynarodowej Stacji Kosmicznej ISS do 2010 roku
* Zakończenie programu lotów promów kosmicznych do 2010 roku
* Budowa statku kosmicznego Orion (wcześniej znanego jako Crew Exploration Vehicle) do 2008 i przeprowadzenie pierwszej załogowej misji z jego udziałem do 2014 roku
* Opracowanie rakiet nośnych opartych na komponentach promu kosmicznego
* Badania Księżyca za pomocą automatycznych próbników od 2008 roku i księżycowa misja załogowa do 2020 roku
* Eksploracja Marsa i dalszych obiektów za pomocą misji automatycznych i załogowych
