Månen: Forskelle mellem versioner

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Ellipse (geometri)#Linjer og punkter i og omkring en ellipse|Halve storakse]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Ellipse (geometri)#Linjer og punkter i og omkring en ellipse|Halve lilleakse]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Periapsis]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Apoapsis]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Periapsisargument]]; ω

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | Omløbshastighed<br />gns.<br />min.<br />max.

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Banehældning|Inklination]] i Jordens [[ækvator]]plan

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | Diameter ved ækvator<ref name="horizons">''[http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi JPL's HORIZONS system]'', [[Jet Propulsion Laboratory]].</ref>

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[fladtrykthed]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Rumfang]]

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Masse (fysik)|Masse]]<ref name="horizons" />

|-

| style="text-align: left; vertical-align: baseline;" | [[Undvigelseshastighed]]

|-

! bgcolor="#6295DA" colspan="2" |<font color=white size=2>Atmosfære

På Månens bagside er der i modsætning hertil næsten ingen marer, så højlandet udgør næsten 98% af overfladen.<ref>{{de sprog}} [http://www.mond-link.com/p012/p01212/index.htm www.mond-link.de]</ref> De manglende marer kan hænge sammen med, at skorpen er meget tykkere på Månens bagside.

 

 

==== Månefaser og betragtning fra Jorden ====

Regionerne med mere lyse farver kaldes ''terrae'' eller blot højsletter, eftersom de ligger højere end de fleste mareområder. Adskillige fremtrædende bjergkæder på Månens forside findes langs udkanten af de gigantiske nedslagsbassiner, hvoraf mange er blevet fyldt af basalt fra månehavene. Disse kæder menes af være de tilbageværende rester af disse bassiners ydre rand. <ref>{{en sprog}} {{cite web |first = W. | last = Kiefer | date = 2000-10-03 | url = http://www.lpi.usra.edu/expmoon/orbiter/orbiter-basins.html | title = Lunar Orbiter: Impact Basin Geology (Lunar Orbiter: Nedslagsbassiners geologi)| publisher = Lunar and Planetary Institute | accessdate = 2007-04-12}}</ref> I modsætning til hvad der er tilfældet på Jorden, menes ingen bjerge på Månen at være dannet som følge af [[tektonik|tektoniske]] begivenheder.<ref>{{en sprog}} {{cite web | last = Munsell | first = K. | publisher = NASA | work = Solar System Exploration | title = Majestic Mountains (Majestætiske bjerge)| url = http://sse.jpl.nasa.gov/educ/themes/display.cfm?Item=mountains | date = 2006-12-04 | accessdate = 2007-04-12}}</ref>

 

 

==== Nedslagskratere ====

{{uddybende|Månekrater}}

[[Fil:Moon-craters.jpg|thumb|180px|Månekrateret [[Daedalus (månekrater)|Daedalus]] på Månens bagside.]]

 

Det største krater på Månen, som også er det størst kendte krater i solsystemet, er [[Sydpol-Aitken bassin]]et. Dette nedslagskrater, som ligger på Månens bagside mellem sydpolen og ækvator, har en diameter på omkring 2.240&nbsp;km og er ca. 13&nbsp;km dybt.<ref>{{en sprog}} {{cite web | url = http://www.psrd.hawaii.edu/July98/spa.html | title = The biggest hole in the Solar System (Det største hul i Solsystemet | last = Taylor | first = G.J. | date = 1998-07-17 | publisher = Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology | accessdate = 2007-04-12}}</ref> Fremtrædende nedslagsbassiner på Månens forside er [[Mare Imbrium|Imbrium]], [[Mare Serenitatis|Serenitatis]], [[Mare Crisium|Crisium]] og [[Mare Nectaris|Nectaris]].

=== Regolit ===

 

 

Over månens skorpe ligger et findelt overfladelag, som er spredt af de mange nedslag, og som kaldes [[regolit]]. Da regolitten dannes ved nedslagsprocesser, er laget på ældre overflader som regel tykkere end på de yngre. I særdeleshed er det anslået, at tykkelsen varierer mellem 3–5&nbsp;m i marerne og op til 10–20&nbsp;m i højlandet.<ref>{{en sprog}} {{cite book | last = Heiken | first = G. | coauthors = Vaniman, D.; French, B. (eds.) |date = 1991 |title = Lunar Sourcebook, a user's guide to the Moon (''Kildeoplysninger om Månen, en brugervejledning til Månen')| publisher = Cambridge University Press | location = New York | pages = 736}}</ref> Under det fine regolitlag ligger et andet lag, der sædvanligvis omtales som ''megaregolit''. Dette lag er meget tykkere, op til snese af kilometer tykt og består af særdeles opbrudt grundfjeld.<ref>{{en sprog}} {{cite journal | last = Rasmussen | first = K.L. | coauthors = Warren, P.H. | title = Megaregolith thickness, heat flow, and the bulk composition of the moon (''Tykkelse, varmestrømning og massesammensætning af megaregolit på Månen'')| journal = Nature | date = 1985 | volume = 313 | pages = 121–124 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Natur.313..121R | accessdate = 2007-04-12 | doi = 10.1038/313121a0}}</ref>

Månen består af tre lag med forskellig geokemisk sammensætning, nemlig grundfjeldet (skorpen), kappen og kernen. Denne struktur menes at være opstået ved krystallisation af et et flydende magmaocean kort efter Månens dannelse for omkring 4,5 milliarder år siden. Energien, som var nødvendig for at smelte den ydre del af Månen menes at stamme fra et gigantisk sammenstød, som ifølge teorien skabte Jord-Måne-systemet. Krystallisationen af dette magmaocean ville nemlig føre til dannelse af en mafisk kappe og et grundfjeld rigt på [[plagioklas]] (se herom under ''[[#Oprindelse og geologisk udvikling|oprindelse og geologisk udvikling]]" nedenfor).

 

 

 

Den gennemsnitlige tæthed af Månen er 3.346,4&nbsp;kg/m³, hvilket gør den til den næsttætteste måne i solsystemet efter [[Io (måne)|Io]]. Alligevel antyder flere resultater, at Månens kerne er lille, med en radius på omkring 350&nbsp;km eller mindre.<ref name="W06"/> Det svarer til kun ca. 20% af Månens størrelse, hvilket er helt anderledes end de ca. 50%, som ellers findes hos jordlignende himmellegemer. Kernens sammensætning er lidet kendt, men det antages at den består af metallisk jern forbundet med små mængder [[svovl]] og [[nikkel]]. Analyser af tidsmæssige ændringer i Månens rotation tyder på, at kernen - i det mindste delvis - er flydende.<ref>{{en sprog}} {{cite journal | last = Williams | first = J.G. | coauthors = Turyshev, S.G.; Boggs, D.H.; Ratcliff, J.T. | title = Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy (Laserafstandsmåling til Månen:Gravitationsfysik og Månens indre og geodæsi)| journal = Advances in Space Research | date = 2006 | volume = 37 | issue = 1 | pages = 6771 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AREPS..15..271S | accessdate = 2007-04-12}}</ref>

=== Magnetfelt ===

{{uddybende|Månens magnetfelt}}

 

Månens eksterne [[magnetfelt]] er af størrelsesordenen en til hundrede [[Tesla|nanotesla]], hvilket er mindre end en hundrededel af Jordens, som er 30-60&nbsp;mikrotesla. Andre større forskelle består i, at Månen ikke nu har et [[dipol]]ært magnetfelt (sådan som en [[geodynamo]] i dens kerne ville fremkalde), og den magnetisering, som findes, stammer næsten helt fra grundfjeldet.<ref>{{en sprog}} {{cite web |url = http://lunar.arc.nasa.gov/results/magelres.htm | publisher = Lunar Prospector (NASA) | title = Magnetometer / Electron Reflectometer Results (Resultater fra magnetometer/elektronreflektometer)| date = 2001 | accessdate = 2007-04-12}}</ref> En hypotese gå ud på, at magnetiseringen af grundfjeldet skete tidligt i Månens historie, hvor en geodynamo så stadig skulle have været virksom. Kernens ringe størrelse er dog et problem for denne teori. Som et alternativ er det muligt, at der på et lufttomt legeme som Månen vil kunne genereres midlertidige magnetfelter ved store nedslagsbegivenheder. Som støtte herfor er det blevet bemærket, at de kraftigste magnetiseringer af grundfjeldet synes at forekomme nær de gigantiske nedslagsbassiners [[antipode]]r. Det er foreslået, at et sådant fænomen kunne være resultatet af en fri ekspansion i en nedslagsfremkaldt sky af plasma rundt om Månen med et omgivende magnetfelt.<ref>{{en sprog}}{{cite journal |last = Hood | first = L.L. | coauthors = Huang, Z. | title = Formation of magnetic anomalies antipodal to lunar impact basins: Two-dimensional model calculations (Dannelse af magnetiske anomalier som antipoder til nedslagsbassiner på Månen: Todimensionale beregningsmodeller | journal = J. Geophys. Res. | volume = 96 | pages = 9837–9846 | date = 1991 | doi = 10.1029/91JB00308}}</ref>

; Spaltningshypotesen : Tidlige spekulationer gik ud på, at Månen slyngedes ud fra Jordens overflade af [[centrifugalkraft]]en, hvilket efterlod et bassin – som antages at være [[Stillehavet]] – som et ar.<ref>{{cite journal |last=Binder |first=A.B. |title=On the origin of the moon by rotational fission (Om Månens dannelse ved spaltning pga. rotation)|journal=The Moon |date=1974 |volume=11 |issue=2 |pages=53–76 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974Moon...11...53B |accessdate=2007-04-12 |doi=10.1007/BF01877794}}</ref> Denne ide kræver imidlertid en alt for stor oprindelig jordrotation, og selvom dette havde været muligt, ville en sådan begivenhed have givet til resultat, at Månens omløb ville følge Jordens ækvatorplan, hvilket ikke er tilfældet.

; Indfangningshypoten : Andre spekulationer er gået på, at Månen dannedes et andet sted og senere blev indfanget af Jordens gravitation.<ref>{{en sprog}} {{cite journal |last=Mitler |first=H.E. |title=Formation of an iron-poor moon by partial capture, or: Yet another exotic theory of lunar origin (Dannelse af en jernfattig måne ved delvis indfangning, eller: Endnu en eksotisk teori om Månens oprindelse) |journal=[[Icarus (journal)|Icarus]] |date=1975 |volume=24 |pages=256–268 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975Icar...24..256M |accessdate=2007-04-12 |doi=10.1016/0019-1035(75)90102-5}}</ref> Imidlertid er de betingelser, som er nødvendige for at dette kan have forekommet, usandsynlige. Det gælder f.eks., at Jordens atmosfære skulle have været langt tykkere end nu for at kunne [[Dissipation|dissipere]] energien fra en forbipasserende Måne.

; Samdannelseshypotesen : Denne antager, at Jorden og Månen dannedes samtidig på samme tid og sted ved sammenstød i en skive af stof i omløb om Solen. Månen skulle så være dannet af materiale i omløb om den unge proto-Jord på samme måde, som planeterne dannedes omkring Solen. Det er anført, at denne hypotese ikke fyldestgørende forklarer manglen på metallisk jern på Månen.

 

 

=== Geologisk udvikling ===

 

Den anden betydningsfulde geologiske proces, som påvirkede Månens overflade, var marevulkanisme. Ophobningen af varmeproducerende grundstoffer i KREEP-områderne menes at have opvarmet den underliggende kappe med en delvis smeltning til følge. En del af disse magmaer steg op til overfladen og forårsagede udbrud, som er grunden til de høje koncentrationer af marebasalter på Månens forside.<ref name="S06"/> Hovedparten af Månens marebasalt stammer fra udbrud, som i Imbrianperioden skete i dette geologiske område for 3–3,5 milliarder år siden. Dog er nogle prøver dateret til en så høj alder som 4,2 milliarder år,<ref name = "Papike">{{en sprog}} {{cite journal | last = Papike | first = J. | coauthors = Ryder, G.; Shearer, C. | title = Lunar Samples (Måneprøver)| journal = Reviews in Mineralogy and Geochemistry | volume = 36 | pages = 5.1–5.234 | date = 1998}}</ref> og de yngste udbrud menes på grundlag af [[kratertælling]] at være sket for kun 1,2 milliarder år siden.<ref name = "Hiesinger">{{en sprog}} {{cite journal | last = Hiesinger | first = H. | coauthors = Head, J.W.; Wolf, U.; Jaumanm, R.; Neukum, G. | title = Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum (Alder og stratigrafi for marebasalter i Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum og Mare Insularum) | journal = J. Geophys. Res. | volume = 108 | pages = 1029 | date = 2003}}</ref>

 

Fra midten af 1960'erne til midten af 1970'erne nåede 65 kunstige objekter til Månen (både bemandede og robotstyrede, og heraf ti alene i året 1971), hvoraf det sidste var [[Luna 24]] i 1976. Kun 18 af disse var kontrollerede [[månelanding]]er, og heraf gennemførte halvdelen en returrejse og vendte tilbage med prøver af [[måneklippe]]r. Sovjetunionen vendte derpå primært opmærksomheden mod [[Venus (planet)|Venus]] og [[rumstation]]er, mens USA's interesse rettedes mod [[Mars (planet)|Mars]] og videre ud. I 1990 sendte Japan ''[[Hiten]]''-sonden i kredsløb om Månen og blev dermed den tredje nation, som udførte denne bedrift. Sonden frigjorde en mindre sonde, ''Hagomoro'', i månekredsløb, men dens sender svigtede og forhindrede dermed opnåelse af yderligere videnskabelige resultater fra missionen.

I 1994 vendte USA tilbage til Månen med Pentagons [[Clementine-mission|Clementine-sonde]], som opnåede den første, næsten fuldstændige topografiske kortlægning af Månen og de første globale multispektrum-billeder af overfladen. Den efterfulgtes af NASA's ''[[Lunar Prospector]]''-mission i 1998. [[Neutron]][[spektrometer]]et i ''Lunar Prospector'' antydede tilstedeværelsen af et overskud af [[brint]] ved Månens poler, hvilket sandsynligvis kan stamme fra forekomster af is i de øverste få meter af regolitten i kratere, som ligger i permanent skygge.

 

{{god}}

{{Dagens_artikel | dato=2. marts 2005}}

 

{{Link GA|pl}}

{{Link FA|af}}

{{Link FA|bg}}

{{Link FA|tr}}

{{Link FA|vi}}

[[af:Maan]]

[[als:Mond]]