Měsíc očima geologa

Měsíc je dosud jediným tělesem ve sluneční soustavě, který bylo možno geologicky studovat stejně jako Zemi. Mimo základní charakteristiku, která je dána vlastnostmi Měsíce vyplývajícími z nebeské mechaniky, bylo možné u něj použít nejen metody vyvinuté pro pozemský fotogeologický výzkum (geologické vyhodnocení snímků pořízených velkými dalekohledy a kosmickými sondami), ale i přímý výzkum povrchu člověkem a laboratorní studium vzorků odebraných na povrchu buď kosmickou sondou, nebo které odebral a přivezl na Zemi člověk. Součástí tohoto výzkumu byla i některá geofyzikální měření na povrchu. Uveďme si v přehledu alespoň některé výsledky, které byly dosaženy.
Jedno z nejdůležitějších čísel, které charakterizuje Měsíc, a které je vůbec zajímavé u všech ostatních těles sluneční soustavy, je hustota. Co nám může o nějakém tělese prozradit? Zhruba vypovídá z čeho, z jakých prvků nebo hornin, je těleso složeno. Pokud tento údaj navíc skloubíme s koeficientem momentu setrvačnosti, dostaneme hrubý obraz o uspořádání hmoty v tělese. Přitom především vycházíme z porovnání celkové hustoty tělesa odvozené z poznatků nebeské mechaniky a z předpokládaných nebo známých hustot hornin, které skládají jeho povrch. Hustota Země jako celku je asi 5530 kg.m-3. Na povrchu má většinou lehké horniny, jako jsou granity – lidově řečeno žuly a jim příbuzné horniny, (hustota zhruba 2600 až 2700 kg.m-3) a usazené horniny (hustota 2000–2700 kg.m-3). Dalšími důležitými horninami, které se podílí na stavbě Země, jsou minerály s vysokými obsahy železa a hořčíku – bazalty (v běžné mluvě čediče ap.). Jejich hustoty kolísají podle složení od 3000 až do 3500 kg.m-3. To znamená, že v zemském nitru musí být těžší hmoty. Jak se odvodilo podle petrologických výzkumů, geofyzikálních měření a podle dalších úvah, měly by to být bázické horniny obsahující vysokotlaké minerální fáze a železo, případně síra. Průměrná hustota Měsíce je 3340 kg.m-3. Je tedy velmi podobná hustotě bazaltů a pravděpodobně se do hloubky příliš nemění. Složení našeho souseda jako celku je tudíž velmi podobné složení bazaltů.
 
Luna 1Výzkum Měsíce lze v podstatě rozdělit na dvě období. První začalo když se na něj podíval Galileo Galilei kukátkem a skončilo kolem roku 1960, kdy začal kosmický výzkum. Jak se vyvíjely dalekohledy, tak se i více vědělo o Měsíci. Už v roce 1651 Giovanni Riccioli vydal první topografickou mapu a řada názvů, jež zavedl, se užívají i dnes. Jak se lepšila technika, rostly i naše vědomosti. Pomáhala astronomická fotografie a další metody. Poznatky o povrchových tvarech Měsíce a o jejich vzniku se prohlubovaly. Proběhla vášnivá diskuze o tvorbě kráterů, ve které vědci převážně dospěli ke shodě, že vznikly následkem pádů různě velkých těles (tzv. impaktů). Výsledkem výzkumů bylo sestavení topografických map v měřítku 1:1000000 a prvních geologických map, které předcházely letu sond a konečně i letu člověka. Zásadní zvrat v poznání začal rokem 1959, kdy na měsíční povrch dopadla neřízeně sonda Luna 2. To byl začátek druhé etapy studia Měsíce, která vyústila přistáním lidských posádek v programu Apollo na Měsíci a v podrobném studiu přivezených vzorků. Přímý výzkum Měsíce podstatně rozšířil naše poznatky, které nyní podávají již mnohem realističtější obraz.
 
 
Základní geologická charakteristika měsíčního povrchu:
Měsíc je těleso podstatně jednodušší než Země. Povrch naší mateřské planety formuje celá řada geologických pochodů vnitřních (pohyby litosférických desek, sopečná činnost aj., majících zdroje energie v zemském nitru), tak i vnějších (tekoucí voda, vítr. ledovce aj., které jsou závislé na sluneční energii). To vede ke vzniku velmi rozmanitých tvarů zemského povrchu a někdy i k obtížnému rozeznávání, jak tyto útvary vznikly. Na celém měsíčním povrchu se dříve uplatňovaly impakty a sopečná činnost. Dnes tam působí jednotně pouze kosmická eroze. Nikdy tam však nepůsobily tak rozmanité geologické pochody jako na Zemi. Např. tam nejsou různé způsoby zvětrávání jako na Zemi, jež způsobují, že stejné horniny (např. granity) mají v různých klimatických podmínkách velmi rozdílné povrchové tvary. To se nepříznivě uplatňuje např. při analýze družicových nebo leteckých snímků jednoduchých granitových masívů z různých klimatických pásem. Jinak vypadá granitový masív v tropickém pásmu, kde je pokrytý tlustou vrstvou zvětralin, jinak ve studeném pásmu, kde výrazně vystupuje v podobě kopců. Něco takového na Měsíci naštěstí není. Všechny horniny podléhají stejným procesům, a proto je jejich srovnávání daleko jednodušší.
Geolog H. Schmitt na Mesici (foto NASA)K hlubšímu poznání a k upřesnění našich představ významně přispěly přivezené měsíční vzorky, které patří k nejpodrobněji zkoumaným horninám a minerálům vůbec. Jen málokterý vzorek ze Země se může těšit takové pozornosti jako např. první kameny z Apolla 11. To vše vedlo k novým názorům nejen na Měsíc a jeho stavbu, ale i k novému pohledu na další tělesa sluneční soustavy s pevným povrchem.
Na Měsíci lze z geologického hlediska vymezit pět základních typů oblastí. Jak na našem sousedovy, tak na Marsu a konečně i na dalších tělesech sluneční soustavy postupujeme podle metodiky, kterou dobře vypracovala pozemská fotogeologie. Ta vychází z analýzy převážně leteckých, částečně družicových, snímků, ze které se snažíme extrahovat maximální množství geologických informací. Na Zemi je to o to jednodušší, že to, co odvodíme ze snímků, můžeme později kontrolovat túrami přímo v terénu. Na Měsíci to nebylo dlouhou dobu možné. V podstatě i dnes, kdy na něm lépe známe pouze devět bodů (tři sovětské sondy a šest výprav Apollo), nemáme k dispozici dostatečně široké pole poznání.
Podle celkového vzhledu Měsíce, který je znám již dlouhou dobu, protože je patrný již pouhým okem, se obyčejně na jeho povrchu vymezují vysočiny a moře. Provedený výzkum však dovoluje z geologického hlediska rozdělit na tyto základní typy (v planetologické literatuře někdy označované jako terény):

  1. Oblasti pokryté krátery – měsíční vysočiny
  2. Pánve
  3. Plošiny na vysočinách
  4. Moře
  5. Krátery
 
 
Geologická mapa MěsíceFoto NASA 
Snímek ve falešných barvách přinesla sonda Galileo 8. prosince 1992.  Je sestaven z patnácti fotografií pořízených ze vzdálenosti 425 tisíc kilometrů. Jednotlivé odstíny odpovídají různému povrchovému složení. Červené oblasti jsou vrchovinami, zatímco modré až oranžové indikují staré lávové výlevy v oblastí moří. Modřejší oblasti obsahují více titanu než oranžové. Moře klidu (Mare Tranquillitatis) vpravo nahoře výrazně modré je například na titan mnohem bohatší než sousední Mare Serenitatis. Modré a oranžové skvrnky pokrývající levou část měsíčního disku ukazují, že rozsáhlý Oceán bouří (Oceanus Procellarum) vznikl sérii menších lávových výlevů v různé době. Malá fialová oblast poblíž středu je pokrytá pyroklasti vyvržených vulkanickými erupcemi. Ve spodní části obrázku najdete čerstvý kráter Tycho s průměrem 85 kilometrů. 
1. Oblasti pokryté krátery – měsíční vysočiny
Jedná se o světlé oblasti s vysokým albedem (tj. odráží 8–12 procent dopadlého světla), které jsou výrazně nerovné, hustě pokryté krátery. Povrchové horniny měsíčních vysočin jsou působením četných impaktů rozdrcené. Tuto oblast pokrývá různě mocná vrstva drti, tzv. regolit, která je tvořena především zrny minerálů a úlomky hornin, sklovitými částicemi, prachem, zkrátka impaktem přeměněnými a roztříštěnými horninami. V podstatě silné drcení sahá až do hloubky 8 až 12 metrů, ovšem v oblastech větších impaktů sahá porušení do hloubky několika kilometrů, případně několika desítek kilometrů.
 
Mesic v podani sondy Clementine
 
Když se přivezly první vzorky z Měsíce, petrologové zjistili, že vysočiny tvoří zcela specifické vyvřelé horniny, které prodělaly přetavení a magmatickou diferenciaci. Magmatická diferenciace je soubor pochodů, ke kterým dochází v tavenině (magmatu), kdy se látky rozdělují podle hustoty a podle krystalizačních schopností. Magma nekrystalizuje najednou, jednotlivé složky krystalizují postupně. Obyčejně nejdříve volné krystaly, které jsou pak obklopené menšími krystaly a nakonec jemnozrnnou hmotou, která je při rychlém utuhnutí sklovitá. (Pochopitelně při krystalizaci se mění i složení magmatu.) Tímto způsobem tedy dochází jak k chemickému, tak fyzikálnímu oddělení jednotlivých jeho složek. Horninami jsou anorthosity. Jejich hlavní složkou  je bázický plagioklas (s vysokými obsahem vápníku), hliník a některé tmavé minerály. Anorthosity jsou nejstarší známé horniny Měsíce (stáří 4,6–4,5 miliard let). Můžeme říci, že vznikly jako první projevy krystalizace, diferenciace a tvorby měsíční kůry. Spolu s nimi se ve vysočinách vyskytuje i zvláštní varianta hořečnatých hornin, které obsahují Mg–pyroxeny a amfiboly. Ty už mají daleko větší časové rozpětí; vznikaly v prvních třech stech milionech let existence Měsíce. Dále se tu vyskytují tzv. KREEP-bazalty, jejichž minerály jsou obohacené prvky normálně těžko vstupujícími do mřížek minerálů – draslíkem (K), vzácnými kovy – rare earth elements (REE) a fosforem (P). Jejich průměrné stáří je 4,33 miliard let. Tyto tři základní složky budují měsíční vysočiny, tedy 84 procent měsíčního povrchu.
Podle hustoty kráterů na určitou jednotku plochy rozdělujeme měsíční vysočiny do oblastí pokrytých impaktními krátery hustěji nebo řidčeji. V podstatě jsou to plochy, jejichž povrch se částečně liší svým stářím, protože čím je hustota kráterů vyšší, tím je povrch starší. (Hustota kráterů na povrchu tedy neznamená stáří tělesa!)
 
 
2. Pánve
Impaktní pánve jsou vlastně velkými impaktními krátery. Od běžných kráterů je oddělujeme jednak formálně, podle velikosti (mají průměr zpravidla větší než 220 kilometrů) a částečně i podle specifických projevů geologické stavby a významu pro topografii Měsíce (obdobně i u dalších těles s pevným povrchem). Pro impaktní pánve jsou velmi typické koncentrické lemy tvořící jejich okraje. Jejich stáří bývá větší než 3,8 miliard let. Na povrchu Měsíce od sebe odlišujeme pánve podle relativního stáří a to podle toho, zda jsou starší či mladší než Mare Nectaris. Impaktní pánve omezují horské pásma, jež jsou jedinými horskými pásmy na Měsíci. Jinak totiž na povrchu našeho souseda nejsou žádná zlomová nebo vrásová pohoří. (Na Merkuru už zlomová pohoří jsou a na Marsu částečně také. Jediná Země ze všech těles sluneční soustavy má vrásová pohoří a jediná Země se vyznačuje deskovou tektonikou, tzn. pohyby litosférických desek a pravděpodobně konvektivním prouděním v plášti.)
Impaktní pánve představují také místa nejrozsáhlejší sopečné činnosti na Měsíci. Kromě toho jsou kolem nich obrovské plochy vyvrženin, jež často pokrývají téměř celý Měsíc a tvoří význačné horizonty pro srovnávání vzájemného stáří jednotlivých útvarů.
 
Mare OrientaleMare Imbrium
 
Abychom pochopili vznik a stavbu pánví, srovnejme nyní dvě velké pánve: Mare Imbrium a Mare Orientale, které mají poněkud odchylný vzhled. Všeobecně se uvažuje, že vzhled pánve je ovlivněn tloušťkou měsíční kůry. Mare Imbrium je tvořeno třemi soustavami hrástí nebo příkopů. Vnější prstenec o průměru 1140 kilometrů tvoří Apeniny, Alpy a část Sinus Iridium. Střední část o průměru 850 kilometrů tvoří Mons la Hire a Archimedes. Nejvnitřnější série valů mají průměr 570 kilometrů. Výhozy Mare Imbrium se označují jako souvrství nebo formace Fra Mauro. Jsou to až jeden kilometr mocné impaktity, usazeniny rozdrcených hornin vyhozených z oblasti Mare Imbrium při impaktu, které najdeme více než šest set kilometrů od jeho okraje. Pokrývají plochu o průměru téměř dva tisíce kilometrů. Mare Imbrium je tedy velký impaktní kráter, jehož základní přechodná dutina, která se vytvořila přímo při impaktu, měla asi šest set až osm set padesát kilometrů v průměru a byla šedesát až osmdesát kilometrů hluboká. To je zhruba polovina průměru, který pozorujeme dnes. Dnešní jeho rozsah je daný dalšími pohyby, pro které impakt vytvořil podmínky. Do středu vyhloubené dutiny totiž sklouzávaly korové bloky z okolí. Tvorba  pánve a moře je tedy velice složitý proces, který ma tyto čtyři základní fáze:
  1. Vyhloubení, výhozy
  2. Sesunutí okrajových bloků
  3. Vyplnění čedičovým magmatem
  4. Potektonické úpravy (v případě vzniku moře vyplnění dutiny bazaltovými záplavami)
Podobné je i Mare Orientale, jehož výhozy leží na výhozech z Mare Imbrium (tj. z litostratigrafického hlediska je mladší). Jeho lemy tvoří Kordillery a Montes Rook. U Mare Orientale se objevuje anomální typ povrchu, který je pravděpodobně vytvořen zpětnými napadávkami. Některé velké krátery totiž mají tu vlastnost, že část vyhozeného materiálu pohybujícího se po strmých drahách napadá zpět do kráteru.
 
 
3. Plošiny na vysočinách
Dalším plošně rozlehlým útvarem na měsíčním povrchu jsou tzv. plošiny na vysočinách. To jsou rozsáhlé plochy (řádově stovky až tisíce čtverečních kilometrů), které mají neobvykle hladký povrch bez většího počtu impaktních kráterů. Znamená to, že jejich povrch je mladší, než bylo impaktní bombardování. Předpokládá se, že se jedná o uloženiny impaktních brekcií pocházejících z okolních impaktních pánví.
 
 
4. Měsíční moře
Měsíční moře tvoří šestnáct procent převážně přivrácené strany Měsíce. Jsou to bazaltové výplně ve velkých impakních pánví a záplavy bazaltových láv pokrývající některé části měsíčního povrchu. Mohou dosáhnout mocnosti řádově stovek až tisíců metrů. Znamená to, že bychom neměli směšovat nebo zaměňovat samotné impaktní pánve za měsíční moře. Pánve totiž vznikaly impakty mnohem dříve, v poměrně dlouhém časovém intervalu před 4,1–3,8 miliardami let a teprve později došlo k jejich vyplnění bazalty. S nimi asi současné byly i mohutné bazaltové výlevy, které vyplňují části některých pánví i na odvrácené straně Měsíce a některé svým tvarem nepravidelné sníženiny jako např. Mate Tranqullitatis nebo Oceanus Procellarum. Moře tedy nejsou vázané jen na impaktní pánve, ale spíše na deprese v reliéfu. Bazalty, které tvoří měsíční moře a oceány, jsou blízké pozemským. Pocházejí z pláště, jehož diferenciací vzniky, z hloubky 150 až 400 km a dostaly se na povrch Měsíce po přívodních cestách uvolněných impakty. Krystalizovaly převážně v období (3,9–3,1).109 let. Celkově se trvání vulkanické aktivity na Měsíci klade do období 4.109 do 1.109 let. Studium čedičových láv prokázalo, že měly při výlevech velmi nízkou viskozitu (srovnávají se s motorovým olejem za pokojové teploty). Tím lze vysvětlit, že rychle vznikly obrovské lávové plochy a proudy. Odhaduje se, že vylévání bazaltů trvalo asi 800 miliónů let.
 
 
Bazalty vyplňující moře se skládají především z tmavých minerálů bohatých na železo, někdy i titan. Je pro ně typické, že vznikly v bezvodém redukčním prostředí. V žádném ze vzorků hornin nebyla nalezena ani stopa po minerálech, které by obsahovaly vázanou vodu. Proto je dnes velkou otázkou, ke které se nikdo nemůže definitivně vyjádřit, zda se skutečně vyskytuje vodní led v oblastech měsíčních pólů. Led totiž absolutně nezapadá do současného geochemického modelu Měsíce.
Vzhledem k sopečnému původu měsíčních moří je pochopitelná převaha vulkanických forem. Mezi ně patří: vulkanické plošiny, lávové proudy, lávové kanály, vulkanické dómy, nasypané struktury (krátery s tmavými haló), deprese vzniklé propadnutím lávových tunelů, koryta pravděpodobně vzniklá erozí lávovými proudy, mořské hřbety, krátery s tmavým haló, vzácné nasypané sopečné kužely a řetězce kráterů (pravděpodobně kolapsové struktury a možná i zbytky po dopadu rozpadlých komet. Tyto struktury se vyskytují i na povrchu měsíčních vysočin).
Podle výsledků dálkového průzkumu Měsíce a geologického mapování, můžeme u většiny moří zjistit tři erupční fáze. Nejstarší jsou titanem bohaté lávy, které vyplňují spodní části pánví, vyznačují se modrým spektrem, většinou vznikaly jako rychlé výlevy velkých spoust a tvoří největší mocnosti. Pak přišla pozdější fáze výlevu s nižším obsahem titanu, vyznačující se červeným spektrem. Byly klidnější, pomalejší, menší množství a často se u nich vyskytují lávové tunely (sinusoidální brázdy). Nakonec se vylily finální lávy s nízkým obsahem titanu. Takže výplň moří neproběhla najednou, ale jak ukazuje morfologický a spektrální výzkum, probíhala v etapách.
 
 
5. Krátery
Pokud neuvažuje impaktní pánve popsané již výše, pak můžeme na povrchu Měsíce vyčlenit tři základní typy kráterů. Jsou to:
  1. Velké impaktní krátery větší než 15 kilometrů do 220 kilometrů.
  2. Malé impaktní krátery do 15 kilometrů.
  3. Neimpaktní krátery.
Toto dělení, i když se zdá formální, má své opodstatní. Krátery o průměru patnáct metrů a více ztrácejí číškovitý tvar (přibudou např. středové pahorky). V okolí kráterů je patrná eroze a sedimentace vyvolaná výhozy a otřesy. Okolo větších kráterů, které mají složitější strukturu, lze obyčejně rozeznat tři zóny. Jsou to:
   
 
Tektonika Měsíce
Celý povrch Měsíce je postižen zlomovou tektonikou, která se projevuje zlomovými svahy a zlomy členícími povrch a též rozpukáním. Jsou to jednak projevy endogenních geologických pochodů, jednak důsledky impaktů. Při analýze tektonické stavby Měsíce se setkáváme s jedním velkým problémem. Dříve, když se analyzovaly snímky z pozemských dalekohledů, tak se obyčejně na Měsíci popisovala tektonická síť, pukliny vzniklé v době, kdy snad Měsíc ještě rychleji rotoval. U těles z vyšší rychlostí rotace se totiž vytváří šikmá síť zlomů, orientovaná zhruba k severozápadu a k jihovýchodu. Je zajímavé, že nikde na podrobných snímcích z družic Lunar Orbiter, Apollo, ani Clementine se tato zlomová síť nenašla. Na měsíčním povrchu se rozhodně nejvíce projevují zlomové systémy, které vznikly při velkých impaktech. Např. z Mare Imbrium vychází paprsčitá síť zlomů, která postihuje poměrně velkou oblast. Pochopitelně, v případech, kde se tyto kříží zlomové systémy z více impaktů, vznikají velice složité systémy, které se velmi těžce analyzují.
Za jediné stopy současné geologické činnosti lze považovat úniky plynů z trhlin a puklin, které byly dokázány i spektrálně (tzv. transient events). K těmto únikům pravděpodobně dochází působením slapů Země a Slunce na Měsíc při vhodném postavení všech tří těles. Je možno je někdy pozorovat i solidnějšími amatérskými dalekohledy. U sypkých uloženin na povrchu Měsíce, např. na stěnách impaktních kráterů je možno vidět stopy po sesuvech.
Lze říci, že geologická aktivita Měsíce byla nejbouřlivější v první polovině jeho geologického vývoje a že skončila zhruba před 3,1 miliardy let, kdy už vznikly pevniny a moře. Po té už Měsíc začal postupně vyhasínat a zároveň došlo k poklesu počtu zvláště velkých impaktů. Těch bylo nejvíce v období zhruba do 4,0.109 až 3,8.109 let.
Ukazuje se, že poslední vulkanická činnost mohla probíhat asi před jednou miliardou let. V podstatě můžeme ale tvrdit, že hlavní sopečná činnost trvala asi 800 miliónů let a byla ukončena po vzniku moří, který byl zakončen zhruba před třemi miliardami let. Od té doby probíhá už jen závěrečný vývoj, kdy je povrch Měsíce postižen převážně menšími impakty.
 
Všimněme si nyní, podle kterých kritérií jsme byli schopni poznat vývoj Měsíce a vymezit určité časové úseky, ve kterých vynikaly jednotlivé struktury na jeho povrchu. Předně, na Měsíci obecně platí zákony pozemské stratigrafie, zejména zákony superpozice a intersekce, které nám pomáhají určit vzájemné stáří horninových těles. Pokud nejsou hornin zvrásněné nebo jinak tektonicky porušené, tak leží starší horniny pod mladšími. Podle toho se podařilo určit, že měsíční moře, která zalévají měsíční vysočiny, jsou mladší. Podobně je mladší ten kráter, který leží na druhém, tedy starším. Mladší zlom porušuje starší atd. Pomáhají nám i jiné příznaky na měsíčním povrchu. Tak např. starší krátery jsou vystaveny déle meteorické (kosmické) erozi a jejich tvary jsou více setřelé. U mladších impaktních kráterů na Měsíci se tak vyčleňují dvě generace kráterů: starší, setřelého vzhledu (typ Eratosthenes) a mladší, čerstvého vzhledu (typ Koperník). Když se tyto poznatky o celém povrchu Měsíce shrnuly do jednotného systému, podařilo se něco podobného jako jsou na Zemi. Vědci vyčlenili měsíční prvohory, druhohory apod.
Analýza vzorků, které kosmonauti nebo sondy Luna přivezli na Zemi, umožnily, aby toto datování měsíčního vývoje se ještě více zpřesnilo a hlavně aby bylo nejen relativní (jedno horninové těleso vůči druhému), ale i absolutní, tj. v rocích, které zhruba uplynuly od jeho vzniku nebo od určité definované události, kterou tyto horniny prodělaly (např. zchladnutí na určitou teplotu ap.). Toto absolutní datování měsíčních vzorků vychází z analýzy určitých radioaktivních izotopů, jejich vzájemného poměru nebo jejich poměru k určitým dceřiným izotopům i neradioaktivním. Tato tzv. "radioaktivní" stáří se stala základem absolutní kalibrace měsíční časové škály, která má velký význam i pro určení stáří řady útvarů na dalších tělesech sluneční soustavy, která mají pevný povrch. Její pomocí se podařilo určit např. časový rozsah období tzv. velkého (intenzívního)
bombardování, které zasáhlo terestrické planety a formovalo povrch jejich nejstarších částí ap.
 
Přehled měsíční stratigrafie:
název stáří (n.109 let) charakter 
Copernician 1,0 – dosud mladé krátery s paprsky typu Koperník
Eratosthenian 3,15 – 1,0 starší krátery bez paprsků typu Eratosthenes
Imbrian 3,85 – 3,15 vznik Mare Imbrium
Nectarian 3,92 – 3,85 vznik Mare Nectaris
Praenectarian 4,6 – 3,92 útvary starší než Mare Nectaris
 

Vnitřní stavba Měsíce
Nejvíce informací jsme získali ze seizmických měření Apolla 12, 14, 15, 16. Zdrojem otřesů byla jednak ohniska v měsíčním plášti, jednak přírodní nebo umělé impakty. Na základě průchodu zemětřesných vln měsíčním nitrem se zjistilo, že Měsíc je typické trojvrstevné diferencované těleso – že má kůru, plášť a jádro.
 

 
Vznik Měsíce
Vznik Měsíce dosud není uspokojivě vyřešen. Bylo již vytvořeno více modelů, které se jeho vznik snažily vysvětlit. Ale až dosud ani jeden model zcela nevyhověl. Obtíže ve formulaci jsou především v tom, že model vzniku Měsíce musí, podle současného stavu poznatků, vysvětlit následující skutečnosti:
 
  1. Podrobnosti ve složení Měsíce se složením zemského pláště (dominují silikáty Fe, Mg), ale Měsíc je přitom ochuzen o těkavé látky (obtížně se vysvětluje nyní předpokládaný výskyt vody v polární oblasti).
  2. Shodu v poměru izotopů 16O, 17O, 18O (rozdíl proti eukritům, SNC a ordinárním chondritům).
  3. Některé vlastnosti soustavy Země – Měsíc z hlediska nebeské mechaniky: soustava Země–Měsíc má velký podíl úhlového momentu, dráha Měsíce leží jak mimo rovinu zemského rovníku, tak ekliptiky, působení slapů Země zpomaluje rotaci a Měsíc se od ní vzdaluje o tři centimetry ročně.
Současné modely  vzniku Měsíce je možno shrnout do těchto skupin:
 
  1. Společná akrece
  2. Zachycení Zemí
  3. Odštěpení od Země
  4. Ničivý impakt – nyní uznávaná představa, která předpokládá, že Měsíc vznikl asi před 4,6 miliardami let, kdy mělo dojít ke srážce Země s mohutným kosmickým tělesem, přičemž se zrychlila rotace Země, Měsíc při přetavení ztratil těkavé látky, Měsíc se obohatil pláštěm Země a impaktoru a též jeho jádrem (zvláště obohacení železem a refraktorními prvky)
Předpokládaný vývoj Měsíce:
V současné době se nejčastěji uvažují dva základní modely vzniku a vývoje Měsíce, první bez působení impaktu, druhý s přispěním impaktu. Jsou stručně shrnuty v následujících přehledech.
 

I. Bez impaktu
 
etapa doba (n.109 let) geologické pochody
I. 4,6–4,9 akrece a silné zahřátí vnějších částí
II. 3,9–4,6 diferenciace a vznik kůry Al–bohatých gabroidních hornin, častý vznik kráterů, vznik mořských kráterů, vulkanismus na kontinentech
III. 3,2–3,9 druhá diferenciace – oddělení bazaltů a vyplnění mořských pánví bazaltovými lávami
IV. dosud–3,2 dopady asteroidů, slabý vulkanismus na  pevninách, vyhasínání vnitřní aktivity kosmická "eroze" 
 
 
II.  S mohutným impaktem
 
etapa období před roky procesy a jevy
I. 4,6.109 Impakt, hromadění a diferenciace látky. Během několika miliónů let vznikl Měsíc, dochází k jeho přetavení, vzniká kůra, která je neustále bombardovaná.
II. 4,3.109 Krystalizace KREEP–bazaltů, radioaktivní tavení v plášti, vznik impaktních mořských pánví (3,85.109 let Imbrium, o něco později Orientale). Pokles frekvence impaktů, vyhasínání nitra. 
III. 3,0.109 Konstantní frekvence bombardování meteroidy
IV. 1,0.109 Vznik Koperníka. Pokračuje útlum vyhasínající geologické činnosti.
 
 

Mojmír Eliáš
 
Přepis přednášky proslovené na jarním Setkání členů APO v dubnu 1997.