月の牝馬

月の海（/ ˈ m ær i . ə / MARR -ee -ə ;単数形 mare / ˈ m ɑːr eɪ , - i / MAR -ay, MAR -ee）^[1]は、地球の月にある広大で暗い玄武岩の平原で、古代の衝突盆地に溶岩が流れ込んで形成された。これらは、実際の海と間違えた初期の天文学者によって、マリア（ラテン語で「海」）と名付けられた。^[要出典]鉄分を多く含むため「高地」よりも反射率が低く、そのため肉眼では暗く見える。海は月の表面の約16%を覆い、そのほとんどは地球から見える側にある。裏側にある数少ない海ははるかに小さく、ほとんどが非常に大きなクレーター内に存在する。月の伝統的な命名法には、 oceanus (海洋) のほか、 lacus (湖)、palus (湿地)、sinus (湾)という地物も含まれています。最後の 3 つは maria よりも小さいですが、性質と特徴は同じです。

マリアの名前は、海の特徴 ( Mare Humorum、Mare Imbrium、Mare Insularum、Mare Nubium 、 Mare Spumans 、 Mare Undarum、Mare Vaporum、Oceanus Procellarum、Mare Frigoris )、 海の属性 ( Mare Australe、Mare Orientale、Mare Cognitum、Mare )を指します。マルギニス)、または精神状態 (マーレ・クリシウム、マーレ・インゲニ、マーレ・セレニタティス、マーレ・トランキリタティス）。フンボルトティアヌム海とスミティ海は、精神状態という最終的な命名法が受け入れられる前に確立されたものであり、このパターンには従っていません。^[2]マーレ・モスコヴィエンセがルナ 3 号によって発見され、その名前がソ連によって提案されたとき、国際天文学連合によってのみ、モスクワは精神状態であるという正当化とともに受け入れられました。^[3]

海の玄武岩の年代は、直接放射年代測定法とクレーターカウント法の両方によって決定されている。放射年代は約31.6億年から42億年前（Ga）である^[4]が、クレーターカウント法で決定された最も若い年代は約12億年前である^[5] 。嫦娥5号ミッションによって収集されたサンプルの最新の測定によると、いくつかの月の玄武岩は20.3億年前と若い可能性があることが示されている^[6]。しかし、海の玄武岩の大部分は約30億年から35億年前に噴火したと思われる。裏側で発生した少数の玄武岩噴火は古いものであるが、最も新しい溶岩は表側の嵐の大洋内で発見されている。多くの玄武岩は低地の衝突盆地内で噴火したか、またはそこに流れ込んだが、火山ユニットの中で最も広大な大洋は、既知のどの衝突盆地とも一致しない。

海の玄武岩の空間分布に関しては、よくある誤解が数多くあります。

1. 多くの海の玄武岩が低地の衝突盆地を埋め尽くしているため、かつては衝突イベント自体が何らかの形で火山噴火を引き起こしたと考えられていた。注: 現在のデータは実際にはこれを否定しないかもしれないが、多くの盆地における海の火山活動の時期と期間から、これにいくらか疑問が投げかけられている。初期の海の火山活動は一般に、盆地形成から1億年以内に始まったようである。^[7]これらの著者は、1億年は衝突と火山活動の相関関係がありそうにないほど十分に長いと感じていたが、この議論には問題がある。^[要出典] 著者らはまた、各盆地の最も古く最も深い玄武岩はおそらく埋もれてアクセスできないため、サンプルの偏りが生じると指摘している。
2. 地球の重力場は、噴火を地球の近い側で優先的に起こさせるが、遠い側では起こさせないのではないかという意見が時々ある。しかし、月とともに回転する基準フレームでは、月が経験する遠心加速度は、地球の重力加速度と正確に等しく、反対である。したがって、地球に向かう正味の力はない。地球の潮汐は月の形を変形させるように作用するが、この形は、地球の内側と外側の両方に高い点がある細長い楕円体である。類推すると、地球では1日に2回の満潮があり、1回ではない。
3. 海玄武岩質マグマは上部地殻の斜長岩質物質よりも密度が高いため、地殻が薄い低地では玄武岩質の噴火が起こりやすい可能性がある。しかし、月の裏側にある 南極エイトケン盆地は標高が最も低いにもかかわらず、玄武岩質溶岩で満たされているのはわずかである。さらに、この盆地の下の地殻の厚さは嵐の大洋の下よりもはるかに薄いと予測されている。地殻の厚さによって最終的に地表に到達する玄武岩質溶岩の量が変化する可能性があるが、地殻の厚さだけでは海の玄武岩の分布を制御する唯一の要因にはなり得ない。^[8]
4. 一般的に、月が地球の周りを同期して自転することと、海の玄武岩との間には何らかの関連があると示唆されています。しかし、潮汐力による脱スピンを引き起こす重力トルクは、物体の慣性モーメントからのみ生じます (これらは重力場の球面調和関数の次数 2 の項に直接関連しています)。そして、海の玄武岩はこれにほとんど寄与していません (潮汐力による固定も参照)。(半球状の構造は球面調和関数の次数 1 に対応し、慣性モーメントには寄与しません。) さらに、潮汐力による脱スピンは急速に (数千年のオーダーで) 発生したと予測されていますが、海の玄武岩の大部分は約 10 億年後に噴火しました。

海の玄武岩が主に月の表側半球に位置している理由は、科学界でまだ議論が続いている。ルナ・プロスペクター・ミッションから得られたデータに基づくと、月の熱発生元素（KREEPの形態）の大部分は、現在プロセラルムKREEP地帯と呼ばれている独特の地球化学的地域である大洋突厥とインブリウム盆地の領域内にあるようである。^{[9] [10] [11]}プロセラルムKREEP地帯内での熱発生の増加は、そこで見られる火山活動の寿命と強度に間違いなく関連しているが、KREEPがこの地域に集中するようになったメカニズムについては意見が一致していない。^[12]

地球上の分類体系を用いると、海の玄武岩はすべてソレアイト質に分類されるが、月の玄武岩の種類をさらに詳しく記述するために、特定の下位分類が考案されている。海の玄武岩は、一般に、主要元素の化学組成に基づいて、高チタン玄武岩、低チタン玄武岩、極低チタン (VLT) 玄武岩の 3 つの系列に分類される。これらのグループはかつてはアポロのサンプルに基づいて明確に区別されると考えられていたが、クレメンタイン計画による地球規模のリモートセンシングデータにより、現在では、これらの末端メンバー間にチタン濃度の連続体があり、高チタン濃度が最も少ないことが示されている。海の玄武岩では TiO _{2 の}含有量が最大 15 wt.% に達することがあるが、ほとんどの地球上の玄武岩の含有量は 4 wt.% よりはるかに少ない。月の玄武岩の特別なグループに KREEP 玄武岩があり、カリウム(K)、希土類元素(REE)、リン(P) が異常に豊富です。地球の玄武岩と月の玄武岩の大きな違いは、月の玄武岩にはいかなる形態でも水がほとんど含まれていないことです。月の玄武岩には、変質作用や変成作用により、地球の玄武岩によく見られる角閃石や層状珪酸塩などの水素含有鉱物は含まれていません。^{[引用が必要]}

• ポール・D・スプディス『The Once and Future Moon』、スミソニアン協会出版、1996年、ISBN 1-56098-634-4。 
• G. ジェフリー テイラー (2006 年 4 月 30 日)。「遠方のマリアから玄武岩片を発見」。惑星科学研究の発見。
• G. ジェフリー テイラー (2000 年 12 月 5 日)。「高チタン月マグマのレシピ」。惑星科学研究の発見。
• G. ジェフリー テイラー (2000 年 6 月 23 日)。「驚くべき月のマリア」。惑星科学研究の発見。
• キャサリン・ワイツ (1997 年 2 月 12 日)。「月面の爆発的な火山噴火」。惑星科学研究の発見。

ウィキメディア・コモンズには、月の海に関連するメディアがあります。

• グーグルムーン
• 月惑星研究所: 月の探査
• 月惑星研究所: 月の地図帳
• Ralph Aeschliman 惑星地図作成とグラフィックス: 月の地図 2004-02-06 にWayback Machineでアーカイブ
• 惑星科学研究の発見における月に関する記事
• クリプトメアの形成