Měsíc

Foto: Richard Mališka

Je stále více lidí, kteří neznají sílu skutečně tmavého hvězdného nebe a kteří neznají ani pás Mléčné dráhy. Měsíc naštěstí znají všichni. Je natolik nápadným objektem pozemské oblohy, že jej můžeme pohodlně sledovat i z přesvětlených měst. Právě Měsíc se proto může stát vstupní bránou do vzdálenějších končin vesmíru, které zdaleka překračují velikost našeho malého obydleného světa.

Jedním z prvních astronomických cyklů, kterých si lidé na obloze všimli, bylo vedle střídání dne a noci, střídání měsíčních fází. Měsíc se nám někdy jeví jako úzký srpek, jindy jako různě zaoblený kotouč a občas jej na obloze nevidíme vůbec. Náš kosmický soused všechny své podoby prostřídá během tzv. lunace, která trvá příbližně 29,5 dne, což se blíží jedné dvanáctině našeho kalendářního roku. Odtud také pochází její pojmenování nejen v češtině měsíc, ale i v jiných jazycích (angl. Moon – month, něm. Mond – Monat). Střídání měsíčních fází se také využívalo jako jednotky pro měření času. Muslimové a Židé dokonce používají měsíční kalendář dodnes. Je to už velmi dávno, kdy Země přinutila Měsíc, aby k ní přivracel stále stejnou polokouli. Tento dvorný způsob tance, označovaný jako vázaná rotace, je ve Sluneční soustavě celkem běžný a každý z vás si ho dokáže snadno představit. Stačí si jen uvědomit, že Měsíc se kolem své osy otočí za stejnou dobu, za jakou oběhne kolem Země. Za těchto okolností si zejména za úplňku, často s velkým úžasem, prohlížíme tvář Měsíce lemovanou bělavými vráskami od největších kráterů, které zasahují do výrazných tmavých oblastí zvaných měsíční moře.

Už při pohledu pouhým okem můžeme na Měsíci rozlišit mnoho podrobností. Tmavé plochy, zvané moře, a nebo světlejší oblasti, nazvané pevniny. Měsíční moře však s moři v pozemském slova smyslu nemají vůbec nic, snad až na samotný název, společného. Toto pojmenování zavedl Galileo Galilei a příliš se vžilo, než aby mělo smysl je měnit. Takže moře zůstala moři, i když jejich dna nikdy nesvlažila ani kapka vody.

Porovnání velikosti Země a Měsíce.

Již malý dalekohled a nebo triedr nám odkryje nepřebernou spoustu podrobností, zejména v oblasti „pevnin“. Na pevninách, které místy odrážejí až 18% dopadajícího slunečního záření, převažuje velice členitý a hornatý povrch. V mořích, která odrážení jen okolo 6% dopadajícího slunečního záření zase převládá relativně hladký povrch, kde se hory a krátery vyskytují zřídka. Pevniny a moře jsou na měsíčním povrchu zastoupeny ve velmi odlišné míře. Převládajícím typem povrchu jsou světlejší pevniny, které pokrývají asi 2/3 přivrácené a 9/10 odvrácené polokoule. Měsíční moře se tedy vyskytují prakticky jen na polokouli přivrácené k Zemi, kteráž to disproporce mezi těmito dvěma polokoulemi nebyla dosud uspokojivě vysvětlena.

Měsíční krátery, vulkanická aktivita na Měsíci

Netypičtějším útvarem měsíčního povrchu jsou bezesporu krátery, které v minulosti vznikaly při dopadech obřích meteoritů. Jen nemnoho útvarů tohoto typu bude na Měsíci vulkanického původu a ani v těchto případech nepůjde o žádné giganty známé ze Země a nebo z Venuše či Marsu, na kterém dosahují až pětadvacetikilometrových výšek. Spíše půjde o nějaké fumaroly s občasným výronem plynů, který poprvé objevil N. R. Kozyrev na spektrogramech, které pořizoval s Jezerským 3. listopadu 1958 v 1 hodinu světového času, v kráteru Alphonzus. Později byly tyto výrony plynů pozorovány i v jiných měsíčních oblastech a byly nazvány LTE – Lunar Transient Events. Vůbec nejaktivnější oblastí je oblast kráteru Aristarchus, ve kterém bylo dosud zaregistrováno několik set takovýchto výronů.

Slovo kráter pochází z řeckého pohár nebo mísa, což celkem vystihuje jejich tvar. Množství kráterů na měsíčním povrchu je obrovské. Jen na přivrácené polokouli je více jak 300 000 kráterů s průměrem nad jeden kilometr. Na polokouli odvrácené je toto číslo ještě mnohem vyšší – uvádí se, že takovýchto kráterů je zde více jak jeden milion. A kráterů ještě menších je příliš mnoho, než aby se dal provést nějaký seriózní odhad.

Valové roviny

Na měsíčním povrchu je známo 16 kráterů s neporušenými valy, jejichž průměry přesahují 200 kilometrů, avšak pouze pět z nich je na straně přivrácené. Dna těchto gigantických kráterů, zvaných valové roviny, jsou relativně rovná, někdy překryta menšími krátery, jako je tomu například u kráteru Clavius či Schickard. Výška jejich valů dosahuje pouze něco kolem 3 kilometrů, takže případný pozorovatel by měl tyto valy hluboko pod obzorem a neměl by ani potuchy, že vůbec je na dně nějakého kráteru. Tato skupina kráterů patří do skupiny tzv. valových rovin, které mají relativně rovná dna bez středových vrcholků. Vedle dvou výše jmenovaných patří do této skupiny i tak známé krátery, jako je Plato, Archimedes, Ptolemaeus a mnohé další s průměry nad 100 kilometrů.

Valová rovina Ptolemaeus. Průměr 153 Km.

Velké krátery se středovými vrcholky

Další velmi početnou skupinou kráterů jsou velké krátery s průměry okolo stovky kilometrů s výraznými středovými vrcholky. Takovými typickými zástupci jsou krátery Copernicus, Tycho či Theophilus. Tato skupina kráterů je charakterizována velice drsnými dny, středovými vrcholky a pahorkovitými valy, jejichž výška se pohybuje okolo 2 až 3 kilometrů. Středové vrcholky jsou několikrát nižší, tak např. u kráteru Copernicus dosahují výšky zhruba 700 metrů.

Kráter Copernicus. Průměr kráteru měřený od hřebenů okrajových valů činí 93 kilometrů.

Na rozdíl od nich, krátery s průměry okolo 20 kilometrů mají středové vrcholky velice zřídka. Výška valů dosahuje zhruba 1/10 průměru kráteru. A nakonec krátery s průměry pod 1 kilometr, které bylo možné zkoumat až po příletu kosmických sond, nemají vůbec žádná plochá dna, ale spíše připomínají nálevkovité prolákliny příliš se neodlišující od svého okolí. Všechny skupiny měsíčních (a nejen měsíčních) kráterů, bez ohledu na jejich velikost, mají některé společné rysy. Je to zejména malá výška obvodových valů a v porovnání s jejich průměry. Jejich dna, až na několik málo výjimek, jsou stlačena pod úroveň okolního terénu. U velkých kráterů může tento propad činit až několik stovek metrů. Obecně platí, že čím větší je průměr kráteru, tím větší je stlačení jeho dna, což se dá nepřímo vyjádřit tzv. Ebertovým pravidlem.

Hory a pohoří na Měsíci

Dalším typem útvarů měsíčního povrchu jsou pohoří, která jsou tak nepodobná pohořím pozemským, jenž mají pásmový charakter. Měsíční pohoří totiž sestávají z relativně izolovaných vrcholů, oddělených relativně hlubokými údolími. Navíc všechna měsíční pohoří jsou obloukovitě stočena, což přímo ukazuje na to, že tato pohoří vznikala jako součást valů obřích kráterů – moří, což zároveň vysvětluje jejich charakter.

Pohoří Apenniny.

Tak např. měsíční Apeniny, Karpaty a Alpy jsou součástí, dnes již značně rozrušeného, kruhového valu Mare Imbrium. Jejich vývoj je dávno u konce a jejich ráz se již prakticky nemění, ledaže by se o tuto změnu postaral nějaký náhodný kosmický projektil. Oproti nim se pozemská pohoří neustále přetvářejí, ať již vlivem větrné či vodní eroze, obrušováním ledovci a nebo tektonickou činností, jak to můžeme např. pozorovat v Himálajích, kde roční přírůstky výšky některých vrcholů mohou činit i několik centimetrů, jako přímý důsledek neukončené srážky Asijské pevniny s indickým subkontinentem.

Ale vraťme se ještě na chvíli k měsíčním pohořím. Přestože je Měsíc takovýmto relativně malým tělesem, jeho pohoří dosahují mnohdy úctyhodných výšek, a pranic si nezadají s pohořími pozemskými, alespoň co se výšky týče. Tak např. pohoří Doerfelovo a Leibnizovo v blízkosti jižního pólu dosahuje výšky až 8 kilometrů (!) a i vrcholy v nejvyšším a nejkompaktnějším měsíčním pohoří – Apeninách s rozlohou kolem 44 tisíc čtverečních kilometrů, stejně jako v sousedním Kavkaze, dosahují výšek bezmála 6 kilometrů. Rovněž i vrcholky valů některých kráterů dosahují nebetyčných výšek. Velmi zajímavými pohořími jsou Montes Rook a Cordillera, vytvářející koncentrické linie kolem kruhového Mare Orientale. Těmto by se velice podobalo Montes Jura, obklopující Sinus Iridum, kdyby nebylo zničeno při Imbrianském impaktu.

Měsíční údolí

Dalšími velice zajímavými útvary jsou údolí, jejichž typickým představitelem je Vallis Alpes. Alpské údolí je dlouhé přibližně 166 kilometrů a široké 6 až 10 kilometrů. S největší pravděpodobností je toto údolí kaňonem, který byl následně zaplaven magmatem z Mare Imbrium a Mare Frigoris. Údolí však mohlo být vytvořeno napětím v důsledku expanze pláště nebo kontrakce po ztuhnutí regolitu.

Vallis Alpes je měsíční údolí, které protíná pohoří Montes Alpes. Má délku 166 km a od Mare Imbrium směřuje na východ – severovýchod k okraji Mare Frigoris. Údolí je na obou koncích úzké a podél středního úseku se rozšiřuje na maximální šířku asi 10 km.

Dalším velice zajímavým údolím je Vallis Schröteri v oblasti kráteru Herodotus a Aristarchus, které ze všech měsíčních údolí nejvíce připomíná koryto řeky, ačkoliv s vodou nemá asi nic společného.

Vallis Schröteri je zvláštní druh údolí nazývaného sinuous rilles na povrchu Měsíce, které vzniklo nejspíše jako důsledek magmatické činnosti pohybující se lávy. Jedná se o nejznámější a nejlépe prozkoumané koryto tohoto druhu, jelikož se stalo předmětem detailního fotografického průzkumu posádky Apolla 15.

Měsíční brázdy a zlomy

Měsíčními sestrami údolí jsou brázdy, mnohdy dlouhé i několik kilometrů. Takovým typickým představitelem je Rima Hyginus a Rima Aridaeus mezi Mare Traquillitatis a Mare Vaporum. Jejich šířka dosahuje až pěti kilometrů, hloubka i několik stovek metrů.

Rupes Altai je měsíční zlom táhnoucí se od kráteru Tacitus na přivrácené straně Měsíce směrem na jih a pak na jihovýchod k velkému kráteru Piccolomini. Je pojmenován německým astronomem Johannem Heinrichem von Mädlerem podle asijského pohoří Altaj a je dlouhý cca 480 km.

Brázdy jsou mnohdy lomené, z nichž vybíhají sítě menších brázd, jako je tomu např. v Sinus Iridum nebo poblíž kráteru Triesnecker v Sinus Medii. Tyto brázdy vznikaly pnutím měsíční kůry v době jejího chladnutí a nebo propadem svrchního krytu do podpovrchových dutin, které často vyhloubily mohutné toky řídké lávy, vylévající se z nitra Měsíce. Na několika místech měsíčního povrchu se nacházejí velké a značně rozsáhlé zlomy, které vznikaly sesuvem velkých oblastí. Typickým představitelem je, ze Země dobře pozorovatelná, tzv. Přímá stěna – Rupes Recta v Mare Nubium mezi krátery Birt a Thebit s délkou okolo 100 kilometrů a se sklonem svahů až 41°. Maximální výška stěn zlomu dosahuje 400 metrů. Avšak největším útvarem tohoto typu je Rupes Altaj jihozápadně od Mare Nectaris.

Mořské hřbety

Dalšími útvary, které se vyskytují pouze v mořích, jsou tzv. mořské hřbety. Jsou to velmi ploché a značně se větvící vyvýšeniny, které lze ze země pozorovat jen velmi obtížně a to ještě jen v těsné blízkosti terminátoru, pomyslné čáry oddělující osvětlenou a neosvětlenou polokouli. Sklon jejich svahu činí pouhých 0,5° až 1° a jejich výška dosahuje pouhých několika desítek metrů.

Mořské hřbety

Maximální výška těchto útvarů činí asi 200 metrů, a dosahují ji hřbety v Mare Serenitatis. Vlastně jde o potoky velice husté lávy, které zalily povrchy měsíčních moří a které velice utuhly a vychladily. Jejich objem v již zmiňovaném Mare Serenitatis dosahuje několika tisíc kubických kilometrů. Navíc se na vrcholech mnoha žil táhnou úzké pukliny provázejíc je po celé délce, a jejichž vznik nebyl dosud uspokojivě vysvětlen.

Dómy a kupy na povrchu Měsíce

Dalším typem měsíčních útvarů, pozorovatelným rovněž výhradně poblíž terminátoru, jsou dómy či jinak kupy. Podobají se bublinám v krupičné kaši, i když bublinám až několik stovek metrů vysokým, jejichž základny mají až 15 kilometrů v průměru. Nejvíc takovýchto dómů, jejichž vznik nebyl rovněž dosud uspokojivě vysvětlen, se nalézá v Oceanus Procellarum v blízkosti kráterů Reiner, Hortensius a Milichius a Mayer T. Mnoho jich rovněž nalezneme na dně polorozpadlého kráteru Flammarion na jižním okraji Sinus Medii.

Deprese a stínové krátery na Měsíci

Pravým opakem dómů jsou tzv. deprese, ovšem nikoliv ty psychického rázu. Toto označení se používá pro útvary, připomínající velice mělké prohlubně, které postrádají jakékoliv náznaky okrajových valů. Takovou typickou depresí je deprese v severozápadní části valové roviny Ptolemaeus. Mnoho malých depresí zkoumali přímo astronauti posádek lodí Apollo.

Za zmínku ještě stojí tzv. stínové krátery – Ring Ghost – které se nalézají v oblasti měsíčních moří. Jde o polozatopené krátery, které se nacházely na dnech budoucích měsíčních moří ještě před jejich zatopením lávou. Mnoho těchto stínových kráterů je pozorovatelných v Oceanus Procellarum a dalších.

Kráterové paprsky

Za měsíčního úplňku jsou ještě pozorovatelné takzvané kráterové paprsky, které vznikaly jako následky primárních impaktů, kdy se vyvržená hmota vrátila na měsíční povrch, a sekundárními dopady vytvořila soustavy malých kráterů a kráterových jamek v podobě takovýchto „stříkanců“. Nejjasnější paprsky vycházejí z mladých (alespoň v kosmickém měřítku) kráterů, jako je Tycho, Kepler, Koperník a mnohé další, a dosahují délky až několika tisíc (!) kilometrů, jako je tomu např. u již zmiňovaného kráteru Tycho.

Kráter Tycho s paprsky.