月球表面
月球表面與地球表面不同，沒有大氣層與水體，也沒有板塊活動。在地球上看到的月亮表面，有明有暗。暗的區域是月海，是平原與低地；明亮的部分是月陸，也被稱為月球高地。在月球正面，月海與月陸差不多各占面積的一半。在月球背面，平原、低地較少，高原、山脈的區域非常廣闊，撞擊坑分佈密度也比正面高，地形更崎嶇。[1]
月球的最外層是月殼，表面積有3800萬平方公里，佈滿了大大小小的撞擊坑，覆蓋着一層月壤，是受小型宇宙天體物質（小行星、彗星、流星等）衝擊、熔岩噴發，以及劇烈的溫度變化、太陽風的不斷衝擊等形成。月球表面構造要素有山脈、盆地、隕石坑、月谷、鏈坑、峭壁、月溪、月丘、皺嶺等[2]。
1969年7月21日02:56（世界時）美國阿波羅11號任務的指揮官尼爾·阿姆斯特朗成功登陸月球，成為踏上月球表面的第一人[3]，並帶回了約22公斤樣品[4]。1970年9月24日，蘇聯月球16號探測器第一次無人採樣返回。2019年1月3日中國嫦娥四號飛船首次降落在月球背面的天河基地。
月表環境
月球表面重力只有地球表面重力的1/6，逃逸速度只有2.38公里/秒。月球大氣層中只存在很少的氣體，因為在陽光照射下，大部分氣體分子的熱運動速度會大於逃逸速度，從而飛散到星際空間裏去，僅剩下像氙、氪等相對分子質量較大的氣體。月表氣壓約0.3納帕，在大多數實際場合可以忽略不計，而被認為是真空。由於沒有大氣層，不論是白天還是夜晚，月球的天空一直是漆黑的；在月球上看到的地球幾乎是靜止不動地懸在天穹上，而太陽和星星緩慢地自東向西巡行。月球表面也沒有傳導聲音的介質，人在月球上也就聽不到任何聲響。月球上暴露的輻射量是地球的200～1000倍，若在月球表面停留2個月，太空人受到的輻射相當於在空間站上待5個月。[5]
溫度
由於沒有大氣層保溫和傳導溫度，月面上晝夜溫度差別非常大。月表平均溫度為白晝107攝氏度，受陽光照射的地方，溫度可高達130℃～150℃；夜晚平均溫度為零下153攝氏度，最低達到零下180攝氏度。月食的時候，月球表面會迅速冷卻，2小時內溫度可下降250℃。阿波羅11號太空人在靜海地區做過實地測量，發現月球表層溫度的晝夜變化只能影響到月表地層之下1米的深度；實驗證明，溫度的變化僅在岩石表面以下12厘米的範圍內進行。[6]
水資源
月球表面沒有液態水，但在月球兩極撞擊坑永久性陰影區域存在水冰。其中，月壤中水的含量一般為0.3%～1%，這些水幾乎是以純冰的形式富集在月球表面下10cm左右。根據1998年月球勘探者號的探測結果，可估算出月球極區水冰含量為66～200億噸。其來源，可能是彗星撞擊月球表面時，撞擊體劇烈破碎，其碎塊濺射落在原有的撞擊坑永久陰影區與月壤混合。[7]
2009年，美國宇航局的月球坑觀測和傳感衛星在月球南極的卡比厄斯環形山坑中發現了大量的水[8]。2020年，嫦娥五號對採樣區約2米見方的區域進行的光譜觀測結果顯示，水含量在120ppm以下，而岩石中的水含量約為180ppm。相當於1噸月壤中大約有120克水，1噸岩石中大約有180克水。[9]
月貌特徵
自1610年伽利略首次用望遠鏡觀測月球以來，逐步揭示了月球正面的地貌特徵。月表地貌可以描述為撞擊坑及濺射物、一些火山、山丘、熔岩填充的窪地。其中，表面平整光滑的、亮度非常低的月海區域，主要分佈於風暴洋和雨海地區；表面崎嶇粗糙的、亮度較高的高地區域，主要分佈於月球背面。月海和月陸覆蓋月面80％的面積。[10]
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地貌種類
月海（mare）是分佈在月表的大型且較平坦的盆地，包括巨型月海盆地、月海盆地邊緣帶和小月海盆地。從整個月球表面看，月海約佔總面積的20％。月球上共有22個月海，19個在正面，3個在背面。除月海外，還有一個月洋（oceanus）和數個已被命名的月湖（lacus）、月沼（palus）、月灣（sinus），各種稱謂在地質上並無分別。科學家們認為，月海是由小行星、彗星以及比月球小的衛星（在太陽系早期階段，曾圍繞地球轉動的較小衛星）轟擊月面而造成的。
月陸包括廣闊的大陸區、由山鏈構成的邊緣隆起帶、內陸邊緣盆地（類月海）和大環形構造（亞類月海）。月陸地區分佈着大量山脈（Montes）[11]。月球上最大的山脈是亞平寧山脈，其中的惠更斯山被認為是最高的山（Mons），高約5.5公里。而月球之巔（最高點）位於月球背面，大約比惠更斯山高出約6500米。[12]
月球表面大部份的環形山都是因受撞擊而形成的，又稱為撞擊坑或隕石坑（Craters）。
月球盆地（Basin）是一種大型撞擊坑，直徑一般都在150-200公里以上。南極-艾托肯盆地位於月球背面，是月球上最大、最古老和最深的撞擊盆地[13]，其直徑有2,240公里，深度達到13公里[14]。
鏈坑（Catena）是月球表面上的一串撞擊坑鏈，月海和高地都有分佈，常在大隕坑旁呈輻射狀分佈，這可能是大撞擊坑形成時所拋出的噴發物再次撞擊月表形成的次生坑或是火山斷裂帶上的火山噴發活動造成，以附近的撞擊坑命名[15]。
地塹（Graben）為夾在兩個正斷層之間相對下沉的區域，也被稱作「線型月谷」。大多數月球地塹出現在月海的大型撞擊盆地邊緣地帶。
月谷（Vallis）是月球上的谷地，是月球古老火山的岩漿通道，多分佈在高地，以附近的隕石坑命名，詳見月谷列表。
峭壁（Rupes）截至2015年3月國際天文學聯合會共命名了8處月球峭壁，多以附近的撞擊坑或月岬命名。[16]
皺嶺（Dorsum, dorsa）是在月海表面可能延伸數百公里的低矮、蜿蜒的山脊，是玄武岩熔岩冷卻、收縮時形成的地質構造特徵。
月溪（Rima）指月球表面上狹長、類似河床的凹槽。典型的月溪可能有數公里寬，數百公里長，大多分佈在月海玄武岩區域。
月丘（dome）是月球表面的盾狀火山，又寬又圓，平緩的斜坡上升至數百米的相對高度，典型直徑為8-12公里，最多是20公里。例如呂姆克山，月面坐標北緯40.8°、西經58.1°。月丘通常由局部噴口噴發的高粘度，可能富含二氧化矽的岩漿緩慢冷卻而成。國際天文聯合會未將月球盾狀火山列為明確的地質類型並予以命名[17]。
研究成果
1994年克萊門汀號數據顯示了月球上高低落差約18.1公里的區域。2008年嫦娥一號測得月球上最深的深度為-9430米，位於南極-艾托肯盆地區域閔科夫斯基環形山的次級撞擊坑內56°09′S 146°00′W / 56.15°S 146°W，月球上最高處位於月球背面恩格爾伽特隕石坑的東緣5°26′24″S 158°34′44″W / 5.44°S 158.579°W，海拔高程約+10611公里。2010年月球勘測軌道飛行器發現月球最高點位於5°24′45″N 158°38′01″W / 5.4125°N 158.6335°W，高度為+10786米[18]。
地質成分
月球表面的化學元素分佈極不均。按照其豐度依次為：氧、矽、鐵、鎂、鈣、鋁、錳、鈦。氧的含量估計為42%（按重量）。碳和氮只有痕跡，似乎只存在於太陽風帶來的微量沉積中，氫主要集中在月球的兩極[19]。
| 化合物成分 | 化學式 | 佔比（重量%） | |
|---|---|---|---|
| 海 | 高地 | ||
| 二氧化矽 | SiO2 | 45.4% | 45.5% |
| 氧化鋁 | Al2O3 | 14.9% | 24.0% |
| 氧化鈣 | CaO | 11.8% | 15.9% |
| 氧化亞鐵 | FeO | 14.1% | 5.9% |
| 氧化鎂 | MgO | 9.2% | 7.5% |
| 二氧化鈦 | TiO2 | 3.9% | 0.6% |
| 氧化鈉 | Na2O | 0.6% | 0.6% |
| 總計 | 99.9% | 100.0% | |
月岩
月球表面主要有四類岩石：月海玄武岩、高地岩石（主要包括斜長岩與富鎂的結晶岩套）、克里普岩和角礫岩，且分佈不均。月球高地普遍存在含鐵質斜長石的岩石，在月球背面高地的岩石具有富鈣貧鋁的特徵，在月海地區普遍存在富含鐵的玄武岩，而在許多大型的月海東緣存在相對富集的輝長石。[21]
月海玄武岩主要由輝石、長石、橄欖石和鈦鐵礦組成。斜長岩由95%的鈣長石及少量的輝石、橄欖石組成。克里普岩是岩漿分異或殘餘熔漿結晶形成的富含揮發組分元素的岩石，也被稱為「月球上的花崗岩」。撞擊角礫岩由各種類型的岩石經衝擊破碎並且部分熔融而膠結形成。[22]
月壤
較細緻的月球表岩屑（直徑1厘米以下）常被稱為月壤。它是在月球地質歷史時期由無數隕石撞擊所形成，厚度可達幾米到數十米。其基本組成顆粒包括：礦物碎屑（主要為橄欖石、斜長石、輝石、鈦鐵礦、尖晶石等）、原始結晶岩碎屑（玄武岩、斜長岩、橄欖岩、蘇長岩等）、角礫岩碎屑、各種玻璃（熔融岩、微角礫岩、撞擊玻璃、黃色或黑色火成碎屑玻璃）、粘合集塊岩、隕石碎片等。[21]
更細緻的物質（直徑30微米）稱為「月球塵埃」（moondust），但是表面粗糙、銳利。阿波羅17號航天員、地質學家哈里森·施密特將月塵引起的症狀稱為「月球花粉症」；阿波羅17號指揮官尤金·塞爾南形容月塵的味道猶如燃過的火藥一樣。[23]
形成演化
月球的起源尚無定論，目前居於主導地位的是大碰撞說（GIH）[24]。大約在46億年前月球誕生後，熔融的表面很快生成一層薄薄的外殼。隨着較重元素向月心方向聚集下沉，外殼層逐漸加厚。經過化學分異後的外殼層，被大的隕星或彗星轟擊，在月球表面形成了巨大的盆地。隨着時間推移，外來天體物質對月球表面的轟擊逐漸減少。被熔岩流填充的許多大盆地，即形成了現在的月海。小岩石塊對月球表面的緩慢而不間斷的剝蝕，一直持續到現在。[25]
總的來說，月球表面形成的主要地質過程是天體撞擊與火山作用，即小型宇宙天體物質（小行星、彗星、流星等）衝擊、熔岩噴發，以及其他塑造月球表面形態的因素如劇烈的溫度變化、太陽風的不斷衝擊等。
月面學
月面學是月球地質學的分支學科，專門研究月球表面及物理特徵的學科。1603年威廉·吉爾伯特依據肉眼觀察繪製了首幅月球圖。1750年，約翰·邁耶創建了首個可靠的月球坐標系。1959年，蘇聯的月球3號發回了首張月球背面的照片。克萊門汀號飛船獲得第一張月球全球地形圖以及多光譜圖像。嫦娥一號獲得了覆蓋全月球的1:2500000比例尺影像圖的數字地面模型的高程基準採用半徑為1737.4公里的正球體表面，空間解像度為500米，平面中誤差192米，高程中誤差120米[26]。
月面圖
月面座標用來標示月球表面上的位置。國際天文學聯合會建議用"平地球/極軸"系統[27]，本初子午線穿過地月中心連線[28]。以莫斯汀撞擊坑的中心0°42′S 5°53′W / 0.7°S 5.88°W作為定義月面座標的基準點。美國地質調查局把月球劃分為多塊區域：在1:2,500,000比例尺的地圖上劃分為30個方格[29]，在1:1,000,000比例尺的地圖上劃分為144個方格。[30]
命名法
1919年起，對月球特徵的命名改由國際天文學聯合會（IAU）統一負責。該委員會正式通過了使用大寫羅馬字母來確定隕石坑和山谷的國際公約。1966年當月球背面的地圖面世後，尤恩·阿代爾·惠特克提出了一種依據與主坑位置角度關係來分配衛星坑字母的命名法。如某一衛星坑位於主坑的北面，則給予標識符「Z」，然後將該主坑周圍360度地區像時鐘的24小時一樣分為24個部分，按順時針方向每個「小時」角分配一個字母，將1點處指定為「A」作為開頭（省略字母「I」和「O」，這樣就只有24個字母），如此，主坑正南面衛星坑分配到的字母就為「M」。
| 特徵類型 | 命名常規 | 
|
|---|---|---|
| 環形山（撞擊坑） Craters |
坑穴一般是以在他們的領域中有傑出或基本貢獻，且已過世的科學家、學者、藝術家或探險者來命名。除此之外，莫斯科海周圍的坑穴是以已故的俄羅斯太空人命名；阿波羅環形山周圍的衛星坑以罹難的美國太空人命名。 | |
| 湖、海、沼、灣 Lacūs, Maria, Paludes, Sinūs |
這些特徵的名字使用拉丁文描述天氣和其他抽象概念的術語。 | |
| 山脈 Montes |
以地球上的山脈或鄰近的環形山命名。 | |
| 峭壁，陡岩 Rupēs |
以鄰近的山脊命名（見上文）。 | |
| 月谷 Valles |
以鄰近的特徵命名。 | |
| 其它 Others |
不屬於前述任何類別的特徵，以附近的坑穴命名。 |
參見
參考文獻
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