Mytologická história Mesiaca. Reliéf mesiaca. vznik mesiaca Najcharakteristickejšie tvary terénu Mesiaca

Mesiac v rímskej mytológii je bohyňou nočného svetla. V egyptskej mytológii boli bohyňa mesiaca Tefnut a jej sestra Shu, jedna z inkarnácií slnečného princípu, dvojčatá. V indoeurópskej a baltskej mytológii je rozšírený motív mesiaca dvoriaceho slnku a ich svadby: po svadbe mesiac opúšťa slnko, za čo sa mu boh hromu pomstí a mesiac skráti na polovicu. V arménskej mytológii, Lusin („mesiac“), mladý muž požiadal svoju matku, ktorá držala cesto, o buchtu. Nahnevaná matka dala Lusinovi facku do tváre, z ktorej vyletel do neba. Na jeho tvári sú stále viditeľné stopy testu. Podľa všeobecného presvedčenia sú fázy mesiaca spojené s cyklami života kráľa Lusina: nový mesiac - s jeho mladosťou, spln - so zrelosťou; keď mesiac ubudne a objaví sa polmesiac, Lusin zostarne a potom ide do neba (zomrie). Z raja sa vracia ako znovuzrodený.

Mýty kolujú aj o pôvode mesiaca z častí tela (najčastejšie z ľavého a pravého oka). Väčšina národov sveta má špeciálne mesačné mýty, ktoré vysvetľujú výskyt škvŕn na Mesiaci, najčastejšie tým, že tam je špeciálna osoba („mesačný muž“ alebo „mesačná žena“). Mnoho národov pripisuje mesačnému božstvu osobitný význam a verí, že poskytuje potrebné prvky pre všetky živé veci.

Reliéf Mesiaca

Tradične existujú dva hlavné typy krajiny na Mesiaci – kontinenty a moria. Prevládajúcou formou reliéfu mesačného povrchu je lunárna maria, čo sú obrovské, tmavo sfarbené priehlbiny. Samozrejme, v týchto moriach nie je žiadna voda, ale tieto priehlbiny boli tak pomenované v dávnej minulosti pre ich tmavú farbu; tieto mená im zostali dodnes. Menšie tmavé škvrny, analogicky s moriami, boli pomenované zálivy, jazerá a močiare. Hlavné moria sú sústredené vo viditeľnej pologuli. Najväčšie morské útvary sú Ocean of Storms. Zo severovýchodu susedí s morom dažďov, z juhu s morom vlhkosti a morom mrakov. Vo východnej polovici disku viditeľnej zo Zeme sa v reťazci od severozápadu k juhovýchodu tiahnu More jasnosti, more pokoja a more hojnosti. Tento reťazec susedí z juhu s Nektárovým morom a zo severovýchodu s Morom kríz. Pomerne malé morské územia sa nachádzajú na rozhraní viditeľnej a reverznej pologule. Ide o Východné more, Marginálne more, Smithovo more a Južné more. Na zadnej strane je iba jeden významný útvar morského typu - Moskovské more. Moria nepravidelného tvaru vo väčšine prípadov susedia s kruhovými morami. Najväčšie kruhové more, more dažďov, si zachovalo iba jeden z vonkajších prstencov v podobe pohorí Álp, Kaukazu, Apenín a Karpát.

Okrem morí sú na rozsiahlych plochách rozptýlené prstencové hory, ktoré majú okrúhly tvar v centrálnych častiach viditeľného lunárneho disku a eliptický tvar na okrajových častiach disku. Prstencové hory sú veľké a malé okrúhle útvary, nerovnako hlboké, obklopené valmi týčiacimi sa 0,5-1,5 km nad okolie. Prstencové hory s priemerom viac ako 35 km sa nazývali lunárne cirkusy a zvyšok - s menším priemerom - sa nazýval mesačné krátery. Malé krátery sa nachádzajú po celom povrchu Mesiaca: na jeho rovinách, na dne morí, na pohoriach a iných útvaroch.

Môžete nájsť horské údolia, ktoré sú úzke, dlhé rovné pásy, ktoré sa tiahnu desiatky kilometrov. Údolie v pohorí Álp je teda 120 km dlhé a 10-15 km široké.

Charakteristickými útvarmi sú mesačné pohoria, ktorých výška jednotlivých vrcholov dosahuje 9 km, a pohoria podobné tým na Zemi a analogicky dostali názvy pozemských pohorí Kaukaz, Alpy a Apeniny.

Časté sú sústavy rôznych prasklín a lúčov vychádzajúcich z dn kráterov, brázd a svetelných lúčov. Celkový počet žiarivých kráterov viditeľných počas splnu je asi 300 na pre nás viditeľnej strane Mesiaca.

Morské a kontinentálne krajiny sa nachádzajú v rôznych nadmorských výškach. Na stupnici celej lunárnej zemegule dosahuje rozdiel v priemerných hladinách kontinentov a morí 2,3 km. V rámci viditeľnej pologule je táto hodnota 1,4 km. Priemerná hladina kruhových morí je o 1,3 km nižšia ako priemerná hladina nepravidelných morí a takmer o 4 km nižšia ako hladina kontinentov.

Už od čias Galilea sa začali zostavovať mapy viditeľnej pologule Mesiaca. Tmavé škvrny na povrchu Mesiaca sa nazývali „more“ (obr. 47). Sú to nížiny, kde nie je ani kvapka vody. Ich dno je tmavé a relatívne ploché. Väčšinu povrchu Mesiaca zaberajú horské, svetlejšie priestory. Existuje niekoľko pohorí nazývaných ako tie na Zemi, Alpy, Kaukaz atď. Výška hôr dosahuje 9 km. Ale hlavnou formou reliéfu sú krátery. Ich prstencové hrebene vysoké až niekoľko kilometrov obklopujú veľké okrúhle priehlbiny s priemerom až 200 km, napríklad Clavius a Schickard sú pomenované po vedcoch. Takže na Mesiaci sú krátery Tycho, Copernicus atď.

Na úplňku mesiaca na južnej pologuli je cez silný ďalekohľad dobre viditeľný kráter Tycho s priemerom 60 km vo forme jasného prstenca a od neho sa rozchádzajúce radiálne jasné lúče. Ich dĺžka je porovnateľná s polomerom Mesiaca a tiahnu sa cez mnoho ďalších kráterov a tmavých depresií. Ukázalo sa, že lúče boli tvorené zhlukom mnohých malých kráterov so svetlými stenami.

Je lepšie študovať lunárny reliéf, keď zodpovedajúci terén leží blízko terminátora, t.j. hranice dňa a noci na Mesiaci, potom najmenšie nepravidelnosti osvetlené Slnkom zo strany vrhajú dlhé tiene a sú ľahko viditeľné. Je veľmi zaujímavé hodinu ďalekohľadom sledovať, ako sa v blízkosti terminátora na nočnej strane rozsvietia svetelné body – to sú vrcholy šácht mesačných kráterov. Postupne sa z tmy vynára svetlá podkova – časť okraja krátera, no dno krátera je stále ponorené do úplnej tmy. Lúče Slnka, kĺžuce sa nižšie a nižšie, postupne obkresľujú celý kráter. Je jasne vidieť, že čím menšie sú krátery, tým ich je viac. Často sú usporiadané v reťaziach a dokonca „sedia“ na sebe. Na šachtách starších sa vytvorili neskoršie krátery. V strede krátera je často viditeľný kopec (obr. 49), v skutočnosti je to skupina pohorí. Steny krátera končia terasami strmo dovnútra.

Dno kráterov leží pod okolitým terénom. Pozorne si prezrite vnútro šachty a centrálny kopec kráteru Copernicus, ktorý zboku odfotografoval umelý satelit Mesiaca (obr. 50). Zo Zeme je tento kráter viditeľný priamo zhora a bez takýchto detailov sú vo všeobecnosti zo Zeme za najlepších podmienok sotva viditeľné krátery s priemerom do 1 km. Celý povrch Mesiaca je posiaty malými krátermi - jemnými prehĺbeninami - to je výsledok dopadov malých meteoritov.

Zo Zeme je viditeľná len jedna pologuľa Mesiaca. V roku 1959 sovietska vesmírna stanica, ktorá preletela okolo Mesiaca, prvýkrát odfotila mesačnú pologuľu, neviditeľnú zo Zeme. Od viditeľného sa zásadne nelíši, no „morských“ priehlbín je na ňom menej (obr. 48). Podrobné mapy tejto pologule boli teraz zostavené na základe početných fotografií Mesiaca zhotovených zblízka automatickými stanicami vyslanými na Mesiac Na jeho povrch sa opakovane spúšťali umelo vytvorené vozidlá. V roku 1969 vesmírna loď s dvoma americkými astronautmi prvýkrát pristála na povrchu Mesiaca. K dnešnému dňu niekoľko expedícií amerických astronautov navštívilo Mesiac a bezpečne sa vrátilo na Zem. Chodili a dokonca jazdili so špeciálnym terénnym vozidlom po povrchu Mesiaca, inštalovali a nechali na ňom rôzne zariadenia, najmä seizmografy na zaznamenávanie „mesačných zemetrasení“ a priniesli vzorky mesačnej pôdy. Ukázalo sa, že vzorky sú veľmi podobné pozemským horninám, ale odhalili aj množstvo znakov charakteristických len pre mesačné minerály. Sovietski vedci získali vzorky mesačných hornín z rôznych miest pomocou guľometov, ktoré na príkaz zo Zeme odobrali vzorku pôdy a vrátili sa s ňou na Zem. Okrem toho boli na Mesiac vyslané sovietske lunárne vozidlá (automatické laboratóriá s vlastným pohonom, obr. 51), ktoré vykonali mnohé vedecké merania a analýzy pôdy a prešli po Mesiaci značné vzdialenosti - niekoľko desiatok kilometrov. Dokonca aj v tých častiach mesačného povrchu, ktoré vyzerajú zo Zeme hladko, je pôda plná kráterov a posiata kameňmi všetkých druhov veľkostí. Lunochod „krok za krokom“, riadený zo Zeme rádiom, sa pohyboval s prihliadnutím na charakter terénu, ktorého pohľad na Zem prenášala televízia. Tento najväčší úspech sovietskej vedy a ľudstva je dôležitý nielen ako dôkaz neobmedzených schopností ľudskej mysle a techniky, ale aj ako priame štúdium fyzikálnych podmienok na inom nebeskom telese. Je to dôležité aj preto, že potvrdzuje väčšinu záverov, ktoré astronómovia urobili len z analýzy svetla Mesiaca, ktoré k nám prichádza zo vzdialenosti 380 000 km.

Štúdium mesačného reliéfu a jeho pôvodu je zaujímavé aj pre geológiu - Mesiac je ako múzeum dávnej histórie svojej kôry, keďže voda a vietor ho nezničia. Ale Mesiac nie je úplne mŕtvy svet. V roku 1958 si sovietsky astronóm N.A. Kozyrev všimol uvoľňovanie plynov z lunárneho vnútra v kráteri Alphonse.

Na vzniku mesačného reliéfu sa zrejme podieľali vnútorné aj vonkajšie sily. Úloha tektonických a vulkanických javov je nepopierateľná, keďže na Mesiaci sú zlomové línie, reťazce kráterov, obrovská stolová hora so sklonmi rovnakými ako majú krátery. Medzi mesačnými krátermi a lávovými jazerami na Havajských ostrovoch existujú podobnosti. Menšie krátery vznikli dopadmi veľkých meteoritov. Na Zemi je tiež množstvo kráterov vytvorených dopadmi meteoritov. Pokiaľ ide o mesačné „moria“, zrejme vznikajú topením mesačnej kôry a vylievaním lávy zo sopiek. Samozrejme, že na Mesiaci, rovnako ako na Zemi, sa hlavné fázy formovania hôr vyskytli v dávnej minulosti. Početné krátery nájdené na niektorých iných telesách planetárneho systému, napríklad na Marse a Merkúre, by mali mať rovnaký pôvod ako tie na Mesiaci. Intenzívna tvorba kráterov zrejme súvisí s nízkou gravitáciou na povrchu planét a so riedením ich atmosféry, čo len málo zmierňuje bombardovanie meteoritov.

Sovietske vesmírne stanice preukázali absenciu magnetického poľa a radiačných pásov na Mesiaci a prítomnosť rádioaktívnych prvkov na Mesiaci.

Schematická mapa najväčších útvarov na k Zemi privrátenej pologuli Mesiaca. Schematická mapa odvrátenej strany Mesiaca, neviditeľná zo Zeme.

Reliéf mesačného povrchu bol objasnený najmä v dôsledku mnohých rokov teleskopických pozorovaní. „Lunárne moria“, ktoré zaberajú asi 40 % viditeľného povrchu Mesiaca, sú ploché nížiny pretínané trhlinami a nízkymi kľukatými hrebeňmi; V moriach je pomerne málo veľkých kráterov. Mnohé moria sú obklopené sústrednými prstencovými hrebeňmi. Zvyšný, ľahší povrch je pokrytý početnými krátermi, prstencovými hrebeňmi, ryhami atď. Krátery menšie ako 15-20 kilometrov majú jednoduchý miskovitý tvar väčšie krátery (do 200 kilometrov) pozostávajú zo zaoblenej šachty so strmými vnútornými svahmi, majú relatívne ploché dno, hlbšie ako okolitý terén, často s centrálnym kopcom. Výšky hôr nad okolím sú určené dĺžkou tieňov na mesačnom povrchu alebo fotometricky. Týmto spôsobom boli zostavené hypsometrické mapy v mierke 1: 1 000 000 pre väčšinu viditeľnej strany. Absolútne výšky, vzdialenosti bodov na povrchu Mesiaca od stredu postavy alebo hmotnosti Mesiaca sú však určené veľmi neisto a hypsometrické mapy založené na nich poskytujú iba všeobecnú predstavu o reliéfe Mesiaca. . Oveľa podrobnejšie a presnejšie bol študovaný reliéf lunárnej okrajovej zóny, ktorá v závislosti od libračnej fázy obmedzuje mesačný kotúč. Pre túto zónu nemecký vedec F. Hein, sovietsky vedec A.A. Nefediev, americký vedec C. Watts zostavil hypsometrické mapy, ktoré sa používajú na zohľadnenie nerovností okraja Mesiaca počas pozorovaní za účelom určenia súradníc Mesiaca (takéto pozorovania sa robia pomocou kružníc poludníkov a z fotografií Mesiac na pozadí okolitých hviezd, ako aj z pozorovaní zákrytov hviezd). Mikrometrické merania určili selenografické súradnice niekoľkých hlavných referenčných bodov vo vzťahu k mesačnému rovníku a strednému poludníku Mesiaca, ktoré slúžia na referenciu veľkého počtu ďalších bodov na mesačnom povrchu. Hlavným východiskovým bodom je malý, pravidelne tvarovaný kráter Mösting, dobre viditeľný v blízkosti stredu mesačného disku. Štruktúra mesačného povrchu bola študovaná najmä fotometrickými a polarimetrickými pozorovaniami, doplnenými rádioastronomickými štúdiami.

Krátery na mesačnom povrchu majú rôzny relatívny vek: od starých, sotva viditeľných, vysoko prepracovaných útvarov až po veľmi zreteľné mladé krátery, niekedy obklopené svetelnými „lúčmi“. Zároveň mladé krátery prekrývajú staršie. V niektorých prípadoch sú krátery vyrezané do povrchu lunárnej Márie a v iných skaly morí zakrývajú krátery. Tektonické trhliny buď prerezávajú krátery a moria, alebo sú samotné prekryté mladšími formáciami. Tieto a ďalšie vzťahy umožňujú stanoviť postupnosť vzhľadu rôznych štruktúr na mesačnom povrchu; v roku 1949 sovietsky vedec A.V. Khabakov rozdelil mesačné formácie do niekoľkých po sebe nasledujúcich vekových komplexov. Ďalší rozvoj tohto prístupu umožnil do konca 60. rokov zostaviť geologické mapy strednej mierky pre významnú časť mesačného povrchu. Absolútny vek mesačných útvarov je známy zatiaľ len v niekoľkých bodoch; ale pomocou niektorých nepriamych metód možno určiť, že vek najmladších veľkých kráterov je desiatky a stovky miliónov rokov a väčšina veľkých kráterov vznikla v „predmorskom“ období pred 3 až 4 miliardami rokov. .

Vďaka absencii atmosféry a hydrosféry sa značná časť týchto kráterov zachovala dodnes. V súčasnosti padajú meteority na Mesiac oveľa menej často; vulkanizmus tiež do značnej miery ustal, pretože Mesiac spotreboval veľa tepelnej energie a rádioaktívne prvky boli zanesené do vonkajších vrstiev Mesiaca.

Zvyškový vulkanizmus je doložený výronom plynov obsahujúcich uhlík v lunárnych kráteroch, ktorých spektrogramy ako prvý získal sovietsky astronóm N.A. Kozyrev.

Lunárny povrch je bez života a prázdny. Jeho zvláštnosťou je úplná absencia atmosférických vplyvov, ktoré sú pozorované na Zemi. Noc a deň prichádzajú okamžite, len čo sa objavia lúče Slnka.

Kvôli chýbajúcemu médiu na šírenie zvukových vĺn vládne na povrchu úplné ticho.

Rotačná os Mesiaca je od normály k ekliptike naklonená iba o 1,5 0, takže Mesiac nemá žiadne ročné obdobia ani zmeny ročných období. Slnečné svetlo je na mesačných póloch vždy takmer horizontálne, vďaka čomu sú tieto oblasti neustále chladné a tmavé.

Lunárny povrch sa mení pod vplyvom ľudskej činnosti, bombardovania meteoritmi a ožiarenia časticami s vysokou energiou (röntgenové a kozmické žiarenie). Tieto faktory nemajú výrazný vplyv, ale v astronomických časoch silne „rozorávajú“ povrchovú vrstvu – regolit.

Keď častica meteoru dopadne na povrch Mesiaca, dôjde k miniatúrnej explózii a častice pôdy a meteoritov sa rozptýlia do všetkých smerov. Väčšina týchto častíc opúšťa gravitačné pole Mesiaca.

Rozsah denných teplotných výkyvov je 250 0 C. Pohybuje sa od 101 0 do -153 0. K zahrievaniu a ochladzovaniu hornín však dochádza pomaly. K prudkým zmenám teploty dochádza len pri zatmení Mesiaca. Bolo namerané, že teplota kolíše od 71 do - 79 C za hodinu.

Teplota podložných vrstiev bola meraná rádioastronomickými metódami, v hĺbke 1 m sa ukázala konštantná a na rovníku sa rovnala -50 C. To znamená, že horná vrstva je dobrým tepelným izolantom.

Analýza mesačných hornín privezených na Zem ukázala, že nikdy neboli vystavené vode.

Priemerná hustota Mesiaca je 3,3 g/cm 3 .

Obdobie otáčania Mesiaca okolo svojej osi sa rovná perióde jeho otáčania okolo Zeme, takže je pozorovaný zo Zeme len z jednej strany. Odvrátená strana Mesiaca bola prvýkrát odfotografovaná v roku 1959.

Svetelné oblasti mesačného povrchu sa nazývajú kontinenty a zaberajú 60 % jeho povrchu. Sú to drsné, horské oblasti. Zvyšných 40% povrchu tvorí more. Sú to priehlbiny vyplnené tmavou lávou a prachom. Pomenovanie dostali v 17. storočí.

Kontinenty pretínajú horské masívy nachádzajúce sa pozdĺž pobrežia morí. Najvyššia výška lunárnych hôr dosahuje 9 km.

Väčšina lunárnych kráterov je meteoritového pôvodu. Sopečných je málo, no nájdu sa aj kombinované. Najväčšie mesačné krátery majú priemer až 100 km.

Na Mesiaci boli pozorované jasné erupcie, ktoré môžu súvisieť so sopečnými erupciami.

Mesiac nemá takmer žiadne tekuté jadro, o čom svedčí absencia magnetického poľa. Magnetometre ukazujú, že magnetické pole Mesiaca nepresahuje 1/10 000 zemského magnetického poľa.

Atmosféra:

Hoci Mesiac obklopuje vákuum, ktoré je dokonalejšie ako to, ktoré sa dá vytvoriť v pozemských laboratórnych podmienkach, jeho atmosféra je obrovská a je predmetom veľkého vedeckého záujmu.

Počas dvojtýždňového lunárneho dňa sú atómy a molekuly vyrazené z mesačného povrchu na balistické trajektórie sériou procesov ionizované slnečným žiarením a potom poháňané elektromagnetickými efektmi ako plazma.

Poloha Mesiaca na jeho obežnej dráhe určuje správanie atmosféry.

Rozmery atmosférických javov merali sériou prístrojov, ktoré na mesačný povrch umiestnili astronauti Apolla. Analýza údajov však bola brzdená skutočnosťou, že prirodzená mesačná atmosféra je taká tenká, že kontaminácia plynmi vychádzajúcimi z Apolla výrazne ovplyvnila výsledky.

Hlavnými plynmi prítomnými na Mesiaci sú neón, vodík, hélium a argón.

Okrem povrchových plynov sa našli aj malé množstvá prachu, ktoré cirkulovali až niekoľko metrov nad povrchom.

Počet atómov a molekúl na jednotku objemu atmosféry je menší ako bilióntina počtu častíc obsiahnutých v jednotke objemu zemskej atmosféry na úrovni mora. Gravitácia Mesiaca je príliš slabá na to, aby udržala molekuly blízko povrchu.

Každé teleso s rýchlosťou vyššou ako 2,4 km/s unikne gravitačnej kontrole Mesiaca. Táto rýchlosť je o niečo väčšia ako priemerná rýchlosť molekúl vodíka pri bežnej teplote. Disipácia vodíka nastáva takmer okamžite. K disipácii kyslíka a dusíka dochádza pomalšie, pretože tieto molekuly sú ťažšie. V astronomicky krátkych časových úsekoch je Mesiac schopný stratiť celú svoju atmosféru, ak ju niekedy mal.

Teraz sa atmosféra dopĺňa z medziplanetárneho priestoru.

M. Mendillo a D. Bomgardner (Boston University) po analýze výsledkov pozorovaní úplného zatmenia Mesiaca z 29. novembra 1993 dospeli k záveru, že mesačná atmosféra je 2-krát rozsiahlejšia (rovná sa 10 priemerom Mesiaca ), ako sa doteraz predpokladalo.

Je udržiavaná nie dopadmi mikrometeoritov a elementárnych častíc slnečného vetra (protónov a elektrónov) na mesačnú pôdu, ale vplyvom svetla a tepelných fotónov zo slnečného žiarenia na ňu.

Hlavnými zložkami sú atómy a ióny sodíka a draslíka vyrazené z lunárnej pôdy. Atmosféra je veľmi riedka, ale atómy sodíka sa ľahko excitujú a silne vyžarujú, takže sa dajú ľahko odhaliť. (Príroda 5.10.1995).

Pôvod: Podľa prevládajúcich moderných teórií Mesiac vznikol spolu so Zemou z tej istej planetezimály. Vedci sa domnievajú, že spočiatku bol Mesiac veľmi blízko k Zemi a J. Darwin napísal, že Mesiac bol kedysi v kontakte so Zemou a obežná doba týchto dvoch telies bola približne 4 hodiny. Ale tento predpoklad sa zdá byť nepravdepodobný. Mnohí veria, že Mesiac vznikol vo vzdialenosti podstatne menšej ako polovica toho súčasného. V tomto prípade by prílivové vlny na Zemi museli dosiahnuť 1 km.

Existujú aj iné teórie. Našli sa nové dôkazy pre hypotézu, že Mesiac vznikol zrážkou nejakého telesa so Zemou.

Podľa údajov z mesačného satelitu Clementine, spracovaných na Havajskej univerzite

Tí (USA), bola zostavená mapa percenta železa na povrchu Mesiaca. Môže sa pohybovať od 0 % v horách do 14 % na dne morí. Ak by mal Mesiac rovnaké mineralogické zloženie ako Zem, potom by železa bolo oveľa viac. To znamená, že bolo nepravdepodobné, že by vznikol z rovnakého protoplanetárneho oblaku so Zemou.

Obrovské oblasti na odvrátenej strane Mesiaca neobsahujú vôbec žiadne železo, ale sú pokryté anorthozitom, horninou bohatou na hliník. Čistý anortozit je na Zemi vzácny.

Vplyv na Zem: Američania R. Bolling a R. Červený študovali údaje o

globálne rozloženie teploty získané zo satelitov v rokoch 1797 až 1994. Z údajov vyplýva, že Zem je teplá, keď je Mesiac v splne, a studená, keď je Mesiac v nove. Mesiac svojim svetlom počas splnu zohreje Zem o 0,02 0 C. Aj takéto teplotné zmeny môžu ovplyvniť klímu Zeme. (Astronomy Now, máj 1995).

Reliéf mesačného povrchu bol objasnený najmä v dôsledku mnohých rokov teleskopických pozorovaní. „Lunárne moria“, ktoré zaberajú asi 40 % viditeľného povrchu Mesiaca, sú ploché nížiny pretínané trhlinami a nízkymi kľukatými hrebeňmi; V moriach je pomerne málo veľkých kráterov. Mnohé moria sú obklopené sústrednými prstencovými hrebeňmi. Zvyšný, ľahší povrch je pokrytý početnými krátermi, prstencovými hrebeňmi, ryhami atď. Krátery menšie ako 15-20 kilometrov majú jednoduchý miskovitý tvar väčšie krátery (do 200 kilometrov) pozostávajú zo zaoblenej šachty so strmými vnútornými svahmi, majú relatívne ploché dno, hlbšie ako okolitý terén, často s centrálnym kopcom. Výšky hôr nad okolím sú určené dĺžkou tieňov na mesačnom povrchu alebo fotometricky. Týmto spôsobom boli zostavené hypsometrické mapy v mierke 1: 1 000 000 pre väčšinu viditeľnej strany. Absolútne výšky, vzdialenosti bodov na povrchu Mesiaca od stredu postavy alebo hmotnosti Mesiaca sú však určené veľmi neisto a hypsometrické mapy založené na nich poskytujú iba všeobecnú predstavu o reliéfe Mesiaca. . Oveľa podrobnejšie a presnejšie bol študovaný reliéf lunárnej okrajovej zóny, ktorá v závislosti od libračnej fázy obmedzuje mesačný kotúč. Pre túto zónu zostavili nemecký vedec F. Hein, sovietsky vedec A. A. Nefediev a americký vedec C. Watts hypsometrické mapy, ktoré sa používajú na zohľadnenie nerovností okraja Mesiaca počas pozorovaní s cieľom určiť súradnice Mesiaca (takéto pozorovania sa robia s meridiánovými kruhmi a z fotografií Mesiaca na pozadí okolitých hviezd, ako aj z pozorovaní zákrytov hviezd). Mikrometrické merania určili selenografické súradnice niekoľkých hlavných referenčných bodov vo vzťahu k mesačnému rovníku a strednému poludníku Mesiaca, ktoré slúžia na referenciu veľkého počtu ďalších bodov na mesačnom povrchu. Hlavným východiskovým bodom je malý, pravidelne tvarovaný kráter Mösting, dobre viditeľný v blízkosti stredu mesačného disku. Štruktúra mesačného povrchu bola študovaná najmä fotometrickými a polarimetrickými pozorovaniami, doplnenými rádioastronomickými štúdiami. mesačná pôdna fáza príliv

Krátery na mesačnom povrchu majú rôzny relatívny vek: od starých, sotva viditeľných, vysoko prepracovaných útvarov až po veľmi zreteľné mladé krátery, niekedy obklopené svetelnými „lúčmi“. Zároveň mladé krátery prekrývajú staršie. V niektorých prípadoch sú krátery vyrezané do povrchu lunárnej Márie a v iných skaly morí zakrývajú krátery. Tektonické trhliny buď prerezávajú krátery a moria, alebo sú samotné prekryté mladšími formáciami. Tieto a ďalšie vzťahy umožňujú stanoviť postupnosť vzhľadu rôznych štruktúr na mesačnom povrchu; v roku 1949 rozdelil sovietsky vedec A.V Khabakov mesačné formácie do niekoľkých po sebe nasledujúcich vekových komplexov. Ďalší rozvoj tohto prístupu umožnil do konca 60. rokov zostaviť geologické mapy strednej mierky pre významnú časť mesačného povrchu. Absolútny vek mesačných útvarov je známy zatiaľ len v niekoľkých bodoch; ale pomocou niektorých nepriamych metód možno určiť, že vek najmladších veľkých kráterov je desiatky a stovky miliónov rokov a väčšina veľkých kráterov vznikla v „predmorskom“ období pred 3 až 4 miliardami rokov. .

Na formovaní lunárnych reliéfnych foriem sa podieľali vnútorné sily aj vonkajšie vplyvy. Výpočty tepelnej histórie Mesiaca ukazujú, že krátko po jeho vzniku sa vnútro zahrialo rádioaktívnym teplom a z veľkej časti sa roztopilo, čo viedlo k intenzívnemu vulkanizmu na povrchu. V dôsledku toho sa vytvorili obrovské lávové polia a množstvo sopečných kráterov, ako aj početné trhliny, rímsy a ďalšie. Zároveň dopadlo na povrch Mesiaca v raných fázach obrovské množstvo meteoritov a asteroidov – pozostatkov protoplanetárneho oblaku, ktorého výbuchy vytvorili krátery – od mikroskopických otvorov až po prstencové štruktúry s priemerom niekoľkých desiatok. a možno až niekoľko stoviek kilometrov. Vďaka absencii atmosféry a hydrosféry sa značná časť týchto kráterov zachovala dodnes. V súčasnosti padajú meteority na Mesiac oveľa menej často; vulkanizmus tiež do značnej miery ustal, pretože Mesiac spotreboval veľa tepelnej energie a rádioaktívne prvky boli zanesené do vonkajších vrstiev Mesiaca. O zvyškovom vulkanizme svedčí výron plynov obsahujúcich uhlík v mesačných kráteroch, ktorých spektrogramy ako prvý získal sovietsky astronóm N. A. Kozyrev.