ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ του ΠΑΛΑΜΙΔΗ ΑΓΓΕΛΟΥ ΕΠΙΒΛΕΠΩΝ: Δρ. ΙΟΡΔΑΝΙΔΗΣ ΑΝΔΡΕΑΣ

ΚΟΖΑΝΗ ΙΟΥΝΙΟΣ 2004 ΑΝΩΤΑΤΟ ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΚΟ ΕΚΠΑΙΔΕΥΤΙΚΟ ΙΔΡΥΜΑ ΔΥΤΙΚΗΣ ΜΑΚΕΔΟΝΙΑΣ ΣΧΟΛΗ ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΚΩΝ ΕΦΑΡΜΟΓΩΝ ΤΜΗΜΑ ΓΕΩΤΕΧΝΟΛΟΓΙΑΣ ΚΑΙ ΠΕΡΙΒΑΛΛΟΝΤΟΣ ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ του ΠΑΛΑΜΙΔΗ ΑΓΓΕΛΟΥ ΕΠΙΒΛΕΠΩΝ: Δρ. ΙΟΡΔΑΝΙΔΗΣ ΑΝΔΡΕΑΣ

1. ΕΙΣΑΓΩΓΗ 1.1. Ηλιακό σύστημα 1.1.1. Το ηλιακό σύστημα και οι πλανήτες του Το ηλιακό μας σύστημα αποτελείται από 9 πλανήτες. ΟΕρμής, η Αφροδίτη, ηγη και ο Άρης ονομάζονται γήινοι πλανήτες γιατί είναι οι πιο κοντινοί στη γη και στον ήλιο. ΟΔίας-Ζευς, οκρόνος, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας ονομάζονται πλανήτες της οικογένειας του Δία γιατί βρίσκονται μακριά απ' τον ήλιο και κοντά στο Δία. Ο Πλούτωνας που είναι και ο πιο μακρινός είναι μόνος του. Οι γήινοι πλανήτες έχουν σχετικά μικρές μάζες και μεγάλη πυκνότητα, ενώ οι άλλοι 4 πλανήτες μεγάλη μάζα και μικρή πυκνότητα. Απ' τους πλανήτες, Εικόνα ο1. Άρης Το μοντέλο και η Αφροδίτη του ηλιακού έχουν μας πολλά συστήματος γήινα πετρώματα. Ο Ερμής έχει πολλά μέταλλα, ενώ δεν έχει ατμόσφαιρα. Ο Κρόνος και ο Δίας έχουν ίδια σχεδόν σύσταση με αυτή του ήλιου. Ο Άρης και η Αφροδίτη έχουν ατμόσφαιρα αζώτου. Στους άλλους πλανήτες και κυρίως στους πιο μεγάλους κύριο συστατικό είναι το υδρογόνο. Η ατμόσφαιρα του Πλούτωνα είναι άγνωστη.

2. ΑΡΗΣ 2.1. Γενικά, Άρης και νερό Ο σημερινός Άρης είναι πολύ ψυχρός και έχει πολύ λεπτή ατμόσφαιρα, συνθήκες που δεν επιτρέπουν την ύπαρξη νερού στην επιφάνειά του. Ακόμα και σήμερα, όταν οι επιστήμονες εξετάζουν τις φωτογραφίες που έστειλαν τα Vikings, συναντούν χαρακτηριστικά που φαίνονται να έχουν σχηματιστεί από μεγάλες ποσότητες νερού, καθώς και σχηματισμούς που μοιάζουν με πρωτόγονες λίμνες. Οι πιο διαδεδομένες θεωρίες αυτή την εποχή είναι δύο: Ηπρώτηθεωρία αναφέρει ότι, ο πλανήτης υπήρξε κάποτε πολύ θερμότερος και υγρός και με πολύ πυκνότερη ατμόσφαιρα, φιλοξενώντας μεγάλες λίμνες ή ωκεανούς, ποτάμια και άφθονη βροχή. Ηδεύτερηθεωρία αναφέρει ότι ήταν πάντοτε ψυχρός και ότι το νερό ήταν παγιδευμένο με μορφή υπόγειου πάγου που απελευθερωνόταν με την αύξηση της θερμοκρασίας. Εικόνα 4. Φωτογραφία από Mars Pathfinder παρουσιάζει την ακτογραμμή λίμνης

2.2. Κατανόηση της γεωχημείας του Άρη Τα αποτελέσματα από τη χημική σύνθεση που αναφέρθηκαν από τα δύο Βίκινγκ και τον ανιχνευτή Landers ήταν σχεδόν ίδια. Ακόμα τα ακατέργαστα στοιχεία από το φασματόμετρο των ακτίνων X του δορυφόρου Sojourner παρείχαν τη στοιχειώδη σύνθεση μόνο. Το παρόμοιο στοιχείο της χημικής σύνθεσης από το Βίκινγκ και από το δορυφόρο Sojourner έχει ερμηνευθεί όπως φαίνεται ως ένα μίγμα σμηκτικών αργίλων πλούσιων σε σίδηρο, οξειδίων σιδήρου, και του θειικού άλατος μαγνησίου. Τα στοιχεία από τις αποστολές Βίκινγκ ανίχνευσαν και προτείνουν ότι το Αρειανό έδαφος της επιφάνειας αποτελείται από άλατα περίπου 10%. Διαδεδομένοι εβαπορίτες μπορούν να σχηματιστούν και να συσσωρευτούν σε μικρές εσωκλειόμενες λεκάνες όπως: κρατήρες, ή σε μια μεγάλη κλίμακα που συνδέεται με λίμνες ήέναν μεγάλο ωκεανό. Τα άλατα μπορούν επίσης να συσσωρευτούν οπουδήποτε τα ηφαιστειακά αέρια ενεργούν επάνω στο έδαφος, και επίσης στις περιοχές όπου η μικροβιακή δραστηριότητα έχει υπάρξει. Πρόσφατα ο Catling έχει αναπτύξει ένα πρότυπο ιζηματογένεσης και έχει καταδείξει τη χρήση του στον υπολογισμό των εβαποριτικών ορυκτών που θα αναμενόταν σε τέτοιες κλειστές λεκάνες. Το πρώτο σημαντικό ανθρακικό άλας που κατακρημνίσθηκε θα ήταν ο σιδηρίτης (FeCO3), που ακολουθείται από τους μαγνησιούχους ασβεστίτες (CaXMgYCO3), ο υδρομαγνησίτης (Mg5 (CO3)4 (OH)2 4(H2O)), η γύψος (CaSO4 2(H2O)), καιτελικάταιδιαίτεραδιαλυτάάλατα όπως NaCl.

Σχήμα 1. Θεωρητικά παραγόμενη διάταξη αλάτων σε στρώματα σε μια εβαποριτική λεκάνη.

2.3. Πείραμα αλμών του Άρη. 2.3.2. Περιγραφή του πειράματος Το εργαστηριακό πείραμα αλμών του Άρη αναπτύχθηκε και εκτελέσθηκε σε μια προσπάθεια προσομοίωσης του Άρη στο ερευνητικό κέντρο της NASA Ames. Τα εργαστηριακά πειράματα πραγματοποιήθηκαν για να καθορίσουν την ομοιότητα και το ποσοστό παραγωγής υδροδιαλυτών ιόντων που διαμορφώνονται στο αρχικά καθαρό υγρό νερό σε επαφή με ένα μίγμα αερίων καθώς και με τα σχετικά αμετάβλητα ορυκτά στον Άρη. Οι πυρόξενοι αντιπροσωπεύθηκαν από τον αυγίτη (πλούσιο σε Ca-Mg), ενώ ο φοστερίτης (πλούσιους σε Mg) επιλέχτηκε ως ο πιο κατάλληλος ολιβίνης, και για τους αστρίους χρησιμοποιήθηκε, το ανορθόκλαστο (πλούσιο σε Κ-Na). Ο ιλμενίτης χρησιμοποιήθηκε ως αντιπροσωπευτικό οξείδιο ενώ ο σιδηροπυρίτης χρησιμοποιήθηκε ως καλύτερο σουλφίδιο. Τέλος, τα χλωροφωσφορικά άλατα αντιπροσωπεύθηκαν από το χλωροαπατίτη. Τα παλιά δείγματα των μεμονωμένων ορυκτών κονιοποιήθηκαν και ταξινομήθηκαν για να παραγάγουν σκόνη σχεδόν ομοιόμορφου μεγέθους (μεταξύ 1 και 2 χιλ.). Έπειτα, τα ορυκτά αναμίχθηκαν σύμφωνα με την υπολογισμένη κατά μέσο όρο αφθονία ορυκτών που βρέθηκε στους μετεωρίτες SNC. Το ορυκτό μίγμα που χρησιμοποιήσαμε ήταν αυγίτης 57,2%, φοστερίτης 25,26%, ανορθόκλαστο 13,14%, ιλμενίτης 3,14%, σιδηροπυρίτης 0,78%, και χλωροαπατίτη 0,48%. Οι ορυκτολογικές αναλύσεις που δίνονται στον Πίνακα 1 είναι ακριβείς σε 60,02 βάρος %.

Πίνακας 1. Χημικές αναλύσεις των ορυκτών που χρησιμοποιούνται στο πείραμα αλμών. Αυγίτης Ανορθόκλαστο Φοστερίτης Ιλμενίτης Πυρίτης Χλωραπατίτης SiO 2 52.1 63.4 41.8 Al 2 O 3 2.4 21.6 TiO 2 0.6 53.9 FeO 9.5 0.06 7.1 41,8 b Fe 2-46.4 53,1 CaO 19.1 2.3 0.1 MgO 14.6 56.7 Na 2 O 0.3 8.6 K 2 O 3.8 P 2 O 5 44 Cl 2.74 S 53.3 Σύνολο 98.6 99.76 99.7 95.7 99.7 99.84 Οι χημικές συνθέσεις δίνονται σε % βάρους. * Μερικοί Fe είναι Fe 3+, άρατοποσόείναιχαμηλό.

2.3.3. Αποτελέσματα πειράματος Τα άμεσα αποτελέσματα από αυτό το πείραμα είναι οι συγκεντρώσεις των κατιόντων και ανιόντων που βρίσκονται στο υγρό που περιέχεται στα δοχεία με το περιβάλλον του Άρη, σε σχέση με το χρόνο. Τα αποτελέσματα δίνονται στον πίνακα 3. Πίνακας 3. Ιονικές συγκεντρώσεις και ph στα πειράματα πετρώματος νερού αερίου του Άρη Διάρκεια, ημέρες 1 42 84 168 336 Βάριο 0.19 0.27 0.313 15.4 2.7 Ασβέστιο 30.2 95.5 49.9 2950 460 Τιτάνιο 0.03 0.09 0.012 40 40 Μαγγάνιο 0.75 3.02 0.06 1.22 0.46 Μαγνήσιο 11.3 52.6 66.1 38.2 5.2 Σίδηρος 0.23 1.52 0.739 10 0.51 Αργίλιο 1.86 0.42 0.219 369.4 10 Κάλιο 0.46 0.85 0.522 4 1.2 Νάτριο 0.12 0.74 0.87 5.8 4 Χλωρίδιο 5.8 8 12.2 4.9 6.01 Φθορίτης 0.764 1.3 1.78 1.41 1.82 Νιτρικό άλας 3.58 4.8 3.29 1 1.05 Νιτρώδες άλας 0.01 1 no data 0.138 1 Θειικό άλας 2.55 10 2.81 60 13.64 Θειώδες άλας 0.01 15 10 58 7.2 ph 6.69 6.63 6.46 no data 6.32 Όλατααποτελέσματαείναιστιςμονάδεςmg/L με εξαίρεση το ph

Οι ιονικές συγκεντρώσεις παρουσιάζονται στα σχέδια 3 και 4. Στο σχήμα 3 ηαρχική ανάλυση (σε 24 ώρες) δείχνει ότι σημαντικές συγκεντρώσεις Ca 2+, Mg 2+, Na +, και Al 3+ παρουσιάζονται αμέσως. Η εξαίρεση είναι για το Mg 2+, του οποίου η μέγιστη τιμή φτάνει στις ~ 100 ημέρες και έπειτα μειώνεται σταθερά. Από έξι μήνες έως 1 έτος, η πτώση των συγκεντρώσεων κατιόντων παραμένει η ίδια. Ο μέσος όρος του σχηματισμού όλων των κατιόντων και των ανιόντων στην αναλογική άλμη του Άρη παρουσιάζεται στον πίνακα 4. Σχήμα 3. `Μοριακές συγκεντρώσεις κατιόντων από το πείραμα αλμών σε σχέση με το χρόνο. Η ανάλυσηέγινεαπό την επαγωγικά συνδεμένη οπτική εκπομπή ζεύγους πλάσματος (ICP-OE) και την ατομική απορρόφηση φούρνων άνθρακα (CFAA). Τα αναλυτικά σφάλματα στις μοριακές συγκεντρώσεις από αυτήν την ανάλυση ήταν οι ακόλουθες: Ca 2+ ±2.5 Χ 10 6,Mg 2+ ±4.1 Χ 10 6,Al 3+ ±3.7X 10 7, Ti 4+ ±2.1X 10 7,Na + ±4.3 Χ 10 7,Βa 2+ ±7.3 Χ 1028. Σχέδιο 4. Μοριακές συγκεντρώσεις ανιόντων από το πείραμα αλμών σε σχέση με το χρόνο. Η ανάλυση έγινε χρησιμοποιώντας τη UV-υπεριώδη ορατή φασματομετρία. Τα αναλυτικά σφάλματα στις μοριακές συγκεντρώσεις από αυτήν την ανάλυση ήταν οι ακόλουθες: CO 2 3 ±1,0 Χ10-5, Cl ±2,8 X 10 7, F, ±5,3 Χ 10 8, NO 2, ±2,2 Χ 10 7, SO 2 4, ±1,0 Χ 10 7, SO 3, ±1,3 Χ10 7

2.4. Αξιολόγηση περιβαλλοντικής συμβατότητας του Άρη (ΑΠΣΑ). Υγρό πείραμα χημείας στον Άρη '01 LANDER Η Αξιολόγηση της Περιβαλλοντικής Συμβατότητας του Άρη (ΑΠΣΑ) είναι μια ακολουθία οργάνων που πέταξε με το διαστημικό σκάφος Lander το 2001 στον Άρη. Το (ΑΠΣΑ) υποστηρίζεται από το διαστημικό πρόγραμμα «Ανθρώπινη Εξερεύνηση και Ανάπτυξη του Διαστήματος» (ΑΕΑΔ) και θα αξιολογήσει τους πιθανούς κινδύνους που μπορούν να παρουσιάσουν η σκόνη και το έδαφος του Άρη στους αστροναύτες και τον εξοπλισμό τους σε μια μελλοντική ανθρώπινη αποστολή στον Άρη. 2.4.2. Άλατα στο Αρειανό έδαφος Με βάση τα αποτελέσματα από τα δύο Viking και τον ανιχνευτή του Άρη, το έδαφος της επιφάνειας του Άρη εμφανίζεται να αποτελείται από άλατα ~10% (που θεωρούνται ότι είναι θειικά άλατα και χλωρίδια). Τα άλατα διαμορφώνονται με τις ακόλουθες διαδικασίες: Από τη διάβρωση των πετρωμάτων λόγω του νερού Από τη δράση των ηφαιστειακών αερίων και Από τη βιολογική δραστηριότητα.

2.4.3. Ομάδα ενεργοποιητών. Η ομάδα ενεργοποιητών που παρουσιάζεται στην εικόνα 9 χρησιμοποιείται για να παραδώσει (1) το έδαφος, (2) το διάλυμα, (3) και ένα σβώλο βαθμολόγησης στην κούπα εδαφολογικής ανάλυσης καθώς επίσης και (4) το μίγμα του διαλύματος εδάφους νερού. 2.4.4. Δοχεία εδαφολογικής ανάλυσης. Εικόνα 9. Ομάδα ενεργοποιητών που αποτελείται από Starsys Research για το πείραμα υγρής χημείας. Συμπληρωματικές στα πειράματα Βίκινγκ, τα δοχεία ανάλυσης WCL θα προσδιορίσουν τις ιδιότητες του διαλύματος νερού εδάφους, χρησιμοποιώντας μια ακολουθία των ποντεσιομέτρων, αγωγιμέτρων, και μετρήσεων της αγωγιμότητας αισθητήρων. Αυτοί οι αισθητήρες θα παράσχουν τις πληροφορίες για την τοξικότητα και την ικανότητα αμέσου αντιδράσεως των διαλυτών συστατικών του Αρειανού εδάφους ώστε να γίνει προετοιμασία για μια ενδεχόμενη επανδρωμένη αποστολή στον Άρη.

3. ΑΦΡΟΔΙΤΗ 3.1. Τοπογραφία και γεωλογία Η Αφροδίτη θεωρείται συχνά ως "δίδυμος πλανήτης" της γης λόγω του παρόμοιου μεγέθους της κατά (~95%), της μάζας κατά (~82%), και της βαρύτητας κατά (~90%) έναντι της γης. Διακρίνουμε τρεις σημαντικούς τύπους εκτάσεων στην Αφροδίτη: (1) πεδινές εκτάσεις, που περιλαμβάνουν ~27% της επιφάνειας της Αφροδίτης που βρίσκεται περίπου 0 2 χλμ κάτω από την τροπική ακτίνα (2) υψίπεδα που τείνουν να γίνουν πεδιάδες, που περιλαμβάνουν ~65% της επιφάνειας με υψόμετρο περίπου 0 2 χλμ, και (3) ορεινές περιοχές που είναι ~8% της επιφάνειας και είναι > 2 χλμ επάνω από την τροπική ακτίνα. Σχήμα 5. Κατανομή της επιφάνειας της Αφροδίτης σε σχέση με το υψόμετρο.

(6) από εργαστηριακές μελέτες που μελετάνε το ποσοστό των αντιδράσεων που λαμβάνουν χώρα στις λεκάνες ή τις πηγές που περιέχουν αέρια θείου. 3.3. Γεωχημεία και ορυκτολογία Η γνώση της γεωχημείας και της ορυκτολογίας της επιφάνειας της Αφροδίτης προέρχεται πρώτιστα από έξι τύπους πληροφοριών: (1) στοιχειακές αναλύσεις διάφορων σημαντικών στοιχείων από φασματοσκοπικές ακτίνες X φθορισμού (XRF), (2) αναλύσεις του Κ, του U, και του Th από φασματοσκοπικές ακτίνες γ, (3) απεικόνιση TV από διάφορα landers Venera, (4) επίγειες παρατηρήσεις και παρατηρήσεις ραντάρ διαστημικών σκαφών της διηλεκτρικής σταθεράς και της μορφολογίας της επιφάνειας, (5) πρότυπα των θερμοχημικών ισορροπιών μεταξύ των ατμοσφαιρικών αερίων και των θεωρούμενων μεταλλευμάτων του γήινου φλοιού, και

Πίνακας 9. Δυνητικές ορυκτολογικές συστάσεις των δειγμάτων από την Αφροδίτη και των πιθανών επίγειων αναλογιών CIPW norms Venera 13 a βασάλτης Venera 14 a βασάλτης Venga 2 b Λευκιτικός ΘολεΪιτικός Υπερσενής - - 18.2 14.2 25.4 Ολιβίνης 26.6 16.6 9.1 8.1 13.9 Διοψίδιο 10.2 29.4 9.9 21.2 2.5 d Ανορθίτης 24.2 6.2 38.6 33.6 38.3 Αλβίτης 3.0-20.7 20.3 18.9 Ορθόκλαστο 25.0 11.8 1.2 0.3 0.5 Νεφελίνης 8.0 11.2 - - - Λευκίτης - 20.6 - - - Ιλμενίτης 3.0 4.2 2.3 2.3 0.5 Σύνολο 100.0 100.0 100.0 100.0 100.0 liquidus T ( o C) c 1249 1176 1153 1196 1265

3.4. Ισορροπίες ανθρακικού άλατος ΗπίεσητουCO 2 στην Αφροδίτη ρυθμίζεται αληθοφανώς από την "αντίδραση Urey", CaCO 3 (ασβεστίτη) + SiO 2 (χαλαζίας) = CaSiO 3 (βαλαστονίτης) + CO 2 log 10 P CO2 = 7.97. 4456/ T, επειδή η πίεση του CO 2 ~92bar σε 740 Κ είναι ουσιαστικά η ίδια με την πίεση του CO 2 ισορροπίας από την αντίδραση σε εκείνη την θερμοκρασία. Αλλά είναι τα ανθρακικά άλατα παρόντα στην Αφροδίτη; Υπάρχουν δύο σημαντικά επιχειρήματα ενάντια στα ανθρακικά άλατα. Τα περισσότερα επίγεια ανθρακικά άλατα είναι ιζηματογενή, ενώ στην Αφροδίτη είναι ξηρά χωρίς υγρό νερό. Πρώτον, η υψηλή αναλογία D/H προτείνει ότι η Αφροδίτη ήταν υγρή στο παρελθόν και τα ανθρακικά άλατα μπορεί να είχαν διαμορφώσει εκείνη την περίοδο. Δεύτερον, οι υπολογισμοί και τα πειράματα προβλέπουν ότι τα ανθρακικά άλατα στην Αφροδίτη θα αντιδράσουν με το ατμοσφαιρικό SO 2 δίνοντας ανυδρίτη της μορφής (CaSO4).

3.5. Ισορροπίες που περιλαμβάνουν HCl και το HF Το υδροχλώριο και τo υδροφθόριο ανακαλύφθηκαν στην ατμόσφαιρα της Αφροδίτης προς το τέλος της δεκαετίας του '60. Έκτοτε, προτάθηκε ότι οι αφθονίες της ατμόσφαιρας σε HCl και HF ρυθμίζονται από τις ισορροπίες του Cl και του F που περιλαμβάνονται στα ορυκτά, όπως το σοδόλιθο ή φθοροφλογοπίτη. Παραδείγματος χάριν μια αντίδραση που περιλαμβάνει νεφελίνη, αλβίτη, και σοδόλιθο 2HCl (g) + 9NaAlSiO 4 (νεφελίνη) = Al 2 O 3 (κορούνδιο)+naalsi 3 O 8 (αλβίτη)+2na 4 [AlSiO 4 ] 3 Cl (σοδόλιθο)+h 2 O (g) μπορεί να αποθηκεύσει HCl, ενώ μια αντίδραση που περιλαμβάνει τον καλιούχο άστριο και φθοροφλογοπίτη μπορεί να αποθηκεύσει το HF. 2HF (g) + KAlSi 3 O 8 (K-άστριος) + 3MgSiO 3 (ενστατίτης) = KMg 3 AlSi 3 O 10 F 2 (φθοροφλογοπίτη) + 3SiO 2 (χαλαζίας) + H 2 O (g)

3.6. Οξειδοαναγωγικές αντιδράσεις των σιδηρούχων ορυκτών Η οξείδωση των ορυκτών που περιέχουν Fe 2+ στο βασάλτη (και άλλα ηφαιστειακά πετρώματα στην επιφάνεια της Αφροδίτης) είναι ενδεχομένως πολύ σημαντική για την απώλεια ύδατος μέσω της οξείδωσης της επιφάνειας και της διαφυγής υδρογόνου στο διάστημα. Η γενική διαδικασία αντιπροσωπεύεται σχηματικά: και H 2 O (αέριο) + 2FeO (στο πέτρωμα) = Fe 2 O 3 (αιματίτης) + H 2 (αέριο) H 2 O (αέριο) + 3FeO (στο πέτρωμα) = Fe 3 O 4 (μαγνητίτης) + H 2 (αέριο), όπου FeO αντιπροσωπεύει την περιεκτικότητα Fe 2+ στους πυρόξενους, ολιβίνες, κλπ. σε ένα πέτρωμα.

4. ΦΕΓΓΑΡΙΑ 4.1 Σελήνη Η μορφολογία του φεγγαριού μπορεί να διαιρεθεί σε τρεις αρχικούς τύπους εκτάσεων: 1.(1) εκτάσεις φτιαγμένες από πυκνούς κρατήρες οι οποίες είναι ορεινές περιοχές, 2.(2) λεκάνες πρόσκρουσης 3.(3) και περιοχές mare. Οι ορεινές περιοχές είναι φωτεινές (ορεινές 9-12%), τραχιές, φτιαγμένες από πυκνούς κρατήρες με ελάχιστα ή κανένα στοιχεία για τα ιδιαίτερα ηφαιστειακά αναβλήματα. Οι εκτάσεις ορεινών περιοχών συνθέτουν σχεδόν 70% της κοντινής πλευράς του φεγγαριού και 98% της μακρινής Οι επίγειες φασματοσκοπικές παρατηρήσεις, που επιβεβαιώθηκαν με δειγματοληψίες, αποκάλυψαν ότι οι σκοτεινές περιοχές mare αποτελούνται συνήθως από κλινοπυρόξενους (πλούσιους σε ασβέστιο) και πλαγιόκλαστα με μικρότερα ποσά ολιβίνη και ιλμενίτη, ενώ οι φωτεινότερες περιοχές ορεινών περιοχών είναι κυρίως ανορθιτικές με ποικίλα ποσά ορθοπυρόξενων (φτωχούς σε ασβέστιο) και ολιβίνη.

Τα υλικά στη σεληνιακή επιφάνεια μπορούν να ταξινομηθούν σε 2 κύριες κατηγορίες: (1) Υπολειμματικά εδάφη: Λεπτόκοκκα πετρώματα και τεμάχια ορυκτών που παράγονται από την πρόσκρουση σε όλες τις κλίμακες μεγέθους. Τα εδάφη διαιρούνται σε "ώριμα" και "ανώριμα". Τα ώριμα εδάφη, λόγω της μακροχρόνιας έκθεσής τους, έχουν δημιουργήσει συγκεντρώσεις γυαλιού και είναι χαρακτηριστικά σκοτεινότερα και πιο κόκκινα από τα ανώριμα αντίστοιχά τους. Τα ανώριμα, ήφρέσκαεδάφη, έχουν πολύ χαμηλότερες συγκεντρώσεις γυαλιού. (2) Πετρώματα: Το κλασσικό albedo τμήμα του φεγγαριού στις ορεινές περιοχές (φωτεινές) και τις περιοχές mare (σκοτεινές) μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί για να περιγράψει τα δύο σημαντικά σύνολα σεληνιακών τύπων πετρωμάτων. Τα πετρώματα των περιοχών mare είναι βασάλτες που αποτελούνται κυρίως από πυρόξενους, πλαγιόκλαστα, ολιβίνη και τα αδιαφανή μεταλλικά οξείδια ποικίλης σύνθεσης, η οποία μπορεί να περιλαμβάνει σίδηρο, τιτάνιο, και αργίλιο. Τα πετρώματα ορεινών περιοχών αποτελούνται από πλαγιόκλαστα, πυρόξενους, και ολιβίνη, και έχουν αποσαθρωθεί και υαλοποιηθεί. Άλλες, σπανιότερες σεληνιακές φάσεις όπως ο χαλαζίας και ο καλιούχος άστριος έχουν ανιχνευθεί στα δείγματα, αλλά ως επί το πλείστον η ορυκτολογία του φεγγαριού συνίσταται πρώτιστα από πλαγιόκλαστα, πυρόξενους, ολιβίνη, και ιλμενίτη.

Η πλανητική γεωχημεία απεικονίζει το πλανητικό τεκτονικό σχέδιο. Η επίγεια περίπτωση είναι ευρέως γνωστή: πιεσμένη πιεσμένη στους πόλους και αντίθετα χαρακτηρίζεται από διόγκωση στο έξω ηπειρωτικό ημισφαίριο. Αυτή η τεκτονική βρίσκει τηνβάσητηςστησφαιρικήγεωχημεία:. Τα κοίλα μέρη γεμίζουν με τους πυκνότερους βασάλτες, πλούσιους σε Fe, Ti, Το κυρτό μέρος σχηματίζεται, κατά μέσον όρο από ανδεσιτική σύνθεση. Το πολύ μικρότερο φεγγάρι (με σχεδόν 100 φορές μικρότερο όγκο) αποκαλύπτει την ίδια τεκτονική - γεωχημική κατασκευή. Η κοντινή κοίλη πλευρά καταλαμβάνεται από τη λεκάνη Procellarum και το μεγάλο marea που γεμίζουν με τους πυκνούς βασάλτες πλούσιους σε Fe, Ti. Η μακριά κυρτή πλευρά σχηματίζεται από τους λιγότερο πυκνούς ανορθοσίτες., Και στους δύο πλανητικούς οργανισμούς τα κυρτά ημισφαίρια γέμισαν με τους πυκνότερους βασάλτες. Στη γη είναι ο τομέας Indoceanic, και στο φεγγάρι η λεκάνη νότιου Πολωνός- Aitken.

4.2 Τιτάνας Το μεγαλύτερο φεγγάρι του Κρόνου είναι ο τιτάνας ο οποίος είναι παρόμοιος σε μέγεθος με τον Ερμή. Είναι ένας κόσμος με μια πλούσια ατμόσφαιρα σε άζωτο, δεύτερος στην πυκνότητα (μεταξύ των στερεών οργανισμών του ηλιακού συστήματος) μετά την Αφροδίτη. Το δεύτερο σημαντικό αέριο σε αυτή την κρύα ατμόσφαιρα (94 Κ) είναι το μεθάνιο, το οποίο στη στρατόσφαιρα εκτίθεται στην ηλιακή υπεριώδη ακτινοβολία. Τα προϊόντα της φωτόλυσης μεθανίου (και αζώτου) περιλαμβάνουν μια ακολουθία κορεσμένων και ακόρεστων υδρογονανθράκων, καθώς επίσης και νιτρίλια. Η μεγάλη μάζα του Τιτάνα και η σύνθεση του με 50% πετρωμάτων (με το υπόλοιπο να είναι παγωμένη, μάζα) προτείνουν ένα ραδιογενές τμήμα θέρμανσης που μπορεί να φανερωθεί σε ιδιαίτερες θέσεις και χρόνους υπό μορφή κρυο-ηφαιστειότητας. Ιδιαίτερα εάν ο Τιτάνας έχει αμμωνία στα εσωτερικά μάγματα, χαμηλού σημείου τήξης, τα μίγματά αμμωνίας-νερού θα μπορούσαν να φθάσουν και να ρεύσουν πέρα από την επιφάνεια. Αυτό θα παρείχε και μια πηγή θερμότητας, καθώς επίσης και οξυγόνο (υπό μορφή παροδικού υγρού νερού) για να πραγματοποιηθούν οι πρόσθετες οργανικές αντιδράσεις.. Σε μια πλούσια σε οξυγόνο ατμόσφαιρα ο πολυμερισμός παράγει αιθάλη, με ουσιαστική απελευθέρωση ενέργειας

Φωτογραφίες

Υπολείμματα από ροή νερού στην επιφάνεια του Άρη

Σύγκριση επίγειων και Αρειανών καναλιών που έχουν σχηματιστεί από ροή υδάτων.

Εμφανής ροή υδάτων σε φυσικό πρανές στον Άρη.

Κανάλι που έχει σχηματιστεί από μεγάλη ροή νερού στον Άρη.

Κατανομή των ορεινών περιοχών στην επιφάνεια της σελήνης

Δειγματοληψία πετρωμάτων και εδαφών από την επιφάνεια της σελήνης. Τα δείγματα θα επιστρέψουν ση γη για ανάλυση