Księżyc
Księżyc widziany z Ziemi
Charakterystyka orbity
Półoś wielka	384 400 km (0,0026 j.a.)
Obwód orbity	2 413 402 km (0,016 j.a.)
Mimośród	0,0554
Perygeum	363 104 km (0,0024 j.a.)
Apogeum	405 696 km (0,0027 j.a.)
Obieg syderyczny	27,321 661 d (27d7h43m)
Obieg synodyczny	29,530 588 d (29d12h44m2,8s)
Średnia prędkość orbitalna	1,022 km/s
Maks. prędkość orbitalna	1,082 km/s
Min. prędkość orbitalna	0,968 km/s
Inklinacja	pomiędzy 28,60° a 18,30° (5,145 396° do ekliptyki)
Długość węzła wstępującego	125,08°
Długość perygeum orbity	318,15°
Jest satelitą	Ziemi
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa	3 476,2 km [1] (0,273 Ziemi)
Średnica biegunowa	3 472,0 km (0,273 Ziemi)
Promień	1 737,064 km (0,273 Ziemi)
Spłaszczenie	0,0012
Powierzchnia	3,793×107 km² (0,074 Ziemi)
Odległość od Ziemi	384 403 km
Objętość	2,197×1010 km³ (0,020 Ziemi)
Masa	7,347 673×1022 kg (0,0123 Ziemi)
Gęstość	3,344 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	1,622 m/s² (0,1654 Ziemi)
Prędkość ucieczki	2,38 km/s
Okres obrotu wokół własnej osi	27,321 661 d (synchroniczny z okresem obiegu)
Prędkość obrotu	16,655 km/h (na równiku)
Nachylenie osi	pomiędzy 3,60° a 6,69° (1,5424° do ekliptyki)
Rektascensja na biegunie północnym	266,8577° (17h47m26s)
Deklinacja	65,6411°
Albedo	0,12
Jasność w pełni	-12,74 mag
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi	perygeum: 0°33'28" apogeum: 0°29'55"
Temp. powierzchni	min. 40K średnia 250K maks. 396K
Skład chemiczny
Tlen	43%
Krzem	21%
Glin	10%
Wapń	9%
Żelazo	9%
Magnez	5%
Tytan	2%
Nikiel	0,6%
Sód	0,3%
Chrom	0,2%
Potas	0,1%
Mangan	0,1%
Siarka	0,1%
Fosfor	500 ppm
Węgiel	100 ppm
Azot	100 ppm
Wodór	50 ppm
Hel	20 ppm
Charakterystyka atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	3×10-13 kPa
Hel	25%
Neon	25%
Wodór	23%
Argon	20%
Metan Amoniak Dwutlenek węgla	śladowe

Księżyc (łac. Luna, gr. Σελήνη Selḗnē) – wyłączny naturalny satelita Ziemi (nie licząc tzw. księżyców Kordylewskiego, które są obiektami pyłowymi oraz przez poniektórych badaczy uważane za obiekty przejściowe). Jest piątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Przeciętna odległość od środka Ziemi do środka Księżyca to 384 403 km, co stanowi mniej więcej trzydziestokrotność średnicy ziemskiej. Średnica Księżyca wynosi 3474 km^[1], nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to, że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy słabsze niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi w ciągu 27,3 dnia (tzw. miesiąc syderyczny), a okresowe zmiany w geometrii układu Ziemia-Księżyc-Słońce powodują zachodzenie powtarzających się w cyklu 29,5-dniowym (tzw. miesiąc synodyczny) faz Księżyca.

Księżyc to jedyne ciało niebieskie, do którego podróżowali oraz na którym wylądowali ludzie. Do tej pory na księżycowym globie stanęło 12 osób^[2]. Pierwszym sztucznym obiektem w historii, który przeleciał blisko Księżyca, była wystrzelona przez Związek Radziecki Łuna 1; Łuna 2 jako pierwszy statek osiągnęła powierzchnię ziemskiego satelity, zaś Łuna 3 jeszcze w tym samym roku co poprzedniczki – 1959 – wykonała pierwsze zdjęcia niewidocznej z Ziemi strony Księżyca. Pierwszym statkiem, który przeprowadził udane miękkie lądowanie była Łuna 9, zaś pierwszym bezzałogowym pojazdem umieszczonym na orbicie Księżyca – Łuna 10 (oba w 1966)^[1]. Amerykański program Apollo zawierał w sobie misje załogowe, zakończone 6 lądowaniami w latach 1969–1972. Eksploracja Księżyca przez ludzi była przerwana wraz z zakończeniem lotów Apollo. Dopiero w 2007 roku parę państw ogłosiło plany ponownego wysłania tam misji.

Spis treści 1 Nazwa oraz etymologia 2 Powierzchnia Księżyca 2.1 Dwie strony Księżyca 2.2 Morza 2.3 Wyżyny 2.4 Kratery uderzeniowe 2.5 Regolit 2.6 Obecność wody 3 Charakterystyka fizyczna 3.1 Struktura wewnętrzna 3.2 Topografia 3.3 Pole grawitacyjne 3.4 Pole magnetyczne 3.5 Atmosfera 4 Pochodzenie oraz ewolucja geologiczna 4.1 Powstanie Księżyca 4.2 Księżycowy ocean magmy 4.3 Ewolucja geologiczna 4.4 Skały księżycowe 5 Orbita oraz powiązania z Ziemią 5.1 Pływy morskie 5.2 Przejście Księżyca przez ziemską magnetosferę 6 Zaćmienia 7 Obserwacja 8 Eksploracja Księżyca 9 Historia poglądów 10 Status prawny 11 Znaczenie ekonomiczne 12 Sprawdź też 13 Przypisy 14 Bibliografia 15 Linki zewnętrzne

Nazwa oraz etymologia

W przeciwieństwie do naturalnych satelitów innych planet, ziemski nie ma innej polskiej nazwy niż właśnie „Księżyc” (pisane wielką literą).

Starosłowiańska nazwa księżyc, czyli książę, pierwotnie odnosiła się zaledwie do młodego Księżyca (między nowiem a pierwszą kwadrą), jako syna „starego” miesiąca^[3]; ogólną nazwą był wówczas miesiąc – słowo będące derywatem od praindoeuropejskiej nazwy Księżyca, która może posiadać związek z rdzeniem *mē-, oznaczającym mierzenie (czasu)^[4]. „Księżyc” przyjął się jako ogólne określenie ziemskiego satelity nieco później.

Nazwy poniektórych pojęć oraz terminów związanych z Księżycem wywodzą się ze słów Selene (gr. Σελήνη ‘Księżyc’, w mitologii greckiej bogini oraz uosobienie Księżyca)^[5][6], np.: selenologia, selenografia, selenofizyka, Selenita (domniemany mieszkaniec Księżyca) oraz Luna (łac. ‘Księżyc’, w mitologii rzymskiej bogini oraz uosobienie Księżyca)^[7][8], np.: lunochemia, lunacja, lunarny, łunochod.

Powierzchnia Księżyca

 Osobne artykuły: Geologia Księżyca i Ukształtowanie powierzchni Księżyca.

Dwie strony Księżyca

Księżyc istnieje w synchronicznej rotacji, co oznacza, że przez cały czas z Ziemi widoczna jest tylko jedna jego strona. We wczesnej historii ziemskiego satelity tempo jego rotacji spadło oraz było zatrzymane na obecnym poziomie wskutek procesów związanych ze zjawiskami pływowymi^[9]. Mimo to wciąż obserwuje się niewielkie odchylenia Księżyca, zwane libracjami, które pozwalają na obserwowanie z Ziemi około 59% jego powierzchni^[1].

Widoczna strona Księżyca		Niewidoczna strona Księżyca

Skierowana w stronę Ziemi strona Księżyca jest nazywana stroną widoczną, zaś strona przeciwna – niewidoczną. Strona niewidoczna nie powinna być mylona z ciemną stroną, czyli półkulą aktualnie nieoświetloną przez Słońce (podczas nowiu strona zwrócona ku Ziemi jest ciemną stroną Księżyca). Strona niewidoczna była po raz pierwszy sfotografowana w 1959 roku przez radziecką sondę Łuna 3. Główną cechą wyróżniającą tę stronę jest prawie całkowity niedobór mórz księżycowych.

Morza

 Osobny artykuł: Morze księżycowe.

Ciemne oraz względnie nieurozmaicone obszary, które widać gołym okiem na oświetlonej części Księżyca, nazywane są morzami księżycowymi (łac. maria, poj. mare); termin ten nawiązuje do przekonań starożytnych astronomów, którzy uznawali, że są one wypełnione wodą. Aktualnie wiemy, że są to obszary zestalonej magmy. Bazalt, powstały z zastygniętej lawy, wypełnił kratery meteorytowe utworzone przez spadające odłamki skalne (Oceanus Procellarum to jeden z wyjątków, jeśli chodzi o tę regułę; jego powstanie nie jest związane z żadnym kraterem). Morza leżą prawie jedynie na widocznej stronie Księżyca, gdzie zajmują 31% powierzchni^[1], na stronie niewidocznej prawie nie są (jedynie 2% powierzchni)^[10]. Dotychczas nie sformułowano przekonującej przyczyny takiego rozmieszczenia mórz księżycowych, ostatnio zwraca się uwagę na większą koncentrację pierwiastków radioaktywnych, które produkują ciepło na widocznej półkuli, co wykazały mapy geochemiczne wykonane przez spektrometr gamma Lunar Prospectora^[11][12]. Obszary zawierające dużą liczbę wulkanów tarczowych oraz kopuł wulkanicznych leżą na terenie mórz półkuli widocznej^[13].

Morza oraz oceany na Księżycu:

Nazwa	Nazwa polska
Oceanus Procellarum	Ocean Burz
Mare Nubium	Morze Chmur
Mare Imbrium	Morze Deszczów
Mare Serenitatis	Morze Jasności
Mare Nectaris	Morze Nektaru
Mare Vaporum	Morze Oparów
Mare Crisium	Morze Przesileń
Mare Tranquillitatis	Morze Spokoju
Mare Humorum	Morze Wilgoci
Mare Frigoris	Morze Zimne
Mare Fecunditatis	Morze Obfitości
Lacus Excellentiae	Jezioro Doskonałości
Lacus Mortis	Jezioro Śmierci
Sinus Roris	Zatoka Rosy
Sinus Iridum	Zatoka Tęczy
Palus Putredinis	Bagno Zgnilizny

Wyżyny

Jaśniejsze obszary Księżyca nazywane są wyżynami albo górami (łac. terrae, ang. highlands), albowiem leżące są wyżej niż morza. Kilka największych obszarów górskich na widocznej półkuli istnieje na obrzeżach ogromnych kraterów meteorytowych, z których wiele było wypełnionych bazaltem; uważa się je za pozostałości pierścieni uformowanych przez fale uderzeniowe^[14]. Podstawowym czynnikiem odróżniającym góry ziemskie od księżycowych jest fakt, że te ostatnie nie powstały w wyniku procesów tektonicznych, a jako efekt zderzeń kosmicznych^[15].

Zdjęcia wykonane w ramach misji Clementine pokazują, że cztery obszary górskie na skraju krateru Peary'ego na księżycowym biegunie północnym pozostają oświetlone przez cały czas. Istnienie takich „szczytów wiecznego światła” właśnie tam jest możliwe dzięki niezwykle małemu odchyleniu osi obrotu Księżyca od płaszczyzny ekliptyki. Jednak obszary takie nie zostały zaobserwowane na biegunie południowym, mimo że brzegi krateru Shackleton pozostają oświetlone przez 80% dnia. Innym następstwem niewielkiego nachylenia osi jest zachodzenie na dnach kraterów znajdujących się w pobliżu biegunów obszarów wiecznie zacienionych^[16].

Kratery uderzeniowe

Powierzchnia Księżyca nosi wyraźne ślady licznych uderzeń różnej wielkości odłamkami skalnymi^[17]. Kratery uderzeniowe powstają w przypadku zderzenia asteroidy albo komety z powierzchnią ciała niebieskiego; na Księżycu istnieje około pół miliona kraterów o średnicy powyżej 1 km. Gdyż uderzenia odłamków skalnych następują nader regularnie, na podstawie badań zagęszczenia kraterów na poszczególnych obszarach da się określić wiek danej powierzchni. Brak czynników wpływających na erozję (z powodu braku atmosfery) oraz niedobór aktywności tektonicznej sprawił, że wiele kraterów pozostało do dziś w stanie prawie nienaruszonym, przynajmniej porównując je do ich ziemskich odpowiedników.

Największy z księżycowych kraterów, uznawany także za największy w całym Układzie Słonecznym, jest basen Biegun Południowy - Aitken (ang. South Pole-Aitken basin). Znajduje się on na niewidocznej półkuli, pomiędzy biegunem południowym a równikiem; jego średnica wynosi 2240 km, a głębokość – 13 km^[18]. Duże kratery uderzeniowe na widocznej stronie to pomiędzy innymi Imbrium, Serenitatis, Crisium oraz Nectaris.

Lista największych kraterów księżycowych:

Krater	Średnica (km)	Wysokość ścian (km)
Arystoteles	87	2,73
Clavius	225	4,9
Grimaldi	222	3
Kopernik	90	3,9
Platon	100	2,44
Scheiner	110	6
Tycho	85	4,46
Albategnius	129	4,4
Archimedes	100	2,6
Klawiusz
Eudoksus
Kepler
Langren
Bailly
Posejdon
Ptolemeusz	140	3
Teofil

Regolit

Powierzchnia księżyca pokryta jest warstwą silnie rozdrobnionego pyłu, zwanego regolitem. Jej powstanie powiązane jest z uderzeniami meteorów w powierzchnię Księżyca, toteż warstwa obecna na starszych powierzchniach jest generalnie grubsza niż ta na stosunkowo młodych obszarach. Morza księżycowe pokryte są generalnie 3-5 m regolitu, z tym że warstwa pokrywająca wyżyny osiąga od 10 do 20 m grubości^[19]. Głębiej pod najmocniej rozdrobnionym regolitem istnieje warstwa, do której odnosi się termin „megaregolit”. Pokrywa ta jest wydatnie grubsza, sięga dziesiątki kilometrów pod powierzchnię Księżyca, oraz zawiera w sobie warstwę silnie skruszonej skały^[20].

Obecność wody

Komety oraz meteoroidy nieustannie bombardujące Księżyc najprawdopodobniej dostarczyły na jego powierzchnię pewną ilość wody. W takim przypadku cząsteczki wody szybko rozpadłyby się na tlen oraz wodór pod wpływem ultrafioletowego promieniowania słonecznego (atmosfera księżycowa, z racji rzadkości, pochłania niezwykle małą cząstka tego promieniowania), te zaś – w warunkach słabej grawitacji – uleciałyby po pewnym czasie w przestrzeń kosmiczną. Jednak ze względu na niezwykle małe nachylenie osi obrotu Księżyca do płaszczyzny ekliptyki (zaledwie 1,5°) światło Słońca nie dociera do wnętrza głębokich kraterów znajdujących się w pobliżu biegunów, co stwarza na tych obszarach warunki do stabilnego istnienia cząsteczek wody.

Podczas misji Clementine wykonano mapy kraterów położonych blisko bieguna południowego^[21], wewnątrz których zachodzi takie zjawisko; symulacje komputerowe wykazały, że nawet 14 000 km² powierzchni Księżyca może pozostawać w wiecznym zacienieniu^[16]. Dane zebrane przez Clementine sugerują obecność lodu w tych rejonach, zaś wskazania spektrometru neutronowego Lunar Prospectora wykazują nadzwyczaj wysoką koncentrację wodoru w wierzchnich warstwach regolitu na obszarach okołobiegunowych^[22]. Ilość znajdującej się tam wody szacuje się na około 1 km³.

Lód bywa wydobywany, a następnie rozdzielany na atomy tlenu oraz wodoru przy użyciu generatorów nuklearnych albo elektrowni zasilanych energią słoneczną. Obecność pewnej ilości nadającej się do użycia wody jest ważnym czynnikiem umożliwiającym ewentualną kolonizację Księżyca w przyszłości, transport wody z Ziemi byłby bowiem niezwykle kosztowny. Jednak niedawne obserwacje dokonane za pomocą radioteleskopu Arecibo pokazują, że rzekomy lód mógł być po prostu odłamkami skał wyrzuconymi po stosunkowo niedawnych uderzeniach meteorów^[23]. Kwestia ilości wody znajdującej się na Księżycu wciąż pozostaje nierozwiązana.

Na podstawie danych dostarczonych przez sondy Chandrayaan-1, Deep Impact oraz Cassini-Huygens, która dokonała pomiarów w 1997 roku, we wrześniu 2009 roku stwierdzono stałe zachodzenie wody oraz hydroksylu, wchodzących w reakcje z cząsteczkami skał oraz pyłu, szczególnie w górnych kilku milimetrach gruntu księżycowego^[24]. Miejsce znalezienia cząsteczek wody jest sporym zaskoczeniem, albowiem do tej pory szukano jej nie na nasłonecznionych powierzchniach, a w głębokich kraterach oraz na biegunach Księżyca. Przywiezione w czasie wypraw Apollo księżycowe skały także zawierały śladowe ilości wody, jednak uznano wtedy, że woda dostała się do próbek już na Ziemi na skutek nieszczelności pojemników^[25].

Charakterystyka fizyczna

Struktura wewnętrzna

Księżyc jest ciałem wewnętrznie zróżnicowanym, złożonym z różniących się pod względem geochemicznym skorupy, płaszcza oraz jądra. Zróżnicowanie to jest najprawdopodobniej efektem krystalizacji frakcyjnej magmy księżycowej krótko po powstaniu ziemskiego satelity około 4,5 miliarda lat temu. Energia wymagana do stopienia zewnętrznych warstw miała prawdopodobnie swoje źródło w tzw. wielkim zderzeniu, które uważa się za przyczynę powstania układu Ziemia-Księżyc, oraz późniejszym ponownym połączeniu odłamków na orbicie ziemskiej. Krystalizacja tego oceanu magmy dała początek ciężkiemu płaszczowi oraz bogatej w plagioklazy skorupie (patrz też „Pochodzenie oraz ewolucja geologiczna” poniżej).

Geochemiczne mapy powierzchni Księżyca wykazują, że jego skorupa zawiera duże ilości skał anortozytowych^[26], co zgadza się z teorią dawnego istnienia oceanu magmy. Z pierwiastkowego punktu widzenia, składa się ona przede wszystkim z tlenu, krzemu, żelaza, wapnia oraz glinu. Bazując na metodach geofizycznych, oceniono jej grubość na około 50 km^[27].

Częściowo płynny płaszcz księżycowy umożliwił wystąpienie erupcji wulkanicznych, a co za tym idzie powstanie bazaltowych mórz. Chemiczna analiza tych warstw bazaltu wskazuje na dominującą rolę oliwinu, ortopiroksenu oraz klinopiroksenu, przy czym płaszcz Księżyca jest bardziej bogaty w żelazo niż jego ziemski odpowiednik. Na poniektórych obszarach bazalt księżycowy zawiera pewne ilości tytanu (w postaci minerału ilmenitu), co sugeruje duże zróżnicowanie składu chemicznego wewnątrz płaszcza. Głęboko pod powierzchnią (ok. 1000 km) stwierdzono zachodzenie powtarzających się w miesięcznych odstępach trzęsień, powiązanych prawdopodobnie z napięciami powodowanymi ekscentrycznością orbity Księżyca^[27].

Gęstość Księżyca wynosi średnio 3346,4 kg/m³, co czyni go drugim pod tym względem księżycem w całym Układzie Słonecznym (zaraz po Io). Średnica stałego jądra wynosi około 240 km, nad nim rozciąga się półpłynne jądro o średnicy 330 km^[28], co stanowi zaledwie 20% promienia całego Księżyca (niewiele, mając na uwadze fakt, że u większości skalnych planet oraz księżyców promień jądra sięga ok. 50% promienia całkowitego)^[29]. Wewnętrzna cząstka jądra składa się przede wszystkim z żelaza, w zewnętrznej płynnej części leżą w nim także małe ilości lekkich elementów takich jak siarka czy tlen^[28].

Topografia

Dane dotyczące topografii Księżyca zostały uzyskane dzięki metodom altymetrii laserowej oraz stereoanalizy obrazów, a ostatnio także na podstawie danych dostarczonych podczas misji Clementine. Najbardziej widocznym elementem topografii Księżyca jest ogromny basen Biegun Południowy - Aitken (ciemnofioletowy obszar na ilustracji), który zawiera w sobie najniżej leżące tereny na Księżycu. Obszary leżące najwyżej leżą niedaleko na północny wschód od tego miejsca; przypuszcza się, że mogły one powstać z ogromnej ilości odłamków skalnych wyrzuconych przy uderzeniu, które uczyniło powstanie basenu Biegun Południowy – Aitken. Odmienne duże kratery, takie jak Imbrium, Serenitatis, Crisium, Smythii oraz Orientale, także wyróżniają się nader dużą różnicą wysokości pomiędzy dnem zagłębienia a jego brzegami oraz pobliskimi obszarami. Dodatkową ciekawostką bywa fakt, że średnia wysokość terenu dla niewidocznej półkuli jest o około 1,9 km większa niż dla półkuli widocznej^[27].

Pole grawitacyjne

Natężenie pola grawitacyjnego (przyspieszenie grawitacyjne) Księżyca było wyliczone na podstawie obserwacji sygnałów radiowych wysyłanych przez orbitujące wokół Księżyca sondy. Wykorzystano do tego efekt Dopplera polegający na zmianie częstotliwości sygnałów radiowych odbieranych na Ziemi albo innej sondzie z sondy krążącej wokół Księżyca, kiedy oddala albo przybliża się ona do odbiornika, a tym samym oraz Księżyca. Badanie takie przeprowadzono pomiędzy innymi z użyciem sondy Lunar Prospector. Gdyż z powierzchni Ziemi da się obserwować tylko jedną stronę Księżyca, natężenie pola grawitacyjnego na jego niewidocznej stronie nie jest dobrze znane^[30].

Aspektem charakterystyczną księżycowego pola grawitacyjnego jest zachodzenie tzw. maskonów, obszarów o zwiększonej grawitacji, świadczących o występowaniu pod powierzchnią Księżyca substancji o gęstości większej od otoczenia. Położenie maskonów jest powiązane z niektórymi ogromnymi basenami uderzeniowymi^[31]. Anomalie te wywierają znaczny wpływ na tor obiegu Księżyca przez statki kosmiczne, w związku z czym planowanie misji księżycowych wymaga opracowania dokładnego modelu grawitacyjnego. Istnienie maskonów może w pewnym stopniu być powodowane obecnością gęstej, bazaltowej lawy wypełniającej pewne z basenów uderzeniowych. Samo to jednak nie tłumaczy całości tych anomalii grawitacyjnych; modele grawitacyjne wykonane przez Lunar Prospectora pokazują, że pewne maskony są w miejscach niezwiązanych z jakimikolwiek przejawami wulkanizmu^[32]. Z drugiej strony, wielkie obszary wulkanizmu bazaltowego w Oceanus Procellarum nie wywołują żadnych anomalii grawitacyjnych.

Pole magnetyczne

Księżyc ma zewnętrzne pole magnetyczne, którego natężenie waha się od 1 do 100 nanotesli – ponad 100 razy słabsze od ziemskiego (30000-60000 nanotesli). Inną różnicą jest fakt, że pole magnetyczne Księżyca nie ma charakteru dipolarnego, na podstawie tych cech uważa się, że podstawowym źródłem tego pola nie jest jądro, a skorupa^[33]. Jedna z hipotez zakłada, że nabrała ona właściwości magnetycznych we wczesnej historii satelity, kiedy dynamo magnetohydrodynamiczne w jądrze wciąż funkcjonowało, jednak ze względu na niewielkie rozmiary jądra teza ta wydaje się być mało prawdopodobna. Odmienne wyjaśnienie zakłada możliwość generowania pola magnetycznego podczas uderzeń meteorów w powierzchnię ciał pozbawionych grubej warstwy atmosfery. Teorię tę może popierać zaobserwowany wzrost natężenia pola na antypodach największych kraterów. Fenomen ten tłumaczony jest przemieszczaniem się plazmy powstałej podczas zderzenia w obecności otaczającego pola magnetycznego^[34].

Atmosfera

Atmosfera Księżyca jest niezwykle cienka; jej całkowita masa wynosi zaledwie 10⁴ kg^[35]. Jednym ze źródeł jej pochodzenia jest uwalnianie gazów takich jak radon, powstających podczas rozpadu pierwiastków promieniotwórczych zawartych w płaszczu oraz skorupie. Również bombardowanie mikrometeorytami, jonami wiatru słonecznego, elektronami oraz promieniowaniem słonecznym powoduje odrywanie cząsteczek od powierzchni oraz ich przechodzenie do stanu gazowego^[26]. Gazy powstałe w ten sposób potrafią zostać pod wpływem grawitacji wtórnie wchłonięte przez regolit albo ulecieć w przestrzeń kosmiczną, wyrzucone przez promieniowanie słoneczne albo pole magnetyczne wiatru słonecznego (o ile są zjonizowane). Pierwiastki takie jak sód (Na) czy potas (K) wykryto w atmosferze księżycowej metodami spektroskopii z Ziemi, natomiast spektroskop alfa Lunar Prospectora wykazał obecność radonu-222 oraz polonu-210^[36]. Argon-40, hel-4, tlen, metan, azot, tlenek węgla (II) oraz tlenek węgla (IV) zostały wykryte za pomocą detektorów ustawionych przez astronautów misji Apollo^[37]. Temperatura w słońcu może przekroczyć 120 stopni Celsjusza.

Pochodzenie oraz ewolucja geologiczna

Powstanie Księżyca

Powstało parę teorii wyjaśniających pochodzenie ziemskiego Księżyca. Najwcześniejsze przypuszczenia zakładały, że oderwał się on od skorupy ziemskiej wskutek sił odśrodkowych, pozostawiając bliznę w postaci ogromnego zagłębienia (którym miał być Ocean Spokojny)^[38]. Jednak ta koncepcja „rozszczepieniowa” wymagała zbyt dużej początkowej energii obrotu, toteż ukazała się hipoteza zakładająca, że Księżyc powstał niezależnie od Ziemi oraz stał się przez nią tylko przechwycony^[39]. Również ona nie zdobyła uznania w świecie nauki, albowiem warunki wymagane do spełnienia jej założeń (na przykład gruba warstwa atmosfery, zdolna rozproszyć energię Księżyca) były niemożliwe do spełnienia. Teoria "koformacji" zakładała natomiast, że Ziemia oraz Księżyc powstały równocześnie z tego samego dysku akrecyjnego. Wedle jej twórców, Księżyc uformował się z materiału otaczającego proto-Ziemię w taki sam sposób, jak planety z pierwotnego dysku wokółsłonecznego. Nie wyjaśnia ona jednak obecności na Księżycu żelaza w postaci metalicznej. Również żadna z tych hipotez nie wyjaśnia wysokiej wartości momentu pędu układu Ziemia-Księżyc^[40].

Obecnie, najpopularniejszą teorią tłumaczącą powstanie ziemskiego satelity jest teoria wielkiego zderzenia. Zakłada ona, że zderzenie proto-Ziemi z ciałem wielkości Marsa wyzwoliłoby ilość energii wystarczającą do wyrzucenia dostatecznej ilości materii na orbitę okołoziemską; z materii tej następnie miał uformować się Księżyc^[1]. Jako że wedle aktualnie obowiązujących teorii planety powstawały w toku stopniowej akrecji z małych ciał, tego typu zdarzenia musiały następować nader wielokrotnie w trakcie formacji Układu Słonecznego. Komputerowe symulacje takiego zdarzenia są też zgodne z danymi odnośnie momentu pędu systemu Ziemia-Księżyc, przewidują także niewielki rozmiar księżycowego jądra^[41]. Nierozstrzygnięte zagadnienia tej teorii dotyczą przede wszystkim ustalenia względnych rozmiarów Ziemi oraz ciała, z którym nastąpiła kolizja, a także tego, jaka ilość materiału pochodzącego z Ziemi oraz owego ciała utworzyła Księżyc. Wedle obecnych danych, ziemski satelita powstał 4,527 ± 0,01 miliarda lat temu, to jest około 30-50 milionów lat po uformowaniu się Układu Słonecznego^[42].

Księżycowy ocean magmy

Ogromna ilość energii uwolniona podczas zderzenia oraz późniejszego wtórnego połączenia się materiału na orbicie ziemskiej doprowadziła najprawdopodobniej do stopienia dużej części Księżyca. Stopiona wówczas zewnętrzna warstwa satelity znana jest jako tzw. księżycowy ocean magmy; uważa się, że jego głębokość sięgała od 500 km nawet do samego środka Księżyca^[11].

W miarę stygnięcia magmy rozpoczęła się jej frakcyjna krystalizacja oraz wewnętrzne rozwarstwianie, co dało początek różniącym się pod względem geochemicznym skorupie oraz płaszczowi. Przypuszcza się, że płaszcz oddzielił się od skorupy wskutek strącenia się minerałów: oliwinu, klinopiroksenu oraz ortopiroksenu. Po skrystalizowaniu około ¾ oceanu magmy na powierzchnię, z racji niskiej gęstości, wydostał się zestalony już anortyt, formując skorupę^[11].

Partie magmy skrystalizowane na samym końcu zajęły przestrzeń pomiędzy skorupą a płaszczem; zawierały one duże ilości pierwiastków niereaktywnych oraz produkujących ciepło. Warstwa ta jest w geologii określana za pomocą skrótu KREEP, powstałego od słów: potas (K), rare earth elements (REE, ang. metale ziem rzadkich) oraz fosfor (P); wydaje się ona skupiać w obrębie wyżyny Procellarum KREEP, obszaru geologicznego obejmującego większą cząstka Oceanus Procellarum oraz Mare Imbrium na widocznej stronie Księżyca^[27].

Ewolucja geologiczna

 Osobny artykuł: Geologia Księżyca.

Duża cząstka późniejszej ewolucji geologicznej Księżyca była zdominowana przez zjawiska związane z kosmicznymi zderzeniami. Podział geologicznej skali czasu ziemskiego satelity jest w głównej mierze oparty na momentach wystąpień największych uderzeń, które przyczyniły się do powstania zagłębień takich jak Nectaris, Imbrium czy Orientale. Te ogromne kratery, o średnicy rzędu setek kilometrów, otoczone są zwykle wieloma pierścieniami materii wyrzuconej po uderzeniu. W pobliżu każdego z nich leżą też ogromne obszary pokryte tą materią, formujące góry oraz wyżyny. Wprawdzie określono dotychczas wiek zaledwie kilku wielopierścieniowych kraterów, informacje te są jednak niezwykle użyteczne przy stratygraficznym datowaniu względnym innych obszarów. Nieustanne bombardowanie powierzchni Księżyca odłamkami skalnymi odpowiedzialne jest za powstanie regolitu.

Kolejnym ważnym procesem odpowiedzialnym za ukształtowanie powierzchni Księżyca był wulkanizm, który uczynił powstanie mórz. Nagromadzenie pierwiastków wydzielających ciepło w obrębie wyżyny Procellarum KREEP prawdopodobnie doprowadziło do podgrzania oraz częściowego stopienia niżej położonego płaszcza. Część powstałej magmy w trakcie erupcji wydostała się na powierzchnię, tworząc ogromne, pokryte bazaltem obszary z reguły na widocznej stronie Księżyca^[11]. Przeważajaca ilość mórz księżycowych powstało w okresie imbryjskim (od 3,5 do 3 miliardów lat temu). Mimo to, pewne próbki datowane są na 4,2 miliarda lat^[43], zaś najpóźniejsze erupcje miałyby wystąpić zaledwie 1,2 miliarda lat temu^[44].

Wielu kontrowersji dostarczyła dyskusja nad tym, czy powierzchnia Księżyca wciąż podlega zmianom. Pewni ludzie astronomowie twierdzili, że obserwowali znikanie albo powstawanie kraterów oraz inne przejściowe zmiany (ang. transient lunar phenomena). Aktualnie uważa się te relacje za fałszywe oraz tłumaczy przeprowadzaniem obserwacji w wielorakich warunkach oświetleniowych, kiepską stabilnością obrazu albo niedokładnością wcześniejszych rysunków. Jakkolwiek, potwierdzono zachodzenie zjawiska wydzielania gazów ze skorupy, co mogło być przyczyną poniektórych zaobserwowanych zmian. Niedawno ukazała się sugestia, jakoby obszar powierzchni Księżyca o średnicy 3 km miał być zmodyfikowany w wyniku uwolnienia dużej ilości gazu około miliona lat temu^[45][46].

Skały księżycowe

 Osobny artykuł: Skały księżycowe.

Najogólniejszy podział skał księżycowych zawiera w sobie skały tworzące morza oraz leżące na terenach wyżyn. Skały „wyżynne” dzielą się na trzy główne kategorie: żelazowo-anortozytowe, magnezowe oraz alkaliczne (niektórzy zaliczają te ostatnie do kategorii skał magnezowych). Skały żelazowo-anortozytowe składają się prawie jedynie z minerału anortytu (należącego do rodziny plagioklazów). Datowanie radiometryczne pozwoliło na określenie ich wieku na około 4,4 miliarda lat.^[43][44]

Skały magnezowe oraz alkaliczne to przede wszystkim bogate w cięższe pierwiastki skały wulkaniczne. W tej grupie dominują dunity, troktolity, gabro, alkaliczne anortozyty i, w mniejszych ilościach, granity. W przeciwieństwie do żelazowo-anortozytowych, skały magnezowe oraz alkaliczne charakteryzują się stosunkowo dużą zawartością magnezu oraz żelaza. Twierdzi się, że powstały one wskutek intruzji magmy w warstwy uformowanej już skorupy księżycowej (choć pewne przykłady wskazują także na ekstruzje jako źródło ich pochodzenia) około 4,4–3,9 miliarda lat temu. Badania wykazały także pewną zawartość komponentu geochemicznego KREEP.

Księżycowe morza zbudowane są jedynie z bazaltu. Pomimo dużego podobieństwa do bazaltów wyżynnych, bazalt „morski” charakteryzuje się zdecydowanie większą zawartością żelaza oraz tytanu oraz prawie całkowitym brakiem związków wodoru^[47][48].

Wedle relacji astronautów, pył na powierzchni Księżyca przypominał śnieg oraz pachniał jak zużyty proch strzelniczy^[49]. Składa się on z reguły z dwutlenku krzemu (SiO₂), najprawdopodobniej pochodzącego z meteorów uderzających w powierzchnię ziemskiego satelity. Odmienne składniki to wapń oraz magnez.

Orbita oraz powiązania z Ziemią

 Osobny artykuł: Orbita Księżyca.

Całkowity obieg Księżyca wokół Ziemi (mierzony względem tzw. gwiazd stałych), czyli okres orbitalny, trwa około 27,3 dnia. Jednak uwzględniając ruch Ziemi po orbicie okołosłonecznej, okres ten wydłuża się do 29,5 dnia oraz nazywany jest miesiącem synodycznym (innymi słowy, to czas pomiędzy dwiema tymi samymi fazami Księżyca)^[1]. W przeciwieństwie do większości satelitów innych planet, orbita Księżyca leży w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, nie zaś ziemskiej płaszczyzny równikowej. Księżyc Ziemi jest ponadto względnie największym satelitą całego Układu Słonecznego (w stosunku do obieganej planety); wprawdzie wskaźnik ten jest wyższy u Charona, satelity Plutona, jednak ten ostatni uznawany jest aktualnie za planetę karłowatą.

Układ Ziemia-Księżyc tak naprawdę jest podobne bardziej układ dwóch planet. Wynika to z faktu, że rozmiary Księżyca są względnie duże w porównaniu do Ziemi; jego średnica stanowi 1/4 średnicy ziemskiej, a masa – 1/81 masy Ziemi. Mimo to pogląd ten jest krytykowany w świecie nauki ze względu na to, że barycentrum układu istnieje 1700 km pod powierzchnią Ziemi (w 3/4 jej promienia, licząc od środka). Powierzchnia Księżyca stanowi mniej niż 1/10 powierzchni Ziemi, albo około 1/4 powierzchni jej lądów (tyle, co Rosja, Kanada oraz USA razem wzięte).

W roku 1986 odkryto planetoidę 3753 Cruithne, poruszającą się po orbicie podkowiastej. Astronomowie jednak nie uznali jej za drugiego satelitę Ziemi ze względu na niestabilność jej orbity^[50]. Odkryto dotychczas jeszcze trzy takie planetoidy: 54509 YORP, (85770) 1998 UP₁ oraz 2002 AA29; wszystkie one krążą po orbitach podobnych do 3753 Cruithne^[51].

Pływy morskie

 Osobny artykuł: Pływy morskie.

Występujące na Ziemi pływy morskie wywoływane są przez siły pływowe z reguły grawitacji Księżyca, wyolbrzymiane przez zróżnicowane zjawiska zachodzące w ziemskich oceanach. Pływowe siły grawitacyjne są dzięki temu, że wody po stronie zwróconej ku Księżycowi są przez niego silniej przyciągane niż te po stronie przeciwnej. Siły te „rozciągają” oceany, nadając im kształt elipsy. Powstają wówczas dwa „wybrzuszenia” – obszary podwyższonego poziomu morza – po dwóch stronach Ziemi: zwróconej ku Księżycowi oraz przeciwnej, a obniżenie w miejscach prostopadłych do nich.

Opisane wyżej deformacje okrążają Ziemię w rytm wschodów oraz zachodów Księżyca będąc równocześnie ciągniętymi przez obrót Ziemi, w wyniku czego wyprzedzają trochę Księżyc. Natężenie tego zjawiska zwiększane jest poprzez bezwładność wody oraz kumulację energii w mniejszej ilości wody na przybrzeżnych spłyceniach oceanów. Nakładanie się tych czynników jest analogiczne do efektu narastania fali przy brzegach.

Przesunięcie deformacji Ziemi względem Księżyca „przyspiesza” ruch Księżyca, a spowalnia ruch obrotowy Ziemi, w związku z czym doba ziemska wydłuża się w ciągu stulecia o 2 tysięczne sekundy^[52] (jest to główna przyczyna wydłużania się doby). Wzrost momentu pędu ruchu orbitalnego Księżyca sprawia, że rośnie promień jego orbity o 3,8 cm na rok^[53] (jednocześnie prędkość nieznacznie maleje). Zjawisko to będzie trwało dopóki na Ziemi będą pływy albo obrót Ziemi nie zsynchronizuje się z obiegiem Ziemi przez Księżyc.

Przejście Księżyca przez ziemską magnetosferę

Gdy Księżyc jest w pełni, przechodzi przez magnetosferę ziemską. Na trzy dni przed pełnią Księżyc wchodzi w magnetosferę oraz pozostaje w niej przez 6 dni. Przez te 6 dni Księżyc jest zanurzony w gigantycznym obłoku plazmy z uwięzionymi w nim gorącymi cząstkami. Najlżejsze z tych bardzo mobilnych cząstek, elektrony, nadają powierzchni Księżyca ujemny ładunek elektryczny. Na księżycowej stronie oświetlonej promieniami Słonecznymi, efekt ten jest neutralizowany przez promieniowanie ultrafioletowe wytrącające elektrony z powierzchni Księżyca, utrzymując stopień naładowania na stosunkowo niewielkim poziomie. Na ciemnej stronie gromadzące się elektrony podnoszą napięcie do setek, a nawet tysięcy woltów. W tej sytuacji wzrasta prawdopodobieństwo, że drobne cząstki pyłu księżycowego potrafią unosić się nad powierzchnią, wyrzucane z niej poprzez odpychanie elektrostatyczne. Zjawisko to może utworzyć nocną, przejściową „pyłową atmosferę”. Księżycowa „atmosfera” może gromadzić się w coś w rodzaju przezroczystego wiatru. Unoszący się pył może przemieszczać się z silnie ujemnie naładowanej strony nocnej do słabo ujemnie naładowanej strony dziennej. Ten huragan pyłowy powinien być najsilniejszy w sektorze terminatora. Wiele z opisanych tutaj danych zawiera się jeszcze w obszarze spekulacji, bowiem astronauci programu Apollo wcale nie przebywali na Księżycu w czasie pełni oraz wcale nie doświadczyli przebywania w ziemskiej magnetosferze, lecz Lunar Prospector wykrył zmiany napięcia po ciemnej stronie Księżyca, podczas jego przechodzenia przez ziemską magnetosferę. Skoki napięcia występowały w zakresie od -200 V do -1000 V^[54].

Zaćmienia

 Osobne artykuły: Zaćmienie Słońca i Zaćmienie Księżyca.

Zaćmienia występują, kiedy Słońce, Ziemia oraz Księżyc leżą w jednej linii. Zaćmienia Słońca są podczas nowiu, kiedy Księżyc istnieje pomiędzy Ziemią a Słońcem. Z kolei zaćmienia Księżyca zdarzają się podczas pełni – kiedy to Ziemia jest pomiędzy Księżycem a Słońcem.

Jako że inklinacja Księżyca (nachylenie do płaszczyzny ekliptyki) wynosi około 5%, zaćmienia nie zdarzają się podczas każdego obiegu Księżyca. Warunkiem wystąpienia zaćmienia jest przejście w momencie trwania nowiu albo pełni przez tzw. węzeł księżycowy, czyli punkt, w którym orbita Księżyca przecina się z płaszczyzną ekliptyki^[55].

Okresowość zaćmień Słońca oraz Księżyca określana jest przez tzw. cykl Saros, trwający w przybliżeniu 6585,3 doby (18 lat, 11 dni oraz 8 godzin)^[56].

Fakt, iż wielkość kątowa Księżyca jest zaledwie w przybliżeniu taka sama jak Słońca, dopuszcza zachodzenie dwóch rodzajów zaćmień Słońca: całkowitego oraz obrączkowego^[57]. W przypadku zaćmienia całkowitego, Księżyc całkowicie zakrywa dysk słoneczny oraz korona słoneczna staje się dostrzegalna gołym okiem. Zaćmienia obrączkowe występują, kiedy Księżyc jest w pobliżu apocentrum swego ruchu wokół Ziemi; jego wielkość kątowa jest wówczas mniejsza, w związku z czym nie jest on w stanie przykryć całego Słońca.

Jako że Księżyc powoli oddala się od Ziemi, jego wielkość kątowa maleje. Oznacza to, że setki milionów lat temu mógł on stale pokrywać całą tarczę słoneczną oraz zaćmienia obrączkowe nie występowały. Analogicznie, za 600 milionów lat Księżyc nie będzie w stanie zakryć całego Słońca oraz zjawisko zaćmienia całkowitego nie będzie więcej zachodzić^[55].

Związane z zaćmieniami jest zjawisko okultacji. Księżyc zakrywa obszar nieba o rozmiarze kątowym równym 1/2 stopnia; okultacja zachodzi, kiedy jasna gwiazda albo planeta przechodzi za jego tarczą. Dla przykładu, zaćmienie słoneczne to okultacja Słońca. Jako że Księżyc istnieje stosunkowo blisko Ziemi, okultacje poszczególnych gwiazd nie są widoczne w tym samym czasie w wielorakich miejscach. Z kolei dzięki zjawisku precesji każdego roku Księżyc zakrywa inne gwiazdy^[58].

Ostatnie całkowite zaćmienie Księżyca miało miejsce 21 lutego 2008 roku. Przy wschodzie Księżyca było ono widoczne w Ameryce Południowej, centralnej oraz wschodniej części Ameryki Północnej, na Grenlandii, w Afryce Zachodniej, Europie Zachodniej oraz Północnej oraz na Atlantyku, natomiast przy zachodzie Księżyca w pozostałej części Afryki oraz Europy (w tym także w Polsce), w środkowej Azji oraz w zachodniej części Oceanu Indyjskiego. Ostatnie zaćmienie Słońca – które obejmowało północną Kanadę, Rosję oraz Chiny – wystąpiło 1 sierpnia 2008^[59].

Obserwacja

 Osobny artykuł: Faza Księżyca.

Podczas pełni, kiedy Księżyc jest najjaśniejszy osiąga wielkość gwiazdową rzędu -12,6^m. Dla porównania, wielkość gwiazdowa Słońca wynosi -26.8^m. Gdy Księżyc istnieje w pierwszej albo trzeciej kwadrze, jego jasność nie równa się połowie jasności w pełni, a zaledwie około 1/10 tej wartości. Dzieje się tak, albowiem Księżyc nie jest idealnym reflektorem Lamberta (natężenie światła odbieranego przez obserwatora jest więc zależne od kąta obserwacji). Dodatkową rolę pełni tu efekt opozycji – poza pełnią na widocznej stronie Księżyca powstają cienie wywoływane przez zróżnicowane wypukłości terenu, co zmniejsza ilość odbijanego światła.

Rozmiar kątowy Księżyca widzianego z Ziemi wynosi około 30'. Złudzenie optyczne sprawia, że Księżyc znajdujący się w pobliżu linii horyzontu wydaje się większy, lecz w rzeczywistości jego średnica kątowa zmniejsza się blisko widnokręgu o około 1,5%; spowodowane jest to nieznacznym wzrostem odległości pomiędzy Księżycem a obserwatorem.

Na tle ciemnego nieba Księżyc wydaje się stosunkowo jasnym obiektem, mimo że odbija on zaledwie 7% padającego nań światła (duża cząstka jego powierzchni pokryta jest ciemnymi skałami bazaltowymi). Ma on bardzo małe albedo, oraz jest de facto najsłabszym reflektorem w całym Układzie Słonecznym^[60]. Kontrast pomiędzy ciemnym tłem a jasnym ciałem niebieskim sprawia, że ciało to postrzegane jest jako jasny obiekt.

Największa wysokość Księżyca na niebie jest porównywalna z wysokością górowania Słońca. Zależy ona przede wszystkim od pory roku oraz fazy Księżyca – dla przykładu, Księżyc w pełni istnieje najwyżej zimą. To, w którą stronę zwrócony jest półksiężyc, zależy z kolei od szerokości geograficznej obserwatora; w pobliżu równika Księżyc może przybrać kształt „łódki”^[61].

Podobnie do Słońca, Księżyc powoduje zróżnicowane efekty atmosferyczne, takie jak 22-stopniowej wielkości halo oraz mniejsze korony obserwowane częściej przez warstwę cienkich chmur.

Przeważajaca ilość ludzi nie zdaje sobie sprawy z tego, iż Księżyc jest widoczny na niebie tylko przez parę godzin. Wyjątkiem są tylko dni w okolicach pełni, kiedy Księżyc gości na niebie przez całą noc. W pierwszej kwadrze widoczny jest wieczorem oraz zachodzi koło północy, a w ostatniej kwadrze wschodzi dopiero koło północy. Kolejnym błędem na temat obserwacji Księżyca jest pogląd, iż pełnia jest najlepszym momentem na obserwacje. Przy obserwacji terminatora (linii wschodu albo zachodu Słońca na Księżycu), da się dostrzec wyraźniej rzeźbę terenu Księżyca, dzięki cieniom rzucanym przez obiekty znajdujące się na powierzchni.

Eksploracja Księżyca

 Osobne artykuły: program Apollo, program Łuna i lista lotów księżycowych.

Pierwszy krok w dziedzinie obserwacji Księżyca stał się poczyniony wraz z wynalazkiem teleskopu: Galileusz przy wykorzystaniu nowego instrumentu obserwował na jego powierzchni kratery oraz pasma górskie.

Zimnowojenny wyścig kosmiczny pomiędzy USA a Związkiem Radzieckim doprowadził do znacznego zwiększenia zainteresowania ziemskim satelitą. Bezzałogowe sondy, zarówno te przelatujące obok Księżyca, jak oraz lądujące na jego powierzchni, wysłano bezzwłocznie po tym, jak rozwój techniki stworzył taką możliwość. Sondy radzieckiego programu Łuna jako pierwsze osiągnęły powierzchnię Księżyca. Pierwszym bezzałogowym statkiem, który przezwyciężył ziemską grawitację, była Łuna 1, z kolei z księżycową powierzchnią jako pierwsza zderzyła się Łuna 2. Pierwsze miękkie lądowanie było dziełem statku Łuna 9, a na orbicie Księżyca jako pierwsza znalazła się Łuna 10 (oba wymienione w 1966^[1]. Próbki skał księżycowych zostały dostarczone na Ziemię podczas trzech misji Łuna 16, 20 oraz 24, oraz wypraw Apollo o numerach od 11 do 17 (wyłączając Apollo 13, którego lądowanie nie powiodło się).

Lądowanie na Księżycu pierwszych ludzi w roku 1969 uznaje się za moment kulminacyjny kosmicznego wyścigu^[62]. Neil Armstrong, dowódca misji Apollo 11, stał się pierwszym człowiekiem na powierzchni Srebrnego Globu, jako pierwszy stawiając stopę na Księżycu dokładnie o 02:56 GMT 21 lipca 1969 roku. Do dziś ostatnią osobą, która stąpała po księżycowym gruncie, jest Harrison H. Schmitt, członek misji Apollo 17 w grudniu 1972. Amerykańskie lądowanie oraz zakończony sukcesem powrót były możliwe dzięki znacznemu rozwojowi technologii w dziedzinach takich jak produkcja osłon termicznych oraz teorie dotyczące ponownego wejścia w atmosferę (wczesne lata 60).

Podczas misji Apollo zainstalowanych było wiele zestawów instrumentów badawczych. Długoterminowe stacje ALSEP (Apollo lunar surface experiment package, ang. Zestaw eksperymentalny powierzchni Księżyca Apollo) zainstalowane zostały w miejscach lądowania statków misji Apollo 12, 14, 15, 16 oraz 17, z tym że stacja tymczasowa znana jako EASEP (ang. Early Apollo Scientific Experiments Package) stanęła na Księżycu podczas misji Apollo 11. Wyposażenie stacji ALSEP składało się m.in. z czujników ciepła, sejsmometrów, magnetometrów oraz kątowych retroreflektorów. Z powodów czysto finansowych zakończenie transmisji danych na Ziemię nastąpiło 30 września 1977^[63][64]. Mimo że używane w laserowym pomiarze odległości Ziemia-Księżyc (ang. LLR, lunar laser ranging) retroreflektory kątowe są instrumentami pasywnymi, wciąż leżą w użyciu. Mierzenie dystansu do stacji LLR jest okresowo powtarzane z ziemskich stacji nadawczych, zachowując dokładność do kilku centymetrów; dane pochodzące z tych badań wykorzystywane są do ustalenia dokładnych rozmiarów jądra księżycowego^[65].

Od połowy lat 60. do połowy lat 70. na Księżyc dotarło w sumie 65 obiektów stworzonych przez człowieka tak załogowych, jak oraz zrobotyzowanych (10 w samym 1971 roku), przy czym jako ostatnia znalazła się na jego powierzchni Łuna 24 w 1976. Zaledwie 18 z tych statków przeprowadziło kontrolowane miękkie lądowanie, a zaledwie 9 powróciło na Ziemię dostarczając próbek gruntu księżycowego. Po tym okresie Związek Radziecki zmienił podstawowy obiekt swoich zainteresowań na Wenus oraz wykonywanie stacji kosmicznych, zaś rząd USA zainteresował się badaniem Marsa oraz dalszych planet. W roku 1990 Japonia, jako trzeci kraj na świecie, umieściła na okołoksiężycowej orbicie statek nazwany Hiten. Wystrzelił on małą sondę Hagoromo, jednak awaria transmitera wykluczyła możliwość pozyskania danych naukowych.

W 1994 USA, wprawdzie zaledwie za pomocą robota, wreszcie jednak powróciło na Księżyc, wysyłając statek misji Clementine. Misja ta obejmowała stworzenie pierwszej topograficznej mapy Księżyca na kształt map ziemskich, oraz pierwsze multispektralne obrazy jego powierzchni. Kolejną misją była wyprawa Lunar Prospectora, którego spektrometr neutronowy wykazał obecność anormalnie dużych ilości wodoru w pobliżu biegunów; spowodowane to jest prawdopodobnie obecnością lodu w górnych warstwach regolitu wewnątrz wiecznie zacienionych kraterów. Europejski Smart 1, wystrzelony 27 września 2003, znajdował się na orbicie Księżyca od 15 listopada 2004 do 3 września 2006.

14 stycznia 2004 prezydent Stanów Zjednoczonych, George W. Bush, wydał plan przywrócenia misji załogowych na Księżyc (w ramach Programu Constellation) do roku 2020^[66]. Aktualnie NASA planuje założenie permanentnej bazy lunarnej na jednym z biegunów^[67].

Chińska Republika Ludowa opracowała plan eksploracji Księżyca oraz uruchomiła w tym celu program Chang'e. Próbnik Chang'e 1 wystartował 24 października 2007 roku a orbitę Księżyca osiągnął 5 listopada. Przez rok ma transmitować na ziemię zdjęcia oraz dane naukowe^[68]. 14 września 2007 roku z kosmodromu Tanegashima wyniesiona była z kolei w ramach misji Selene japońska sonda Kaguya. Indie zamierzają wystrzelić w stronę Księżyca parę bezzałogowych sond, poczynając od Chandrayaan I, której start nastąpił 22 października 2008, oraz Chandaryaan II zapowiadanej na 2010 albo 2011; plany dotyczące tej drugiej zawierają możliwość wysłania robota – łazika księżycowego. Kraj ten planuje też wysłanie misji załogowej do 2030 roku^[69].
18 czerwca 2009 była wyniesiona przez NASA sonda kosmiczna Lunar Reconnaissance Orbiter oraz umieszczona na orbicie Księżyca 23 czerwca. Podstawowym zadaniem sondy jest przeprowadzanie obserwacji na potrzeby programu lotów załogowych na Księżyc. Ze szczegółowych zdjęć wykonanych przez sondę wykorzystuje także Moon Zoo – jeden z ogólnodostępnych internetowych projektów astronomicznych^[70]. Również Rosja zapowiedziała wznowienie zamrożonego wcześniej projektu Łuna-Głob, zakładającego wysłanie bezzałogowego lądownika oraz sondy orbitującej w roku 2009 albo 2010^[71].

Chronologiczna lista dwunastu ludzi, którzy stanęli na Księżycu

1. Neil A. Armstrong
2. Edwin E. „Buzz” Aldrin
3. Charles P. Conrad
4. Alan L. Bean
5. Alan B. Shepard
6. Edgar D. Mitchell
7. David R. Scott
8. James B. Irwin
9. John W. Young
10. Charles M. Duke
11. Eugene A. Cernan
12. Harrison H. Schmitt

Historia poglądów

 Osobne artykuły: Bóstwa lunarne, Selene (mitologia), Artemida, Luna (mitologia) i Diana (mitologia).

Księżyc był tematem wielu dzieł sztuki oraz literatury, a także inspiracją dla niezliczonej rzeszy twórców. Jest wielokrotnie pojawiającym się motywem w malarstwie, poezji oraz dramacie, a także w prozie oraz muzyce. Najwcześniejszy z dotychczas odkrytych wizerunków Księżyca istnieje w Knowth we wschodniej Irlandii oraz datowany jest na ok. 3000 lat p.n.e.^[72] Księżyc jest obecny w mitologii oraz astrologii. Popularne są przesądy dotyczące wpływu faz Księżyca na psychikę – badania naukowe żadnego tego typy wpływu nie wykazały^[73]. Jest uważany za symbol ukrytych stron ludzkiej natury.

Pierwszej próby opisania Księżyca w sposób naukowy dokonał filozof grecki Anaksagoras, który – na podstawie obserwacji zaćmień oraz badań spadających na Ziemię meteorytów – wysunął hipotezę głoszącą, że Księżyc oraz Słońce są w rzeczywistości ogromnymi skalistymi obiektami, oraz że ten pierwszy odbija światło pochodzące od drugiego z ciał. Jego ateistyczne poglądy na zagadnienia związane z niebem są główną przyczyną uwięzienia i, ostatecznie, banicji^[74].

Arystotelesowski opis Wszechświata umiejscawiał Księżyc na granicy pomiędzy sferami zmiennych żywiołów (ziemi, wody, powietrza oraz ognia) a stałymi gwiazdami eteru. Podział ten był utrzymywany jako jeden z aksjomatów fizyki przez wiele wieków po Arystotelesie^[75].

.

Zanim wynaleziono teleskop, a więc do czasów późnego średniowiecza, rozpowszechniał się obraz Księżyca jako idealnie gładkiej sfery^[76]. W roku 1609 Galileusz wykonał jeden z pierwszych szkiców Księżyca, opartych na obserwacjach teleskopowych. Zamieścił go w swojej książce Sidereus Nuncius wraz z komentarzem, iż powierzchnia ziemskiego satelity urozmaicona jest licznymi pasmami górskimi oraz kraterami. Nieco później Giovanni Battista Riccioli oraz Francesco Maria Grimaldi na swojej mapie Księżyca nanieśli – funkcjonujące do dziś – nazwy poszczególnych kraterów.

Pierwsi kartografowie tworzący mapy Księżyca nazwali ciemniejsze fragmenty jego powierzchni „morzami” (łac. maria), zaś jaśniejszym obszarom nadali nazwę „wyżyn” (łac. terrae) albo kontynentów. Możliwość istnienia życia na Księżycu była poddawana poważnej dyskusji jeszcze w I połowie XIX wieku. Rozważaniom takim sprzyjały obserwowane na jego powierzchni wzory wykonywane przez kontrastujące ze sobą morza oraz wyżyny: „człowiek na Księżycu”, „zając oraz bawół” oraz wiele innych.

W roku 1835 na łamach New York Sun ukazał się cykl sześciu artykułów, dowodzących istnienia egzotycznych form życia na Księżycu; zdarzenie to określane jest aktualnie jako Wielkie Księżycowe Oszustwo (ang. Great Moon Hoax)^[77]. Mniej więcej w tym samym czasie (lata 1834-1836) Wilhelm Beer oraz Johann Heinrich Mädler opublikowali swój czterotomowy atlas Mappa Selenographica oraz książkę Der Mond (1837), w których jasno stwierdzili, że Księżyc nie ma niezbędnych dla życia atmosfery oraz wody.

Do chwili wystrzelenia sondy Łuna 3 w 1959 nie istniały żadne obrazy niewidocznej strony Księżyca; jej dokładna mapa była opracowana w ramach programu Lunar Orbiter w latach 60.

Status prawny

 Osobny artykuł: Międzynarodowe prawo kosmiczne.

Pomimo symbolicznego pozostawienia na Księżycu kilku flag Związku Radzieckiego (rozrzuconych przez Łunę 2 oraz podczas późniejszych, zakończonych lądowaniem misji) oraz USA, żaden naród nie przypisuje sobie aktualnie własności żadnego obszaru gruntu księżycowego. Rosja oraz USA są sygnatariuszami Traktatu o Przestrzeni Kosmicznej, wedle założeń którego Księżyc podlega takiej samej jurysdykcji jak wody międzynarodowe (res communis). Traktat ten zabrania m.in. używania Księżyca w celach militarnych, przede wszystkim umieszczania tamże instalacji wojskowych oraz broni masowego rażenia (w tym broni nuklearnej)^[78].

Mimo to amerykański przedsiębiorca Dennis Hope twierdzi, iż znalazł lukę w Traktacie o Przestrzeni Kosmicznej. Założył on w roku 1980 przedsiębiorstwo zwane Ambasadą Księżycową i, korzystając z faktu, że nikt przed nim tego nie uczynił, zajął praktycznie cały Układ Słoneczny. Od tamtej pory za pośrednictwem Ambasady sprzedaje on działki na widocznej stronie Księżyca; udało mu się dotychczas sprzedać 2 mln z 3.112.002 parcel, co przy cenie pojedynczej działki rzędu £15 daje przychód liczony w dziesiątkach milionów dolarów (nie ponosząc praktycznie żadnych kosztów własnych). Hope opracował nawet specjalną konstytucję regulującą prawa posiadacza działki księżycowej. Faktem jest jednak, że akt własności takiej działki nie ma praktycznie żadnej mocy prawnej, a bywa zaledwie oryginalnym prezentem^[79].

Druga umowa międzynarodowa, zwana Traktatem Księżycowym, zakładała m.in. restrykcje w kwestii eksploatacji złóż księżycowych; nie była jednak ratyfikowana przez żadne z państw podejmujących misje kosmiczne.

W sierpniu 2007 NASA ogłosiła, że wszystkie przyszłe księżycowe misje kosmiczne oparte będą na jednostkach układu SI. Decyzja ta była podjęta dla ułatwienia współpracy z agencjami kosmicznymi państw używających aktualnie systemu metrycznego:

„	Poza niewątpliwym ułatwieniem w przypadku sytuacji wyjątkowych, standard metryczny uczyni łatwiejszym nawiązywanie nowych form współpracy oraz kooperacji pomiędzy krajami tworzącymi swoje własne księżycowe programy kosmiczne. Wszystkie dane, naukowe czy operacyjne, będą podawane w kompatybilnych jednostkach – dla przykładu to, jak daleko musi przemieścić się pojazd, aby osiągnąć brzeg krateru. Jednolity system miar uczyni wymienianie się takimi danymi bardziej bezproblemowym.	”
—  , nullscience.nasa.gov/headlines/y2007/08jan_metricmoon.htm

Znaczenie ekonomiczne

Duże oczekiwania dotyczące eksploracji Księżyca odnoszą się do potencjalnego odnalezienia oraz wykorzystania złóż helu 3^[80].

Sprawdź też

• chronologiczny wykaz odkryć planet, planet karłowatych oraz ich księżyców w Układzie Słonecznym
• Galileoskop
• księżyce Kordylewskiego
• prawa Cassiniego – prawa ruchu orbitalnego Księżyca
• 2006 RH₁₂₀
• Superksiężyc

Przypisy

Bibliografia

• B. Bussey, Spudis, P.D.: The Clementine Atlas of the Moon. 2004. 0-521-81528-2. 
• B. Jolliff, Wieczorek, M.; Shearer, C.; Neal, C. (eds.). New views of the Moon. „Rev. Mineral. Geochem.”. 60, s. 721, 2006. Chantilly, Virginia. 
• Moore, P.: On the Moon. Tucson, Arizona: 2001. 0-304-35469-4. 
• P.D. Spudis: The Once and Future Moon. 1996. 1-56098-634-4. 
• S.R. Taylor: Solar system evolution. 1992, s. 307. 
• D.E. Wilhelms. Geologic History of the Moon. „U.S. Geological Survey Professional paper”. 1348, 1987. 
• D.E. Wilhelms: To a Rocky Moon: A Geologist's History of Lunar Exploration. Tucson, Arizona: 1993. 

Linki zewnętrzne

Mapy oraz zdjęcia

• M. Constantine: Apollo Panoramas. moonpans.com, 2004.
• Clementine Lunar Image Browser 1.5. U.S. Navy, 2003-10-15.
• Digital Lunar Orbiter Photographic Atlas of the Moon. Lunar and Planetary Institute.
• Google Moon. Google, 2007.
• Lunar Atlases. Lunar and Planetary Institute.
• R. Aeschliman: Lunar Maps. W: Planetary Cartography and Graphics [on-line].
• Moon. W: World Wind Central [on-line]. NASA, 2007.

Eksploracja

• E.M. Jones: Apollo Lunar Surface Journal. NASA, 2006.
• Exploring the Moon. Lunar and Planetary Institute.
• K. Teague: The Project Apollo Archive. 2006.

Fazy Księżyca

• Aktualna faza księżyca. 2010.
• Kalendarz księżycowy. 2011.
• Current Moon Phase. 2007.
• NASA's SKYCAL – Sky Events Calendar. NASA Eclipse Home Page.
• Virtual Reality Moon Phase Pictures. U.S. Naval Observatory.
• Fazy Księżyca w latach 1930-2030. Uniwersytet Mikołaja Kopernika w Toruniu.

Inne

• All About the Moon. Space.com, 2007.
• Earth's Moon Profile NASA Solar System Exploration
• Archive of Moon Articles. Planetary Science Research Discoveries, 2007.
• D.R. Williams: Moon Fact Sheet. NASA, 2006.

p • d • e Naturalne satelity w Układzie Słonecznym Księżyce planetarne Ziemi • Marsa • Jowisza • Saturna • Urana • Neptuna Inne księżyce Plutona • Haumei • Eris • Planetoid Największe księżyce Ganimedes • Tytan • Kallisto • Io • Księżyc • Europa • Tryton Tytania • Rea • Oberon • Japet • Charon • Umbriel • Ariel • Dione • Tetyda • Enceladus • Miranda • Proteus • Mimas Księżyce lodowe • nieregularne • pasterskie • trojańskie • Lista księżyców • Wykaz odkryć

p • d • e Układ Słoneczny Słońce • Heliosfera Planety ☾ = księżyc albo księżyce ∅ = pierścienie planetarne Merkury Wenus Ziemia ☾ Mars ☾ Jowisz ☾ ∅ Saturn ☾ ∅ Uran ☾ ∅ Neptun ☾ ∅ Planety karłowate 1 Ceres 134340 Pluton ☾ 136108 Haumea ☾ 136472 Makemake 136199 Eris ☾ Małe ciała Układu Słonecznego Planetoidy Grupy oraz rodziny planetoid: Wulkanoidy • Planetoidy bliskie Ziemi • Pas planetoid • Trojańczycy • Centaury • Trojańczycy Neptuna • Księżyce planetoid • Meteoroidy Sprawdź także listę planetoid. Obiekty transneptunowe Pas Kuipera – Plutonki: Orkus • Iksjon – Cubewana: 2002 UX25 • Waruna • Quaoar • 2002 TX300 • 2005 UQ513 • 2003 MW12 • 2002 AW197 • 2007 JJ43 Dysk rozproszony: 2007 OR10 • 2007 UK126 • 2005 QU182 • Sedna Komety Lista komet okresowych oraz nieokresowych • Damokloidy • Obłok Oorta Sprawdź też: powstanie oraz ewolucja Układu Słonecznego, ciała niebieskie oraz listy obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na orbitę, ze względu na promień oraz ze względu na masę, oraz Portal: Astronomia