நிலா மரியா

நிலா மரியா lunar maria (/ˈmɑːri.ə/ MAR-ee-ə; மரே(mare) /ˈmɑːreɪ/ MAR-ay)^[1] என்பது புவி நிலாவின் பெரிய இருண்ட பசால்டிக் பாறைச் சமவெளிகளாகும். இது நிலா எட்டப் பக்கத்தில் அமைந்த, பண்டைய சிறுகோள் தாக்கங்களால் உருவாகி, நிலா எதிர் பக்கத்தில் (கிட்டப் பக்கத்தில்) எரிமலை செயல்பாட்டைத் தூண்டியவை.^[2] இவற்றை உண்மையான கடல்கள் என்று தவறாக நினைத்த தொடக்க கால வானியலாளர்கள் அவற்றை மரியா ('' கடல் '') அல்லது மரே என்று அழைத்தனர்.^[3] அவை இரும்புச்சத்து நிறைந்த வேதி உட்கூறின் விளைவாக மலைப்பகுதிகளை விட குறைவான ஒளித்தெறிப்பைக் கொண்டுள்ளன , எனவே அவை வெறும் கண்ணுக்கு இருண்டதாகத் தோன்றும். நிலா மேற்பரப்பில் சுமார் 16% பரப்பில் மரியாக்கள் உள்ளன. பெரும்பாலும் புவியிலிருந்து கிட்டப் பக்கத்தின். நெடுந்தொலைவில் உள்ள சில மரியாக்கள் மிகவும் சிறியவை. இவை பெரும்பாலும் மிகப் பெரிய குழிப்பள்ளங்களில் அமைகின்றன. நிலா சார்ந்த மரபான பெயரிடுதலில் ஓசியானசு (பெருங்கடல்), இலாகசு ('′ ஏரிகள் '′),பாலசு ('′ சதுப்பு '′), சைனசு (''வளைகுடாy '′) என்ற பெயர்களுடன் கூடிய கூறுகளும் அடங்கும். கடைசி மூன்றும் மரியாவை விட சிறியவை. ஆனால் ஒரே இயல்பும் பான்மைகளும் கொண்டுள்ளவை.

மரியா சார்ந்த பெயர்கள் Mare humorum, Mare Imbrium, Mare Insularum, Mare Nubium, Mare Spumans, Mare Underum, Mare Vaporum, Oceanus Procellarum, Mare Frigoris போன்ற கடல் கூறுகளை அல்லது Mare Australia Mare Orientale Mare Cognitum Mare Marginis போன்ற கடற் பண்புநிலைகளை அல்லது (Mare Crisium Mare Ingenii Mare Serenitatis Mare Tranquillitatis). போன்ற மனப்பான்மைகளைக் குறிக்கின்றன. இந்தவகை அறுதி பெயரிடல்முறை ஏற்றுக்கொள்ளப்படுவதற்கு முன்பே, மரே அம்போல்டியனம், மரே சுமிதி ஆகிய பெயர்கள் நிறுவப்பட்டன. இவை இந்த முறையைப் பின்பற் றாத ஆட்பெயராக அமைந்தன. மரே மாஸ்கோவியென்சு உலூனா 3 ஆல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டு , சோவியத் ஒன்றியத்தால் இந்தப் பெயர் முன்மொழியப்பட்டபோது , மாஸ்கோ மனப்பாண்மை ஏற்றதால், பன்னாட்டு வானியல் ஒன்றியத்தால் இந்த நகரப்பெயர் ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்டது.^[4]

அகவை வரம்பு.

மரே பசால்ட்களினலகவை நேரடி கதிரியக்க அளவு காலக்கணிப்பு, பள்ளம் எண்ணுதல் நுட்பம் ஆகிய இரண்டின் வழியாகத் தீர்மானிக்கப்பட்டுள்ளது. கதிரியக்க அளவு காலக்கணிப்பு அகவை சுமார் 3.16 முதல் 4.2 பில்லியன் ஆண்டுகள் வரை இருக்கும் (பள்ள எண்ணிக்கையிலிருந்து தீர்மானிக்கப்படும் இளைய வயது சுமார் 1.2 பில்லியனாக. இருப்பினும் பெரும்பாலான மரே பசால்ட்டுகள் சுமார் 3 முதல் 3.5 பில்லியன் ஆண்டு அகவை கொண்டுள்ளன.^[5]^[6] பல பசால்ட்டுகள் எரிமலை அலகுகளின் மிகப்பெரிய விரிவாக்கம் உள்ளுக்குள் வெடித்தாலும் அல்லது தாழ்வான தாக்கப் படுகையில் பாய்ந்தாலும் ஓசியானசு புரோசெல்லாரம் போன்ற அறியப்பட்ட தாக்கப் படுகைக்கு ஒத்ததாக இல்லை.

நிலா – ஓசியானசு புரோசெல்லாரம் ("புயற்கடல்கள்")

பண்டைய பிளவுக் கண்வாய்கள் – செவ்வகக் கட்டமைப்பு – நிலக்கிடப்பியல் – கிரைல்(GRAIL) ஈர்ப்புச் சரிமானங்கள்) (1, அக்தோபர் 2014)

பண்டைய பிளவுக் கண்வாய்கள் – சூழல்.

பண்டைய பிளவுக் கணவாய்கள், அண்மியக் காட்சி (ஓவியரின் விவரிப்பு).

பசால்ட்டுப் பரவல்

கிளெமென்டைன் பயணத்திலிருந்து பெறப்பட்ட சந்திரனின் உலகளாவிய ஆல்பிடோ வரைபடம். இருண்ட பகுதிகள் சந்திர மரியா ஆகும் , அதே நேரத்தில் இலகுவான பகுதிகள் மலைப்பகுதிகள் ஆகும். படம் ஒரு உருளைத் திட்டமாகும் , தீர்க்கரேகை - 180′E முதல் 180′E வரை இடமிருந்து வலமாக அதிகரிக்கிறது மற்றும் அட்சரேகை 90′N முதல் 90′S வரை மேலே இருந்து கீழே குறைகிறது.

மரே பசால்ட்டுகளின் இடஞ்சார்ந்த பரவல் குறித்து பல பொதுவான தவறான கருத்துக்கள் உள்ளன.

பல மரே பசால்ட்டு அனற்குழம்புகள் தாழ்வான தாக்கப் படுகைப்பகுதிகளை நிரப்புவதால் , தாக்க நிகழ்வு எப்படியோ எதிர்ப் பக்கத்தில் எரிமலை உமிழ்வுக்குக் காரணமாக இருந்தது என்று ஒரு காலத்தில் கருதப்பட்டது. குறிப்பு: பல வடிநிலங்களில் மரே எரிமலை உமிழ்வின் நேரமும் நீளமும் அதில் சில ஐயங்களை எழுப்பியிருந்தாலும் , தற்போதைய தரவுகள் உண்மையில் இதை மறுப்பதில்லை. தொடக்க கால மரே எரிமலை உமிழ்வு பொதுவாக படுகைகள் உருவான 100 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள் தொடங்கியதாகத் தெரிகிறது.^[7] இந்த 100 மில்லியன் ஆண்டுகள் போதுமான அளவு நீண்டதாக இருந்தபோதிலும் , தாக்கத்திற்கும் எரிமலைக்கும் இடையிலான தொடர்புக்கு சாத்தியமில்லை என்று ஆசிரியர்களுக்குத் தோன்றியது. இந்த வாதத்திலும் சிக்கல்கள் உள்ளன. ஒரு படுகையில் உள்ள பழமையான, ஆழமான பசால்ட்டுகள் புதைக்கப்பட்டு அணுக முடியாதவையாக இருக்கலாம் என்றும் ஆசிரியர்கள் சுட்டிக்காட்டுகின்றனர்.
புவியின் ஈர்ப்புப் புலம் நிலாக் கிட்டப் பக்கத்தில் உமிழ்வுகளை ஏற்படுத்த முன்னுரிமை அளிக்கலாம்; ஆனால் நிலாவின் எட்டப் பக்கத்தில் அன்று என்று சில நேரங்களில் பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. இருப்பினும் , நிலாவின் தற்சுழற்சி மேற்கோள் சட்டகத்திலனேற்படும் நிலாவின் மையவிலக்கு முடுக்கம் புவியின் ஈர்ப்பு முடுக்கத்திற்குச் சரிசமமாகவும் எதிர்ப்பாகவும் உள்ளது. எனவே புவி நோக்கி எந்த நிகர விசையும் இல்லை. புவியின் ஓதங்கள் நிலா வடிவத்தைக் குலைக்க முயல்கின்றன , ஆனால் இந்த நிலாவின் வடிவம், புவியின் இணை, எதிர் பக்கப் ,புள்ளிகளில் உயர்ந்துள்ள நீண்ட நீள்வட்டகமாக அமைகிறது. ஓர் ஒப்புமையாக, புவியில் ஒரு நாளைக்கு இரண்டு உயர் ஓதங்கள் ஏற்படுகின்றனவே தவிர, ஒன்று அன்று.
மரே பசால்டிக் கற்குழம்புகள் புற மேலோட்டு அனோர்த்தோசைட்டிக் பொருட்களை விட அடர்த்தியானவை என்பதால் , மேலோடு மெல்லியதாக இருக்கும் குறைந்த உயரத்தில் உள்ள இடங்களில் பசால்டிக் அனற்குழம்பின் உமிழ்வுகள் வெடிக்கலாம். இருப்பினும் , தொலைதூரப் பகுதியான தென்முனை ஐத்கென் படுகை நிலாவின் மிகக் குறைந்த உயரங்களைக் கொண்டுள்ளது. இருப்பினும் இது பசால்டிக் அனற்குழம்புகளால் மட்டுமே நிரப்பப்படுகிறது. கூடுதலாக , இந்தப் படுகையில் உள்ள மேலோட்டுத் தடிமன் ஓசியானசு புரோசெல்லாரத்தின் கீழ் இருப்பதை விட மிகவும் சிறியதாக இருக்கும் என்று கணிக்கப்பட்டுள்ளது. மேலோட்டுத் தடிமன் இறுதியில் மேற்பரப்பை அடையும் பசால்டிக் அனற்குழம்புகளின் அளவை மாற்றியமைக்கக்கூடும் என்றாலும் , மேலோட்டுத் தடிப்பு தானாகவே மரே பசால்ட்களின் பரவலைக் கட்டுப்படுத்தும் ஒரே காரணியாக இருக்க முடியாது.^[8]
புவி சார்ந்த நிலா ஒத்தியங்கு சுழற்சிக்கும் மரே பசால்டுகளுக்கும் இடையே ஒருவித உறவு இருப்பதாக பொதுவாகப் பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. இருப்பினும், ஓத இழுப்புக்கு வழிவகுக்கும் ஈர்ப்புவிசைத் திருக்கங்கள், வான்பொருளின் உறழ்விலிருந்து மட்டுமே எழுகின்றன (இவை ஈர்ப்புப் புல இரு பாகைக் கோளக் கிளையலை விதிமுறைகளுடன் நேரடியாக ஒத்திருக்கின்றன. மரே பசால்ட்கள் இதற்கு எந்தவகையிலும் பங்களிக்கவில்லை. மேலும் காண்க, ஓதப் பூட்டுதல். ) (அரைக்கோள கட்டமைப்புகள்பீர்ப்புப் புல ஒரு பாகைக் கோளக் கிளையலை விதிமுறைகளுடன் ஒத்திருக்கின்றன. மேலும் இவை உறழ்வுக்கு எந்தவகையிலும் பங்களிப்பதில்லை.) மேலும் ஓத வீழ்ச்சி விரைவாக (ஆயிரக்கணக்கான ஆண்டுகள் விரைவில்) நிகழ்ந்திருக்கலாம் என்று கணிக்கப்பட்டுள்ளது அதேவேளை பெரும்பாலான மரே பசால்ட்டு அனற்குழம்புகள் சுமார் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு வெடித்தன.

ஒழுங்கற்ற மரே பிணைப்பு - இளம் நிலா எரிமலை நிகழ்வுக்கான சான்று (12 அக்தோபர் 2014)

மரே பசால்ட்டுகள் பெரும்பாலும் நிலாவின் கிட்டப்பக்க அரைக்கோளத்தில் அமைந்திருப்பதற்கான காரணம் இன்னும் அறிவியல் சமூகத்தில் விவாதத்தில் உள்ளது. நிலா ஆய்வை மேற்கொள்வதற்கான விண்கலத்திலிருந்து பெறப்பட்ட தரவுகளின் அடிப்படையில் , நிலாவின்ன் வெப்பத்தை உருவாக்கும் தனிமத் தொகுப்புகளின் ஒரு பெருவிகிதம் (KREEP′ வடிவத்தில்) ஓசியானசு புரோசெல்லாரம், இம்ப்ரியம் படுகைப் பகுதிகளுக்குள் அமைந்துள்ளது , இது ஒரு தனித்த புவி வேதியியல் வட்டாரமாகும் , இது இப்போது புரோசெல்லரம் கிரீப்(KREEP) வட்டாரம் என்று குறிப்பிடப்படுகிறது.^[9]^[10] புரோசெல்லாரம் க்ரீப் நிலப்பரப்புக்குள் வெப்ப உருவாக்க ஓங்கல்நிலை உறுதியாக அங்கு காணப்படும் எரிமலை உமிழ்வின் நீண்ட ஆயுள், செயல்முனைவுடன் தொடர்புடையது என்றாலும் , இந்த வட்டாரத்திற்குள் க்ரீப் செறிவூட்டப்பட்ட பொறிமுறை ஏற்றுக்கொள்ளப்படவில்லை.^[11]

வேதியியல் உட்கூறு

புவிப்பரப்பு வகைப்பாட்டுத் திட்டங்களைப் பயன்படுத்தி, அனைத்து மரே பசால்ட்டுகளும் தோலியிட்டிக்கு என வகைப்படுத்தப்படுகின்றன , ஆனால் நிலாப் பசால்ட்டுகளின் தொகுப்பை மேலும் விவரிக்க குறிப்பிட்ட துணை வகைப்பாடுகளும் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. மரே பசால்ட்டுகள் பொதுவாக அவற்றின் முதன்மைத் தனிம வேதியியலின் அடிப்படையில் மூன்று தொடர்களாகச் உயர் தைட்டானியம்(Ti) பசால்ட்டு, குறைந்த தைட்டானியம்(Ti) பசால்ட்டுகள், மிகக் குறைந்த தைட்டானியம்(Ti ) பசால்ட்டுகள் என வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்தக் குழுக்கள் ஒரு காலத்தில் அப்பல்லோ பதக்கூறுகளின் அடிப்படையில் தனித்தவை என்று கருதப்பட்டாலும் , கிளெமென்டைன் திட்டப்பணியின் உலகளாவிய தொலையுணர்வுத் தரவுகள், இப்போது இவற்றிடையேயான தைட்டானியம் செறிவுகளின் தொடர்ச்சியையும் , உயர் தைட்டானியஂச் செறிவுகள் மிகக் குறைவாக இருப்பதையும் காட்டுகின்றன. பெரும்பாலாக புவிப்பரப்பில் பசால்ட்கள் 4 % எடைக்கும் குறைவாகவே உள்ளன , அதேவேளை புவியில் செறிவான TiO₂ 15% எடையளவு பசால்ட்டுகளில் உள்ளது. நிலாப் பசால்ட்களின் ஒரு சிறப்பு குழு கிரீப்(KREEP) பசால்ட்டுகள் ஆகும். இவை பொட்டாசியம் (K), பாசுவரம் (P) ஆகிய அருமண் தனிமங்களில்(REE) இயல்புக்கும் மீறிய அளவில் செறிவாக உள்ளன. புவிப்பரப்பு, நிலாப் பசால்டுகளுக்கு இடையிலான ஒரு முதன்மை வேறுபாடு நிலாப் பசால்ட்டுகளில் எந்த வடிவத்திலும் தண்ணீர் இல்லாததாகும். நிலாப் பசால்ட்டுகளில் நீரகம் தாங்கும் கனிமங்களான ஆம்ப்பிபோல்களும் பைலோசிலிகேட்டுகளும் இல்லை. இவை மாற்றம், உருமாற்ற விளைவுகளால் புவிப்பரப்புப் பசால்டுகளில் பொதுவானவையாக உள்ளன.

மேலும் காண்க

மேற்கோள்கள்

↑ "mare". The American Heritage Science Dictionary. (2005). Classical pronunciations are pl. /ˈmɛəriə/ and sg. /ˈmɛəri/. In the singular, the compromise pronunciation /ˈmɑːri/ is commonly heard. "mare".. Oxford University Press. பரணிடப்பட்டது 2022-06-29 at the வந்தவழி இயந்திரம்
↑ Stanley, Steven M. (2015). Earth System History (4th ed.). New York: W. H. Freeman and Company. p. 261. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண் 978-1-4292-5526-4.
↑ Apuleius, Metamorphoses 1.3
↑ "The name game". Nature Magazine 488 (7412): 429. 22 August 2012. doi:10.1038/488429b. பப்மெட்:22914129. Bibcode: 2012Natur.488R.429..
↑ James Papike; Grahm Ryder; Charles Shearer (1998). "Lunar Samples". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 36: 5.1–5.234.
↑ H. Hiesinger; J. W. Head; U. Wolf; R. Jaumanm; G. Neukum (2003). "Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum". J. Geophys. Res. 108 (E7): 5065. doi:10.1029/2002JE001985. Bibcode: 2003JGRE..108.5065H.
↑ Harald Heisinger; Ralf Jaumann; Gerhard Neukum; James W. Head III (2000). "Ages of mare basalts on the lunar nearside". J. Geophys. Res. 105 (E12): 29,239–29.275. doi:10.1029/2000je001244. Bibcode: 2000JGR...10529239H.
↑ Mark Wieczorek; Maria Zuber; Roger Phillips (2001). "The role of magma buoyancy on the eruption of lunar basalts". Earth Planet. Sci. Lett. 185 (1–2): 71–83. doi:10.1016/S0012-821X(00)00355-1. Bibcode: 2001E&PSL.185...71W.
↑ Mark A. Wieczorek (2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): 221–364. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. Bibcode: 2006RvMG...60..221W. https://semanticscholar.org/paper/e5f1f724a35bd9c56ff368b6e8d11fa8971148dd.
↑ Bradley. Jolliff; Jeffrey Gillis; Larry Haskin; Randy Korotev; Mark Wieczorek (2000). "Major lunar crustal terranes". J. Geophys. Res. 105 (E2): 4197–4216. doi:10.1029/1999je001103. Bibcode: 2000JGR...105.4197J. https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-02458514/file/Jolliff%20et%20al%2C%202000.pdf.
↑ Charles K. Shearer (2006). "Thermal and magmatic evolution of the Moon". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): 365–518. doi:10.2138/rmg.2006.60.4. Bibcode: 2006RvMG...60..365S.

மேலும் படிக்க

Paul D. Spudis, The Once and Future Moon, Smithsonian Institution Press, 1996, பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண் 1-56098-634-4.
G. Jeffrey Taylor (April 30, 2006). "Finding Basalt Chips from Distant Maria". Planetary Science Research Discoveries.
G. Jeffrey Taylor (December 5, 2000). "Recipe for High-Titanium Lunar Magmas". Planetary Science Research Discoveries.
G. Jeffrey Taylor (June 23, 2000). "The Surprising Lunar Maria". Planetary Science Research Discoveries.
Catherine Weitz (February 12, 1997). "Explosive Volcanic Eruptions on the Moon". Planetary Science Research Discoveries.

வெளி இணைப்புகள்

[1] "mare". The American Heritage Science Dictionary. (2005). Classical pronunciations are pl. /ˈmɛəriə/ and sg. /ˈmɛəri/. In the singular, the compromise pronunciation /ˈmɑːri/ is commonly heard. "mare".. Oxford University Press. பரணிடப்பட்டது 2022-06-29 at the வந்தவழி இயந்திரம்

[2] Stanley, Steven M. (2015). Earth System History (4th ed.). New York: W. H. Freeman and Company. p. 261. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண் 978-1-4292-5526-4.

[3] Apuleius, Metamorphoses 1.3

[4] "The name game". Nature Magazine 488 (7412): 429. 22 August 2012. doi:10.1038/488429b. பப்மெட்:22914129. Bibcode: 2012Natur.488R.429..

[5] James Papike; Grahm Ryder; Charles Shearer (1998). "Lunar Samples". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 36: 5.1–5.234.

[6] H. Hiesinger; J. W. Head; U. Wolf; R. Jaumanm; G. Neukum (2003). "Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum". J. Geophys. Res. 108 (E7): 5065. doi:10.1029/2002JE001985. Bibcode: 2003JGRE..108.5065H.

[7] Harald Heisinger; Ralf Jaumann; Gerhard Neukum; James W. Head III (2000). "Ages of mare basalts on the lunar nearside". J. Geophys. Res. 105 (E12): 29,239–29.275. doi:10.1029/2000je001244. Bibcode: 2000JGR...10529239H.

[8] Mark Wieczorek; Maria Zuber; Roger Phillips (2001). "The role of magma buoyancy on the eruption of lunar basalts". Earth Planet. Sci. Lett. 185 (1–2): 71–83. doi:10.1016/S0012-821X(00)00355-1. Bibcode: 2001E&PSL.185...71W.

[9] Mark A. Wieczorek (2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): 221–364. doi:10.2138/rmg.2006.60.3. Bibcode: 2006RvMG...60..221W. https://semanticscholar.org/paper/e5f1f724a35bd9c56ff368b6e8d11fa8971148dd.

[10] Bradley. Jolliff; Jeffrey Gillis; Larry Haskin; Randy Korotev; Mark Wieczorek (2000). "Major lunar crustal terranes". J. Geophys. Res. 105 (E2): 4197–4216. doi:10.1029/1999je001103. Bibcode: 2000JGR...105.4197J. https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-02458514/file/Jolliff%20et%20al%2C%202000.pdf.

[11] Charles K. Shearer (2006). "Thermal and magmatic evolution of the Moon". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): 365–518. doi:10.2138/rmg.2006.60.4. Bibcode: 2006RvMG...60..365S.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]