東の海
東の海
1967年ルナ・オービター4号の画像
座標南緯19度24分 西経92度48分 / 南緯19.4度、西経92.8度 / -19.4; -92.8
直径294 km (183 マイル) [ 1 ]
エポニム東海

東の海（オリエンターレ、ɔːr i ɛ n ˈ t eɪ l iː /、ラテン語でorientāle、「東の海」）は、月の海である。月の表側と裏側の西側の境界に位置し、[ 2 ]地球からの視点では観測が困難である。宇宙船からの画像から、この海は月の最も印象的な大規模な地形の一つであり、標的の的のリングに似ていることが明らかになっている。

地質学

1960年代、月惑星研究所のジェラルド・カイパーが東の海の補正画像を作成し、衝突クレーターであるという考えが浮上した。[ 3 ] [ 4 ]中央に海の平坦な平原があるこの構造は、直径約900キロメートル（560マイル）で、小惑星サイズの物体の衝突によって形成された。[ 5 ] [ 6 ]この物体はおそらく直径64キロメートル（40マイル）、速度15キロメートル/秒（9.3マイル/秒）で移動していた。[ 7 ] [ 8 ]他のほとんどの月の盆地と比較すると、東の海は海の玄武岩による浸水が少なく、盆地の構造の大部分を目視できる。オリエンターレ盆地の中央部にある玄武岩の厚さはおそらく1 km (0.62 mi) 未満で、月の地球側の海の盆地よりもはるかに薄い。[ 5 ]衝突によって月の地殻にさざ波が生じ、3つの同心円状の地形が形成された。この広大な多重リングクレーターの最も内側のリングは内側と外側のモンテス・ルークであり、最も外側のリングは直径930 km (580 mi) のモンテス・コルディリェラである。ここから外側には、山の麓から約500 km (310 mi) にわたって噴出物が広がり、丘陵と中心に向かって放射状に並ぶ地形のある粗い地表を形成している。[ 5 ]

アポロ計画では東の海の岩石サンプルは採取されなかったため、正確な年代は不明です。しかし、これは月面で最も新しい衝突盆地であり、おそらく約38.5億年前のインブリウム盆地よりも若いと考えられます。 [ 5 ]推定年齢は約37億～38億年前です。[ 9 ]周囲の盆地の物質は下期インブリア紀のものであり、海の物質は上期インブリア紀のものです。[ 10 ] [ 11 ]

盆地を形成した衝突後の地球規模の地震動により、月のイブリア紀以前の地層にある35度以上の急斜面のほとんどが平坦になったと考えられています。[ 12 ]

東海の対蹠地にはマルジニス海があります。

1968年に5機のルナ・オービター宇宙船のドップラー追跡により、東の海の中心部に質量集中（マスコン）、つまり重力高地が確認されました。[ 13 ]マスコンは、ルナ・プロスペクターやグレイル などの後の探査機によって確認され、より高い解像度で地図化されました。

発見と名前

東の海は地球から観測するのが難しい。なぜなら、地球の表側の最西端に位置しているからだ。見えるのは、ルーク山とコルディレラ山といった険しい山脈と、その向こうに暗黒の海がかすかに見えているだけだ。[ 14 ]しかし、月の秤動作用により、稀に東の海が地球に少しだけ向けられ、少しだけ見やすくなることがある。[ 15 ]

様々な天文学者がこの海の存在を示唆する兆候を観測していたものの、初めて完全に記述したのはドイツの天文学者ユリウス・フランツで、1906年に出版された著書『月』（ Der Mond）の中ででした。フランツはこの海を「東の海」と名付けました。これは、当時の慣習では地球から見た月の東側とされていた場所に位置していたためです。[ 16 ]しかし、月面を歩く宇宙飛行士から見た場合は西側となります。1961年、国際天文学連合は月の東西に関する宇宙慣習を採択し、この縁が西端となりました。[ 15 ]

東の海の最初の詳細な研究はヒュー・パーシー・ウィルキンスによって行われ、彼はそれを「月の海X」と名付けました。[ 17 ]フランツの発見はあまり知られておらず、[ 17 ]パトリック・ムーアは1976年版の著書『月へのガイド』の中で、彼とウィルキンスが1946年に東の海を発見し命名したと主張しています。しかし、ムーアは2009年の著書『天文学年鑑』（133～135ページ） ではフランツを発見者として挙げています。

参照

参考文献

  1. ^ 「Mare Orientale」 .惑星命名法の地名辞典. USGS天体地質学研究プログラム.
  2. ^ヘッド 1991 .
  3. ^ビールズ＆タナー 1975、299–306ページ。
  4. ^ハートマンとカイパー、1962 年、51–66 ページ。
  5. ^ a b c d Kiefer, Walter S. 「Lunar Orbiter: Impact Basin Geology」月惑星研究所2013年10月29日閲覧。
  6. ^ Benningfield, Damond (2008年6月17日). 「Mare Orientale」 . StarDate.org . マクドナルド天文台. 2021年1月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年10月29日閲覧。
  7. ^シュウェンツァー、スザンヌ（2016年11月3日）「研究により、月面に謎の『クレーターリング』を引き起こした激しい小惑星衝突の真相が明らかに」 The Conversation . 2016年11月3日閲覧。
  8. ^ Johnson, Brandon C.; Blair, David M.; Collins, Gareth S.; Melosh, H. Jay; Freed, Andrew M.; et al. (2016年10月28日). 「Orientale lunar multiring basin の形成」 . Science . 354 (6311): 441– 444. Bibcode : 2016Sci...354..441J . doi : 10.1126/science.aag0518 . hdl : 10044/1/42189 . PMID 27789836 . 
  9. ^ Robbins, Stuart J. (2022年12月1日). 「古代の火星と月の衝突記録におけるメガメートル級クレーターの不一致」 .惑星科学ジャーナル. 3 (12): 274. Bibcode : 2022PSJ.....3..274R . doi : 10.3847/PSJ/aca282 . ISSN 2632-3338 . 
  10. ^ 「イザベル・ウィリアムソン月観測プログラム」(PDF)カナダ王立天文学会. 2013年3月. 2013年7月5日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2013年10月29日閲覧。
  11. ^月の地質史。USGS プロフェッショナルペーパー1348。ドン・E・ウィルヘルムズ、ジョン・F・マッコーリー、ニューウェル・J・トラスク著。米国政府印刷局、ワシントン：1987年。第10章。
  12. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Head, James W. (2016). 「月周回衛星レーザー高度計（LOLA）データによる月面の最も急な斜面：空間分布と地質学的特徴との相関」 . Icarus . 273 : 329–336 . Bibcode : 2016Icar..273..329K . doi : 10.1016/j.icarus.2016.02.036 . eISSN 1090-2643 . 
  13. ^ PM Muller, WL Sjogren (1968). 「Mascons: Lunar Mass Concentrations」. Science . 161 ( 3842): 680– 684. Bibcode : 1968Sci...161..680M . doi : 10.1126/science.161.3842.680 . PMID 17801458. S2CID 40110502 .  
  14. ^コンソルマグノ＆デイビス 2011 .
  15. ^ a bバウム＆ウィテカー 2007年、129ページ。
  16. ^バウム＆ウィテカー 2007年、132ページ。
  17. ^ a bバウム＆ウィテカー 2007年、133ページ。

参考文献

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