selenologija (grč. σελήνη: Mjesec + -logija), grana astronomije koja proučava Mjesečeva fizička svojstva, podrijetlo i procese oblikovanja od početnoga do današnjega stanja. Selenografija se bavi opažanjem i mjerenjem reljefnih oblika na Mjesečevoj površini.
Mjesečeva masa približno je 81 puta manja od Zemljine (7,342 × 1022 kg) te Mjesečeva gravitacija ne može zadržati molekule plina koje tlo povremeno otpušta. Mjesec nema atmosferu usporedivu sa Zemljinom, tj. površinski tlak je vrlo malen, po danu 10−7 Pa, a po noći 10−10 Pa. Mjesečeva kamena površina potpuno je izložena ionizirajućem zračenju, udarima sitnih tijela i temperaturnim promjenama od 100 K do 390 K. Zbog nepostojanja atmosfere na površini ne može postojati voda u tekućem stanju tako da na Mjesecu nema vjetrene i vodene erozije. Tragovi davnih zbivanja relativno su dobro očuvani, a njihova starost određuje se među ostalim analizom starosti uzoraka dopremljenih na Zemlju i prema uščuvanosti i broju novijih kratera koji se nalaze na njima.
Znanja o Mjesečevoj unutrašnjosti skupljaju se proučavanjem potresnih valova i Mjesečevih libracija. Proučavanja pokazuju da Zemljina plimna sila potiče potrese kojima se hipocentri nalaze na strani Mjesečeve sfere bližoj Zemlji, u dubini oko 1000 km, da je vanjski dio Mjesečeve jezgre, polumjera oko 450 km, djelomično rastaljen i da je samo središte u krutom stanju. Mjesečevo magnetsko polje je do sto tisuća puta slabije nego Zemljino, različito je na različitim mjestima na površini, od 0,1 nT do 300 nT, najveća magnetska indukcija zabilježena je u blizini antipoda divovskih udarnih kratera.
Mjesečeva geološka razdoblja
Podjela mjesečevih geoloških razdoblja temelji se na prepoznavanju prikladnih površinskih morfoloških oblika. Krateri se nalaze posvuda, a po njihovu broju, uščuvanosti i preklapanju određuje se slijed događaja i izrađuju Mjesečeve geološke karte.
Prenektarsko razdoblje (prije 4,5 do 3,9 milijardi godina) razdoblje je u kojem su udarima tijela iz svemira nastali veliki krateri Oceana oluja, Mora oblaka, Mora otoka, Mora plodnosti, Mora tišine i dr., a koje je završilo udarom kojim je nastao krater Mora nektara.
Nektarsko razdoblje (prije 3,9 do 3,85 milijardi godina) razdoblje je velikoga vulkanizma u kojem je lava ispunjavala postojeće kratere i tako oblikovala najstarija Mjesečeva mora. Udarima iz svemira nastali su krateri Mora kriza, Mora vedrine i Mora vlage, a razdoblje završava udarom kojim je nastao krater Mora kiša.
Rano imbrijsko razdoblje (prije 3,85 do 3,8 milijardi godina) odlikuje nastanak velikog broja manjih udarnih kratera i višeprstenastih bazena. Nastaje Zaljev duge, lava ispunjava depresije kratera Archimedes i Plato. Završava udarom kojim nastaje krater Istočnoga mora.
Kasno imbrijsko razdoblje (prije 3,8 do 3,2 milijardi godina) odlikuje slabljenje vulkanizma i nastanak velikog broja kratera, npr. Bianchini, Mairan i Sharp, a završava plavljenjem kratera Istočnoga mora lavom. Sloj lave u Istočnome moru tanji je od sloja lave starijih mora i jasno su vidljivi koncentrični grebeni.
Eratostensko razdoblje (prije 3,2 do 1,1 milijarde godina) odlikuju slabiji udari u Mjesečevu površinu, manji krateri, dna kratera nisu ispunjena lavom, a građa kratera je očuvana, tj. uglavnom nije narušena kasnijim udarima. Karakterističan krater je Eratosthenes. Razdoblje završava nastankom kratera Copernicus.
Kopernikansko razdoblje (prije 1,1 milijarde godina do danas) odlikuju svijetli mladi krateri znatno erodirani kasnijim udarima, Copernicus, Kepler, Tycho, oko kojih se radijalno šire svijetle pruge (zrake) nastale od materijala izbačenoga udarom, dugačke stotinama kilometara.
Mjesečeve stijene
Mineraloški, Mjesec je mnogo siromašniji od Zemlje. Geološka svojstva istražuju se uz pomoć zemaljskih teleskopa, umjetnih satelita, te na temelju uzoraka kojih je prikupljeno više od 380 kg.
Najrasprostranjenije su stijene anortozit s gabrom, svijetle starije stijene koje uglavnom čine Mjesečeva kopna, i bazalt, tamne mlađe stijene koje uglavnom čine Mjesečeva mora. Srednja gustoća stijena na Mjesečevoj površini je od 2700 do 2900 kg/m³ (anortozit) i do 3300 kg/m³ (bazalt). Anortozitne stijene nastale su kristalizacijom Mjesečeve kore, a bazaltne stijene potiskivanjem dijela Mjesečeva plašta na Mjesečevu površinu vulkanskim erupcijama. Analize bazaltnih stijena pokazuju da se Mjesečev plašt sastoji pretežno od olivina i piroksena. Neki bazalti sadržavaju velike količine ilmenita, što sugerira vrlo heterogeni sastav Mjesečeva plašta.
Regolit su usitnjene površinske stijene, kamena prašina nastala mnogobrojnim udarima meteoroida i mikrometeoroida. Debljina je regolitnoga sloja od 4 do 5 mu područjima mora i od 10 do 15 m u planinskim područjima. Breča (kršnik) su ispucane stijene ispod regolitnoga sloja, nastale višestrukim lomljenjem i vezanjem pod tlakom udara. Gustoća regolita na mjestu slijetanja Apolla 15 (26,1322°N 3,6339°E) iznosi približno 1350 kg/m³ na dubini od 30 cm, a 1850 kg/m³ na dubini od 60 cm.
Kemijski sastav Mjesečeve površine
Najrasprostranjeniji su kemijski spojevi silicijev dioksid, SiO2 (čini 45,4% mora, 45,5% kopna), aluminijev oksid, Al2O3 (14,9%, 24,0%), kalcijev oksid, CaO (11,8%, 15,9%), željezni(II) oksid, FeO (14,1%, 5,9%), magnezijev oksid, MgO (9,2%, 7,5%), titanijev dioksid, TiO2 (3,9%, 0,6%), natrijev oksid, Na2O (0,6%, 0,6%).
Hipoteze o postanku Mjeseca
Hipoteza cijepanja tvrdi da Mjesec potječe od Zemlje i da se nekako odvojio od nje. Problem teorije je što izračuni ne mogu razriješiti mehaniku potrebnu da centrifugalna sila odbaci dijelove Zemljina vanjskoga sloja, tj. materijal od kojeg je nastao Mjesec.
Kondenzacijska hipoteza tvrdi da su Zemlja i Mjesec nastali istodobno, prije 4,5 milijardi godina iz vruće maglice plina i prašine. Tvar se spajala dok nisu ostala dva tijela. Problem te hipoteze je velika razlika u prosječnoj gustoći Mjeseca (3344 kg/m³) i Zemlje (5525 kg/m³).
Hipoteza sudara tvrdi da se odmah nakon nastanka Sunčeva sustava, kada je Zemlja bila gotovo potpuno formirana, prije otprilike 4,5 milijardi godina, dogodio izravan sudar Zemlje i tijela nalik Marsu koje je nazvano Theia. Jezgra tog tijela potonula je u Zemljinu jezgru (tu pretpostavku potkrepljuje činjenica da je Zemlja najgušći planet u Sunčevu sustavu), a materijal plašta tog tijela i Zemljina plašta pomiješao se i bio djelomično izbačen u orbitu oko Zemlje. Od tog materijala nastao je prsten ili disk, a zatim se izbačeni materijal spojio i oblikovao Mjesec.
U prilog hipotezi sudara ide velika kutna količina gibanja sustava Zemlja–Mjesec i velika sličnost između kemijskoga sastava Zemljina i Mjesečeva plašta. Jednaki su omjeri stabilnih izotopa u stijenama, npr. omjer izotopa kisika 17O i 18O, a nepostojanje ostataka drugoga tijela (nepostojanje stijena drugačijeg omjera izotopa od Zemljina) na Mjesečevoj površini objašnjava se potpunim miješanjem tvari tijela koje je udarilo u Zemlju i Zemlje. Također ostaje i pitanje zašto Venera, kojoj su se dogodili slični udari tijekom oblikovanja, nema sličan satelit.
Hipoteza spajanja dvaju podjednakih planeta polazi od pretpostavke da su se dva tijela, svako pet puta veće od Marsa, dva puta sudarila i oblikovala veliki disk miješanih krhotina koje su postale Zemlja i Mjesec.
Sinestijska hipoteza pokazuje da je mogući ishod sudara dvaju planeta stvaranje sinestije, materijala koji se, isparivši s vruće Zemlje, miješa i tvori debeli vrući disk širi od Mjesečeve orbite, potom se hladi i smanjuje, a krhotine padaju na satelit i planet.
