THẾ GIỚI XUNG QUANH TA

Mặt Trăng (tiếng Latin: Luna, ký hiệu: ☾) là vệ tinh tự nhiên duy nhất của Trái Đất và là vệ tinh tự nhiên lớn thứ năm trong Hệ Mặt Trời.



Khoảng cách trung bình tính từ tâm Trái Đất đến Mặt Trăng là 384.403 km, lớn khoảng 30 lần đường kính Trái Đất. Đường kính Mặt Trăng là 3.474 km[1], tức hơn một phần tư đường kính Trái Đất. Khối lượng Mặt Trăng khoảng bằng 2% khối lượng Trái Đất và lực hấp dẫn tại bề mặt Mặt Trăng bằng 17% lực hấp dẫn trên bề mặt Trái Đất. Mặt Trăng quay một vòng quanh Trái Đất với chu kỳ quỹ đạo 27,32 ngày, và các biến đổi định kỳ trong hình học của hệ Trái Đất-Mặt Trăng–Mặt Trời là nguyên nhân gây ra các pha mặt trăng, lặp lại sau mỗi chu kỳ giao hội 29,53 ngày.


Mặt Trăng là thiên thể duy nhất ngoài Trái Đất mà con người đã đặt chân tới. Năm 1959 là năm mang tính lịch sử đối với công cuộc khám phá Mặt Trăng, mở đầu bằng chuyến bay của vệ tinh nhân tạo Luna 1 của Liên bang Xô viết đến phạm vi của Mặt Trăng, tiếp đó Luna 2 rơi xuống bề mặt của Mặt Trăng và Luna 3 lần đầu tiên cung cấp ảnh mặt sau của Mặt Trăng. Năm 1966[1], Luna 9 trở thành tàu vũ trụ đầu tiên hạ cánh thành công và Luna 10 là tàu vũ trụ không người lái đầu tiên bay quanh Mặt Trăng.


Cho đến nay, Chương trình Apollo của Hoa Kỳ đã thực hiện được những cuộc đổ bộ duy nhất của con người xuống Mặt Trăng, tổng cộng gồm sáu lần hạ cánh trong giai đoạn từ 1969 tới 1972. Năm 1969, Neil Armstrong và Buzz Aldrin là những người đầu tiên đặt chân lên Mặt Trăng trong chuyến bay Apollo 11. Việc thám hiểm Mặt Trăng của loài người đã ngừng lại với sự chấm dứt của chương trình Apollo, dù nhiều quốc gia đã thông báo các kế hoạch đưa người hay tàu vũ trụ robot tới Mặt Trăng.


Tên gọi và từ nguyên


Trong tiếng Việt, Mặt Trăng còn được gọi bằng những tên khác như ông trăng, ông giăng, giăng, nguyệt, Hằng Nga, Thường Nga v.v. Không giống như vệ tinh của những hành tinh khác, Mặt Trăng - vệ tinh của Trái Đất - không có tên riêng nào khác. Trong một số ngôn ngữ, Mặt Trăng của Trái Đất được viết hoa để phân biệt với danh từ chung "mặt trăng", nói đến các vệ tinh tự nhiên của các hành tinh khác như "the Moon" trong tiếng Anh[2] và "the moon".


Từ moon ("mặt trăng" trong tiếng Anh) là một từ thuộc nhóm ngôn ngữ German, liên quan tới từ mensis trong tiếng Latin; từ này lại xuất phát từ gốc me- trong ngôn ngữ Ấn-Âu nguyên thủy (Proto-Indo-European), cũng xuất hiện trong measure (đo lường)[3] (thời gian), với sự gợi nhớ tới tầm quan trọng của nó trong việc đo đạc thời gian trong những từ có nguồn gốc từ nó như Monday ("thứ Hai" trong tiếng Anh), month ("tháng" trong tiếng Anh) và menstrual (hàng tháng/kinh nguyệt). Trong tiếng Anh, từ moon chỉ có nghĩa "mặt trăng" cho tới tận năm 1665, khi nó được mở rộng nghĩa để chỉ những vệ tinh tự nhiên mới được khám phá của các hành tinh khác[3]. Mặt Trăng thỉnh thoảng cũng được gọi theo tên tiếng Latin của nó, Luna, để phân biệt với các vệ tinh tự nhiên khác; tính từ có liên quan là lunar và một tiền tố tính từ seleno- hay hậu tố -selene (theo vị thần Hy Lạp Selene.


Bề mặt Mặt Trăng


Hai phía Mặt Trăng






SỰ ĐU ĐƯA CỦA MẶT TRĂNG


Mặt Trăng nằm trên quỹ đạo quay đồng bộ, có nghĩa là nó hầu như giữ nguyên một mặt hướng về Trái Đất ở tất cả mọi thời điểm. Buổi đầu mới hình thành, Mặt Trăng quay chậm dần và bị khoá ở vị trí hiện tại vì những hiệu ứng ma sát xuất hiện cùng hiện tượng biến dạng thuỷ triều do Trái Đất gây ra[4].


Từ đã rất lâu khi Mặt Trăng còn quay nhanh hơn hiện tại rất nhiều, bướu thuỷ triều (tidal bulge) của nó chạy trước đường nối Trái Đất-Mặt Trăng bởi nó không thể làm xẹp bướu đủ nhanh để giữ bướu này luôn ở trên đường thẳng đó[5]. Lực quay khiến bướu luôn vượt quá đường nối này. Hiện tượng này gây ra mô men xoắn, làm giảm tốc độ quay của Mặt Trăng, như một lực vặn siết chặt đai ốc. Khi tốc độ quay của Mặt Trăng giảm xuống đủ để cân bằng với tốc độ quỹ đạo của nó, khi ấy bướu luôn hướng về phía Trái Đất, bướu nằm trên đường thẳng nối Trái Đất-Mặt Trăng, và lực xoắn biến mất. Điều này giải thích tại sao Mặt Trăng quay với tốc độ bằng tốc độ quỹ đạo và chúng ta luôn chỉ nhìn thấy một phía của Mặt Trăng.


Các biến đổi nhỏ (đu đưa - libration) trong góc quan sát cho phép chúng ta có thể nhìn thấy được khoảng 59% bề mặt Mặt Trăng (nhưng luôn luôn chỉ là một nửa ở mọi thời điểm)[1].


Phần nhìn thấy được từ Trái Đất Phần không nhìn thấy được từ Trái Đất


Mặt quay về phía Trái Đất được gọi là phần nhìn thấy, và phía đối diện được gọi là phần không nhìn thấy. Phần không nhìn thấy thỉnh thoảng còn được gọi là "phần tối," nhưng trên thực tế nó cũng được chiếu sáng thường xuyên như phần nhìn thấy: một lần trong mỗi ngày Mặt Trăng, trong tuần trăng mới mà chúng ta quan sát thấy từ Trái Đất khi phần nhìn thấy đang bị che tối. Phần không nhìn thấy của Mặt Trăng lần đầu tiên được tàu thăm dò Xô Viết Luna 3 chụp ảnh năm 1959. Một đặc điểm phân biệt của phần không nhìn thấy được là nó hầu như không có "các vùng tối Mặt Trăng" (các “biển”).


Các vùng tối trên Mặt Trăng/Biển Mặt Trăng


Các đồng bằng tối và hầu như không có đặc điểm riêng trên Mặt Trăng có thể được nhìn thấy rõ bằng mắt thường được gọi là "các vùng tối" hay các biển Mặt Trăng, từ tiếng Latin (mare) có nghĩa là "biển", bởi chúng được các nhà thiên văn học cổ đại cho là những nơi chứa đầy nước. Hiện chúng đã được biết chỉ là những bề mặt lớn chứa dung nham bazan cổ đã đông đặc. Đa số các dung nham này đã được phun ra hay chảy vào những chỗ lõm hình thành nên sau các vụ va chạm thiên thạch hay sao chổi vào bề mặt Mặt Trăng. (Oceanus Procellarum là trường hợp khác bởi nó không được hình thành do va chạm). Các biển xuất hiện dày đặc phía bề mặt nhìn thấy được của Mặt Trăng, phía không nhìn thấy có rất ít biển và chúng chỉ chiếm khoảng 2% bề mặt[6], so với khoảng 31% ở phía đối diện[1]. Cách giải thích có vẻ đúng đắn nhất cho sự khác biệt này liên quan tới sự tập trung cao của các yếu tố sinh nhiệt phía bề mặt nhìn thấy được, như đã được thể hiện bởi các bản đồ địa hóa học có được từ những máy quang phổ tia gama[7][8]. Nhiều vùng có chứa những núi lửa hình khiên và các vòm núi lửa được tìm thấy trong các biển ở phía có thể nhìn thấy[9].


Terrae/Đất liền


Các vùng có màu sáng trên Mặt Trăng được gọi là terrae, hay theo cách thông thường hơn là các "cao nguyên", bởi chúng cao hơn hầu hết các biển. Nhiều rặng núi cao ở phía bề mặt nhìn thấy được chạy dọc theo bờ ngoài các vùng trũng do va chạm lớn, nhiều vùng trũng này đã được bazan lấp kín. Chúng được cho là các tàn tích còn lại của các gờ bên ngoài của vùng trũng va chạm[10]. Không giống Trái Đất, không một ngọn núi lớn nào trên Mặt Trăng được cho là được hình thành từ các sự kiện kiến tạo[11].


Các bức ảnh được chụp bởi phi vụ Clementine năm 1994 cho thấy bốn vùng núi trên vùng gờ hố va chạm Peary rộng 73 km tại cực bắc Mặt Trăng luôn được chiếu sáng trong cả ngày Mặt Trăng. Những đỉnh sáng vĩnh cửu này là có thể do độ nghiêng trục tự quay rất nhỏ trên mặt phẳng hoàng đạo của Mặt Trăng. Không vùng sáng vĩnh cửu nào được phát hiện ở phía cực nam, dù vùng gờ của hố va chạm Shackleton được chiếu sáng trong khoảng 80% ngày Mặt Trăng. Một hậu quả khác từ việc Mặt Trăng có độ nghiêng trục nhỏ là một số vùng đáy của các hố va chạm vùng cực luôn ở trong bóng tối[12].


Hố va chạm


Hố va chạm Daedalus ở mặt không nhìn thấy được


Bề mặt Mặt Trăng cho thấy bằng chứng rõ ràng rằng nó đã bị ảnh hưởng nhiều bởi các sự kiện va chạm thiên thạch[13]. Các hố va chạm hình thành khi các thiên thạch và sao chổi va chạm vào bề mặt Mặt Trăng, và nói chung có khoảng nửa triệu hố va chạm với đường kính hơn 1 km. Do các hố va chạm hình thành với tỷ lệ gần như cố định, nên số lượng hố va chạm trên một đơn vị diện tích chồng lên trên một đơn vị địa chất có thể được sử dụng để ước tính tuổi của bề mặt (xem Đếm hố va chạm). Vì không có khí quyển, thời tiết và các hoạt động địa chất gần đây nên nhiều hố va chạm được bảo tồn trong trạng thái khá tốt so với những hố va chạm trên bề mặt Trái Đất.


Hố va chạm lớn nhất trên Mặt Trăng, cũng là một trong các hố va chạm lớn nhất đã được biết đến trong Hệ Mặt Trời, là Vùng trũng Nam cực-Aitken. Vùng này nằm ở phía mặt không nhìn thấy, giữa Nam cực và xích đạo, và có đường kính khoảng 2.240 km và sâu khoảng 13 km[14]. Các vùng trũng va chạm lớn ở phía bề mặt nhìn thấy được gồm Imbrium, Serenitatis, Crisium và Nectaris.


Regolith


Bao trùm phía ngoài bề mặt Mặt Trăng là một lớp bụi rất mịn (vật chất vỡ thành các phần tử rất nhỏ) và lớp bề mặt vỡ vụn do va chạm này được gọi là regolith. Bởi được hình thành từ các quá trình va chạm, regolith của các bề mặt già thường dày hơn tại các nơi bề mặt trẻ khác. Đặc biệt, người ta đã ước tính rằng regolith có độ dày thay đổi từ khoảng 3–5 m tại các biển, và khoảng 10–20 m trên các cao nguyên[15]. Bên dưới lớp regolith mịn là cái thường được gọi là megaregolith. Lớp này dày hơn rất nhiều (khoảng hàng chục km) và bao gồm lớp nền đá đứt gãy[16].


Nước trên Mặt Trăng


Những vụ bắn phá liên tiếp của các sao chổi và các thiên thạch có lẽ đã mang tới một lượng nước nhỏ vào bề mặt Mặt Trăng. Nếu như vậy, ánh sáng Mặt Trời sẽ phân chia đa phần lượng nước này thành các nguyên tố cấu tạo là hiđrô và ôxy, cả hai chất này theo thời gian nói chung lại bay vào vũ trụ, vì lực hấp dẫn của Mặt Trăng yếu. Tuy nhiên, vì độ nghiêng của trục tự quay của Mặt Trăng so với mặt phẳng hoàng đạo nhỏ, chỉ chênh 1,5°, nên có một số hố va chạm sâu gần các cực không bao giờ bị ánh sáng Mặt Trời trực tiếp chiếu tới (xem Hố va chạm Shackleton). Các phân tử nước ở trong các hố va chạm này có thể ổn định trong một thời gian dài.


Clementine đã vẽ bản đồ các hố va chạm tại cực nam Mặt Trăng[17] nơi luôn ở trong bóng tối, và các cuộc thử nghiệm mô phỏng máy tính cho thấy có thể có tới 14.000 km² luôn ở trong bóng tối[12]. Các kết quả thám sát radar từ phi vụ Clementine cho rằng có một số túi nước nhỏ, đóng băng nằm gần bề mặt, và dữ liệu từ máy quang phổ nơtron của Lunar Prospector cho thấy sự tập trung lớn dị thường của hiđrô ở vài mét phía trên của regolith gần các vùng cực[18]. Các ước tính tổng số lượng băng gần một kilômét khối.


Băng có thể được khai thác và phân chia thành nguyên tử cấu tạo ra nó là hiđrô và ôxy bằng các lò phản ứng hạt nhân hay các trạm điện mặt trời. Sự hiện diện của lượng nước sử dụng được trên Mặt Trăng là yếu tố quan trọng để việc thực hiện tham vọng đưa con người lên sinh sống trên Mặt Trăng có thể trở thành hiện thực, bởi việc chuyên chở nước từ Trái Đất lên quá tốn kém. Tuy nhiên, những quan sát gần đây bằng radar hành tinh Arecibo cho thấy một số dữ liệu thám sát radar của chương trình Clementine gần vùng cực trước kia được cho là dấu hiệu của sự hiện diện của băng thì trên thực tế có thể chỉ là hậu quả từ những tảng đá bị bắn ra từ các hố va chạm gần đây[19]. Câu hỏi về lượng nước thực sự có trên Mặt Trăng vẫn chưa có lời giải đáp.


Các đặc điểm vật lý


Cấu trúc bên trong


Hình giản đồ cấu trúc bên trong Mặt Trăng


Mặt Trăng là một vật thể phân dị, về mặt địa hoá học gồm một lớp vỏ, một lớp phủ, và lõi. Cấu trúc này được cho là kết quả của sự kết tinh phân đoạn của một biển macma chỉ một thời gian ngắn sau khi nó hình thành khoảng 4,5 tỷ năm trước. Năng lượng cần thiết để làm tan chảy phần phía ngoài của Mặt Trăng thường được cho là xuất phát từ một sự kiện va chạm lớn được cho là đã hình thành nên hệ thống Trái Đất-Mặt Trăng, và sự bồi đắp sau đó của vật chất trong quỹ đạo Trái Đất. Sự kết tinh của biển macma khiến xuất hiện lớp phủ mafic và một lớp vỏ giàu plagiocla (xem Nguồn gốc và tiến hoá địa chất bên dưới).


Việc vẽ bản đồ địa hoá học từ quỹ đạo cho thấy lớp vỏ Mặt Trăng gồm phần lớn thành phần là anorthosit,[20] phù hợp với giả thuyết biển macma. Về các nguyên tố, lớp vỏ gồm chủ yếu là ôxy, silic, magiê, sắt, canxi và nhôm. Dựa trên các kỹ thuật địa vật lý, chiều dày của nó được ước tính trung bình khoảng 50 km[21].


Sự tan chảy một phần bên trong lớp phủ Mặt Trăng khiến phún xạ của biển bazan nổi lên trên bề mặt Mặt Trăng. Các phân tích bazan này cho thấy lớp phủ bao gồm chủ yếu là các khoáng chất olivin, orthopyroxen và clinopyroxen, và rằng lớp phủ Mặt Trăng có nhiều sắt hơn Trái Đất. Một số bazan Mặt Trăng chứa rất nhiều titan (hiện diện trong khoáng chất ilmenit), cho thấy lớp phủ có sự không đồng nhất lớn trong thành phần. Các trận động đất trên Mặt Trăng được phát hiện xảy ra sâu bên trong lớp phủ, khoảng 1.000 km dưới bề mặt. Chúng diễn ra theo chu kỳ hàng tháng và liên quan tới các ứng suất thuỷ triều gây ra bởi quỹ đạo lệch tâm của Mặt Trăng quanh Trái Đất[21].


Mặt Trăng có mật độ trung bình 3.346,4 kg/m³, khiến nó trở thành vệ tinh có mật độ lớn thứ hai trong Hệ Mặt Trời sau Io. Tuy nhiên, nhiều bằng chứng cho thấy có thể lõi Mặt Trăng nhỏ, với bán kính khoảng 350 km hay nhỏ hơn[21]. Nó chỉ bằng khoảng 20% kích thước Mặt Trăng, trái ngược so với 50% của đa số các thiên thể khác. Thành phần lõi Mặt Trăng không đặc chắc, nhưng phần lớn tin rằng nó gồm một lõi sắt kim loại với một lượng nhỏ lưu huỳnh và niken. Các phân tích về sự khác biệt trong thời gian tự quay của Mặt Trăng cho thấy ít nhất lõi Mặt Trăng cũng nóng chảy một phần[22].


Địa hình


Địa hình Mặt Trăng, theo thể địa cầu Mặt Trăng


Địa hình Mặt Trăng đã được đo đạc bằng các biện pháp đo độ cao laser và phân tích hình lập thể, đa số được thực hiện gần đây từ các dữ liệu thu thập được trong phi vụ Clementine. Đặc điểm địa hình dễ nhận thấy nhất là Vùng trũng Nam cực-Aitken phía bề mặt không nhìn thấy, nơi có những điểm thấp nhất của Mặt Trăng. Các điểm cao nhất ở ngay phía đông bắc vùng trũng này, và nó cho thấy vùng này có thể có những trầm tích vật phóng núi lửa dày đã xuất hiện trong sự kiện va chạm xiên vào vùng trũng Nam cực-Aitken. Các vùng trũng do va chạm lớn khác, như Imbrium, Serenitatis, Crisium, Smythii và Orientale, cũng có địa hình vùng khá thấp và các gờ tròn nổi. Một đặc điểm phân biệt khác của hình dáng Mặt Trăng là cao độ trung bình ở phía không nhìn thấy khoảng 1,9 km cao hơn so với phía nhìn thấy[21].


Trường hấp dẫn


Trường hấp dẫn của Mặt Trăng đã được xác định qua việc thám sát các tín hiệu radio do các tàu vũ trụ bay trên quỹ đạo phát ra. Nguyên tắc sử dụng dựa trên Hiệu ứng Doppler, theo đó việc tàu vũ trụ tăng tốc theo hướng đường quan sát có thể được xác định bằng những thay đổi tăng nhỏ trong tần số tín hiệu radio, và khoảng cách từ tàu vũ trụ tới một trạm trên Trái Đất. Tuy nhiên, vì sự quay đồng bộ của Mặt Trăng vẫn không thể thám sát tàu vũ trụ vượt quá các rìa của Mặt Trăng, và trường hấp dẫn phía bề mặt không nhìn thấy được vì thế vẫn còn chưa được biết rõ[23].


Sự dị thường hấp dẫn xuyên tâm trên bề mặt Mặt Trăng


Đặc điểm chính của trường hấp dẫn Mặt Trăng là sự hiện diện của các mascon (tập trung khối lượng), là những dị thường hấp dẫn dương gắn liền với một số vùng trũng va chạm lớn[24]. Những dị thường này ảnh hưởng lớn tới quỹ đạo của các tàu vũ trụ quay xung quanh Mặt Trăng, và một mô hình hấp dẫn chính xác là cần thiết để lập kế hoạch cho các phi vụ tàu vũ trụ có và không có người lái. Các mascon một phần xuất hiện bởi sự hiện diện của các dòng chảy dung nham bazan vào một số vùng trũng va chạm. Tuy nhiên, các dòng chảy dung nham chính chúng lại không thể giải thích toàn bộ trường hấp dẫn, và phay nghịch của mặt phân giới lớp vỏ-lớp phủ cũng là điều cần thiết. Dựa trên các mô hình hấp dẫn Lunar Prospector, người ta thấy rằng một số mascon tồn tại nhưng không cho thấy bằng chứng cho thuyết núi lửa biển bazan[25]. Sự mở rộng to lớn của núi lửa biển bazan gắn liền với Oceanus Procellarum không chỉ ra sự bất thường hấp dẫn dương.


Từ trường
Tổng cường độ từ trường tại bề mặt Mặt Trăng, kết quả từ cuộc thí nghiệm đo phản xạ electron của Lunar Prospector


Mặt Trăng có một từ trường bên ngoài trong khoảng một tới một trăm nanotesla— chưa bằng 1 % từ trường Trái Đất (khoảng 30-60 microtesla). Các khác biệt chính khác là Mặt Trăng hiện tại không có một từ trường lưỡng cực (lẽ ra phải được tạo ra bởi địa động lực trong lõi của nó), và sự từ hóa hiện diện hầu như đều có nguồn gốc từ lớp vỏ[26]. Một giả thuyết cho rằng sự từ hóa ở lớp vỏ đã xuất hiện ngay từ buổi đầu lịch sử Mặt Trăng khi địa động lực đang hoạt động. Tuy nhiên, kích thước nhỏ của lõi Mặt Trăng là một yếu tố cản trở tiềm tàng cho giả thuyết này. Một giả thuyết khác, có thể trên một vật thể không có không khí như Mặt Trăng, các từ trường tạm thời có thể xuất hiện trong những sự kiện va chạm lớn. Ủng hộ giả thuyết này, cần lưu ý rằng sự từ hóa lớp vỏ lớn nhất là ở gần các vùng đối chân của những vùng trũng do va chạm lớn. Người ta đề xuất rằng một hiện tượng như vậy có thể xảy ra từ sự mở rộng tự do của một đám mây plasma sinh ra từ va chạm bao quanh Mặt Trăng với sự hiện diện của một từ trường bao quanh[27].


Khí quyển


Mặt Trăng có khí quyển mỏng đến nỗi hầu như không đáng kể, với tổng khối lượng khí quyển chưa tới 104 kg[28]. Một nguồn gốc hình thành khí quyển Mặt Trăng chính là hiện tượng tự phun khí—sự phun các loại khí như radon hình thành bởi quá trình phân rã phóng xạ bên trong lớp vỏ và lớp phủ[20]. Một nguồn quan trọng khác hình thành trong quá trình tiên xạ, liên quan tới sự bắn phá của vi thiên thạch, các ion, electron của gió Mặt Trời và ánh sáng Mặt Trời[20]. Các loại khí phát sinh từ quá trình tiên xạ hoặc chui vào trong regolith vì lực hấp dẫn của Mặt Trăng, hoặc có thể lại rơi vào vũ trụ vì áp suất bức xạ của Mặt Trời hay bị quét sạch bởi từ trường gió Mặt Trời nếu chúng đã bị ion hoá. Các nguyên tố natri và kali đã được phát hiện bằng cách phương pháp quang phổ trên Trái Đất, trong khi nguyên tố radon–222 (222Rn) và poloni-210 (210Po) đã được suy ra từ máy quang phổ hạt alpha của Lunar Prospector[29]. Agon–40 (40Ar), heli-4 (4He), ôxy (O2) và/hay metan (CH4), nitơ (N2) và/hay mônôxít cacbon (CO), và điôxít cacbon (CO2) đã được phát hiện tại chỗ bởi các máy do các nhà du hành vũ trụ chương trình Apollo để lại[30].


Nhiệt độ bề mặt


Ban ngày trên Mặt Trăng, nhiệt độ trung bình là 107 °C, còn ban đêm nhiệt độ là -153 °C[31].