Південна частина Моря Дощів, погляд із півночі. Місцевість перетинають промені кратера Коперник, який видно вдалині. На передньому плані — кратер Піфей, на задньому — Карпати. Знімок «Аполлона-17» (1972).
Море Дощів (лат.Mare Imbrium) — море на Місяці, у північно-західній частині видимого боку. Друге за розміром місячне море після Океану Бур: його діаметр — близько 1150 км[1], а площа — близько мільйона км2[прим. 1]. Має круглу форму й оточене переривчастим кільцем гірських хребтів.
Море Дощів лежить у величезному кратері (імпактному басейні) — одному з найбільших та наймолодших басейнів Місяця[5]. Частинами його валу є місячні Карпати, Апенніни, Кавказ, Альпи та інші гори, що оточують море. Сліди викидів, що розлетілися при утворенні цього кратера, простежуються на більшій частині видимого боку супутника[6][7]. Появою басейну Моря Дощів розпочався відрізок геологічної історії Місяця, названий за його іменем, — імбрійський період[8].
Назва
Сучасну назву цього моря, як і більшості місячних морів, запропонував Джованні Річчолі 1651 року[9][10]. Як і назви деяких інших морів західної половини видимого боку Місяця, вона пов'язана з похмурою погодою — ймовірно, внаслідок тодішніх уявлень про вплив Місяця на погоду[10]. 1935 року її разом із багатьма іншими традиційними місячними назвами затвердив Міжнародний астрономічний союз[1].
У давнину це море мало кілька інших назв. Ймовірно, саме його давньогрецький письменник Плутарх згадував під назвою «Святилище Гекати»[11] або «Провалля Гекати», вважаючи місцем покарання неправедних душ[12][13][прим. 2]. Близько 1600 року англійський фізик Вільям Гілберт — автор першої відомої карти Місяця, де було запропоновані назви для деталей його поверхні, — назвав це море Великою Східною областю (лат.Regio Magna Orientalis)[15][10]. 1645 року Міхаель ван Лангрен дав йому назву «Австрійське море» (Mare Austriacum)[16][17][18]. 1647 року Ян Гевелій назвав його разом із Морем Хмар та частиною Океану БурСередземним морем (Mare Mediterraneum), а інші деталі поверхні Місяця — назвами географічних об'єктів Середземномор'я та його околиць[19][20].
Уздовж краю Моря Дощів тягнеться кілька гірських хребтів. Це місячні Карпати на півдні, Апенніни на південному сході, Кавказ на сході, Альпи на північному сході та Юра на північному заході (навколо Затоки Райдуги)[21]. Разом вони утворюють найвидовищніший ланцюжок гірських хребтів видимого боку Місяця[22].
На південному заході Море Дощів широкою протокою зливається з Океаном Бур. На півдні (між Карпатами та Апеннінами) вужча протока з'єднує його з Затокою Спеки, а на сході (між Апеннінами та Кавказом) іще вужча — з Морем Ясності. На північному заході від Моря Дощів відходить Затока Райдуги, а на південному сході кілька височин виокремлюють із нього Болото Гниття. Ділянка моря поряд із цим болотом — між кратерами Архімед, Аристілл[ru] та Автолік — отримала назву «Затока Місячника»[21][23][24].
За височинами, що оточують Море Дощів, лежать Море Холоду (на півночі), Море Парів (на південному сході), Море Островів (на південному заході) та Затока Роси Океану Бур (на північному заході)[21].
Всередині басейну є ще одне кільце — діаметром близько 670 км[25]. Воно затоплене морською лавою і лише подекуди виступає на поверхню у вигляді невеликих гір. Але майже по всій довжині його окреслюють гряди — «зморшки» лавового покриву[28][25][22].
Форма цього басейну значно відхиляється від правильного набору концентричних кілець. Це добре видно на північному сході, де Альпи та Кавказ справляють враження роздвоєння головного валу[24]. Південна та східна частина валу (Карпати — Апенніни — Кавказ) концентрична зі згаданим кільцем гряд[29]. Біля їх спільного центра (на північному заході моря, 37° пн. ш.19° зх. д. / 37° пн. ш. 19° зх. д. / 37; -19 (центр кільця гряд Моря Дощів)) лежить і маскон, а також головний центр розходження хребтів та долин, створених викидами басейну[6][30][31]. На всьому цьому ґрунтується версія, що в цьому місці (а не в центрі моря) і знаходиться центр басейну[29][6]. Північний берег моря розташований значно ближче до кільця гряд, ніж південно-східний. Можливо, він є не продовженням останнього, а частиною ще одного, проміжного, кільця (до якого можуть належати й гори Архімеда та гора Деліля[en]). У такому разі продовженням південно-східних хребтів є північний край Моря Холоду та гори Гарбінгер[en][23][32][33]. Було висловлене й припущення, що північний берег Моря Дощів — це частина головного кільця, але вона змістилася до центра басейну, лишивши після себе Море Холоду[24]. Через складність рельєфу цього басейну кількість і розташування його кілець у різних авторів дуже різні; деякі дослідники нараховували у нього навіть 6 кілець[5][34][24][26].
Подібно до інших круглих морів, Море Дощів має маскон, розташований у межах внутрішнього кільця. За величиною «надлишкової» порівняно зі звичайними ділянками маси (2·1015 т, або 3·10−5 маси Місяця)[35][36][37], а також за діаметром (600-700 км)[26] він є найбільшим на супутнику. Як і маскони інших басейнів, він оточений зоною послабленої гравітації. Різниця значень аномалії Буге[ru] між ними становить 375 ± 37 мГал (що нижче за очікувану при такому діаметрі й менше, ніж у низки інших імпактних структур Місяця)[26]. Маскон створений важкими породами місячної мантії, які під центрами всіх басейнів при їх появі дещо підіймаються, утворюючи горб, а також морською лавою, що теж важча за сусідні материкові породи[26][38].
Навколишній рельєф
Хребти та борозни біля Затоки Центральної, сформовані при падінні викидів басейну Моря Дощів (згодом частково залиті лавою). Край басейну розташований ліворуч угорі на відстані близько 400 км. Мозаїка знімків LRO (ширина — 125 км).
Берег Моря Мрії, порізаність якого може бути наслідком сходження там сейсмічних хвиль від удару, що створив басейн Моря Дощів[39][32]. Мозаїка знімків LRO (ширина — 150 км).
Від басейну Моря Дощів радіально розходяться численні хребти та борозни шириною 1—12 км і довжиною від кількох десятків до 100—200 км[40]. Вони трапляються на більшій частині видимого боку Місяця (переважно на південному сході від цього моря[30]). На морських ділянках їх не видно, оскільки там вони, за окремими винятками, залиті лавою. Подібний ландшафт оточує й інші великі молоді басейни Місяця[29][41][40].
Ці форми рельєфу з'явилися від падіння викидів, що розлетілися при появі басейну моря, і складені цими викидами разом із місцевими породами. Вони називаються «імбрійською скульптурою» (англ.Imbrium sculpture)[32][42] і є важливим орієнтиром, що дає можливість розрізнити старші та молодші за них деталі поверхні Місяця[32].
Продовження цих хребтів та западин спрямовані всередину Моря Дощів, але не сходяться в одній точці. Здебільшого вони тяжіють до центра внутрішнього кільця (на північному заході моря). Ще одна точка їх розходження вирізняється біля центра моря[6]. Ймовірно, наявність двох таких точок відображає різні стадії утворення басейну і є наслідком того, що удар відбувся під значним кутом до вертикалі[6][43][30][31].
Сукупність викинутих із басейну Моря Дощів порід із домішкою автохтонних порід, які разом утворюють перетятий нерівностями покрив, називають формацією Фра Мауро[en] (англ.Fra Mauro Formation) за назвою кратера, в околицях якого цей покрив добре виражений. Він поширений до відстані 600-800 км від валу басейна і, ймовірно, початково був неперервним[32][42]. На більших відстанях розповсюджені значно рівніші ділянки, теж укриті подрібненими ударом породами. Сукупність порід цих рівнин називають формацією Кейлі (Cayley Formation). Ймовірно, вони теж є викидами басейну Моря Дощів[42][32].
До відстаней не менше 3000 км від центра басейну поширені його вторинні кратери[32]. Розмір інтерпретованих таким чином кратерів становить 15-20 (іноді до 30) км[44][45][32][46]. Деякі з них утворюють ланцюжки. Так, вторинними стосовно басейну Моря Дощів, ймовірно, є 130-кілометровий ланцюжок Артамонова[en] та 80-кілометровий ланцюжок Дзевульського на зворотному боці Місяця[47][21].
Басейн Моря Дощів заповнений застиглою базальтовоюлавою майже цілком. Головний виняток становить місцевість біля його південно-східного краю (навколо Болота Гниття), де стоять гори Архімеда. Крім того, подекуди над лавовими рівнинами моря височіють менші гори. Товщина шару лави сягає, за різними оцінками, від 1,1 до 6 км[5][34][48][49]. Висота поверхні моря зменшується з південного заходу на північ — північний схід. На південному заході поверхня моря лежить на 1,1 км нижче за середній рівень місячної поверхні, а на півночі — на 3 км[50]. Подекуди лавовий покрив утворює невисокі гряди[⇨] та порізаний звивистими борознами[⇨].
У південно-західній частині Моря Дощів простежуються окремі потоки застиглої лави, що досі зберегли рельєф, — найбільш виразні з подібних потоків на Місяці[51][52][53]. Їх видно навіть на знімках із Землі[54]. Довжина деяких потоків сягає 1200 км, а висота над навколишньою місцевістю — 35 м[55]. Потоки різного віку дещо відрізняються складом (і, як наслідок, кольором): молода лава багатша на титан, ніж стара, і її колір дещо ближчий до синього[50][56][57][53].
Деталі поверхні
Гори Тенерифе на півночі моря. Мозаїка знімків LRO (ширина — 130 км).
Безіменна звивиста борозна на заході моря. Ймовірно, лава текла нею зліва направо[58]. Знімок LRO (ширина — 20 км).
Карпати — хребет на південному березі моря. Видно темні породи, інтерпретовані як пірокластичні[59][60]. Знімок LRO, 2017 (ширина — близько 30 км).
Гора Ла Гіра та гряда Ціркеля над внутрішнім кільцем басейну моря. Вгорі видно довгий лавовий потік[61]. Знімок «Аполлона-15», 1971 (ширина — близько 130 км).
Південно-східний край басейну моря: Болото Гниття та Апенніни. Видно звивисту борозну Гедлі та кілька грабенів (більш прямих борозен). Знімок «Аполлона-15», 1971 (ширина — близько 240 км).
Гори імпактного походження
Крім згаданих вище великих хребтів, що оточують Море Дощів, у ньому є чимало невеликих гір та масивів, які теж з'явилися разом із його басейном. Особливо багато таких гір на сході та півночі моря; найбільші з них отримали назви. Внутрішнє (670-кілометрове) кільце басейну, виступаючи з-під лави, утворює Прямий Хребет, гори Тенерифе та гору Піко[en] на півночі моря, гори Шпіцберген[en] на сході, гору Ла Гіра на південному заході[прим. 3], а також кілька безіменних гір у різних місцях. Між внутрішнім кільцем та краєм басейну стоять гора Пітон[en] на північному сході моря та гори Архімеда на південному сході. На південно-західному краї Моря Дощів, на межі з Океаном Бур, розташовані гора Виноградова та гора Деліля[en], а дещо західніше — гори Гарбінгер[en], які, ймовірно, є частиною головного кільця басейну моря[23][21][64][22][34].
Вулканічні об'єкти
На західному березі Моря Дощів, біля кратера Груйтуйзен, стоять гори Груйтуйзен-Гамма[en] та Груйтуйзен-Дельта. Це вулкани рідкісного для Місяця типу: вони вивергали породи, подібні не до морських, а до материкових — багаті на діоксид кремнію, світлі й у розплавленому стані в'язкі. З цим пов'язана дуже велика для Місяця висота цих вулканів — 1,4 км у першого та 1,7 км у другого. Розмір підніжжя у них становить 24×19 км і 35×18 км відповідно. Подібні, але менші, вулкани є в сусідній частині Океану Бур[65][66].
Басейн Моря Дощів багатий на звивисті борозни, які інтерпретують як русла лавових потоків або обвалені лавові тунелі. Там виявлено близько 50 таких об'єктів, що становить 28 % усіх знайдених на Місяці (результати дослідження знімків апаратів LRO та SELENE 2013 року). Найбільше їх по краях моря — як біля берегів, так і біля межі з Океаном Бур[58]. У Болоті Гниття на південному сході Моря Дощів тягнеться одна з найбільших звивистих борозен Місяця — борозна Гедлі довжиною близько 150 км і шириною до 2 км, яку досліджував «Аполлон-15»[71]. Багато подібних об'єктів є в околицях гір Гарбінгер[en] на західній межі моря та на сусідньому «плато Аристарха» в Океані Бур. Інші примітні звивисті борозни басейну Моря Дощів — безіменна борозна в Альпійській долині[en] на північному сході басейну, борозна Платона на півночі, а також борозни Ейлера, Брейлі, Діофанта та Деліля на південному сході[58].
На південному та східному краях басейну моря трапляються плями темних відкладів, які інтерпретують як пірокластичні породи від вибухових або фонтаноподібних вивержень. Їх виявлено в Карпатах, у морі поруч, в околицях гір Архімеда (біля кратера Бер[ru]), навколо звивистих борозен у Болоті Гниття (борозни Гедлі та «борозни Моцарта»), навколо одного з сусідніх із ними грабенів (борозен Френеля) та в кількох місцях на підніжжі Апеннін[60][72][73][74].
По краях Моря Дощів виявлено кілька «меніскових западин» (англ.meniscus hollows, irregular mare patches) — дрібних об'єктів загадкового, але, за більшістю версій, теж пов'язаного з вулканізмом походження (див. Іна). Більшість із них лежать на межі моря з Океаном Бур, а одна — біля підніжжя Апеннін[75][76][77].
Тектонічні об'єкти
Гряди
Більшість гряд Моря Дощів утворюють неправильне кільце діаметром близько 670 км, яке лежить над внутрішнім кільцем його басейну. Кілька окремих гряд у південній частині кільця отримали назви: гряда Гайма, гряда Ціркеля, гряди Штілле, гряда Хігазі та гряда Грабау. Між Морем Дощів та Океаном Бур лежать гряда Бачера, гряди Аргана, гряда Ардуїно та гряда Тери[21]. Загальна довжина гряд Моря Дощів, виявлених на знімках зонда LRO в ході дослідження 2015 року, становить близько 3300 км — 13 % від загальної довжини виявлених гряд Місяця[28].
Грабени
На незатоплених ділянках басейну моря (навколо Болота Гниття) видно численні грабени, які можуть продовжуватися під лавою і в інших місцях. Вони тягнуться переважно паралельно берегу і з'явилися після початку затоплення басейну[35][78]. Їх появу пов'язують із просіданням поверхні під тиском лавових нашарувань[79][35].
Найбільший — 260-кілометровий — кратер Моря Дощів розташований на його північно-західному краю, залитий лавою і утворює Затоку Райдуги. Поряд із північним краєм моря лежить (однак не з'єднується з ним) 100-кілометровий кратер Платон. На сході моря є 81-кілометровий кратер Архімед та 57-кілометровий кратер Кассіні, а на півдні — 56-кілометровий Ламберт R. Усі ці кратери теж більшою чи меншою мірою залиті лавою. Наступні за розміром кратери Моря Дощів — 54-кілометровий Аристілл[ru], 39-кілометровий Автолік та 34-кілометровий Тимохаріс[ru] — молодші за лавовий покрив і примітні значною яскравістю та системами променів. Це стосується й менших кратерів Піфей[ru] та Ейлер[en]. Всього в Морі Дощів 23 кратери діаметром >10 км (не враховуючи той, що містить Затоку Райдуги)[48][21].
У Морі Дощів є три найменовані ланцюжки кратерів: ланцюжок Тимохаріса, ланцюжок Юрія та ланцюжок П'єра[21]. Південна частина моря вкрита довгими яскравими променями сусіднього кратера Коперник[85].
Частково залитий лавою кратер Архімед на сході Моря Дощів (діаметр — 81 км)
Повністю залитий лавою кратер Ламберт R на півдні Моря Дощів (діаметр — 56 км)
18-метровий кратер у Морі Дощів, що з'явився 17 березня 2013. Спалах при його появі, що сягнув 3-ї зоряної величини, був відзнятий із Землі, ставши рекордно яскравим серед зареєстрованих на той час[86][87][88]. Знімок зонда LRO (28 липня 2013).
Басейн Моря Дощів — один із наймолодших на Місяці[5]. За даними радіоізотопного датування порід, інтерпретованих як його ударний розплав, він з'явився близько 3,9 млрд років тому[89][90]. Це мало більші наслідки для сучасного вигляду супутника, ніж будь-яка інша окрема подія[46], і стало початком названого за іменем моря імбрійського періоду геологічної історії Місяця[8].
Асиметрія басейну Моря Дощів та поля його викидів, а також деяка витягнутість його внутрішнього кільця, вказує на те, що астероїд, який створив цей басейн, летів із північного заходу під кутом близько 30° до горизонталі[6][43][30]. Його розмір оцінюють у приблизно 250 км (цей результат ґрунтується на геометричних параметрах хребтів та долин, що розходяться від басейну моря)[33].
Можливо, саме цей удар спричинив масштабні виливи лави на видимому боці Місяця протягом наступних кількох сотень мільйонів років[91][38]. У будь-якому випадку невдовзі після утворення басейну Моря Дощів (в межах 100 млн років) його почала заливати лава[50][56]. У цьому морі можна розрізнити десятки окремих її потоків, що відрізняються віком та хімічним складом: молода лава містить більше титану, ніж стара[50][56]. Більшу частину об'єму моря займає відносно стара лава (3,5—3,8 млрд років), але на поверхні лежить переважно молодша[35]. Більше половини сучасної поверхні моря утворено лавою пізньоімбрійського віку, а дещо менше (переважно в західній частині) — ератосфенівського[42][23]. Абсолютний вік лави на поверхні моря, визначений за підрахунком кратерів, лежить у межах 2,0—3,6 млрд років. Отже, вулканічна активність там тривала дуже довго — не менш ніж 1,6 млрд років[92]. Наймолодші — ератосфенівські — потоки беруть початок з невеликої ділянки біля кратера Ейлер[en] на південному заході моря. Величезна довжина деяких потоків (до 1200 км) вказує на те, що в'язкість лави була дуже малою, а швидкість виверження — великою[57]; ймовірно, вони утворилися протягом кількох діб[53]. На краю моря вивергалася й більш в'язка лава, яка 3,7—3,8 млрд років тому утворила вулканічні гори Груйтуйзен-Гамма[en] та Груйтуйзен-Дельта[66][65].
Близько 3,5 млрд років тому виверження в Морі Дощів відіграли головну роль у найбільшому в історії Місяця сплеску вулканічної активності. За оцінкою 2017 року, вивержені гази (переважно монооксид вуглецю, пари сірки та води) утворювали атмосферу з тиском до 0,01 земного, яка могла зберігатися декілька десятків мільйонів років[4][93].
Застигаючи й осідаючи під дією власної ваги, лавовий покрив зминався в гряди, що почали утворюватися ще до припинення вивержень[35]. Окремі потоки лави прорізали в поверхні звивисті борозни[58]. Крім того, після появи басейну Моря Дощів, але до закінчення вивержень лави в ньому з'явилися кратери, що зараз напівзатоплені, як-от Архімед, Кассіні та кратер, в якому лежить Затока Райдуги[32][80].
↑ абвMare Imbrium. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 18 жовтня 2010. Архів оригіналу за 6 лютого 2015. Процитовано 6 лютого 2015.
↑van der Krogt P., Ormeling F. (2014). Michiel Florent van Langren and Lunar Naming(PDF). Els noms en la vida quotidiana. Actes del XXIV Congrés Internacional d’ICOS sobre Ciències Onomàstiques. Annex (Biblioteca Tècnica de Política Lingüística; 11): 1851—1868. doi:10.2436/15.8040.01.190. Архів оригіналу(PDF) за 3 січня 2016. Процитовано 10 січня 2019.
↑ абвгдSolomon S. C., Head J. W. (1980). Lunar mascon basins - Lava filling, tectonics, and evolution of the lithosphere. Reviews of Geophysics and Space Physics. 18 (1): 107—141. Bibcode:1980RvGSP..18..107S. doi:10.1029/RG018i001p00107.
↑ абWatters T. R., Johnson C. L.Lunar Tectonics // Planetary Tectonics / T. R. Watters, R. A. Schultz. — Cambridge University Press, 2010. — P. 162, 166–168. — ISBN 978-0-521-76573-2.
↑ абвгStöffler D., Ryder G. (2001). Stratigraphy and Isotope Ages of Lunar Geologic Units: Chronological Standard for the Inner Solar System. Space Science Reviews. 96 (1-4): 9—54. Bibcode:2001SSRv...96....9S. doi:10.1023/A:1011937020193.
↑ абвгThiessen F., Besse S., Staid M. I., Hiesinger H. (2014). Mapping lunar mare basalt units in Mare Imbrium as observed with the Moon Mineralogy Mapper (M³). Planetary and Space Science. 104: 244—252. Bibcode:2014P&SS..104..244T. doi:10.1016/j.pss.2014.10.003.
↑Wilhelms D.Chapter 5. Mare materials // [7] — 1987. — P. 86. — (United States Geological Survey Professional Paper 1348) Архівовано з джерела 12 вересня 2006
↑Robinson M. (8 березня 2018). Montes Carpatus. NASA/GSFC/LROC, School of Earth and Space Exploration, Arizona State University. Архів оригіналу за 25 грудня 2018.
↑Tarsoudis G. Project record Lunar Domes. Lunar Captures. Архів оригіналу за 17 січня 2019. Процитовано 17 січня 2019. (Знімки куполів Болота Гниття: 1, 2, 3).
↑Spudis P. D., Swann G. A., Greeley R. (1988). The formation of Hadley Rille and implications for the geology of the Apollo 15 region. Lunar and Planetary Science Conference, 18th, Houston, TX, Mar. 16-20, 1987, Proceedings (A89-10851 01-91). Cambridge and New York/Houston, TX, Cambridge University Press/Lunar and Planetary Institute, 1988, p. 243-254. NASA-supported research. Bibcode:1988LPSC...18..243S.
↑Coombs, C. R.; Hawke, B. R.; Wilson, L. (1988). Geologic and remote sensing studies of Rima Mozart. Lunar and Planetary Science Conference, 18th, Houston, TX, Mar. 16-20, 1987, Proceedings (A89-10851 01-91). Cambridge and New York/Houston, TX, Cambridge University Press/Lunar and Planetary Institute, 1988, p. 339-353. Bibcode:1988LPSC...18..339C.
↑Stooke P. J. (2012). Lunar Meniscus Hollows(PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19-23, 2012 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1659, id.1011. Bibcode:2012LPI....43.1011S. Архів оригіналу(PDF) за 4 березня 2016. Процитовано 14 лютого 2019.
↑Braden S. E., Stopar J. D., Robinson M. S., Lawrence S. J., van der Bogert C. H., Hiesinger H. (2014). Evidence for basaltic volcanism on the Moon within the past 100 million years. Nature Geoscience. 7 (11): 787—791. Bibcode:2014NatGe...7..787B. doi:10.1038/ngeo2252. (Supplementary material).
↑
Robinson M. (12 жовтня 2014). New Evidence For Young Lunar Volcanism!. NASA/GSFC/LROC, School of Earth and Space Exploration, Arizona State University. Архів оригіналу за 28 жовтня 2014. Процитовано 14 лютого 2019.
↑Brent G. (17 грудня 2009). Vallis Alpes. NASA/GSFC/LROC, School of Earth and Space Exploration, Arizona State University. Архів оригіналу за 21 квітня 2015. Процитовано 24 січня 2019.
↑Wood C. A. (11 квітня 2004). Valley of the Alpes. Lunar Photo of the Day. Архів оригіналу за 23 січня 2019.
↑Chapter 5: Craters (part 3) // Apollo over the Moon: a view from orbit / H. Masursky, G. W. Colton, F. El-Baz. — NASA Scientific and Technical Information Office, 1978. — (NASA Special Publication 362) Архів оригіналу.
↑Robinson M. (14 грудня 2013). New Crater!. NASA/GSFC/LROC, School of Earth and Space Exploration, Arizona State University. Архів оригіналу за 15 січня 2016. Процитовано 24 січня 2019.
↑Robinson M. S., Boyd A. K., Denevi B. W., Lawrence S. J., Moser D. E., Povilaitis R. Z., Stelling R. W., Suggs R. M., Thompson S. D., Wagner R. V. (2014). New Crater on the Moon and a Field of Secondaries(PDF). 45th Lunar and Planetary Science Conference, held 17-21 March, 2014 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1777, p.2164. Bibcode:2014LPI....45.2164R. Архів(PDF) оригіналу за 19 квітня 2015.
↑Merle R. E., Nemchin A. A., Grange M. L., Whitehouse M. J., Pidgeon R. T. (2014). High resolution U-Pb ages of Ca-phosphates in Apollo 14 breccias: Implications for the age of the Imbrium impact. Meteoritics & Planetary Science. 49 (12): 2241—2251. Bibcode:2014M&PS...49.2241M. doi:10.1111/maps.12395.
↑Luna 2. NASA Space Science Data Coordinated Archive. Архів оригіналу за 15 січня 2019. Процитовано 22 січня 2019.
↑Sinus Lunicus. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). 24 липня 2013. Архів оригіналу за 2 липня 2018.
↑Luna 17/Lunokhod 1. NASA Space Science Data Coordinated Archive. Архів оригіналу за 22 січня 2019. Процитовано 22 січня 2019.
↑Lunokhod-1 traverse map (Landing site "Luna-17")(PDF). Moscow State University of Geodesy and cartography (MIIGAiK), German Aerospace Center (DLR). 2012. Архів(PDF) оригіналу за 22 лютого 2013. Процитовано 24 серпня 2014.
Панорамы Лунохода 1. Лаборатория сравнительной планетологии, Институт геохимии и аналитической химии им. В. И. Вернадского РАН. Архів оригіналу за 28 січня 2019.
.png)
.png)
.jpg)
_cropped.jpg)
.png)
.gif)
.png)
.png)
.png)
.png)
.png)
_1.png)
.png)
.png)
![Кратери Автолік (39 км, нижній) та Аристілл[ru] (54 км, верхній) на сході Моря Дощів. На горизонті — Альпи та гора Пітон[en].](%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:Autolycus_crater_Aristillus_crater_AS15-M-1538.jpg)
.png)
