Mivel az előbbiekkel nem boldogultak, két kutató, Robin Canup és Alastair Cameron 1975 körül valami radikálisan új elmélet kidolgozásához látott. Ehhez felhasználták a számítógépes szimulációt is (egy katonai célokra kifejlesztett szoftvert, amivel eredetileg az atomrobbanások hatásának terjedését akarták modellezni a földfelszínen).

Az alapfeltevés az volt, hogy a Földbe - nem sokkal keletkezése után - belerohant egy óriás planetezima, s az általa okozott robbanás "fröccsentette ki" a későbbi Hold anyagát.

A "támadó" legalább Mars-méretű bolygó lehetett (kb. 6600 km-es átmérő), amely összeállása után erősen elnyújtott ellipszispályán keringhetett a Nap körül, a földpálya közelében (Comins, 1994). Valószínű, hogy elég hosszú ideig - több millió évig - szerencsésen elkerülték a találkozást, mert mikorra az mégis bekövetkezett, kb. 50-90 millió évvel a Naprendszer kialakulása után (Jayawardhana, 1998) jórészt már mindkettejükben befejeződhetett a kőzetrétegek gravitációs differenciálódása.

Maga az ütközés egy kisbolygó-robbanáshoz hasonlóan játszódott le, de sokkal nagyobb méretekben. A planetezima mintegy 40 ezer km/óra sebességgel közeledve, a földfelszínre rézsutosan csapódott be. (Ha merőlegesen érkezik, egy ilyen nagy tömegű égitest valószínűleg elpusztította volna a Földet, ezért inkább súroló, nem-centrális ütközést feltételeznek.) A felszíni szilárd héjba fúródva hirtelen lefékeződött, hatalmas mozgási energiájának túlnyomó része hővé, a többi a Földben szétterjedő lökéshullámokká alakult. A becsapódás környezetében mintegy 18-20 ezer Celsius fokos hőmérséklet keletkezett, s az itteni kőzetek pár perc alatt felforrtak és elpárologtak, csakúgy, mint a planetezima külső köpenye. Ezek a forró gázok igen nagy nyomásúak voltak, s hirtelen kiterjedve, szétvetették a földkéreg és az alatta lévő, még olvadt köpeny jelentős részét. Az elpárolgott és a robbanás által lelökött anyagok többsége a felületre közel merőlegesen áramlott felfelé, a sebességüket még tovább növelhették a Föld túloldali felületéről visszaverődő lökéshullámok. A mai modellek szerint kb. 10 perc alatt, több, mint 20 milliárd km³-nyi elpárolgott kőzet távozott az űrbe. A robbanás energiája 10²¹ tonna trotilegyenértékű lehetett. A planetezima magja pedig kb. egy nap alatt egyesült a maradék földanyaggal, alásüllyedve a bolygó magjába.

A felfelé haladó, izzó anyagtömeg kisebb része elérhette a szökési sebességet, elillant és többé nem tért vissza, a többsége azonban földkörüli pályára állt. Előbb széles por- és gázgyűrűt képeztek körülötte, hasonlót azokhoz, amilyenek az óriásbolygókat övezik. A gázok nemsokára ismét megszilárdultak, "megfagyva" a világűr kb. -270 fokos hőmérsékletén. A Hold a porkorong anyagainak fokozatos csomósodásával épült fel, a többi bolygóhoz hasonlóan. Előbb kisebb, planetezimákhoz hasonló bolygócsírák álltak össze ("protoholdak"), majd ezek egyesüléséből maga a Hold. Az egész folyamat - a robbanástól a Holdig - kevesebb, mint egy év alatt végbemehetett (Illés, 1999.).

3. ábra. A Hold kialakulása az óriás ütközés elmélet szerint.

Az elmélet finomítása még nem fejeződött be, de úgy tűnik, a legfontosabb kérdéseket képes megválaszolni.

A robbanás mindkét égitest köpenyét nagyrészt letépte; a Hold tulajdonképpen ebből képződött a későbbiekben. A sűrűsége tehát nem véletlenül egyezik a földköpenyével. Csekély vastartalma is innen származott: eddigre már mindkét égitest differenciálódott, ezért a nagy fajsúlyú ásványok, így a vas többsége a magjukban összpontosult. Kifelé haladva a vas egyre ritkult, ezért a Holdra is csak kis arányban jutott belőle. (A két mag végül is egyesült a Föld belsejében, így az még fel is dúsulhatott ezzel a fémmel.) Ez lehet az oka a Clementine mérési eredményeinek. Ezért nincs a Holdnak vasmagja, s ennek következtében erős mágneses tere sem.

A nagyon magas, néhány 10 ezer Celsius fokos hőmérsékleten a bonyolult földi vegyületek lebomlottak, így képződhettek a Hold egyszerűbb ásványai. Az illékony anyagok - Na, K, víz - nagyobb része elpárolgott, kisodródott a kozmoszba, a Holdra ezek egyszerűen nem kerültek át; az tulajdonképpen csak kiégett földanyagból, és a planetezima kőzeteinek maradványaiból áll.

De nemcsak a más kémiai összetételt lehet megmagyarázni, hanem az azonos izotóparányt is, mivel a Holdat felépítő kémiai elemek túlnyomó része is eredetileg a Földről származik. Mint ismeretes, egy elem izotópjai egymástól csak az atommagokban lévő neutronok számában különböznek. Egy kisbolygó-robbanás pedig az atommagokra nincsen hatással; ehhez az ilyenkor keletkező hőmérséklet és nyomás már nem elég magas. (Izotópátalakítás inkább csak a csillagok magjában, az itt uralkodó sok millió fokon és óriási nyomáson lehetséges.)

Fejtörést elsősorban az okoz a tudósoknak, hogy egy bolygó körüli porgyűrű nem feltétlenül áll össze holddá. Jó példák erre az óriásbolygók gyűrűi - legismertebbek a Szaturnuszéi, de mindegyiknek van ilyen - ezek az ún. Roche-féle veszélyességi övezeten belül vannak, s itt az árapályerő megakadályozta a bolygóképződést. A Föld Roche-zónája mintegy 12 ezer km távolságig terjed a felszíntől. Ezen a területen az árapály-hatás olyan nagy, hogy nem épülhetnek fel nagyobb kőzetdarabok, vagy ha mégis, széttépné őket (az árapályerő nemcsak a tömeggel, hanem a másik égitest méreteivel is egyenesen arányos, így a Roche-féle tartományon belül nem lehetnek a megengedettnél nagyobb égitestek, lásd a 3.2. fejezetet).

Feltételezhetjük, hogy a felfelé áramló gáztömeg túlnyomó része elég nagy kezdősebességet kapott, így a kritikus övezet felső határa fölé emelkedett (Illés, 1999). Ehhez viszont nagyobb erejű ütközésre van szükség, mint amire eredetileg gondoltak, vagyis nagyobb becsapódó tömegre. Ezért újabban a Mars-méretű planetezimának már több, mint kétszeres Mars-tömeget tulajdonítanak, tehát sűrűsége a Vörös Bolygóénak (3,9 cm³) a duplája lehetett. Ilyen égitestből még kevesebb volt, s ezért az ilyen ütközésnek is kisebb az esélye; ez ismét a Hold-Föld rendszer egyediségére hívja fel a figyelmet.

Egy ilyen erejű, szögben történő becsapódás a Földet erősen megpörgetné - a keletkező kettős rendszer összperdülete így többszörösen meghaladná a mai, valóságos értéket. De feltehetjük, hogy a Föld azelőtt igen gyorsan forgott, s maga a becsapódás fékezhette le (amely eszerint ellenirányban történt).

További probléma, hogy az újabb kutatások szerint (1.2.1. fejezet) a Holdnak valószínűleg mégis magas vastartalmú magja van. Ha a Hold valóban csak a Föld és a támadó égitest köpenyéből keletkezett, a vasmag a teljes tömegének csak 0,1-0,4%-a lehetne, nem 2-3%. Természetesen az is elképzelhető, hogy a gravitációs differenciálódás még nem fejeződött be a Föld belsejében, mikor az ütközés bekövetkezett, s ez magyarázhatja a vártnál nagyobb vasmennyiséget (Illés, 2000, 144.o.).

Ez idő szerint úgy tűnik, az elgondolás választ tud adni a legfontosabb kérdésekre. Sokak szerint alapvetően elfogadható, legfeljebb apróbb kiegészítésekre szorul. A teljes bizonyítás ugyan igen nehéz lenne, mégis, az elképzelés 1984-re már általánosan elfogadottá vált; manapság ez számít a hivatalos, a legvalószínűbb elméletnek.

A HOLD TOVÁBBI TÖRTÉNETE

(Megjegyzés: ez a fejezet csak a geológiai történettel foglalkozik. A Hold mozgásának, pályájának változásait külön fejezetek tárgyalják.)

A BELSŐ ELRENDEZŐDÉS

A kialakult, friss Hold ezek után két nagy átalakulási folyamaton ment át. Jóllehet mindkettő már nagyon régen befejeződött, mégis, a mai belső felépítését, geológiai tulajdonságait alapvetően ezek alakították ki.

Az első differenciálódás közvetlenül az összeállás után kezdődött, tehát kb. 4,5 milliárd éve. Ez az egész égitestre kiterjedő folyamat volt, amelynek során a Hold külső része radioaktív bomlásnak és még inkább az állandó meteorbombázásnak köszönhetően annyira felhevült, hogy kb. 100 km mélységig megolvadt. A felszínt akkoriban egyetlen hatalmas magmaóceán borította (Almár-Horváth, 1981; Marik, 1989). A folyékony kőzetekben végbement a gravitációs differenciálódás (azaz a sűrűség szerinti rendeződés). Ezután, ahogy a kozmikus törmelék fogyni kezdett, kívülről befelé haladva fokozatosan hűlni kezdett a Hold is.

4. ábra. A Hold belső szerkezetének kialakulása.
a, az első diffenciálódás utáni; b, a második differenciálódás utáni (mai) állapot
(Bérczi, 1991)

A felszíni olvadékzóna külső, 100-200 km mély részének kristályos differenciálódásával, majd megszilárdulásával képződött az anortozitos kéreg, a belsőből pedig jórészt egy ezzel komplementer, nagyobb sűrűségű mafikus (vagyis vasban és magnéziumban gazdag) réteg alakult ki. Az első differenciálódás mintegy 300 millió évig tartott, vagyis kb. 4,2 milliárd éve fejeződhetett be. Közben még jónéhány kozmikus találat érhette a Holdat, ezek közül több is elég mélyre leáshatott, s a robbanások a lenti anyagok egy részét megint kiforgatták (Bérczi, 1991).

Az átrendeződés a korábban mélyebbre süllyedt nehéz radioaktív elemeket ismét a felszín közelébe hozhatta, s azok viszonylag nagy mennyiségben felhalmozódtak a maradék-olvadékzóna alján.

A második differenciálódás ennek a következménye, ez vulkanikus folyamat volt. A radioaktív bomlás ugyanis annyi hőt termelt a felszínhez közel, hogy az újraolvadáshoz, a szilárd kéreg elvékonyodásához vezetett, s ezt a láva újra és újra áttörte; a Holdon globális vulkanizmus kezdődött. Mindenfelé lokális olvadási, újrakristályosodási folyamatok zajlottak, a tűzhányókból nagy mennyiségű láva ömlött ki és terült szét a felszínen, miközben az illékony anyagok elpárologtak belőlük. A tengerek is ekkoriban keletkeztek, a szárazföldek alapvető arculata azonban már nem változott meg. A Hold kihűlésével, mintegy 3,6 milliárd éve az addig jelentős magnetoszféra is megszűnt (Powell, 1991), pedig azelőtt a Hold még a mai, földi térerő duplájával rendelkezett.

A két oldal közti aszimmetriák is ebben az időben alakulhattak ki. Keith Runcorn, a Newcastle Egyetem Hold- és Bolygótudományi Intézetének vezetője szerint a Hold belsejében végbemenő hőkonvekciós áramlások jelentik a kulcsot a különbségek magyarázatához. Ilyen cirkulációk minden kőzetbolygó belsejében kialakulnak a hűlési folyamat során. Az égitest forró magjából az olvadt kőzetek a hűvösebb külső rétegek felé haladnak, majd a felszín közelében lehűlve, visszafordulnak. A magba visszaérve, ismét felforrósodnak, s az egész kezdődik előlről. Ezek az köráramlások a Hold hűlési folyamatát, így a kéreg kialakulását is nagyban befolyásolhatták. Itt azonban a Föld túl közel volt, s gravitációs tere megzavarhatta őket. (Eddigre a Föld árapályereje "beállította" a Hold forgását, úgy, hogy az mindig ugyanazt az oldalát fordítsa felé.) A forró magma ezért a középponttól elsősorban a Föld felé, vagyis az innenső oldal felé folyt, s az itteni szilárd kérget fokozatosan leolvasztva elvékonyította, miközben ő maga lehűlt. Ezután a későbbi köpeny mentén haladva minden irányban visszafordult, magával hurcolva a kéregből az előbb kiolvadt kőzeteket is. A túloldal felé tartva, a magma állandóan hűlt, így menetközben egyre több anyag szilárdult meg és vált ki belőle. Ezek alulról a kéregbe épültek. A maradék, miután elérte a túloldal földtávolpontját (a mai Koroljev-krátertől északra), szembetalálta magát a többi hasonló áramlással. Így mindannyian visszakényszerültek a centrum felé, ahol ismét felforrósodtak, s az egész kezdődött előlről. Ezek az ún. köpenycirkulációk a hőt a magból a külvilágba szállították, és csupán addig éltek, míg a Hold belseje annyira le nem hűlt, hogy a köpeny megszilárdulhatott. Részben ezért vastagodik a holdkéreg a túloldal felé haladva. E modell szerint alapvetően ez lehet az oka a két oldal különbségeinek, s a Hold-alak jellegzetes deformációinak.

Más magyarázatok arra is utalnak, hogy azok a becsapódások, amelyek kivájták a későbbi Mare-medencéket, főként az innenső oldalon történtek, s a hatalmas robbanások a kéreganyag egy részét átszórták a túloldalra. (Erről a következő fejezetben még szó lesz a tengerek kialakulásával kapcsolatban.) Ezért vastagodik ott a kéreg befelé és kifelé is, és ezért kisebb a sűrűsége.

A második differenciálódás korszaka, s vele a globális vulkanizmus, mintegy 3 milliárd évvel ezelőtt befejeződött (Marik, 1989). Eddigre ugyanis a Hold viszonylag gyors hűlése következtében kialakult és megszilárdult a vastag köpeny, mely elzárta az 1000 km mélységbe szorult magma útját.

Tudjuk, hogy egy test hőtároló képessége, kapacitása térfogatával arányos, míg hőleadó képessége felületével. Gömb esetén a térfogat a sugár köbével egyenesen arányos, a felület viszont csupán a négyzetével. Mivel eszerint a sugár csökkenésével arányban a felület nő a térfogathoz képest (feleakkora gömbnél kétszeres a felület/térfogat arány), a kisebb égitestek gyorsabban adják le a belsejükben tárolt hőt, a szilárd külső héjuk gyorsabban vastagodik, a felszínükön korábban befejeződnek a geológiai események, tehát az is idősebb lesz. Ezért nyugodtabb ma a Hold szeizmikus szempontból, mint pl. a jóval nagyobb Föld (Illés, 1995). A Hold geológiai fejlődése a második differenciálódási folyamat végén, vagyis 3 milliárd évvel ezelőtt megállt. Ő tehát ebből a szempontból megrekedt egy korábbi fejlődési stádiumban (Bérczi,1994). (Ez azt is jelentheti, hogy a kisebb égitestek vizsgálatával bizonyos értelemben jobban megismerkedhetünk Földünk geológiai múltjával is.)

Azóta a Holdon legfeljebb helyi, lokális vulkanizmus lehetett, s mára jórészt még ez is megszűnt; egykori létére ma már legfeljebb a gázfeltörések emlékeztetnek. A fentebbi rétegeket az utóbbi 3 milliárd évben már csak a külső erők, leginkább a kisebb-nagyobb meteorbecsapódások alakítják.

A FELSZÍN EVOLÚCIÓJA

A későbbi tengerek medencéi és a legnagyobb kráterek a 4,5-3,9 milliárd évvel ezelőtti időben keletkeztek, mindannyian óriás csillagsebhelyekként. Így a Mare Tranquillitatis (Nyugalom Tengere) 4,5 , a Mare Serenitatis 4, a Mare Imbrium és a Mare Orientale krátere pedig 3,9 milliárd éve képződhetett. A "kozmikus tüzérség" legnagyobb lövedékei 3,9 milliárd évvel ezelőtt jórészt elfogyhattak.

Tengerekké a legmélyebb (és egyszersmind persze a legnagyobb) asztroblémák alakultak át. A második belső differenciálódás idején, mintegy 3,8 milliárd évvel ezelőtt, a forró magmaáramlás (az előző fejezet szerint) elvékonyította az innenső oldal kérgét, olyannyira, hogy a legmélyebb horpadásokban el is érte a felszínt. Ez a kis viszkozitású, vagyis eléggé híg láva viszonylag gyorsan szétfolyva részben fel is töltötte a medencéket. Mivel a Hold egész innenső kérge egyenletesen vékonyodott, mindegyiket azonos szintig (középen általában kb. 10-20 km-es rétegben) öntötte el, s később afféle nagy "kőlapként" szilárdult meg az alján. A folyamat több szakaszban ment végbe, s az utolsó tenger kialakulása is befejeződött mintegy 3,2 milliárd éve.

Ez a tömör bazaltréteg lehet a tengerek alatt rejtőző tömegkoncentrációk, a masconok egyik magyarázata. (A masconok léte arra utal, hogy a Mare-medencék az első differenciálódás után keletkezhettek, vagyis miután a fiatal Hold kérge kialakult és megszilárdult. Ha ugyanis a láva ez előtt tör a felszínre, akkor a még forró, képlékeny külső rétegek és a folyékony bazalt között diffúziós folyamat indult volna meg, ami végül is nagyrészt kiegyenlíti a sűrűségkülönbséget. Ez történhetett több régi kráterrel, így pl. a Mendel-Rydberg- vagy a Déli-pólus-Aitken-medencével, amelyek ugyan nagy kiterjedésűek, de nem lehet különösebb gravitációs anomáliákat mérni a környékükön.)

A túloldalon pedig azért van jóval kevesebb mascon, mert a kéreg ott jóval vastagabb, s ez az akkoriban még folyékony köpenyen úszott. Így a becsapódások után, még ha azok elég mélységbe leástak is, hogy a magma feljöhessen, mindig megindulhatott a diffúzió a sűrűségkülönbség kiegyenlítésére. Csak miután a holdköpeny is megszilárdult, s ez a hatás megszűnt, képződhetett elvileg mascon a túloldalon. Eddigre viszont a bolygóközi törmelékből már jórészt elfogytak az ehhez kellőképpen nagyméretű égitestek, ezért már csupán egy-kettő alakult ki. Ezek a masconok másfajták, mint az innenső oldali társaik, itt ugyanis nincs lávaelöntés, mégis kimutatható a nagyobb tömegkoncentráció. Ez a kráterképződés folyamatából adódhat (Illés, 1996.). Egy nagy ütközéstől a Hold kérge erősen behorpadhatott, majd visszarúgódva, magával rántotta az alatta lévő köpeny egy részét is. (Ugyanakkor a fölső rétegek egy részét ledobta.) Így egy köpenydudor keletkezett, amely fölött maga a kéreg elvékonyodott. A köpeny anyaga pedig sűrűbb, mint a kéreg, s így tulajdonképpen ez a kitüremkedés a mascon.

Van más magyarázat is a Mare-medencék kialakulására. A szintén Runcorn által a nyolcvanas években kidolgozott elmélet szerint lehettek a Holdnak saját "holdjai" is, és ezek felelősek a tengerek kialakulásáért. A bolygó forgásával ellentétes irányban keringhettek, ezért pályájuk - későbbiekben ismertetett okokból, lásd 3.2.2.3. fejezet - instabil volt; folyamatosan, csavarvonalban közeledtek a Holdhoz. A Föld árapályereje is megzavarta mozgásukat és a Hold felé térítette őket, úgyhogy végül, viszonylag kis sebességgel érkezve, sorra lezuhantak. Ezek a becsapódások alakították ki a későbbi tengerek krátereit. Mindez az előbb említett, 4,5-3,9 milliárd évvel ezelőtti időszakban történhetett. A "holdacskák" az egyenlítő vidékén csapódtak be (amely fölött a holdak általában is keringenek). Keith Runcorn szerint nekik tulajdoníthatjuk, legalábbis a legnagyobb medencék, a Mare Imbrium, a Mare Serenitatis, és a Mare Cristium keletkezését.

Az elgondolás a múltban erős holdi mágneses mezőre épít (lásd az előző fejezetet). Az ottani kőzetekbe a kristályosodáskor "befagyott" az egykori erőtér, s ennek mérésével lehet a múltbeli mező erősségére és pólusának irányára is következtetni. A vizsgálatok arra utalnak, hogy a mágneses pólus - ami majdnem egybeesik a forgásival - többször is kb. 90 fokkal elfordult. (A teret a folyékony, fémes mag és a köpeny nem azonos forgásából származó, ún. dinamó-hatás kelti, s ezzel együtt jár, hogy a forgási és a mágneses sarkok nagyon közel vannak egymáshoz.) A Hold forgástengelyének ilyen erős megbillenését csak egy, legalább 100 km átmérőjű kisbolygó becsapódása okozhatta, ez pedig már elég mozgási energiát hordoz, hogy tenger-méretű krátert vágjon a holdtalajba. Az elképzelés jól magyarázza, hogy a Mare-medencék miért inkább a felénk eső oldalon vannak. Mivel a Föld hatása is a Hold felé "lökhette" a kísérőket, ellipszispályájuk holdközeli pontja, a "periszelénium" állandóan a Föld felőli oldalon lehetett. Mivel végül is a pályának ez a pontja, a periszelénium, érhette el először a Holdat, s a kis holdak nagy valószínűséggel itt, tehát a Föld felé eső oldalon zuhantak le. Figyelemreméltó, hogy a nagy tengerek, illetve körülbelüli középpontjaik, felfűzhetőek egyetlen nagy körívre, amelyről kiderült, hogy megegyezik a Hold korabeli egyenlítőjével. Ha ez így igaz, akkor alátámaszthatja az előző fejezetben említett teóriát a holdkéreg megvastagodásáról a túloldalon.

Az elmélet születése idején általános vélemény volt, hogy a Holdnak nincs és nem is lehetett folyékony magja, mert a tömege ehhez nem elég nagy. Ma viszont úgy gondoljuk, hogy egy kis, részben vagy teljesen olvadt mag most is létezhet. Az igazi probléma a múltbeli, erős mágneses mező magyarázatával van. Ehhez a mainál nagyobb, magas fémtartalmú, folyékony holdmag szükséges. Az elmélet kidolgozója megoldásként a nehéz radioaktív izotópok -114-es rendszám körüli elemek - bomlását említi, amelyek felezési ideje pár 100 millió év, és a Naprendszer születésekor - azaz valamivel kevesebb, mint 5 milliárd évvel ezelőtt - halmozódhattak fel. Ezek akkoriban még melegen tarthatták a Hold belsejét, de mára már szinte mind elbomolhattak. Az azonban nem világos, hogy honnan származhattak, s hogyan kerülhettek nagyobb mennyiségben éppen a Holdra. Ha pedig máshol is volt belőlük, eddig miért nem akadtunk a nyomukra? (Pl. éppen a Földön, amelynek múltjában eddig nem találtak hasonlóan rejtélyes "forró" időszakokat.) Mindez azonban már a holdkeletkezési elméletekkel is összefügg, amelyeknek számot kellene adniuk nemcsak erről, hanem a kis holdak ellentétes - retrográd - pályájáról, a puszta létükről nem is beszélve.

A "tengerek" tehát eredetileg becsapódásos struktúrák lehetnek, nagyméretű égitestek ütötte sebhelyek. A Hold két tengerével, a Mare Serenitatissal és a Mare Imbriummal átellenes pontokban kimutatott mágneses anomáliákat is ezzel magyarázhatjuk. Eszerint a becsapódáskor keletkezett felszíni és a Hold belsejében haladó lökéshullámok a túloldali pontban találkoztak, s a koncentrálódó nyomás felgyűrte és megolvasztotta az itteni felszín anyagát. Az ütközést követő robbanás elpárologtatta a környező kőzeteket. Ezek egy részéből egy többé-kevésbé ionizált plazmafelhő keletkezett, amely minden irányba körülfutott a bolygón. Menetközben beleivódott minden olyan mágneses mező, amellyel találkozott (erről az ún. befagyási tétel gondoskodik), ez pedig nem kevés, hiszen akkoriban, több, mint 3,9 milliárd éve még jelentős lehetett a globális térerő is. Az átellenes pontban azután találkoztak egymással a szétáramló, forró gázok, és összesűrűsödvén, erősebb lokális teret alakítottak ki, amelyet átvettek az olvadt kőzetek mágnesezhető anyagai is. Ezek később megszilárdultak, s a mágneses mező is "beléjük fagyott" (Sik-Simon, 1999).

Ez azonban csak megfelelő méretű bolygó és kellő erejű ütközés esetén alakul így. A Hold véletlenül éppen ilyen égitest: ha kisebb lenne, a gázfelhő átlépheti a szökési sebességet, ha nagyobb, a tömegvonzás lehúzná a talajra, mielőtt elérné az átellenes pontot. E két tenger esetében a becsapódás ereje is megfelelő lehetett (Illés, 2000, 145.o.).

A közepes és kisebb méretű kráterek általában a 3 és 1 milliárd évvel ezelőtti időszakban képződtek. Úgy tűnik, 1 milliárd évvel ezelőtt a kozmikus törmelék megmaradt közepes méretű darabjai jórészt elfogytak, az ilyen ütközések erősen megritkultak. Vannak azért még ennél is fiatalabb "csillagsebhelyek", mint a Kepler, vagy a sugaras szerkezetű Tycho és Kopernikusz.

A kisebb-nagyobb lezuhanó testek lassanként feldarabolták a feszíni kőzeteket. Egyre kisebb méretű tömbök keletkeztek, amelyek lassanként szintén felmorzsolódtak; végül kialakult a felszínt borító jellegzetes törmelékréteg, a regolit (1.2.2. fejezet).