La geología de la Luna (a veces llamada selenología , aunque este último término puede referirse de manera más general a la " ciencia lunar ") es bastante diferente a la de la Tierra . La Luna carece de una verdadera atmósfera , lo que elimina la erosión debida al clima . No tiene ninguna forma conocida de tectónica de placas , tiene una gravedad más baja y, debido a su pequeño tamaño, se enfría más rápido. La compleja geomorfología de la superficie lunar se ha formado por una combinación de procesos, especialmente cráteres de impacto y vulcanismo.. La Luna es un cuerpo diferenciado, con corteza , manto y núcleo .
Los estudios geológicos de la Luna se basan en una combinación de observaciones de telescopios terrestres , mediciones de naves espaciales en órbita , muestras lunares y datos geofísicos . Se tomaron muestras de seis ubicaciones directamente durante los aterrizajes tripulados del programa Apolo de 1969 a 1972, que devolvieron 380,96 kilogramos (839,9 libras) de roca lunar y suelo lunar a la Tierra. Además, tres naves espaciales robóticas soviéticas Luna devolvieron otros 326 gramos (11,5 oz) de 1970 a 1976, y el robot chino Chang'e 5 devolvió una muestra de 1.731 g (61,1 oz) en 2020.
La Luna es el único cuerpo extraterrestre del que tenemos muestras con un contexto geológico conocido. Se han reconocido un puñado de meteoritos lunares en la Tierra, aunque se desconocen sus cráteres de origen en la Luna. Una parte sustancial de la superficie lunar no ha sido explorada y una serie de preguntas geológicas siguen sin respuesta.
Composición elemental [ editar ]
Los elementos que se sabe que están presentes en la superficie lunar incluyen, entre otros, oxígeno (O), silicio (Si), hierro (Fe), magnesio (Mg), calcio (Ca), aluminio (Al), manganeso (Mn) y titanio. (Ti). Entre los más abundantes se encuentran el oxígeno, el hierro y el silicio. El contenido de oxígeno se estima en un 45% (en peso). El carbono (C) y el nitrógeno (N) parecen estar presentes solo en pequeñas cantidades debido a la deposición del viento solar .
| Compuesto | Fórmula | Composición | |
|---|---|---|---|
| Maria | Tierras altas | ||
| sílice | SiO 2 | 45,4% | 45,5% |
| alúmina | Al 2 O 3 | 14,9% | 24,0% |
| Lima | CaO | 11,8% | 15,9% |
| óxido de hierro (II) | FeO | 14,1% | 5,9% |
| magnesia | MgO | 9,2% | 7,5% |
| dióxido de titanio | TiO 2 | 3,9% | 0,6% |
| óxido de sodio | Na 2 O | 0,6% | 0,6% |
| 99,9% | 100,0% | ||
Formación [ editar ]
Durante un largo período de tiempo, la cuestión fundamental sobre la historia de la Luna fue su origen . Las primeras hipótesis incluían la fisión de la Tierra, la captura y la coacreción . Hoy en día, la hipótesis del impacto gigante es ampliamente aceptada por la comunidad científica. [3]
Historia geológica [ editar ]
La historia geológica de la Luna se ha definido en seis épocas principales, llamadas escala de tiempo geológica lunar . Hace unos 4.500 millones de años, [4] la Luna recién formada estaba en un estado fundido y orbitaba mucho más cerca de la Tierra, lo que provocó fuerzas de marea . [5] Estas fuerzas de marea deformaron el cuerpo fundido en un elipsoide , con el eje principal apuntando hacia la Tierra.
El primer evento importante en la evolución geológica de la Luna fue la cristalización del océano de magma global cercano. No se sabe con certeza cuál fue su profundidad, pero varios estudios implican una profundidad de unos 500 km o más. Los primeros minerales que se formaron en este océano fueron los silicatos de hierro y magnesio, olivino y piroxeno . Debido a que estos minerales eran más densos que el material fundido que los rodeaba, se hundieron. Después de que la cristalización se completara aproximadamente en un 75%, feldespato plagioclasa anortosítico menos denso cristalizó y flotó, formando una costra anortosítica de unos 50 km de espesor. La mayor parte del océano de magma cristalizó rápidamente (en unos 100 millones de años o menos), aunque los magmas finales restantes ricos en KREEP , que están altamente enriquecidos en elementos incompatibles y productores de calor, podrían haber permanecido parcialmente fundidos durante varios cientos de millones (o menos). quizás mil millones) de años. Parece que los magmas finales ricos en KREEP del océano de magma eventualmente se concentraron dentro de la región de Oceanus Procellarum y la cuenca Imbrium , una provincia geológica única que ahora se conoce como Procellarum KREEP Terrane .
Poco después de que se formara la corteza lunar, o incluso mientras se estaba formando, comenzaron a formarse diferentes tipos de magmas que darían lugar a las noritas y troctolitas de Mg - suite [6] , aunque no se conocen con precisión las profundidades exactas a las que esto ocurrió. Teorías recientes sugieren que el plutonismo Mg-suite estaba confinado en gran parte a la región del Procellarum KREEP Terrane, y que estos magmas están relacionados genéticamente con KREEP de alguna manera, aunque su origen todavía es muy debatido en la comunidad científica. La más antigua de las rocas de la suite de Mg tiene edades de cristalización de aproximadamente 3,85 Ga . Sin embargo, el último gran impacto que pudo haber excavado profundamente en la corteza (la cuenca Imbrium) también ocurrió a 3,85 Ga antes del presente. Por lo tanto, parece probable que la actividad plutónica de Mg-suite continúe durante mucho más tiempo, y que existan rocas plutónicas más jóvenes en las profundidades de la superficie.
El análisis de las muestras lunares parece implicar que un porcentaje significativo de las cuencas de impacto lunar se formaron en un período de tiempo muy corto entre hace aproximadamente 4 y 3,85 Ga. Esta hipótesis se conoce como cataclismo lunar o bombardeo pesado tardío . Sin embargo, ahora se reconoce que la eyección de la cuenca de impacto de Imbrium (una de las cuencas de impacto grande más jóvenes en la Luna) debería encontrarse en todos los sitios de aterrizaje del Apolo . Por tanto, es posible que las edades de algunas cuencas de impacto (en particular Mare Nectaris ) se hayan asignado erróneamente a la misma edad que Imbrium.
Las marias lunares representan antiguas erupciones basálticas inundables. En comparación con las lavas terrestres, estas contienen una mayor abundancia de hierro, tienen viscosidades bajas y algunas contienen abundancias muy elevadas del mineral ilmenita rico en titanio . La mayoría de las erupciones basálticas ocurrieron hace entre 3 y 3,5 Ga, aunque algunas muestras de yeguas tienen edades tan antiguas como 4,2 Ga, y se cree que las más jóvenes (según el método de recuento de cráteres) hicieron erupción hace mil millones de años. Junto con el vulcanismo de la yegua, se produjeron erupciones piroclásticas , que lanzaron materiales basálticos fundidos a cientos de kilómetros del volcán.. Una gran parte de la yegua se formó o fluyó hacia las elevaciones bajas asociadas con las cuencas de impacto del lado cercano. Sin embargo, Oceanus Procellarum no corresponde a ninguna estructura de impacto conocida, y las elevaciones más bajas de la Luna dentro de la cuenca del Polo Sur-Aitken del lado lejano están solo modestamente cubiertas por mare (ver mare lunar para una discusión más detallada).
Los impactos de meteoritos y cometas son la única fuerza geológica abrupta que actúa sobre la Luna en la actualidad, aunque la variación de las mareas terrestres en la escala del mes anómalo lunar provoca pequeñas variaciones en las tensiones. [7] Algunos de los cráteres más importantes utilizados en la estratigrafía lunar se formaron en esta época reciente. Por ejemplo, se estima que el cráter Copérnico , que tiene una profundidad de 3,76 km y un radio de 93 km, se formó hace unos 900 millones de años (aunque esto es discutible). La misión Apolo 17 aterrizó en una zona en la que el material procedente del cráter Tychopodría haber sido muestreado. El estudio de estas rocas parece indicar que este cráter podría haberse formado hace 100 millones de años, aunque esto también es discutible. La superficie también ha experimentado meteorización espacial debido a partículas de alta energía, implantación de viento solar e impactos de micrometeoritos . Este proceso hace que los sistemas de rayos asociados con los cráteres jóvenes se oscurezcan hasta que coincidan con el albedo de la superficie circundante. Sin embargo, si la composición de la raya es diferente de la de los materiales de la corteza subyacente (como podría ocurrir cuando se coloca una raya "de las tierras altas" en la yegua), la raya podría ser visible durante mucho más tiempo.
Después de la reanudación de la exploración lunar en la década de 1990, se descubrió que hay escarpes en todo el mundo causados por la contracción debida al enfriamiento de la Luna. [8]
Estratos y épocas [ editar ]
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En la parte superior de la secuencia estratigráfica lunar se pueden encontrar cráteres de impacto rayados. Estos cráteres más jóvenes pertenecen a la unidad copernicana. Debajo se pueden encontrar cráteres sin el sistema de rayos, pero con una morfología de cráter de impacto bastante bien desarrollada. Esta es la unidad de Eratosthenian. Las dos unidades estratigráficas más jóvenes se pueden encontrar en puntos del tamaño de un cráter en la Luna. Debajo de ellos se pueden encontrar dos estratos que se extienden: unidades mare (anteriormente definidas como unidad Procellarian) y las unidades de eyecta y tectónicas relacionadas con la cuenca Imbrium (unidades Imbrian). Otra unidad relacionada con la cuenca de impacto es la unidad Nectarian, definida alrededor de la Cuenca Nectarian. En la parte inferior de la secuencia estratigráfica lunar se puede encontrar la unidad prenectariana de antiguas llanuras de cráteres. La estratigrafía de Mercurio es muy similar al caso lunar.
Paisaje lunar [ editar ]
El paisaje lunar se caracteriza por cráteres de impacto , sus eyecciones, algunos volcanes , colinas, coladas de lava y depresiones llenas de magma.
Tierras Altas [ editar ]
El aspecto más distintivo de la Luna es el contraste entre sus zonas brillantes y oscuras. Las superficies más claras son las tierras altas lunares, que reciben el nombre de terrae (singular terra , del latín para la Tierra ), y las llanuras más oscuras se llaman maria (singular mare , del latín para el mar ), en honor a Johannes Kepler, quien introdujo el nombre en el siglo XVII. Las tierras altas son de composición anortosítica , mientras que las marías son basálticas . La maría suele coincidir con las "tierras bajas", pero es importante tener en cuenta que las tierras bajas (como dentro de la cuenca del Polo Sur-Aitken) no siempre están cubiertos por maria. Las tierras altas son más antiguas que la maría visible y, por lo tanto, están más pobladas de cráteres.
María [ editar ]
Los principales productos de los procesos volcánicos en la Luna son evidentes para los observadores terrestres en la forma de maría lunar . Se trata de grandes flujos de lava basáltica que corresponden a superficies de bajo albedo que cubren casi un tercio del lado cercano. Solo un pequeño porcentaje del lado lejano se ha visto afectado por el vulcanismo de las yeguas. Incluso antes de que las misiones Apolo lo confirmaran, la mayoría de los científicos ya pensaban que las marías son llanuras llenas de lava, porque tienen patrones de flujo de lava y colapsos atribuidos a tubos de lava .
Las edades de los basaltos de la yegua han sido determinadas tanto por datación radiométrica directa como por la técnica de conteo de cráteres . Las edades radiométricas más antiguas son aproximadamente 4.2 Ga, mientras que las edades más jóvenes determinadas a partir del recuento de cráteres son aproximadamente 1 Ga (1 Ga = mil millones de años). Volumétricamente, la mayor parte de la yegua se formó entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga antes del presente. Las lavas más jóvenes hicieron erupción dentro de Oceanus Procellarum , mientras que algunas de las más antiguas parecen estar ubicadas en el lado lejano. Las marías son claramente más jóvenes que las tierras altas circundantes dada su menor densidad de cráteres de impacto.
Luna - Evidencia de vulcanismo lunar joven (12 de octubre de 2014) |
Riles volcánicos cerca del cráter Prinz |
Cúpulas volcánicas dentro del complejo Mons Rümker |
Cantos de arrugas dentro del cráter Letronne |
Rima Ariadaeus es un graben . Foto de la NASA tomada durante lamisión Apolo 10 . |
Una gran parte de María entró en erupción o fluyó hacia las cuencas de impacto bajas en el lado cercano lunar. Sin embargo, es poco probable que exista una relación causal entre el evento de impacto y el vulcanismo de la yegua porque las cuencas de impacto son mucho más antiguas (unos 500 millones de años) que el relleno de la yegua. Además, Oceanus Procellarum , que es la mayor extensión de vulcanismo de yeguas en la Luna, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida. Se sugiere comúnmente que la razón por la que la yegua solo hizo erupción en el lado cercano es que la corteza del lado cercano es más delgada que la del lado lejano. Aunque las variaciones en el espesor de la corteza podrían actuar para modular la cantidad de magma que finalmente llega a la superficie, esta hipótesis no explica por qué la cuenca del Polo Sur-Aitken del lado lejano, cuya corteza es más delgada que Oceanus Procellarum, solo se llenó modestamente con productos volcánicos.
Otro tipo de depósito asociado a la maría, aunque también cubre las zonas montañosas, son los depósitos del "manto oscuro". Estos depósitos no se pueden ver a simple vista, pero se pueden ver en imágenes tomadas desde telescopios o naves espaciales en órbita. Antes de las misiones Apolo, los científicos predijeron que eran depósitos producidos por erupciones piroclásticas . Algunos depósitos parecen estar asociados con conos de ceniza alargados oscuros , lo que refuerza la idea de piroclastos. La existencia de erupciones piroclásticas fue confirmada más tarde por el descubrimiento de esférulas de vidrio similares a las que se encuentran en las erupciones piroclásticas aquí en la Tierra.
Muchos de los basaltos lunares contienen pequeños agujeros llamados vesículas , que fueron formados por burbujas de gas que emergen del magma en las condiciones de vacío que se encuentran en la superficie. No se sabe con certeza qué gases escaparon de estas rocas, pero el monóxido de carbono es un candidato.
Las muestras de vidrios piroclásticos son de tintes verdes, amarillos y rojos. La diferencia de color indica la concentración de titanio que tiene la roca, siendo las partículas verdes las que tienen las concentraciones más bajas (alrededor del 1%) y las partículas rojas las que tienen las concentraciones más altas (hasta el 14%, mucho más que los basaltos con las concentraciones más altas). ).
Rilles [ editar ]
Los surcos en la Luna a veces son el resultado de la formación de canales de lava localizados . Estos generalmente se dividen en tres categorías, que consisten en formas sinuosas, arqueadas o lineales. Al seguir estos riachuelos serpenteantes hasta su origen, a menudo conducen a un antiguo respiradero volcánico. Una de las rillas sinuosas más notables es la característica Vallis Schröteri , ubicada en la meseta de Aristarchus a lo largo del borde oriental de Oceanus Procellarum . Existe un ejemplo de rille sinuoso en el lugar de aterrizaje del Apolo 15 , Rima Hadley , ubicado en el borde de la cuenca Imbrium.. Con base en las observaciones de la misión, generalmente se piensa que este riachuelo se formó por procesos volcánicos, un tema debatido durante mucho tiempo antes de que se llevara a cabo la misión.
Domos [ editar ]
Se puede encontrar una variedad de volcanes en escudo en lugares seleccionados de la superficie lunar, como en Mons Rümker . Se cree que están formados por lava relativamente viscosa, posiblemente rica en sílice, que surge de los respiraderos localizados. Las cúpulas lunares resultantes son características circulares, redondeadas y anchas con una pendiente suave que se eleva unos cientos de metros hasta el punto medio. Por lo general, tienen entre 8 y 12 km de diámetro, pero pueden tener hasta 20 km de ancho. Algunas de las cúpulas contienen un pequeño hoyo en su punto más alto.
Cantos de arrugas [ editar ]
Las crestas de las arrugas son características creadas por fuerzas tectónicas compresivas dentro del maria. Estas características representan el pandeo de la superficie y forman largas crestas en partes del maria. Algunas de estas crestas pueden delinear cráteres enterrados u otras características debajo de la maría. Un excelente ejemplo de una característica descrita es el cráter Letronne .
Grabens [ editar ]
Los grabens son características tectónicas que se forman bajo tensiones extensionales. Estructuralmente, se componen de dos fallas normales , con un bloque caído hacia abajo entre ellas. La mayoría de los grabens se encuentran dentro de la maría lunar cerca de los bordes de grandes cuencas de impacto.
Cráteres de impacto [ editar ]
El origen de los cráteres de la Luna como características de impacto se aceptó ampliamente solo en la década de 1960. Esta comprensión permitió que la historia del impacto de la Luna se elaborara gradualmente mediante el principio geológico de superposición . Es decir, si un cráter (o su eyección) se superpone a otro, debe ser el más joven. La cantidad de erosión experimentada por un cráter fue otra pista de su edad, aunque esto es más subjetivo. Adoptando este enfoque a fines de la década de 1950, Gene Shoemaker alejó a los astrónomos el estudio sistemático de la Luna y lo puso firmemente en manos de los geólogos lunares. [9]
La formación de cráteres por impacto es el proceso geológico más notable en la Luna. Los cráteres se forman cuando un cuerpo sólido, como un asteroide o un cometa , choca con la superficie a gran velocidad (las velocidades medias de impacto de la Luna son de unos 17 km por segundo). La energía cinética del impacto crea una onda de choque de compresión que se irradia desde el punto de entrada. Esto es sucedido por una onda de rarefacción , que es responsable de impulsar la mayor parte de la eyección fuera del cráter. Finalmente, hay un rebote hidrodinámico del piso que puede crear un pico central.
Estos cráteres aparecen en un continuo de diámetros a través de la superficie de la Luna, que varían en tamaño desde pequeños pozos hasta la inmensa cuenca del Polo Sur-Aitken con un diámetro de casi 2.500 km y una profundidad de 13 km. En un sentido muy general, la historia lunar de los cráteres de impacto sigue una tendencia de disminución del tamaño del cráter con el tiempo. En particular, las cuencas de impacto más grandes se formaron durante los primeros períodos, y estas fueron superpuestas sucesivamente por cráteres más pequeños. La distribución de frecuencia de tamaño (SFD) de los diámetros de los cráteres en una superficie determinada (es decir, el número de cráteres en función del diámetro) sigue aproximadamente una ley de potenciacon un número creciente de cráteres con un tamaño de cráter decreciente. La posición vertical de esta curva se puede utilizar para estimar la edad de la superficie.
Los impactos más recientes se distinguen por características bien definidas, incluido un borde de bordes afilados. Los cráteres pequeños tienden a tener forma de cuenco, mientras que los impactos más grandes pueden tener un pico central con pisos planos. Los cráteres más grandes generalmente muestran características de hundimiento a lo largo de las paredes internas que pueden formar terrazas y repisas. Las cuencas de impacto de mayor tamaño, las cuencas multicanal, pueden incluso tener anillos concéntricos secundarios de material elevado.
El proceso de impacto excava materiales de alto albedo que inicialmente le dan al cráter, la eyección y el sistema de rayos una apariencia brillante. El proceso de meteorización espacial disminuye gradualmente el albedo de este material de manera que los rayos se desvanecen con el tiempo. Gradualmente, el cráter y su eyección sufren erosión por impacto de micrometeoritos e impactos más pequeños. Este proceso erosivo suaviza y redondea las características del cráter. El cráter también puede estar cubierto de eyecciones de otros impactos, que pueden sumergir elementos e incluso enterrar el pico central.
La eyección de grandes impactos puede incluir grandes bloques de material que reimpactan la superficie para formar cráteres de impacto secundario. Estos cráteres a veces se forman en patrones radiales claramente discernibles y generalmente tienen profundidades menores que los cráteres primarios del mismo tamaño. En algunos casos, una línea completa de estos bloques puede impactar para formar un valle. Estos se distinguen de la catena , o cadenas de cráteres, que son cadenas lineales de cráteres que se forman cuando el cuerpo de impacto se rompe antes del impacto.
En términos generales, un cráter lunar tiene una forma aproximadamente circular. Los experimentos de laboratorio en el Centro de Investigación Ames de la NASA han demostrado que incluso los impactos de ángulo muy bajo tienden a producir cráteres circulares y que los cráteres elípticos comienzan a formarse en ángulos de impacto por debajo de cinco grados. Sin embargo, un impacto de ángulo bajo puede producir un pico central que se desplaza desde el punto medio del cráter. Además, la eyección de impactos oblicuos muestra patrones distintivos en diferentes ángulos de impacto: asimetría que comienza alrededor de 60˚ y una "zona de evitación" en forma de cuña libre de eyección en la dirección en la que el proyectil proviene de alrededor de 45˚. [10]
Los cráteres de halo oscuro se forman cuando un impacto excava material de albedo inferior de debajo de la superficie y luego deposita esta eyección más oscura alrededor del cráter principal. Esto puede ocurrir cuando un área de material basáltico más oscuro , como el que se encuentra en el maría , se cubre más tarde con eyecciones más claras derivadas de impactos más distantes en las tierras altas. Esta cubierta oculta el material más oscuro debajo, que luego es excavado por cráteres posteriores.
Los impactos más grandes produjeron láminas de roca fundida que cubrieron porciones de la superficie que podrían tener un espesor de hasta un kilómetro. Se pueden ver ejemplos de tal derretimiento de impacto en la parte noreste de la cuenca de impacto Mare Orientale .
Regolito [ editar ]
La superficie de la Luna ha estado sujeta a miles de millones de años de colisiones con materiales cometarios y asteroides pequeños y grandes . Con el tiempo, estos procesos de impacto han pulverizado y "cultivado" los materiales de la superficie, formando una capa de grano fino denominada regolito . El grosor del regolito lunar varía entre 2 metros (6,6 pies) debajo de la maría más joven, hasta 20 metros (66 pies) debajo de las superficies más antiguas de las tierras altas lunares. El regolito está compuesto predominantemente de materiales que se encuentran en la región, pero también contiene rastros de materiales expulsados por cráteres de impacto distantes. El término mega-regolito se utiliza a menudo para describir el lecho rocoso fuertemente fracturado directamente debajo de la capa de regolito cercana a la superficie.
El regolito contiene rocas, fragmentos de minerales del lecho rocoso original y partículas vítreas formadas durante los impactos. En la mayor parte del regolito lunar, la mitad de las partículas están formadas por fragmentos minerales fusionados por las partículas vítreas; estos objetos se denominan aglutinados. La composición química del regolito varía según su ubicación; el regolito de las tierras altas es rico en aluminio y sílice , al igual que las rocas de esas regiones. [ cita requerida ] El regolito en la maría es rico en hierro y magnesio y es pobre en sílice, al igual que las rocas basálticas de las que se forma.
El regolito lunar es muy importante porque también almacena información sobre la historia del Sol . Los átomos que componen el viento solar , principalmente helio , neón , carbono y nitrógeno , golpean la superficie lunar y se insertan en los granos minerales. Al analizar la composición del regolito, particularmente su composición isotópica , es posible determinar si la actividad del Sol ha cambiado con el tiempo. Los gases del viento solar podrían ser útiles para futuras bases lunares, porque el oxígeno, el hidrógeno ( agua ), el carbono y el nitrógenono solo son esenciales para sustentar la vida, sino que también son potencialmente muy útiles en la producción de combustible . La composición del regolito lunar también se puede utilizar para inferir su origen.
Tubos de lava lunar [ editar ]
Los tubos de lava lunares forman una ubicación potencialmente importante para la construcción de una futura base lunar, que puede usarse para la exploración y el desarrollo local, o como un puesto de avanzada humano para la exploración más allá de la Luna. El potencial de una cueva de lava lunar se ha sugerido y discutido durante mucho tiempo en la literatura y la tesis. [11] Cualquier tubo de lava intacto en la Luna podría servir como refugio del severo ambiente de la superficie lunar, con sus frecuentes impactos de meteoritos, radiación ultravioleta de alta energía y partículas energéticas, y variaciones extremas de temperatura diurna. [12] [13] [14] Tras el lanzamiento del Lunar Reconnaissance Orbiter , se han obtenido imágenes de muchos tubos de lava lunares.[15] Estos pozos lunares se encuentran en varios lugares de la Luna, incluidos Marius Hills , Mare Ingenii y Mare Tranquillitatis .
Océano de magma lunar [ editar ]
Las primeras rocas que trajo el Apolo 11 fueron basaltos . Aunque la misión aterrizó en Mare Tranquillitatis , se recogieron algunos fragmentos milimétricos de rocas procedentes de las tierras altas. Estos se componen principalmente de feldespato plagioclasa ; algunos fragmentos estaban compuestos exclusivamente por plagioclasa anortosítica . La identificación de estos fragmentos minerales llevó a la audaz hipótesis de que una gran parte de la Luna se fundió una vez y que la corteza se formó por cristalización fraccionada de este océano de magma .
Un resultado natural del hipotético evento de impacto gigante es que los materiales que reaparecieron para formar la Luna deben haber estado calientes. Los modelos actuales predicen que una gran parte de la Luna se habría fundido poco después de la formación de la Luna, con estimaciones de la profundidad de este océano de magma que van desde unos 500 km hasta el derretimiento completo. La cristalización de este océano de magma habría dado lugar a un cuerpo diferenciado con una corteza y un manto de composición distinta y representa los principales conjuntos de rocas lunares.
A medida que avanzaba la cristalización del océano de magma lunar, los minerales como el olivino y el piroxeno se habrían precipitado y hundido para formar el manto lunar. Después de que la cristalización se completara aproximadamente en tres cuartas partes, la plagioclasa anortosítica habría comenzado a cristalizar y, debido a su baja densidad, flotaría, formando una costra anortosítica. Es importante destacar que los elementos que son incompatibles (es decir, aquellos que se dividen preferentemente en la fase líquida) se habrían concentrado progresivamente en el magma a medida que avanzaba la cristalización, formando un magma rico en KREEP que inicialmente debería haber estado intercalado entre la corteza y el manto. La evidencia de este escenario proviene de la composición altamente anortosítica de la corteza lunar de las tierras altas, así como de la existencia de materiales ricos en KREEP.
Rocas lunares [ editar ]
Materiales de superficie [ editar ]
El programa Apollo trajo 380,05 kilogramos (837,87 libras) de material de la superficie lunar , [16] la mayor parte del cual se almacena en el Laboratorio de Recepción Lunar en Houston, Texas , y el programa soviético sin tripulación de la Luna devolvió 326 gramos (11,5 oz) de material lunar. . Estas rocas han demostrado ser invaluables para descifrar la evolución geológica de la Luna. Las rocas lunares están compuestas en gran parte por los mismos minerales formadores de rocas comunes que se encuentran en la Tierra, como olivino , piroxeno y feldespato plagioclasa. (anortosita). El feldespato plagioclasa se encuentra principalmente en la corteza lunar, mientras que el piroxeno y el olivino se ven típicamente en el manto lunar. [17] El mineral ilmenita es muy abundante en algunos basaltos de yegua, y un nuevo mineral llamado armalcolita (llamado así por Arm strong, Al drin y Col lins, los tres miembros de la tripulación del Apolo 11 ) se descubrió por primera vez en las muestras lunares.
Los maría están compuestos predominantemente de basalto , mientras que las regiones de las tierras altas son pobres en hierro y están compuestas principalmente de anortosita , una roca compuesta principalmente de feldespato plagioclasa rico en calcio . Otro componente significativo de la corteza son las rocas ígneas de Mg-suite , como las troctolitas , noritas y basaltos KREEP. Se cree que estas rocas están relacionadas con la petrogénesis de KREEP .
Las rocas compuestas en la superficie lunar a menudo aparecen en forma de brechas . De estas, las subcategorías se denominan brechas fragmentarias, granulíticas y de fusión por impacto, según cómo se formaron. Las brechas de fusión de impacto máficas , que se caracterizan por la composición de Fra Mauro de bajo K , tienen una mayor proporción de hierro y magnesio que las típicas rocas anortosíticas de la corteza superior, así como una mayor abundancia de KREEP.
Composición de la maría [ editar ]
La principal característica de las rocas basálticas con respecto a las rocas del altiplano lunar es que los basaltos contienen mayor abundancia de olivino y piroxeno , y menos plagioclasa . Son más ricos en hierro que los basaltos terrestres y también tienen viscosidades más bajas. Algunos de ellos tienen una gran abundancia de un óxido ferro - titánico llamado ilmenita . Debido a que la primera muestra de rocas contenía un alto contenido de ilmenita y otros minerales relacionados, recibieron el nombre de basaltos de "alto contenido de titanio". El Apolo 12La misión regresó a la Tierra con basaltos de concentraciones más bajas de titanio, y estos fueron denominados basaltos de "bajo contenido de titanio". Las misiones posteriores, incluidas las sondas robóticas soviéticas , regresaron con basaltos con concentraciones aún más bajas, ahora llamados basaltos de "muy bajo titanio". La sonda espacial Clementine arrojó datos que muestran que los basaltos de la yegua tienen un continuo en las concentraciones de titanio, siendo las rocas de mayor concentración las menos abundantes.
Estructura interna [ editar ]
El modelo actual del interior de la Luna se derivó utilizando sismómetros que se dejaron durante las misiones tripuladas del programa Apolo, así como investigaciones del campo de gravedad y la rotación de la Luna.
La masa de la Luna es suficiente para eliminar cualquier vacío dentro del interior, por lo que se estima que está compuesta de roca sólida en todas partes. Su baja densidad aparente (~ 3346 kg m −3 ) indica una baja abundancia de metales. Las limitaciones de masa y momento de inercia indican que la Luna probablemente tiene un núcleo de hierro de menos de unos 450 km de radio. Los estudios de las libraciones físicas de la Luna (pequeñas perturbaciones en su rotación) indican además que el núcleo todavía está fundido. La mayoría de los cuerpos planetarios y las lunas tienen núcleos de hierro que son aproximadamente la mitad del tamaño del cuerpo. Por lo tanto, la Luna es anómala al tener un núcleo cuyo tamaño es solo aproximadamente una cuarta parte de su radio.
La corteza de la Luna tiene en promedio unos 50 km de espesor (aunque esto es incierto en unos ± 15 km). Se estima que la corteza del lado lejano es en promedio más gruesa que la del lado cercano en unos 15 km. [18] La sismología ha limitado el grosor de la corteza solo cerca de los sitios de aterrizaje del Apolo 12 y del Apolo 14 . Aunque los análisis iniciales de Apollo -era sugirieron un espesor de la corteza de aproximadamente 60 km en este sitio, los reanálisis recientes de estos datos sugieren que es más delgado, en algún lugar entre aproximadamente 30 y 45 km.
Campo magnético [ editar ]
Comparada con la de la Tierra, la Luna solo tiene un campo magnético externo muy débil. Otras diferencias importantes son que la Luna no tiene actualmente un campo magnético dipolar (como lo generaría una geodinamoen su núcleo), y las magnetizaciones que están presentes son casi en su totalidad de origen cortical. Una hipótesis sostiene que las magnetizaciones de la corteza se adquirieron al principio de la historia lunar cuando todavía estaba en funcionamiento una geodinamo. Sin embargo, el pequeño tamaño del núcleo lunar es un obstáculo potencial para esta hipótesis. Alternativamente, es posible que en cuerpos sin aire como la Luna, se puedan generar campos magnéticos transitorios durante los procesos de impacto. En apoyo de esto, se ha observado que las magnetizaciones de la corteza más grandes parecen estar ubicadas cerca de las antípodas de las cuencas de impacto más grandes. Aunque la Luna no tiene un campo magnético dipolarcomo la de la Tierra, algunas de las rocas devueltas tienen fuertes magnetizaciones. Además, las mediciones desde la órbita muestran que algunas partes de la superficie lunar están asociadas con fuertes campos magnéticos.
Ver también [ editar ]
- Escala de tiempo geológico lunar
- Recursos lunares
- Selenografía
- Fenómeno lunar transitorio
Referencias [ editar ]
- Referencias citadas
- ^ Taylor, Stuart R. (1975). Ciencia lunar: una visión posterior a Apolo . Oxford: Pergamon Press . pag. 64. ISBN 978-0080182742.
- ^ S. Maurice. "Distribución de hidrógeno en la superficie de la luna" (PDF) .
- ^ Lang, Kenneth (2011). La Guía de Cambridge del Sistema Solar (2 ed.). Nueva York: Cambridge University Press. pag. 199. ISBN 978-0-521-19857-8.
- ^ Kleine, T .; Palme, H .; Mezger, K .; Halliday, AN (2005). "Cronometría Hf-W de metales lunares y la edad y diferenciación temprana de la luna". Ciencia . 310 (5754): 1671–1674. Código bibliográfico : 2005Sci ... 310.1671K . doi : 10.1126 / science.1118842 . PMID 16308422 . S2CID 34172110 .
- ^ Stevens, Tim (9 de noviembre de 2011). "La antigua dínamo lunar puede explicar las rocas lunares magnetizadas" . Regentes de la Universidad de California . Consultado el 13 de agosto de 2012 .
- ^ "Troctolita del Apolo 17 76535" . Fotografía S73-19456 del Centro Espacial Johnson / NASA . Equipo de Planificación de Curación y Análisis de Materiales Extraterrestres (CAPTEM) . Consultado el 21 de noviembre de 2006 .
- ^ Yu. V. Barkin, JM Ferrándiz y Juan F. Navarro, 'Terrestre tidal variaciones en los coeficientes selenopotential,' astronómico y Transacciones Astrophysical , Volumen 24, Número 3 / Junio 2005, pp 215 -. 236.) [1] [ enlace muerto permanente ]
- ^ "LRO de la NASA revela 'increíble reducción de la luna ' " . Orbitador de reconocimiento lunar . NASA . Consultado el 21 de agosto de 2010 .
- ^ Levy, David (2002). Shoemaker de Levy: El hombre que causó impacto . Princeton: Prensa de la Universidad de Princeton. págs. 58–59, 85–86. ISBN 9780691113258.
- ^ "Estudios experimentales de impacto oblicuo". Actas de la Novena Conferencia Lunar y Planetaria . 3 : 3843. 1978. Bibcode : 1978LPSC .... 9.3843G .
- ^ Coombs, Cassandra R .; Hawke, B. Ray (septiembre de 1992). "Una búsqueda de tubos de lava intactos en la Luna: posibles hábitats de la base lunar". La Segunda Conferencia sobre Bases Lunares y Actividades Espaciales del Siglo XXI . NASA. Centro Espacial Johnson. 1 : 219-229. Código bibliográfico : 1992lbsa.conf..219C .
- ^ El pozo de Marius Hills ofrece una ubicación potencial para la base lunar ; 25 de marzo de 2010; NASA
- ^ El agujero de la luna podría ser adecuado para una colonia ; 1 de enero de 2010; CNN-Tech
- ^ Los científicos observan colonias lunares: en los agujeros de la superficie lunar ; Por Rich O'Malley; 4 de enero de 2010; NOTICIAS DIARIAS, NY
- ^ Nuevas vistas de pozos lunares ; 14 de septiembre de 2010; NASA
- ^ Orloff, Richard W. (septiembre de 2004) [Publicado por primera vez en 2000]. "Actividad extravehicular" . Apolo según los números: una referencia estadística . División de Historia de la NASA, Oficina de Políticas y Planes . Serie de historia de la NASA. Washington, DC: NASA . ISBN 0-16-050631-X. LCCN 00061677 . NASA SP-2000-4029 . Consultado el 1 de agosto de 2013 .
- ^ "Los cráteres exponen el interior de la luna" . Space.com . Consultado el 23 de diciembre de 2015 .
- ^ Mark Wieczorek y 15 coautores, MA (2006). "La constitución y estructura del interior lunar". Reseñas en Mineralogía y Geoquímica . 60 (1): 221–364. Código Bibliográfico : 2006RvMG ... 60..221W . doi : 10.2138 / rmg.2006.60.3 .
- Referencias científicas
- Don Wilhelms, Historia geológica de la Luna , Servicio geológico de EE. UU.
- A una luna rocosa: la historia de la exploración lunar de un geólogo , por DE Wilhelms. Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson (1993).
- Nuevas vistas de la Luna , BL Jolliff, MA Wieczorek, CK Shearer y CR Neal (editores), Rev. Mineral. Geochem., 60, min. Soc. Amer., Chantilly, Virginia, 721 págs., 2006.
- The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon , por GH Heiken, DT Vaniman y BM French, et al. Cambridge University Press, Nueva York (1991). ISBN 0-521-33444-6 .
- Origin of the Moon , editado por WK Hartmann, RJ Phillips, GJ Taylor, ISBN 0-942862-03-1 .
- R. Canup y K. Righter, editores (2000). Origen de la Tierra y la Luna . Prensa de la Universidad de Arizona, Tucson. págs. 555 págs. ISBN 0-8165-2073-9.
- Referencias generales
- Paul D. Spudis , The Once and Future Moon , 1998 , Smithsonian Books, ISBN 1-56098-847-9 .
- Dana Mackenzie, The Big Splat, or How Our Moon Came to Be , 2003 , John Wiley & Sons, ISBN 0-471-15057-6 .
- Charles Frankel, Volcanes del Sistema Solar , Cambridge University Press, 1996 , ISBN 0-521-47201-6 .
- G. Jeffrey Taylor (22 de noviembre de 2005). "Rayos gamma, meteoritos, muestras lunares y la composición de la luna" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias.
- Linda Martel (28 de septiembre de 2004). "Los rayos del cráter lunar apuntan a una nueva escala de tiempo lunar" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias.
- Marc Norman (21 de abril de 2004). "Las rocas lunares más antiguas" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias.
- G. Jeffrey Taylor (28 de noviembre de 2003). "Hafnio, tungsteno y la diferenciación de la Luna y Marte" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias.
- G. Jeffrey Taylor (31 de diciembre de 1998). "Origen de la Tierra y la Luna" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias.
Enlaces externos [ editar ]
- Apollo over the Moon: A View from Orbit , editado por Harold Masursky, GW Colton y Farouk El-baz, NASA SP-362.
- Eric Douglass, Procesos geológicos en la Luna
- Información de muestra lunar (JSC)
- El diario de la superficie lunar de Apolo (NASA)
- Instituto Lunar y Planetario: Explorando la Luna
- Navegador de imágenes Clementine Lunar
- Ralph Aeschliman Cartografía planetaria y gráficos: mapas lunares
- Archivo de gravedad lunar, topografía y espesor de la corteza
- Instituto Lunar y Planetario: Atlas Lunar y Colección de Fotografía
- Moon Rocks through the Microscope Obtenido el 22 de agosto de 2007
- Artículos sobre la Luna en Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias
- Otro éxito del engaño: rastros del hombre en la superficie lunar
- Mapa visible y del terreno de la luna
- Video (04:56) - La Luna en 4K (NASA, abril de 2018) en YouTube
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