Geología de la Luna

La geología de la Luna (a veces llamada selenología , aunque este último término puede referirse de forma más general a la " ciencia lunar ") es bastante diferente de la de la Tierra . La Luna carece de una verdadera atmósfera , y la ausencia de oxígeno libre y agua elimina la erosión debida al clima . En cambio, la superficie se erosiona mucho más lentamente a través del bombardeo de la superficie lunar por micrometeoritos . ^[1] No tiene ninguna forma conocida de tectónica de placas , ^[2] tiene una gravedad menor y, debido a su pequeño tamaño, se enfrió más rápido. ^[3] Además de los impactos, la geomorfología de la superficie lunar ha sido moldeada por el vulcanismo , ^{[4] [5]} que ahora se cree que terminó hace menos de 50 millones de años. ^[6] La Luna es un cuerpo diferenciado , con una corteza , un manto y un núcleo . ^[7]

Los estudios geológicos de la Luna se basan en una combinación de observaciones con telescopios terrestres , mediciones de naves espaciales en órbita , muestras lunares y datos geofísicos . Se tomaron muestras directamente de seis lugares durante los aterrizajes tripulados del programa Apolo de 1969 a 1972, que devolvieron 382 kilogramos (842 lb) de roca lunar y suelo lunar a la Tierra ^[8] Además, tres naves espaciales soviéticas robóticas Luna devolvieron otros 301 gramos (10,6 oz) de muestras, ^{[9] [10] [11]} y la sonda robótica china Chang'e 5 devolvió una muestra de 1.731 g (61,1 oz) en 2020. ^[12]

La Luna es el único cuerpo extraterrestre del que tenemos muestras con un contexto geológico conocido. Se han reconocido unos pocos meteoritos lunares en la Tierra, aunque se desconocen los cráteres que los originaron en la Luna. Una parte importante de la superficie lunar no ha sido explorada y varias preguntas geológicas siguen sin respuesta.

Entre los elementos que se sabe que están presentes en la superficie lunar se encuentran, entre otros, el oxígeno (O), el silicio (Si), el hierro (Fe), el magnesio (Mg), el calcio (Ca), el aluminio (Al), el manganeso (Mn) y el 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 cantidades traza procedentes de la deposición por el viento solar .

Los datos de espectrometría de neutrones del Lunar Prospector indican la presencia de hidrógeno (H) concentrado en los polos . ^[14]

Durante mucho tiempo, la pregunta fundamental sobre la historia de la Luna fue su origen . Las primeras hipótesis incluían la fisión desde la Tierra, la captura y la coacreción . Hoy en día, la hipótesis del gran impacto es ampliamente aceptada por la comunidad científica. ^[15]

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, ^[16] la Luna recién formada estaba en estado fundido y orbitaba mucho más cerca de la Tierra, lo que dio lugar a fuerzas de marea . ^[17] Estas fuerzas de marea deformaron el cuerpo fundido en un elipsoide , con el eje mayor apuntando hacia la Tierra.

El primer acontecimiento importante en la evolución geológica de la Luna fue la cristalización del océano de magma casi global. 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 en un 75%, el feldespato plagioclasa anortosítico menos denso cristalizó y flotó, formando una corteza 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 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 quizás mil millones) de años. Parece que los magmas finales ricos en KREEP del océano de magma finalmente 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 formarse 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 ^{[18] , aunque no se conocen con precisión las profundidades exactas a las que esto ocurrió. Las teorías recientes sugieren que} el plutonismo de Mg-suite se confinó en gran medida a la región del Terrane Procellarum KREEP, y que estos magmas están genéticamente relacionados con KREEP de alguna manera, aunque su origen todavía es muy debatido en la comunidad científica. Las rocas de Mg-suite más antiguas tienen edades de cristalización de aproximadamente 3,85 Ga . Sin embargo, el último gran impacto que podría haber sido excavado profundamente en la corteza (la cuenca Imbrium ) también ocurrió 3,85 Ga antes del presente. Por lo tanto, parece probable que la actividad plutónica de Mg-suite continuara durante mucho más tiempo, y que existan rocas plutónicas más jóvenes en las profundidades debajo de la superficie.

El análisis de las muestras de la Luna parece mostrar que muchas de las cuencas de impacto de la Luna se formaron en un corto período de tiempo, entre 4 y 3,85 millones de años atrás. Esta hipótesis se conoce como el cataclismo lunar o el bombardeo intenso tardío . Sin embargo, ahora se reconoce que los materiales eyectados de la cuenca de impacto de Imbrium (una de las cuencas de impacto más grandes y jóvenes de la Luna) deberían encontrarse en todos los sitios de aterrizaje del Apolo. Por lo tanto, es posible que se haya podido asignar por error la misma edad a algunas cuencas de impacto (en particular a Mare Nectaris ) que a Imbrium.

Los mares lunares representan antiguas erupciones basálticas de inundación. En comparación con las lavas terrestres, estas contienen mayores abundancias de hierro, tienen bajas viscosidades y algunas contienen abundancias muy elevadas del mineral ilmenita , rico en titanio . La mayoría de las erupciones basálticas ocurrieron entre hace unos 3 y 3,5 Ga, aunque algunas muestras de mares tienen edades tan antiguas como 4,2 Ga. Durante mucho tiempo se pensó que la más joven (según el método de recuento de cráteres) databa de hace 1.000 millones de años, ^[4] pero la investigación en la década de 2010 ha encontrado evidencia de erupciones de menos de 50 millones de años en el pasado. ^{[6] [19]} Junto con el vulcanismo de los mares vinieron las erupciones piroclásticas , que lanzaron materiales basálticos fundidos a cientos de kilómetros del volcán . Una gran parte del mar se formó, o fluyó hacia, las elevaciones bajas asociadas con las cuencas de impacto cercanas. Sin embargo, el 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 están cubiertas sólo modestamente por el mar (ver mar lunar para una discusión más detallada).

Los impactos de meteoritos y cometas son la única fuerza geológica abrupta que actúa sobre la Luna hoy en día, aunque la variación de las mareas terrestres en la escala del mes anomalístico lunar causa pequeñas variaciones en las tensiones. ^[20] Algunos de los cráteres más importantes utilizados en la estratigrafía lunar se formaron en esta época reciente. Por ejemplo, el cráter Copérnico , que tiene una profundidad de 3,76 km y un radio de 93 km, se estima que se formó hace unos 900 millones de años (aunque esto es discutible). La misión Apolo 17 aterrizó en un área en la que podría haberse muestreado el material proveniente del cráter Tycho . 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 erosión espacial debido a partículas de alta energía, implantación de viento solar e impactos de micrometeoritos . Este proceso hace que los sistemas de rayos asociados a los cráteres jóvenes se oscurezcan hasta igualarse al albedo de la superficie circundante. Sin embargo, si la composición del rayo es diferente de los materiales de la corteza subyacente (como podría ocurrir cuando un rayo de "tierra alta" se sitúa en el mar), el rayo podría ser visible durante mucho más tiempo.

Después de reanudarse la exploración lunar en la década de 1990, se descubrió que existen escarpes en todo el mundo que son causados ​​por la contracción debida al enfriamiento de la Luna. ^[21]

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En la parte superior de la estratigrafía de la Luna se encuentra la unidad copernicana, que consiste en cráteres con un sistema de rayos. Debajo de esta se encuentra la unidad eratosténica, definida por cráteres con morfología de cráter de impacto establecida, pero que carecen del sistema de rayos del copernicano. Estas dos unidades están presentes en puntos más pequeños en la superficie lunar. Más abajo en la estratigrafía se encuentran las unidades Mare (anteriormente conocidas como unidad procelariana) y la unidad ímbrica, que está relacionada con los eyectados y la tectónica de la cuenca del Imbrium. En la parte inferior de la estratigrafía lunar se encuentra la unidad prenectariana, que consiste en antiguas llanuras de cráteres. ^[22]

El paisaje lunar se caracteriza por cráteres de impacto , sus eyecciones, algunos volcanes , colinas, flujos de lava y depresiones rellenas de lava.

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 tierra , tierra ), y las llanuras más oscuras se llaman maria (singular mare , del latín mar ), en honor a Johannes Kepler, quien introdujo los nombres en el siglo XVII. Las tierras altas son de composición anortosítica , mientras que los maria son basálticos . Los maria a menudo coinciden con las "tierras bajas", pero las tierras bajas (como dentro de la cuenca del Polo Sur-Aitken ) no siempre están cubiertas por marias. Las tierras altas son más antiguas que los marias visibles y, por lo tanto, están más llenas de cráteres.

Los principales productos de los procesos volcánicos en la Luna son evidentes para los observadores terrestres en forma de mares lunares . Se trata de grandes flujos de lava basáltica que corresponden a superficies de bajo albedo que cubren casi un tercio del lado visible. Solo un pequeño porcentaje del lado oculto se ha visto afectado por el vulcanismo de los mares. Incluso antes de que las misiones Apolo lo confirmaran, la mayoría de los científicos ya pensaban que los mares son llanuras llenas de lava, porque tienen patrones de flujo de lava y colapsos atribuidos a tubos de lava .

Las edades de los basaltos del mare se han determinado tanto por datación radiométrica directa como por la técnica de recuento de cráteres . Las edades radiométricas más antiguas son de alrededor de 4,2 Ga (mil millones de años), y las edades de la mayoría de las lavas de maria más jóvenes se han determinado a partir del recuento de cráteres en alrededor de 1 Ga. Debido a una mejor resolución de imágenes más recientes, se han encontrado alrededor de 70 áreas pequeñas llamadas parches de mare irregulares (cada área de solo unos pocos cientos de metros o unos pocos kilómetros de ancho) en el maria que el recuento de cráteres sugiere que fueron sitios de actividad volcánica en el pasado geológicamente mucho más reciente (menos de 50 millones de años). ^[6] Volumétricamente, la mayor parte del mar se formó entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga antes del presente. Las lavas más jóvenes estallaron dentro de Oceanus Procellarum , mientras que algunas de las más antiguas parecen estar ubicadas en el lado lejano. Los maria son claramente más jóvenes que las tierras altas circundantes dada su menor densidad de cráteres de impacto.

Una gran parte de los mares hicieron erupción dentro de las cuencas de impacto bajas en el lado cercano de la Luna o fluyeron hacia ellas. Sin embargo, es poco probable que exista una relación causal entre el evento de impacto y el vulcanismo del mare porque las cuencas de impacto son mucho más antiguas (alrededor de 500 millones de años) que el relleno del mar. Además, Oceanus Procellarum , que es la mayor extensión de vulcanismo de mar en la Luna, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida. Se sugiere comúnmente que la razón por la que el mar 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 los mares, aunque también cubre las zonas altas, son los depósitos del "manto oscuro". Estos depósitos no se pueden ver a simple vista, pero sí 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 a conos de ceniza alargados y oscuros , lo que refuerza la idea de los piroclastos. La existencia de erupciones piroclásticas se confirmó posteriormente con 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 se formaron por burbujas de gas que se liberaron del magma en las condiciones de vacío que se encontraron en la superficie. No se sabe con certeza qué gases escaparon de estas rocas, pero el monóxido de carbono es uno de los candidatos.

Las muestras de vidrios piroclásticos presentan tonos verdes, amarillos y rojos. La diferencia de color indica la concentración de titanio que posee la roca, siendo las partículas verdes las que presentan concentraciones más bajas (alrededor del 1%) y las rojas las que presentan concentraciones más altas (hasta el 14%, mucho más que los basaltos con concentraciones más altas).

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 surcos serpenteantes hasta su origen, a menudo conducen a un antiguo respiradero volcánico. Uno de los surcos sinuosos más notables es el accidente geográfico de Vallis Schröteri , ubicado en la meseta de Aristarco a lo largo del borde oriental del Oceanus Procellarum . Existe un ejemplo de un surco sinuoso en el lugar de aterrizaje del Apolo 15 , Rima Hadley , ubicado en el borde de la cuenca de Imbrium . Con base en las observaciones de la misión, generalmente se cree que este surco se formó por procesos volcánicos, un tema debatido durante mucho tiempo antes de que se llevara a cabo la misión.

En la superficie lunar, como en el monte Rümker , se pueden encontrar diversos volcanes en escudo . Se cree que se formaron a partir de lava relativamente viscosa, posiblemente rica en sílice, que brota de respiraderos localizados. Los domos lunares resultantes son estructuras circulares, anchas y redondeadas con una suave pendiente que se eleva unos cientos de metros hasta el punto medio. Suelen tener entre 8 y 12 km de diámetro, pero pueden llegar a tener hasta 20 km de ancho. Algunos de los domos contienen un pequeño pozo en su cima.

Las crestas arrugadas son formaciones creadas por fuerzas tectónicas compresivas dentro de los mares. Estas formaciones representan el pandeo de la superficie y forman crestas largas en partes de los mares. Algunas de estas crestas pueden delinear cráteres enterrados u otras formaciones debajo de los mares. Un excelente ejemplo de una característica delineada de este tipo es el cráter Letronne .

Los fosas tectónicas son formaciones que se forman bajo tensiones de extensión. Estructuralmente, están compuestos por dos fallas normales , con un bloque hundido entre ellas. La mayoría de las fosas se encuentran dentro de los mares lunares cerca de los bordes de grandes cuencas de impacto.

El origen de los cráteres de la Luna como formaciones de impacto no se aceptó ampliamente hasta la década de 1960. Esta constatación permitió que la historia de los impactos de la Luna se fuera elaborando gradualmente mediante el principio geológico de superposición . Es decir, si un cráter (o su eyección) se superponía a otro, debía ser el más reciente. La cantidad de erosión experimentada por un cráter era otra pista de su edad, aunque esto es más subjetivo. Al adoptar este enfoque a finales de la década de 1950, Gene Shoemaker arrebató el estudio sistemático de la Luna a los astrónomos y lo puso firmemente en manos de los geólogos lunares. ^[23]

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 (la velocidad media de impacto en la Luna es 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. A esto le sigue una onda de rarefacción , que es responsable de expulsar la mayor parte del material expulsado fuera del cráter. Finalmente, hay un rebote hidrodinámico del suelo que puede crear un pico central.

Estos cráteres aparecen en un continuo de diámetros a lo largo de la superficie de la Luna, que varían en tamaño desde pequeños hoyos 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 la formación de cráteres de impacto sigue una tendencia de tamaño decreciente con el tiempo. En particular, las cuencas de impacto más grandes se formaron durante los períodos tempranos, y estas fueron sucesivamente superpuestas por cráteres más pequeños. La distribución de frecuencia de tamaño (SFD) de los diámetros de los cráteres en una superficie dada (es decir, el número de cráteres en función del diámetro) sigue aproximadamente una ley de potencia con un número creciente de cráteres a medida que disminuye el tamaño de los cráteres. La posición vertical de esta curva se puede utilizar para estimar la edad de la superficie.

Los impactos más recientes se distinguen por sus características bien definidas, incluido un borde afilado. 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 salientes. Las cuencas de impacto más grandes, las cuencas multianulares, pueden incluso tener anillos concéntricos secundarios de material elevado.

El proceso de impacto excava materiales de alto albedo que inicialmente le dan al cráter, material eyectado y sistema de rayos una apariencia brillante. El proceso de erosión espacial disminuye gradualmente el albedo de este material de tal manera que los rayos se desvanecen con el tiempo. Gradualmente, el cráter y su material eyectado 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 por material eyectado de otros impactos, que pueden sumergir las características e incluso enterrar el pico central.

Los materiales expulsados ​​de grandes impactos pueden incluir grandes bloques de material que vuelven a impactar la superficie para formar cráteres de impacto secundarios. 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 y formar un valle. Estos se distinguen de las catenas 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 más o menos circular. Los experimentos de laboratorio en el Centro de Investigación Ames de la NASA han demostrado que incluso los impactos con ángulos muy bajos tienden a producir cráteres circulares, y que los cráteres elípticos comienzan a formarse con ángulos de impacto inferiores a cinco grados. Sin embargo, un impacto con un ángulo bajo puede producir un pico central que está desplazado del punto medio del cráter. Además, el material expulsado de los impactos oblicuos muestra patrones distintivos en diferentes ángulos de impacto: asimetría que comienza alrededor de los 60˚ y una "zona de evitación" en forma de cuña libre de material expulsado en la dirección de donde vino el proyectil que comienza alrededor de los 45˚. ^[24]

Los cráteres de halo oscuro se forman cuando un impacto excava material de albedo más bajo de la superficie y luego deposita este material eyectado más oscuro alrededor del cráter principal. Esto puede ocurrir cuando un área de material basáltico más oscuro , como el que se encuentra en el mar , se cubre más tarde con material eyectado más claro derivado de impactos más distantes en las tierras altas. Esta cobertura oculta el material más oscuro que se encuentra debajo, que luego es excavado por cráteres posteriores.

Los impactos más grandes produjeron capas de roca fundida que cubrieron partes de la superficie y que podrían tener un espesor de hasta un kilómetro. Se pueden ver ejemplos de este tipo de fusión por impacto en la parte noreste de la cuenca de impacto del Mare Orientale .

La superficie de la Luna ha estado sujeta a miles de millones de años de colisiones con materiales de asteroides y cometas , tanto pequeños como grandes . Con el tiempo, estos procesos de impacto han pulverizado y "jardineado" los materiales de la superficie, formando una capa de grano fino denominada regolito . El espesor del regolito lunar varía entre 2 metros (6,6 pies) por debajo de los mares más jóvenes, hasta 20 metros (66 pies) por debajo de las superficies más antiguas de las tierras altas lunares. El regolito está compuesto predominantemente de materiales encontrados en la región, pero también contiene rastros de materiales expulsados ​​por cráteres de impacto distantes. El término megarregolito se utiliza a menudo para describir el lecho de roca muy 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. ^[25] El regolito de los mares es rico en hierro y magnesio y es pobre en sílice, al igual que las rocas basálticas de las que está formado.

El regolito lunar es muy importante porque también almacena información sobre la historia del Sol . Los átomos que componen el viento solar –principalmente hidrógeno , helio , neón , carbono y nitrógeno– chocan contra 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 nitrógeno no solo son esenciales para sostener la vida, sino que también son potencialmente muy útiles en la producción de combustible . La composición del regolito lunar también puede usarse para inferir su origen.

Los tubos de lava lunares forman un lugar potencialmente importante para la construcción de una futura base lunar, que puede usarse para la exploración y el desarrollo local, o como un puesto avanzado humano para servir a la exploración más allá de la Luna. Desde hace mucho tiempo se ha sugerido y discutido en la literatura y en tesis la posibilidad de una cueva de lava lunar. ^[26] Cualquier tubo de lava intacto en la Luna podría servir como refugio del severo entorno de la superficie lunar, con sus frecuentes impactos de meteoritos, radiación ultravioleta de alta energía y partículas energéticas, y variaciones extremas de temperatura diurna. ^{[27] [28] [29]} Tras el lanzamiento del Lunar Reconnaissance Orbiter , se han fotografiado muchos tubos de lava lunares. ^[30] Estos pozos lunares se encuentran en varios lugares de la Luna, incluidos Marius Hills , Mare Ingenii y Mare Tranquillitatis .

Las primeras rocas que trajo la misión Apolo 11 fueron basaltos . Aunque la misión aterrizó en el Mare Tranquillitatis , se recogieron algunos fragmentos milimétricos de rocas procedentes de las tierras altas. Se trata de rocas compuestas principalmente de feldespato plagioclasa ; algunos fragmentos estaban compuestos exclusivamente de anortita . La identificación de estos fragmentos minerales condujo a la audaz hipótesis de que una gran parte de la Luna estuvo fundida en el pasado y que la corteza se formó por cristalización fraccionada de este océano de magma .

Un resultado natural del hipotético evento de gran impacto es que los materiales que se volvieron a acrecentar 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 que se formara, y se estima que la profundidad de este océano de magma oscila entre unos 500 km y la fusión completa. La cristalización de este océano de magma habría dado lugar a un cuerpo diferenciado con una corteza y un manto de composición distinta y explica los principales conjuntos de rocas lunares.

A medida que avanzaba la cristalización del océano de magma lunar, minerales como el olivino y el piroxeno se habrían precipitado y hundido para formar el manto lunar. Una vez que la cristalización se completó en tres cuartas partes, la plagioclasa anortosítica habría comenzado a cristalizar y, debido a su baja densidad, a flotar, formando una corteza anortosítica. Es importante destacar que los elementos que son incompatibles (es decir, los que se reparten 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 quedado atrapado entre la corteza y el manto. La evidencia de este escenario proviene de la composición altamente anortosítica de la corteza de las tierras altas lunares, así como de la existencia de materiales ricos en KREEP. Además, el análisis de circón de las muestras del Apolo 14 sugiere que la corteza lunar se diferenció hace 4,51 ± 0,01 mil millones de años. ^[31]

El programa Apolo trajo 380,05 kilogramos (837,87 libras) de material de la superficie lunar , ^[32] la mayor parte del cual está almacenado en el Laboratorio de Recepción Lunar en Houston, Texas , y el programa Luna soviético no tripulado trajo 326 gramos (11,5 onzas) de material lunar. Estas rocas han demostrado ser invaluables para descifrar la evolución geológica de la Luna. Las rocas lunares están hechas en gran parte de los mismos minerales formadores de rocas comunes que se encuentran en la Tierra, como el olivino , el piroxeno y el feldespato plagioclasa ( anortita ). El feldespato plagioclasa se encuentra principalmente en la corteza lunar, mientras que el piroxeno y el olivino se ven típicamente en el manto lunar. ^[33] El mineral ilmenita es muy abundante en algunos basaltos marinos, y un nuevo mineral llamado armalcolita (llamado así por Armstrong , Al Drin y Collins , los tres miembros de la tripulación del Apolo 11 ) fue descubierto por primera vez en las muestras lunares.

Los mares 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 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 suelen aparecer 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 por impacto máficas , que se caracterizan por la composición de Fra Mauro de bajo K , tienen una mayor proporción de hierro y magnesio que las rocas anortosíticas típicas de la corteza superior, así como mayores abundancias de KREEP.

Las principales características de las rocas basálticas con respecto a las rocas de las tierras altas lunares es que los basaltos contienen mayores abundancias 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 altas abundancias de un óxido ferro - titánico llamado ilmenita . Debido a que el primer muestreo de rocas contenía un alto contenido de ilmenita y otros minerales relacionados, recibieron el nombre de basaltos de "alto titanio". La misión Apolo 12 regresó a la Tierra con basaltos de concentraciones de titanio más bajas, y estos fueron bautizados como basaltos de "bajo titanio". 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 devolvió datos que muestran que los basaltos del mare tienen un continuo en las concentraciones de titanio, siendo las rocas de mayor concentración las menos abundantes.

El modelo actual del interior de la Luna se obtuvo utilizando sismómetros dejados durante las misiones tripuladas del programa Apolo, así como investigaciones del campo gravitacional y la rotación de la Luna.

La masa de la Luna es suficiente para eliminar cualquier vacío en su interior, por lo que se estima que está compuesta de roca sólida en su totalidad. Su baja densidad aparente (~3346 kg m ⁻³ ) indica una baja abundancia de metales. Las restricciones 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 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 un espesor promedio de 50 km (aunque esto es incierto en aproximadamente ±15 km). Se estima que la corteza del lado lejano es en promedio más gruesa que la del lado cercano en unos 15 km. ^[34] La sismología ha restringido el espesor de la corteza solo cerca de los sitios de aterrizaje del Apolo 12 y el Apolo 14. Aunque los análisis iniciales de la era Apolo sugirieron un espesor de corteza de aproximadamente 60 km en este sitio, reanálisis recientes de estos datos sugieren que es más delgada, en algún lugar entre aproximadamente 30 y 45 km.

En comparación con la Tierra, la Luna tiene un campo magnético externo débil. Otras diferencias significativas son que la Luna no tiene actualmente un campo magnético dipolar (como el generado por una geodinamo en su núcleo) y las magnetizaciones que están presentes son casi en su totalidad de origen cortical. Una hipótesis sostiene que las magnetizaciones corticales se adquirieron en los primeros tiempos de la historia lunar, cuando una geodinamo todavía estaba en funcionamiento. Sin embargo, el pequeño tamaño del núcleo lunar es un obstáculo potencial para esta hipótesis. Alternativamente, es posible que se generen campos magnéticos transitorios durante los procesos de impacto en cuerpos sin aire como la Luna. En apoyo de esto, se ha observado que las magnetizaciones corticales más grandes parecen estar ubicadas cerca de las antípodas de las cuencas de impacto más grandes. Aunque la Luna no tiene un campo magnético dipolar como el de la Tierra, algunas rocas que regresaron tienen magnetizaciones fuertes. Además, las mediciones desde la órbita muestran que algunas partes de la superficie lunar están asociadas con campos magnéticos fuertes.

• Escala de tiempo geológica lunar
• Recursos lunares
• Selenografía
• Fenómeno lunar transitorio

Referencias citadas

Referencias científicas

Referencias generales

• Apolo sobre la Luna: una vista desde la órbita Archivado el 7 de octubre de 2014 en Wayback Machine , editado por Harold Masursky, GW Colton y Farouk El-baz, NASA SP-362.
• Eric Douglass, Procesos geológicos en la Luna
• Información sobre muestras lunares (JSC)
• Diario de la superficie lunar de la misión Apolo (NASA) Archivado el 16 de diciembre de 2008 en Wayback Machine
• Instituto Lunar y Planetario: Explorando la Luna
• Navegador de imágenes lunares de Clementine
• Cartografía planetaria y gráficos de Ralph Aeschliman: mapas lunares Archivado el 6 de febrero de 2004 en Wayback Machine
• Gravedad, topografía y espesor de la corteza lunar Archivo Archivado el 13 de febrero de 2015 en Wayback Machine
• Instituto Lunar y Planetario: Atlas lunar y colección de fotografías
• Rocas lunares vistas al microscopio. Recuperado el 22 de agosto de 2007.
• Artículos sobre la Luna en la revista Planetary Science Research Discoveries
• Otro golpe a la falsa teoría: rastros del hombre en la superficie lunar
• Mapa visible y del terreno de la Luna
• Vídeo (04:56) – La Luna en 4K (NASA, abril de 2018) en YouTube