Geología de la Luna

Geología de la Luna

Artículo destacado

Cara visible de la Luna.

El conocimiento de la geología lunar aumentó significativamente a partir de los años sesenta con las misiones tripuladas y automatizadas. Pese a todos los datos recogidos, todavía quedan preguntas sin responder que únicamente serán contestadas con la instalación de futuras bases permanentes y un estudio más amplio de la superficie. Gracias a su cercanía, la Luna es el único cuerpo —además de la Tierra— cuya geología se conoce detalladamente y del que se obtuvieron muestras de distintas regiones. Las misiones tripuladas Apolo contribuyeron en la recolección de 382 kilogramos de rocas y muestras del suelo lunar, los cuales siguen siendo objeto de estudio útil para la comprensión acerca de su formación y la de otros cuerpos celestes. Algunas sondas del programa Luna de la Unión Soviética también trajeron de vuelta a la Tierra pequeñas muestras del suelo lunar: la Luna 16 (101 gramos), la Luna 20 (55 gramos) y la Luna 24 (170 gramos).

Índice [ocultar]

1 El origen de la Luna

1.1 Teoría del gran impacto

2 Paisaje lunar

2.1 Las altas y bajas planicies

2.2 Las tierras altas y los cráteres

2.3 Los mares

2.4 Preguntas sin contestar sobre los mares

2.5 Los agujeros profundos

3 La superficie lunar

4 Rocas lunares

4.1 Rocas de las tierras altas y el océano de magma lunar

4.2 Abundancias minerales en las rocas lunares

4.3 Los minerales lunares

4.4 Constitución geológica de los mares

5 El interior lunar y los lunamotos

6 El estudio de las rocas lunares

7 Véase también

8 Referencias

9 Bibliografía

10 Enlaces externos

El origen de la Luna[editar]

Mare Imbrium y cráter Copérnico.

Por mucho tiempo el problema fundamental concerniente a la historia lunar fue el de su origen. Las hipótesis que han sido elaboradas a este respecto son tan variadas como diferentes una de la otra. Las hipótesis más importantes son:

Captura lunar: la captura de una luna completamente formada por el campo gravitacional de la Tierra resulta inverosímil ya que un encuentro cercano con la Tierra habría producido una colisión o una alteración de la trayectoria del cuerpo en cuestión y probablemente nunca volvería a reencontrase con la Tierra. Para que esta hipótesis funcione se requeriría una gran atmósfera extendida alrededor de la Tierra primitiva, la cual podría frenar el movimiento de la Luna antes de que escapase. Esta hipótesis es seriamente considerada para explicar las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter y Saturno; sin embargo, es muy difícil que funcione para la Luna.

Hipótesis de la fisión: expone la idea de que una Tierra primitiva con una rotación acelerada expulsó un pedazo de su masa, y fue propuesta por George Darwin, hijo del célebre biólogo Charles Darwin. Esta hipótesis no explica por qué la Tierra estaba rotando una vez cada 2,5 horas y por qué la Luna y la Tierra no siguen con un movimiento rotacional acelerado en la actualidad.

Hipótesis de la acreción: con esta hipótesis se establece que la Tierra y la Luna se formaron juntas, en un sistema doble. El problema de esta hipótesis es que no se explica el período rotacional de la Tierra y la Luna, además de dar una respuesta a la ausencia de material de este sistema doble orbitando a los dos cuerpos, fenómeno que solamente puede ser explicado si se tienen en cuenta el movimiento de rotación terrestre y el de revolución lunar a través de una propiedad física llamada momento angular.

Teoría del gran impacto: se refiere al impacto de un cuerpo del tamaño de Marte (la mitad del radio terrestre y un décimo de su masa) sobre la Tierra cuando ésta estaba a un 90 % de su tamaño actual. Este impacto habría expulsado vastas cantidades de material caliente alrededor de la órbita terrestre y la Luna se habría formado a través de la acumulación de este material.

Teoría del gran impacto[editar]

Imagen obtenida en la misión Apolo 15.

Artículo principal: Teoría del gran impacto

Es la hipótesis más aceptada. Aunque propuesta en 1984, sus orígenes se remontan a mediados de los años setenta. Esta teoría sí satisface las condiciones orbitales de la Tierra y la Luna y las causas por las que la Tierra tiene un núcleo metálico más grande que la Luna. Las teorías modernas de cómo se forman los planetas a través de cuerpos más pequeños —que habrían sido formados por cuerpos aún más pequeños— predicen que, cuando la formación de la Tierra estaba casi terminada, podría haber habido un cuerpo del tamaño de Marte y con cerca de un décimo de la masa de la Tierra en las cercanías de la órbita terrestre. Por todo esto, la teoría del gran impacto es un evento plausible, incluso podría haber sido inevitable.

La energía involucrada en esta colisión es impresionante: miles de billones de toneladas de material se habría evaporado y derretido. En algunos lugares de la Tierra la temperatura habría llegado a los 10 000 °C. Esto explicaría el tamaño inusual del núcleo metálico de la Tierra; el cuerpo del tamaño de Marte se habría fusionado con la Tierra incorporando su material al interior de nuestro planeta. Si este evento nunca hubiera sucedido, no sólo es que la Tierra no tendría luna, sino que además los días serían más largos y sus duraciones serían de cerca de un año.

El primer evento importante de la formación lunar fue la cristalización del magma oceánico. No se sabe con certeza cuál era su profundidad, pero según diferentes estudios, el océano de magma estaba ubicado a unos 500 km de profundidad. Los primeros minerales en formarse en este océano en proceso de cristalización fueron los silicatos de hierro y magnesio olivino y piroxeno. Debido a que estos minerales eran más densos que el material confinante, se hundieron. La ulterior formación de feldespato plagioclasa, de menor densidad que el magma, se ubicó en la parte superior del océano de magma formando las montañas de anortositas, dando a lugar a la primera corteza lunar. La etapa del océano de magma terminó hace unos 4400 millones de años.

Tan rápido como se formó la corteza lunar, e incluso cuando todavía se estaba formando, otros tipos de magmas que formarían las noritas y las troctolitas en las tierras altas se empezaron a formar en lo profundo de la Luna, pero todavía no se sabe a qué profundidad. Los magmas subieron a través de la superficie infiltrándose a través de la corteza de anortosita, formando grandes rocas e incluso erupcionando sobre la superficie. Algunos de estos cuerpos magmáticos reaccionaron químicamente con los remanentes del océano de magma (KREEP) y otros pueden haber disuelto a las anortositas. Este periodo de historia lunar terminó hace cerca de 4000 millones de años.

Durante estas primeras etapas de la formación lunar, varios eventos de impacto siguieron modificando la superficie hasta una profundidad de unos pocos kilómetros (incluso hasta 20 km). Aunque no ha sido comprobado fehacientemente, el promedio de impactos parece haber declinado entre 4500 y 4000 millones de años atrás, pero después creció dramáticamente produciendo la mayor parte de las cuencas visibles en la Luna. Este bombardeo habría ocurrido en un lapso de entre 4000 a 3850 millones de años atrás.

Una vez disminuido el promedio de impactos, los mares tuvieron tiempo para formarse. Los basaltos se formaron hace más de 3850 millones de años. Sin embargo, entre 3700 y cerca de 2500 millones de años atrás (la última cifra es muy incierta), las lavas fluyeron sobre la superficie lunar, formando los mares y otras características típicas. Junto con los basaltos vinieron las erupciones piroclásticas arrojando restos de basalto derretido a cientos de kilómetros de distancia. Desde que cesó el vulcanismo, la única fuerza geológica en la Luna han sido los impactos de meteoritos.

Algunos de los cráteres más importantes de la Luna son Copérnico, con 93 km de diámetro y una profundidad de 3,76 km, y Tycho con un diámetro de 85 km. Ambos cráteres expulsaron gran cantidad de material. La misión Apolo 17 alunizó en un área en la que se había distribuido el material proveniente de Tycho; el estudio de rocas permitió llegar a la conclusión de que el impacto habría ocurrido hace unos 110 millones de años.

Paisaje lunar[editar]

El paisaje lunar está caracterizado por la presencia de cráteres de impacto, el material eyectado por éstos, algunos volcanes, depresiones rellenadas por el océano de magma, colinas y las marcas dejadas por los flujos de lava.

Las altas y bajas planicies[editar]

El aspecto más distintivo de la Luna es el contraste de zonas claras y oscuras. Las zonas claras son las tierras altas y reciben el nombre de terrae (del latín tierra. Forma singular: terra) y las planicies más oscuras llamadas maria (del latín mares. Forma singular: mare), nombres acuñados por Johannes Kepler.

Las tierras altas y los cráteres[editar]

Formación de un cráter de impacto.

Las tierras altas presentan la mayor cantidad de cráteres de impacto desde un diámetro de cerca de un metro hasta 1000 kilómetros. Antes de que cualquier misión robótica pudiera llegar a la Luna, los científicos pensaban que el origen de algunos de estos cráteres era volcánico, idea que cambió radicalmente con el retorno de muestras de suelo y rocas lunares

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