Geologia de la Lluna
El coneiximent de la geologia llunar o selenología[1] va aumentar significativament a partir dels anys 1960 en les missions tripulades i automatizado. Pese a totes les senyes arreplegades, encara queden preguntes sense respondre que únicament seran contestades en l'instalació de futures bases permanents i un estudi més ampli de la superfície. Gràcies a la seua rodalia, la Lluna és l'únic cos —ademés de la Terra— la geologia de la qual es coneix detalladament i del que es varen obtindre mostres de distintes regions. Les missions tripulades Apolo varen contribuir en la recolecció de 382 kg de roques i mostres del sol llunar, els quals seguixen sent objecte d'estudi útil per a la comprensió sobre la seua formació i la d'atres cossos celests. Algunes sondes del programa Lluna de l'Unió Soviètica també varen dur de regrés a la Terra chicotetes mostres del sol llunar: la Lluna 16 (101 grams), la Lluna 20 (55 grams) i la Lluna 24 (170 grams).
L'orige de la Lluna
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Orige de la Lluna.
Per molt temps el problema fonamental concernent a l'història llunar va ser el del seu orige. Les hipòtesis que han segut elaborades a este respecto sò tan variades com a diferents una de l'atra. Les hipòtesis més importants són:
- Captura llunar: la captura d'una lluna completament formada pel camp gravitacional de la Terra resulta inverosímil, ya que una trobada propenca en la Terra hauria produït una colisió o una alteració de la trayectòria del cos en qüestió i provablement mai tornaria a retrobar-se en la Terra. Per a que esta hipòtesis funcione es requeriria una gran atmòsfera estesa al voltant de la Terra primitiva, la qual podria frenar el moviment de la Lluna ans que escapara. Esta hipòtesis és sériament considerada per a explicar les òrbites dels satèlits irregulars de Júpiter i Saturn; no obstant, és molt difícil que funcione per a la Lluna.
- Hipòtesis de la fissió: expon l'idea de que una Terra primitiva en una rotació accelerada va expulsar un péntol de la seua massa, i va ser proposta per George Darwin, fill del célebre biòlec Charles Darwin. Esta hipòtesis no explica per qué la Terra estava rotando una volta cada 2,5 hores i per qué la Lluna i la Terra no seguixen en un moviment rotacional accelerat en l'actualitat.
- Hipòtesis de l'acreció: en esta hipòtesis s'establix que la Terra i la Lluna es varen formar juntes, en un sistema doble. El problema d'esta hipòtesis és que no s'explica el periodo rotacional de la Terra i la Lluna, ademés de donar una resposta a l'absència de material d'este sistema doble orbitando als dos cossos, fenomen que solament pot ser explicat si es tenen en conte el moviment de rotació terrestre i el de revolució llunar a través d'una propietat física cridada moment angular.
- Teoria del gran impacte: es referix a l'impacte d'un cos del tamany de Mart (la mitat del radi terrestre i un dècim de la seua massa) sobre la Terra quan esta estava a un 90 % del seu tamany actual. Este impacte hauria expulsat vastes cantitats de material calent al voltant de l'òrbita terrestre i la Lluna s'hauria format a través de l'acumulació d'este material.
Teoria del gran impacte
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Teoria del gran impacte.
És l'hipòtesis més acceptada. Encara que proposta en 1984, els seus orígens es remonten a mitan dels anys 1970. Esta teoria sí satisfà les condicions orbitales de la Terra i la Lluna i les causes per les que la Terra té un núcleu metàlic més gran que la Lluna. Les teories modernes de cóm es formen els planetes a través de cossos més menuts —que haurien segut formats per cossos encara més menuts— prediuen que, quan la formació de la Terra estava casi terminada, podria haver hagut un protoplaneta o cos planetari primitiu del tamany de Mart (Tea), en prop d'un dècim de la massa de la Terra, en les rodalies de l'òrbita terrestre, de forma tal que va entrar en colisió. Per tot açò, la teoria del gran impacte, segons la qual la Lluna es va originar en els restants d'un gran choc entre planetes, és un event plausible, i inclús que podria haver segut inevitable.
L'energia involucrada en esta colisió és impressionant: mils de billons de tonellades de material s'hauria evaporat i derretido. En alguns llocs de la Terra la temperatura hauria aplegat als 10 000 °C. Açò explicaria el tamany inusual del núcleu metàlic de la Terra; el cos del tamany de Mart s'hauria fusionat en la Terra incorporant el seu material a l'interior del nostre planeta. Si este event mai haguera succeït, no solament és que la Terra no tindria lluna, sino que ademés els dies serien més llarcs i les seues duració serien de prop d'un any.
El primer event important de la formació llunar va ser la cristalisació del magma oceànic. No se sap en certea quin era la seua profunditat, pero segons diferents estudis, l'oceà de magma estava ubicat a uns 500 km de profunditat. Els primers mineralés en formar-se en este oceà en procés de cristalisació varen ser els silicats de ferro i magnesi olivino i piroxeno. Degut a que estos minerals eren més densos que el material confinante, es varen afonar. L'ulterior formació de feldespat plagioclasa, de menor densitat que el magma, es va ubicar en la part superior de l'oceà de magma formant les montanyes d'anortositas, donant lloc a la primera corfa llunar. L'etapa de l'oceà de magma va terminar fa uns 4400 millons d'anys.
Tan ràpit com es va formar la corfa llunar, i inclús quan encara s'estava formant, atres tipos de magma que formarien les noritas i les troctolitas en les terres altes es varen escomençar a formar en lo profunt de la Lluna, pero encara no se sap a quina profunditat. Els magma varen pujar a través de la superfície infiltrant-se a través de la corfa de anortosita, formant grans roques i inclús erupcionando sobre la superfície. Alguns d'estos cossos magmáticos varen reaccionar químicament en els remanentes de l'oceà de magma (KREEP) i uns atres poden haver dissolt a les anortositas. Este periodo d'història llunar va terminar fa prop de 4000 millons d'anys.
Durant estes primeres etapes de la formació llunar, varis events d'impacte varen seguir modificant la superfície fins a una profunditat d'uns pocs quilómetros (inclús fins a 20 km). Encara que no ha segut comprovat fefaentment, el promig d'impactes sembla haver declinat entre 4500 i 4000 millons d'anys arrere, pero despuix va créixer dramàticament produint la major part de les conques visibles en la Lluna. Este bombardeig hauria ocorregut en un lapsus d'entre 4000 a 3850 millons d'anys arrere.
Una volta disminuït el promig d'impactes, les mars varen tindre temps per a formar-se. Els basalts es varen formar fa més de 3850 millons d'anys. No obstant, entre 3700 i prop de 2500 millons d'anys arrere (l'última sifra és molt incerta), les lavas varen fluir sobre la superfície llunar, formant les mars i atres característiques típiques. Junt en els basalt varen vindre les erupció piroclásticas tirant restants de basalt derretido a centenars de quilómetros de distància. Des de que va cessar el vulcanisme, l'única força geològica en la Lluna han segut els impactes de meteorits.
Alguns dels cràters més importants de la Lluna són Copérnico, en 93 km de diàmetro i una profunditat de 3,76 km, i Tycho en un diàmetro de 85 km. Abdós cràters varen expulsar gran cantitat de material. La missió Apolo 17 alunizó en el vall de Taurus-Littrow, un àrea en la que s'havia distribuït el material provinent del cràter Tycho; l'estudi de roques va permetre aplegar a la conclusió de que l'impacte hauria ocorregut fa uns 110 millons d'anys.
Paisage llunar
[editar | editar còdic]El paisage llunar està caracterisat per la presència de cràters d'impacte, el material eyectado per estos, alguns volcans, depressió reblides per l'oceà de magma, tossals i les marques deixades pels fluix de lava.
Les altes i baixes planicies
[editar | editar còdic]L'aspecte més distintiu de la Lluna és el contrast de zones clares i obscures. Les zones clares són les terres altes i reben el nom de terrae (del llatí terra; forma singular: terra) i les planicies més obscures cridades maria (del llatí mars; forma singular: mare), noms falcats per Johannes Kepler.
Les terres altes i els cràters
[editar | editar còdic]
Les terres altes presenten la major cantitat de cràters d'impacte des d'un diàmetro de prop d'un metro fins a 1000 quilómetros. Ans que qualsevol missió robòtica poguera aplegar a la Lluna, els científics pensaven que l'orige d'alguns d'estos cràters era volcànic, idea que va canviar radicalment en la tornada de mostres de sol i roques llunars en les missions Apolo mostrant clarament l'important rol del procés d'impacte en la formació del terreny.
Els impactes ocorren a velocitats propenques als 20 km/s (70 000 km/h). En cada impacte ones d'alta pressió reboten al proyectil i el cos impactat, procés en el qual el proyectil (un meteorit) és destruït pel passage de l'ona de choc fent que es evaporice casi en la seua totalitat. El material del cos impactat és comprimit fortament i descomprimido breument despuix. Una porció d'este material és evaporizado i una atra part és derretida, pero la major part (una massa 10 000 voltes superior a la del meteorit) és expulsada fòra del cràter formant l'anell que ho rodeja. La part central del cràter és un àrea més deprimida que el restant del terreny.
La diferència en les calderes volcàniques o cons de cendres és que no tenen anells de material acumulat i els seus cims estan per damunt del nivell de la superfície.
Una menuda part del cos impactat és expulsada a grans distàncies donant lloc a unes figures que s'assemblen a llínees rectes cridades ràdios.
Les mars
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Mar llunar.
Les mars (maria) cobrixen prop del 16 % de la superfície llunar i varen ser formats per colades de lava que principalment varen omplir les enormes conques d'impacte. Encara que es pensa que en l'actualitat la Lluna no posseïx cap activitat volcànica, sí la va tindre en el passat. Segons estudis, l'activitat volcànica de la Lluna va prendre lloc en acabant de que les terres altes foren formades i en acabant de que la major part del procés de craterización succeïra, per este motiu, les mars llunars són més recents que les terres altes.
Abans de ser confirmat per les missions Apolo, els científics ya creïen que les mars llunars eren planicies de lava, ya que estes posseïen unes característiques particulars: patrons de fluix de lava i colapses atribuïts a tubos de lava. El material arreplegat durant les missions llunars dels anys xixanta i setanta varen confirmar la sospita: les conques estan formades d'un tipo de roca volcànica cridada basalt.
Les mars omplin la major part de les conques d'impacte del costat visible. En els anys 1960, alguns científics varen sugerir que açò demostrava una causa i efecte: els impactes no solament varen causar la formació de grans cràters sino també varen produir el derretimiento de l'interior llunar disparant el procés volcànic. No obstant, un examen més detallat de les mars mostren que estos deuen haver segut més jóvens que les conques en les que residixen.
Eixemple: l'impacte que va formar la gran conca de Imbrium del Mare Imbrium (Mar de les Pluges) va tirar material cap a fòra de la conca formant les montanyes que rodegen a la conca Serenitatis, és dir, del Mare Serenitatis (Mar de la Serenitat). Per això la Mar de la Serenitat és més antic.
La característica visible més important sobre la relativa joventut de les mars respecte al terreny circumdant és que les mars posseïxen menys cràters, lo que supon que han estat presents menys temps. De fet, en les senyes arreplegades en les missions llunars se sap que les mars poden formar-se inclús mils de millons d'anys en acabant de que es formen les conques.
Un atre tipo de depòsit associat en les mars, encara que també cobrix a les àrees de les terres altes, són els depòsits de mant obscur. Estos depòsits no poden ser vists simple vista sino en l'ajuda de telescopis o la rodalia de naus espacials. Abans de les missions Apolo, els científics creïen que es tractava de depòsits produïts per erupció piroclásticas. Alguns depòsits semblen estar associats en cons de cendres obscurs i amples reforçant l'idea de les erupció piroclásticas, posteriorment confirmades per la troballa de perles de vidre com les que es troben en les erupció piroclásticas de la Terra.
Preguntes sense contestar sobre les mars
[editar | editar còdic]Encara persistixen alguns misteris sobre les mars:
- ¿Per qué varen desaparéixer els volcans i solament es poden apreciar cons de cendra associats en depòsits de mant obscur?
- Si no varen existir els volcans ¿d'on va ser erupcionada la lava?
En alguns casos és visible que la lava provinguera de les enormes conques d'impacte, o potser a lo llarc de clavills concèntrics a la conca, encara que en la majoria dels casos no es pot vore d'on erupcionó.
Una atra de les característiques curioses de la Lluna és que casi totes les mars estan presents en el costat visible a la Terra. La majoria dels científics creu que esta asimetria està causada perque la corfa de les terres altes és més espessa en el costat opost, dificultant l'ascens del basalt fins a la superfície; també s'ha sugerit que la diferència entre les dos cares pot deure's a la colisió d'una segona lluna que va poder formar-se també en l'impacte que es pensa va formar la Lluna; d'acort en esta idea, eixa hipotètica segona lluna tindria un diàmetro de 1200 quilómetros aproximadament (1/3 del tamany del nostre satèlit) i va colisionar en la major a una velocitat relativament baixa en el resultat de que, en lloc de formar un gran conca d'impacte, la lluna més menuda es va desintegrar cobrint els seus restants lo que hui és la cara amagada.
Els alvencs profunts
[editar | editar còdic]La sonda japonesa SELENE va descobrir tres forats circulares profunts en la superfície llunar causats tal volta pel colapse o caiguda de trossos de sostre de varis tubos de lava o intumescencias; en la Terra també es produïxen quan es solidifica la superfície d'una corrent de lava i la pasta fosa de l'interior seguix fluint, deixant un tubo buit de roca. Aixina es formen àmplies rets de galeries i grans voltes o intumescencias huecas que, algunes voltes, es derroquen, formant forats. Més vesprada, la sonda Llunar Reconnaissance Orbiter va poder precisar les seues dimensions. Un de cent metros de profunditat es troba en el Mar de la Tranquilitat. Un atre forat, detectat en el Mare Ingenii, posseïx 70 metros de profunditat i 120 d'ample. Un tercer clot, més menut, situat en les tossals de Marius, cau 34 metros baix la superfície. Estos llocs es consideren prometedors per a futurs assentaments humans en la Lluna, puix permetrien un gran aforro de costs i protecció davant els rajos còsmics i les extremes temperatures.[2] Per una atra part, un nou escanege de les senyes arreplegades per la sonda LRO ha permés localisar en un nou algoritme informàtic fins a 200 forats més. Estos llocs poden oferir accés a l'interior de sistemes de cavernes utilisables com a refugi o almagasén. El diàmetro dels forats oscila entre els 5 i els 900 metros.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ RAE i FECYT. «selenología». Enclavament de Ciència.
- ↑ «El misteriós forat vertical de la Lluna, més profunt de lo que es creïa». ABC. Consultat el 5 de febrer de 2017.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Geología de la Luna» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.