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Yegua lunar

El lado visible de la Luna , con los principales mares y cráteres etiquetados

Los mares lunares ( / ˈm ær i . ə / MARR -ee-ə ; sg. mare / ˈm ɑːr eɪ , - i / MAR -ay, MAR -ee ) [1] son ​​grandes llanuras basálticas oscuras en la Luna de la Tierra , formadas por lava que fluye hacia antiguas cuencas de impacto. Los primeros astrónomos los llamaron mares ( en latín , 'mares') y los confundieron con mares reales . [ cita requerida ] Son menos reflectantes que las "tierras altas" como resultado de su composición rica en hierro y, por lo tanto, parecen oscuros a simple vista . Los mares cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar, principalmente en el lado visible desde la Tierra . Los pocos mares del otro lado son mucho más pequeños y residen principalmente en cráteres muy grandes. La nomenclatura tradicional de la Luna también incluye un oceanus (océano), así como formaciones con los nombres lacus ('lago'), palus ('pantano') y sinus ('bahía'). Los tres últimos son más pequeños que los mares, pero tienen la misma naturaleza y características.

Los nombres de maria se refieren a características del mar ( Mare Humorum , Mare Imbrium , Mare Insularum , Mare Nubium , Mare Spumans , Mare Undarum , Mare Vaporum , Oceanus Procellarum , Mare Frigoris ), atributos del mar ( Mare Australe , Mare Orientale , Mare Cognitum , Mare Marginis ), o estados de ánimo ( Mare Crisium , Mare Ingenii , Mare Serenitatis , Mare Tranquillitatis ). Mare Humboldtianum y Mare Smythii se establecieron antes de que se aceptara la nomenclatura final, la de estados mentales, y no siguen este patrón. [2] Cuando Mare Moscoviense fue descubierta por el Luna 3 , y el nombre fue propuesto por la Unión Soviética, sólo fue aceptado por la Unión Astronómica Internacional con la justificación de que Moscú es un estado de ánimo. [3]

Siglos

Las edades de los basaltos de los mares se han determinado tanto mediante datación radiométrica directa como mediante la técnica de recuento de cráteres . Las edades radiométricas varían de aproximadamente 3,16 a 4,2 mil millones de años (Ga), [4] mientras que las edades más jóvenes determinadas a partir del recuento de cráteres son de aproximadamente 1,2 Ga. [5] Las mediciones actualizadas de muestras recolectadas por la misión Chang'e-5 muestran que algunos basaltos lunares podrían tener tan solo 2,03 mil millones de años. [6] Sin embargo, la mayoría de los basaltos de los mares parecen haber entrado en erupción entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga. Las pocas erupciones basálticas que ocurrieron en el lado lejano son antiguas, mientras que los flujos más jóvenes se encuentran dentro de Oceanus Procellarum en el lado cercano. Si bien muchos de los basaltos entraron en erupción dentro de cuencas de impacto bajas o fluyeron hacia ellas, la extensión más grande de unidades volcánicas, Oceanus Procellarum, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida.

Luna - Oceanus Procellarum ("Océano de tormentas")

Distribución de basaltos

Mapa global del albedo de la Luna obtenido por la misión Clementine . Las regiones oscuras son los mares lunares, mientras que las regiones más claras son las tierras altas. La imagen es una proyección cilíndrica , con una longitud que aumenta de izquierda a derecha desde −180° E hasta 180° E y una latitud que disminuye de arriba hacia abajo desde 90° N hasta 90° S. El centro de la imagen corresponde al punto medio debajo de la Tierra, 0° N y 0° E.

Existen muchos conceptos erróneos comunes respecto a la distribución espacial de los basaltos de los mares.

  1. Dado que muchos basaltos de mar llenan cuencas de impacto bajas, alguna vez se asumió que el evento de impacto en sí mismo de alguna manera causó la erupción volcánica. Nota: de hecho, los datos actuales pueden no descartar esto, aunque el momento y la duración del vulcanismo de mar en varias cuencas arrojan algunas dudas al respecto. El vulcanismo inicial de mar generalmente parece haber comenzado dentro de los 100 millones de años de la formación de la cuenca. [7] Aunque estos autores consideraron que 100 millones de años era un tiempo suficientemente largo como para que una correlación entre el impacto y el vulcanismo pareciera improbable, existen problemas con este argumento. [ cita requerida ] Los autores también señalan que los basaltos más antiguos y profundos en cada cuenca probablemente estén enterrados e inaccesibles, lo que lleva a un sesgo de muestreo.
  2. A veces se sugiere que el campo gravitatorio de la Tierra podría permitir que las erupciones se produzcan preferentemente en el lado cercano , pero no en el lado lejano . Sin embargo, en un marco de referencia que gira con la Luna, la aceleración centrífuga que experimenta la Luna es exactamente igual y opuesta a la aceleración gravitatoria de la Tierra. Por lo tanto, no hay ninguna fuerza neta dirigida hacia la Tierra. Las mareas terrestres actúan para deformar la forma de la Luna, pero esta forma es la de un elipsoide alargado con puntos altos tanto en los puntos sub- como anti-Tierra. Como analogía, hay dos mareas altas por día en la Tierra, y no una.
  3. Dado que los magmas basálticos de los mares son más densos que los materiales anortosíticos de la corteza superior , las erupciones basálticas podrían verse favorecidas en lugares de baja elevación donde la corteza es delgada. Sin embargo, la cuenca del Polo Sur-Aitken del lado lejano contiene las elevaciones más bajas de la Luna y, sin embargo, solo está escasamente llena de lavas basálticas. Además, se predice que el espesor de la corteza debajo de esta cuenca será mucho menor que debajo de Oceanus Procellarum . Si bien el espesor de la corteza podría modular la cantidad de lavas basálticas que finalmente alcanzan la superficie, el espesor de la corteza por sí solo no puede ser el único factor que controla la distribución de los basaltos de los mares. [8]
  4. Se sugiere comúnmente que existe algún tipo de vínculo entre la rotación sincrónica de la Luna alrededor de la Tierra y los basaltos de los mares. Sin embargo, los pares gravitacionales que resultan en el desgiro de marea solo surgen de los momentos de inercia del cuerpo (estos son directamente relacionables con los términos de grado armónico esférico 2 del campo de gravedad), y los basaltos de los mares apenas contribuyen a esto (ver también bloqueo de marea ). (Las estructuras hemisféricas corresponden al grado armónico esférico 1 y no contribuyen a los momentos de inercia). Además, se predice que el desgiro de marea se produjo rápidamente (en el orden de miles de años), mientras que la mayoría de los basaltos de los mares entraron en erupción alrededor de mil millones de años después.
Zona irregular del mare : evidencia de vulcanismo lunar joven (12 de octubre de 2014)

La razón por la que los basaltos de los mares se encuentran predominantemente en el hemisferio cercano de la Luna aún está siendo debatida por la comunidad científica. Según los datos obtenidos de la misión Lunar Prospector , parece que una gran proporción del inventario de elementos productores de calor de la Luna (en forma de KREEP ) se encuentra dentro de las regiones de Oceanus Procellarum y la cuenca de Imbrium , una provincia geoquímica única ahora conocida como Procellarum KREEP Terrane . [9] [10] [11] Si bien el aumento en la producción de calor dentro de Procellarum KREEP Terrane está ciertamente relacionado con la longevidad e intensidad del vulcanismo encontrado allí, no hay acuerdo sobre el mecanismo por el cual KREEP se concentró dentro de esta región. [12]

Composición química

Utilizando esquemas de clasificación terrestres, todos los basaltos de mare se clasifican como toleíticos , pero se han inventado subclasificaciones específicas para describir mejor la población de basaltos lunares. Los basaltos de mare generalmente se agrupan en tres series según la química de sus elementos principales: basaltos de alto Ti , basaltos de bajo Ti y basaltos de muy bajo Ti (VLT) . Si bien alguna vez se pensó que estos grupos eran distintos según las muestras de Apollo, los datos de teledetección global de la misión Clementine ahora muestran que existe un continuo de concentraciones de titanio entre estos miembros finales, y que las concentraciones altas de titanio son las menos abundantes. Las abundancias de TiO 2 pueden alcanzar hasta el 15 % en peso para los basaltos de mare, mientras que la mayoría de los basaltos terrestres tienen abundancias mucho menores al 4 % en peso. Un grupo especial de basaltos lunares son los basaltos KREEP, que son anormalmente ricos en potasio (K), elementos de tierras raras (REE) y fósforo (P). Una diferencia importante entre los basaltos terrestres y los lunares es la ausencia casi total de agua en cualquier forma en los basaltos lunares. Los basaltos lunares no contienen minerales que contengan hidrógeno como los anfíboles y filosilicatos que son comunes en los basaltos terrestres debido a la alteración o el metamorfismo. [ cita requerida ]

Véase también

Referencias

  1. ^ "mare". Diccionario de inglés Lexico UK . Oxford University Press . Archivado desde el original el 29 de junio de 2022. Consultado el 2 de septiembre de 2022 .
    La pronunciación clásica es sg. / ˈm ɛər i / .
  2. ^ «XI Asamblea General» (PDF) (en francés e inglés). Unión Astronómica Internacional . 1961. Consultado el 26 de julio de 2015 .
  3. ^ "El juego de los nombres". Revista Nature . 488 (7412): 429. 22 de agosto de 2012. Bibcode :2012Natur.488R.429.. doi : 10.1038/488429b . PMID  22914129.
  4. ^ James Papike; Grahm Ryder; Charles Shearer (1998). "Muestras lunares". Reseñas en mineralogía y geoquímica . 36 : 5.1–5.234.
  5. ^ H. Hiesinger; Jefe de JW; U. Lobo; R. Jauman; G. Neukum (2003). "Edades y estratigrafía de basaltos de yegua en Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum y Mare Insularum". J. Geophys. Res . 108 (E7): 5065. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.5065H. doi : 10.1029/2002JE001985 . S2CID  9570915.
  6. ^ Li, Qiu-Li (19 de octubre de 2021). "Vulcanismo de hace dos mil millones de años en la Luna a partir de basaltos de Chang'e-5". Nature . 600 . doi :10.1038/s41586-021-04100-2. PMC 8636262 . Consultado el 21 de julio de 2024 . 
  7. ^ Harald Heisinger; Ralf Jaumann; Gerhard Neukum; James W. Head III (2000). "Edades de yeguas basaltos en la cara cercana de la luna". J. Geophys. Res . 105 (E12): 29, 239–29.275. Código Bib : 2000JGR...10529239H. doi : 10.1029/2000je001244 . S2CID  127501718.
  8. ^ Mark Wieczorek; Maria Zuber; Roger Phillips (2001). "El papel de la flotabilidad del magma en la erupción de basaltos lunares". Planeta Tierra. Sci. Lett . 185 (1–2): 71–83. Bibcode :2001E&PSL.185...71W. CiteSeerX 10.1.1.536.1951 . doi :10.1016/S0012-821X(00)00355-1. 
  9. ^ Mark A. Wieczorek; et al. (2006). "La constitución y estructura del interior lunar". Reseñas en Mineralogía y Geoquímica . 60 (1): 221–364. Bibcode :2006RvMG...60..221W. doi :10.2138/rmg.2006.60.3. S2CID  130734866.
  10. ^ G. Jeffrey Taylor (31 de agosto de 2000). "Una nueva luna para el siglo XXI". Descubrimientos de la investigación científica planetaria.
  11. ^ Bradley. Jolliff; Jeffrey Gillis; Larry Haskin; Randy Korotev; Mark Wieczorek (2000). "Principales terrenos de la corteza lunar" (PDF) . J. Geophys. Res . 105 (E2): 4197–4216. Bibcode :2000JGR...105.4197J. doi : 10.1029/1999je001103 .
  12. ^ Charles K. Shearer; et al. (2006). "Evolución térmica y magmática de la Luna". Reseñas en Mineralogía y Geoquímica . 60 (1): 365–518. Bibcode :2006RvMG...60..365S. doi :10.2138/rmg.2006.60.4.

Lectura adicional

Enlaces externos

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