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Océano de magma lunar

Una animación simplificada de la secuencia de cristalización del océano de magma lunar.
Animación que muestra la sección transversal del LMO a medida que cristaliza con el tiempo. Los primeros sólidos que se forman (por ejemplo, el olivino ) son más densos que el magma circundante, por lo que se hunden hacia el interior. Después de que aproximadamente el 80% del LMO haya cristalizado, comienzan a formarse sólidos menos densos (es decir, la plagioclasa ) que flotan hacia la superficie, formando la corteza primordial de la Luna.

El océano de magma lunar (LMO) es la capa de roca fundida que se teoriza que estuvo presente en la superficie de la Luna . El LMO probablemente estuvo presente en la Luna desde el momento de la formación de la Luna (hace unos 4.5 o 4.4 mil millones de años [1] ) hasta decenas o cientos de millones de años después de ese momento. El LMO fue una consecuencia termodinámica de la formación relativamente rápida de la Luna como consecuencia de un impacto gigante entre la proto- Tierra y otro cuerpo planetario. A medida que la Luna se acrecentó a partir de los escombros del impacto gigante, la energía potencial gravitatoria se convirtió en energía térmica . Debido a la rápida acreción de la Luna (en aproximadamente un mes a un año), [2] [3] [4] la energía térmica quedó atrapada ya que no tuvo tiempo suficiente para irradiar térmicamente energía a través de la superficie lunar. La posterior evolución termoquímica del LMO explica la corteza en gran parte anortosítica de la Luna , la anomalía del europio y el material KREEP .

El LMO fue propuesto inicialmente por dos grupos en 1970 después de analizar fragmentos de roca anortosítica encontrados en la colección de muestras del Apolo 11. [5] [6] Wood et al. utilizaron fragmentos de la muestra a granel 10085 para sus análisis. [7] Las rocas de anortosita ferrosa (FAN) encontradas durante el programa Apolo están compuestas principalmente (más del 90%) del mineral plagioclasa . [8] Más específicamente, las rocas FAN encontradas en la Luna consisten en el miembro terminal de calcio (Ca) de la plagioclasa (es decir, anortita ). [9] Esto sugiere que al menos las capas superiores de la Luna estaban fundidas en el pasado debido a la pureza de las anortositas lunares y al hecho de que la anortita generalmente tiene una alta temperatura de cristalización. [10]

Roca anortosita ferrosa lunar de la misión Apolo 16
Roca lunar FAN del Apolo 16 (muestra 60025).

Estado inicial

Gráfico de barras que muestra siete estimaciones publicadas de la composición química inicial del océano de magma lunar en porcentaje de peso
Siete estimaciones publicadas (AG) de la composición química inicial de los OVM , expresadas en porcentaje de peso. No se muestran componentes menores como TiO2 y Cr2O3. [A] Luna completa de Taylor, de Taylor (1982) [ 11 ] modificado en Elardo et al. (2011). [ 12] [B] O'Neill (1991) [13] modificado en Schwinger y Breuer (2018). [14] [C] Manto superior lunar primitivo, de Longhi (2006) [15] modificado en Elardo et al. (2011). [12] [D] Elkins-Tanton et al. (2011). [16] [E] Morgan et al. (1978). [17] [F] Ringwood y Kesson (1976). [18] [G] Warren (1986). [19]

Hay tres parámetros importantes a tener en cuenta al considerar el estado inicial del LMO: composición química, profundidad y temperatura. Estos tres parámetros determinan en gran medida la evolución termoquímica. En el caso del LMO, existen incertidumbres asociadas a cada una de estas condiciones iniciales. Una composición química inicial típica es 47,1 % SiO 2 , 33,1 % MgO, 12,0 % FeO, 4,0 % Al 2 O 3 y 3,0 % CaO (con contribuciones menores de otras moléculas), junto con una profundidad inicial de 1000 km y una temperatura basal de 1900 K. [16]

Composición química inicial y profundidad

La composición química inicial del LMO se estima en base a la química de las muestras lunares, junto con la composición química y el espesor de la corteza lunar actual. Para fines de modelado por computadora, la composición química inicial se define típicamente por porcentaje de peso basado en un sistema de moléculas básicas como SiO 2 , MgO, FeO, Al 2 O 3 y CaO. Siete composiciones químicas iniciales de ejemplo del LMO de la literatura se muestran en la figura de la derecha. Estas composiciones son generalmente similares a la composición del manto de la Tierra con la principal diferencia siendo alguna (p. ej., Taylor Whole Moon [11] ) o ninguna mejora (p. ej., Lunar Primitive Upper Mantle [15] ) de elementos refractarios .

La profundidad inicial estimada del LMO varía desde 100 km hasta el radio de la Luna. [20] [16] [21] [22]

Secuencia de cristalización

La secuencia exacta de minerales que cristalizan a partir del LMO depende de su estado inicial (es decir, composición química, profundidad y temperatura). Siguiendo la serie de reacciones de Bowen idealizada , generalmente se espera que el olivino cristalice primero, seguido del ortopiroxeno . Estos minerales son más densos que el magma circundante y, por lo tanto, se hunden hacia el fondo del LMO. Como tal, inicialmente se espera que el LMO se solidifique de abajo hacia arriba. Después de que aproximadamente el 80% del LMO haya cristalizado, el mineral plagioclasa cristaliza junto con otros minerales. Las rocas lunares que están hechas principalmente de plagioclasa (es decir, anortosita) se forman y flotan hacia la superficie de la Luna, formando su corteza primordial. [6]

Duración

El LMO puede haber perdurado entre decenas y cientos de millones de años después de la formación de la Luna. Se estima que la Luna se formó entre 52 y 152 millones de años después de las inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAIs), los sólidos más antiguos conocidos en el Sistema Solar que sirven como indicador de su edad de 4.567Ga. [1] El tiempo exacto de formación del LMO es algo incierto.

Los puntos finales pueden indicarse por la edad de la muestra FAN 60025 (4,360 ± 0,003 Ga) y la edad estimada de ur-KREEP (4,368 ± 0,029 Ga). [23] Si la Luna se formó temprano (es decir, 52 millones de años después de la formación del Sistema Solar) y ambas muestras indican una cristalización completa del LMO, entonces el LMO habría durado unos 155 millones de años. En este caso, los modelos informáticos muestran que se requieren una o más fuentes de calor (como el calentamiento por mareas) para prolongar la cristalización del LMO. [24] [25]

Si la Luna se formó tarde (es decir, 152 millones de años después de la formación del Sistema Solar), entonces, utilizando nuevamente la edad de la muestra FAN 60025 y la edad estimada de ur-KREEP, el LMO duró aproximadamente 55 millones de años. Lo que significa que el LMO no se prolongó por una o más fuentes de calor adicionales.

Cronología de la historia lunar temprana que muestra los tiempos estimados de formación de la Luna con respecto a la edad del Sistema Solar y las edades de las muestras de corteza lunar disponibles
La edad de la muestra FAN más confiable se muestra con un cuadrado rojo (las barras de error son más pequeñas que el marcador) y la mejor estimación para la formación de la capa KREEP original en profundidad (es decir, ur-KREEP) se muestra con un triángulo cian oscuro. [23] Las muestras FAN más antiguas [26] y más jóvenes [27] se muestran con círculos grises.

En el pasado, la diferencia de edad entre las muestras de FAN más antiguas y más jóvenes se utilizó para determinar la duración del LMO. Esto fue problemático debido a los grandes errores de edad de las muestras y debido a que algunas edades de las muestras se restablecieron por los impactos. Por ejemplo, la muestra de FAN más antigua es 67016 con una edad de Sm-Nd de 4,56 ± 0,07 Ga [26] y la más joven es 62236 con una edad de Sm-Nd de 4,29 ± 0,06 Ga. [27] La ​​diferencia entre estas edades es de 270 millones de años. Esto significaría nuevamente que el LMO tuvo una fuente de calor adicional, como el calentamiento por mareas. [24]

El análisis de circón de las muestras del Apolo 14 sugiere que la corteza lunar se diferenció hace 4.510 ± 0.010 millones de años, lo que indica que la formación lunar ocurrió 50 millones de años después del comienzo del Sistema Solar. [28]

Refutando evidencia

Uno de los modelos alternativos al modelo LMO es el modelo de Magmatismo Serial . [29] [30]

Referencias

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