La geología de la Luna (a veces llamada selenología , aunque este último término puede referirse de manera 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 y agua libres elimina la erosión debida al clima . En cambio, la superficie se erosiona mucho más lentamente debido al 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 corteza , manto y núcleo . [7]
Los estudios geológicos de la Luna se basan en una combinación de observaciones de telescopios terrestres , mediciones de naves espaciales en órbita , muestras lunares y datos geofísicos . Se tomaron muestras directamente de seis ubicaciones durante los aterrizajes tripulados del programa Apolo de 1969 a 1972, que devolvieron 382 kilogramos (842 libras) de roca lunar y suelo lunar a la Tierra [8]. Además, tres naves espaciales robóticas soviéticas Luna devolvieron otros 301 gramos (10,6 onzas). ) de muestras, [9] [10] [11] y el robótico chino Chang'e 5 arrojó una muestra de 1731 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 un puñado de meteoritos lunares en la Tierra, aunque se desconocen los cráteres de origen en la Luna. Una parte sustancial de la superficie lunar no ha sido explorada y varias preguntas geológicas siguen sin respuesta.
Los elementos que se sabe que están presentes en la superficie lunar incluyen, entre otros, oxígeno (O), silicio (Si), hierro (Fe), magnesio (Mg), calcio (Ca), aluminio (Al), manganeso (Mn) y titanio. (Tí). Entre los más abundantes se encuentran el oxígeno, el hierro y el silicio. El contenido de oxígeno se estima en 45% (en peso). El carbono (C) y el nitrógeno (N) parecen estar presentes sólo en pequeñas cantidades debido a la deposición por el viento solar .
Durante mucho tiempo, la cuestión fundamental respecto a la historia de la Luna fue su origen . Las primeras hipótesis incluían fisión de la Tierra, captura y coacreción . Hoy en día, la hipótesis del impacto gigante es ampliamente aceptada por la comunidad científica. [15]
La historia geológica de la Luna se ha definido en seis épocas principales, denominadas 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 generaba 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 evento importante en la evolución geológica de la Luna fue la cristalización del océano de magma cercano al global. No se sabe con certeza cuál era 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 completó aproximadamente en un 75%, el feldespato de plagioclasa anortosítica 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 últimos 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 menos). quizás mil millones) de años. Parece que los magmas finales ricos en KREEP del océano de magma eventualmente 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 que se formara la corteza lunar, o incluso mientras se estaba formando, comenzaron a formarse diferentes tipos de magmas que darían lugar a las noritas y troctolitos de Mg - suite [18] , aunque no se conocen con precisión las profundidades exactas a las que esto ocurrió. Teorías recientes sugieren que el plutonismo de suite de magnesio se limitó en gran medida a la región del Procellarum KREEP Terrane, 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 más antiguas de Mg-suite 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 hace 3,85 Ga antes del presente. Por lo tanto, parece probable que la actividad plutónica de las suites de Mg continuara durante mucho más tiempo y que existan rocas plutónicas más jóvenes en las profundidades 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, hace aproximadamente 4 y 3,85 Ga. Esta hipótesis se conoce como cataclismo lunar o bombardeo intenso tardío . Sin embargo, ahora se reconoce que las eyecciones de la cuenca de impacto de Imbrium (una de las grandes cuencas de impacto más jóvenes de la Luna) deberían encontrarse en todos los lugares de alunizaje del Apolo. Por tanto, es posible que a algunas cuencas de impacto (en particular a Mare Nectaris ) se les haya asignado erróneamente la misma edad que a Imbrium.
Los marías lunares representan antiguas erupciones basálticas inundadas. En comparación con las lavas terrestres, estas contienen mayor abundancia de hierro, tienen viscosidades bajas y algunas contienen abundancias muy elevadas del mineral ilmenita , rico en titanio . La mayoría de las erupciones basálticas ocurrieron hace aproximadamente 3 y 3,5 Ga, aunque algunas muestras de yeguas tienen edades de hasta 4,2 Ga. Durante mucho tiempo se pensó que la más joven (según el método de recuento de cráteres) databa de hace mil millones de años [4 ] pero investigaciones realizadas en la década de 2010 han encontrado evidencia de erupciones de hace menos de 50 millones de años. [6] [19] Junto con el vulcanismo del yegua vinieron erupciones piroclásticas , que lanzaron materiales basálticos fundidos a cientos de kilómetros de distancia del volcán . Una gran parte de la yegua se formó o fluyó hacia las elevaciones bajas asociadas con las cuencas de impacto cercanas. Sin embargo, Oceanus Procellarum no corresponde a ninguna estructura de impacto conocida, y las elevaciones más bajas de la Luna dentro de la cuenca Aitken del Polo Sur del lado opuesto están sólo modestamente cubiertas por yegua (ver yegua lunar para una discusión más detallada).
Los impactos de meteoritos y cometas son la única fuerza geológica abrupta que actúa hoy en la Luna, aunque la variación de las mareas terrestres en la escala del mes anómalo lunar provoca 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, se estima que el cráter Copérnico , que tiene una profundidad de 3,76 km y un radio de 93 km, se formó hace unos 900 millones de años (aunque esto es discutible). La misión Apolo 17 aterrizó en una zona en la que se podría haber tomado muestras del material procedente 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 con los cráteres jóvenes se oscurezcan hasta que coincidan con el 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 se coloca un rayo "de las tierras altas" en la yegua), el rayo podría ser visible durante períodos de tiempo mucho más prolongados.
Después de la reanudación de la exploración lunar en la década de 1990, se descubrió que hay escarpes en todo el mundo causados por la contracción debida al enfriamiento de la Luna. [21]
En la cima de la estratigrafía de la Luna se encuentra la unidad copernicana, formada por cráteres con un sistema de rayos. Debajo está la unidad Eratosténiense, definida por cráteres con morfología de cráter de impacto establecida, pero que carece del sistema de rayos del Copérnico. Estas dos unidades están presentes en puntos más pequeños de la superficie lunar. Más abajo en la estratigrafía están las unidades Mare (anteriormente conocidas como unidad Procellarian) y la unidad Imbrian que está relacionada con las eyecciones y la tectónica de la cuenca Imbrium. La base de la estratigrafía lunar es la unidad prenectaria, que consta de antiguas llanuras de cráteres. [22]
El paisaje lunar se caracteriza por cráteres de impacto , sus eyecciones, algunos volcanes , colinas, flujos de lava y depresiones llenas 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 para tierra , tierra ), y las llanuras más oscuras se llaman maria (singular yegua , del latín para mar ), en honor a Johannes Kepler , quien introdujo el nombres en el siglo XVII. Las tierras altas son de composición anortosítica , mientras que las marías son basálticas . Los marías 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 marías. Las tierras altas son más antiguas que los mares visibles y, por lo tanto, tienen más cráteres.
Los principales productos de los procesos volcánicos en la Luna son evidentes para los observadores desde la Tierra 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 cercano. Sólo un pequeño porcentaje del lado lejano se ha visto afectado por el vulcanismo de las yeguas. 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 se han determinado tanto mediante datación radiométrica directa como mediante la técnica de recuento de cráteres . Las edades radiométricas más antiguas son de aproximadamente 4,2 Ga (mil millones de años), y se ha determinado que las edades de la mayoría de las lavas marías más jóvenes, a partir del recuento de cráteres, son de aproximadamente 1 Ga. Debido a la mejor resolución de las imágenes más recientes, alrededor de 70 áreas pequeñas llamadas yegua irregular Se han encontrado parches (cada área de sólo unos pocos cientos de metros o unos pocos kilómetros de diámetro) en los mares que el recuento de cráteres sugiere que fueron sitios de actividad volcánica en un pasado geológicamente mucho más reciente (menos de 50 millones de años). [6] Volumétricamente, la mayor parte de la yegua se formó entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga antes del presente. Las lavas más jóvenes estallaron dentro del Oceanus Procellarum , mientras que algunas de las más antiguas parecen estar ubicadas en el lado opuesto. Los marías son claramente más jóvenes que las tierras altas circundantes dada su menor densidad de cráteres de impacto.
Una gran porción de maría entró en erupción o fluyó hacia las cuencas de impacto bajas en la cara cercana de la Luna. Sin embargo, es poco probable que exista una relación causal entre el evento de impacto y el vulcanismo de las yeguas porque las cuencas de impacto son mucho más antiguas (alrededor de 500 millones de años) que el relleno de las yeguas. Además, Oceanus Procellarum , que es la mayor extensión de vulcanismo marino en la Luna, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida. Se sugiere comúnmente que la razón por la que la yegua 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 terrestre podrían actuar para modular la cantidad de magma que finalmente llega a la superficie, esta hipótesis no explica por qué la cuenca Aitken del Polo Sur , cuya corteza es más delgada que la del Oceanus Procellarum, estaba sólo modestamente llena de productos volcánicos.
Otro tipo de depósito asociado a la maría, aunque también abarca las zonas montañosas, son los depósitos de "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 se trataba de depósitos producidos por erupciones piroclásticas . Algunos depósitos parecen estar asociados con conos de ceniza alargados y oscuros , lo que refuerza la idea de piroclastos. La existencia de erupciones piroclásticas fue confirmada más tarde por 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 desprenden del magma en las condiciones de vacío encontradas en la superficie. No se sabe con certeza qué gases escaparon de estas rocas, pero el monóxido de carbono es un candidato.
Las muestras de vidrios piroclásticos son de tintes verdes, amarillos y rojos. La diferencia de color indica la concentración de titanio que tiene la roca, siendo las partículas verdes las que tienen las concentraciones más bajas (alrededor del 1%), y las partículas rojas las que tienen las concentraciones más altas (hasta el 14%, mucho más que los basaltos con las concentraciones más altas). ).
Las grietas en la Luna a veces resultaron de la formación de canales de lava localizados . Por lo general, se dividen en tres categorías, que consisten en formas sinuosas, arqueadas o lineales. Siguiendo estos arroyos serpenteantes hasta su origen, a menudo conducen a una antigua chimenea volcánica. Una de las riachuelos sinuosas más notables es la característica Vallis Schröteri , ubicada en la meseta de Aristarchus a lo largo del borde oriental de Oceanus Procellarum . Un ejemplo de riachuelo sinuoso existe en el lugar de aterrizaje del Apolo 15 , Rima Hadley , ubicado en el borde de la cuenca Imbrium . Según las observaciones de la misión, en general se piensa que esta grieta se formó por procesos volcánicos, un tema debatido durante mucho tiempo antes de que se llevara a cabo la misión.
En lugares seleccionados de la superficie lunar, como por ejemplo en Mons Rümker , se pueden encontrar diversos volcanes en escudo . Se cree que están formados por lava relativamente viscosa, posiblemente rica en sílice, que brota de respiraderos localizados. Las cúpulas lunares resultantes son formas 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 tener hasta 20 km de ancho. Algunas de las cúpulas contienen un pequeño foso en su cima.
Las crestas arrugadas son características creadas por fuerzas tectónicas de compresión dentro de los mares. Estas características representan pandeo de la superficie y forman largas crestas en partes de los marías. Algunas de estas crestas pueden perfilar cráteres enterrados u otras características debajo de los mares. Un excelente ejemplo de una característica tan perfilada es el cráter Letronne .
Los grabens son estructuras tectónicas que se forman bajo tensiones de extensión. Estructuralmente se componen de dos fallas normales , con un bloque desplomado entre ellas. La mayoría de los grabens 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 características de impacto no fue ampliamente aceptado hasta la década de 1960. Esta comprensión permitió conocer gradualmente la historia del impacto de la Luna mediante el principio geológico de superposición . Es decir, si un cráter (o sus eyecciones) se superpuso a otro, debe ser el más joven. La cantidad de erosión experimentada por un cráter fue otra pista de su edad, aunque esto es más subjetivo. Al adoptar este enfoque a finales de la década de 1950, Gene Shoemaker quitó el estudio sistemático de la Luna a los astrónomos y lo puso firmemente en manos de los geólogos lunares. [23]
La formación de cráteres de 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 de 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 eyectado 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 pozos 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 los cráteres de impacto sigue una tendencia de disminución del tamaño de los cráteres con el tiempo. En particular, las cuencas de impacto más grandes se formaron durante los primeros períodos, y éstas fueron sucesivamente superpuestas por cráteres más pequeños. La distribución de frecuencia de tamaño (SFD) de los diámetros de los cráteres en una superficie determinada (es decir, el número de cráteres en función del diámetro) sigue aproximadamente una ley de potencia con un número creciente de cráteres y un tamaño decreciente. La posición vertical de esta curva se puede utilizar para estimar la edad de la superficie.
Los impactos más recientes se distinguen por características bien definidas, incluido un borde con bordes afilados. Los cráteres pequeños tienden a tener forma de cuenco, mientras que los impactos más grandes pueden tener un pico central con fondo plano. Los cráteres más grandes generalmente muestran características de hundimiento a lo largo de las paredes interiores que pueden formar terrazas y repisas. Las cuencas de impacto más grandes, las cuencas multianillos, pueden incluso tener anillos concéntricos secundarios de material elevado.
El proceso de impacto excava materiales de alto albedo que inicialmente le dan al cráter, la eyección y el sistema de rayos una apariencia brillante. El proceso de erosión espacial disminuye gradualmente el albedo de este material, de modo que los rayos se desvanecen con el tiempo. Poco a poco, el cráter y sus eyecciones 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 de eyecciones de otros impactos, que pueden sumergir elementos e incluso enterrar el pico central.
Las eyecciones 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. Se distinguen de las catenas , o cadenas de cráteres, que son cadenas lineales de cráteres que se forman cuando el cuerpo del impacto se rompe antes del impacto.
En términos generales, un cráter lunar tiene una forma aproximadamente circular. Los experimentos de laboratorio en el Centro de Investigación Ames de la NASA han demostrado que incluso los impactos de ángulos muy bajos tienden a producir cráteres circulares, y que los cráteres elípticos comienzan a formarse en ángulos de impacto inferiores a cinco grados. Sin embargo, un impacto de ángulo bajo puede producir un pico central que se desplaza desde el punto medio del cráter. Además, las eyecciones de impactos oblicuos muestran patrones distintivos en diferentes ángulos de impacto: asimetría que comienza alrededor de 60˚ y una "zona de evitación" en forma de cuña libre de eyecciones en la dirección de donde vino el proyectil comenzando alrededor de 45˚. [24]
Los cráteres de halo oscuro se forman cuando un impacto excava material de albedo inferior debajo de la superficie y luego deposita esta eyección más oscura alrededor del cráter principal. Esto puede ocurrir cuando un área de material basáltico más oscuro , como el que se encuentra en los mares , es posteriormente cubierta por eyecciones más claras derivadas de impactos más distantes en las tierras altas. Esta cubierta oculta el material más oscuro que se encuentra debajo, que luego es excavado por cráteres posteriores.
Los impactos más grandes produjeron láminas de roca fundida que cubrieron porciones de la superficie que podrían tener hasta un kilómetro de espesor. Se pueden ver ejemplos de tal derretimiento 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 "ajardinado" los materiales de la superficie, formando una capa de grano fino denominada regolito . El grosor del regolito lunar varía entre 2 metros (6,6 pies) debajo de los mares más jóvenes y hasta 20 metros (66 pies) 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 de roca 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 partículas vítreas; estos objetos se llaman 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. [ cita necesaria ] El regolito de la maría es rico en hierro y magnesio y es pobre en sílice, al igual que las rocas basálticas a partir de las cuales se forma.
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 ) golpean 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 sólo son esenciales para sustentar la vida, sino que también son potencialmente muy útiles en la producción de combustible . La composición del regolito lunar también se puede utilizar para inferir su origen.
Los tubos de lava lunares constituyen un lugar potencialmente importante para la construcción de una futura base lunar, que podría utilizarse para la exploración y el desarrollo local, o como puesto de avanzada humano para la exploración más allá de la Luna. Durante mucho tiempo se ha sugerido y discutido en la literatura y en tesis la posibilidad de una cueva de lava lunar . [25] Cualquier tubo de lava intacto en la Luna podría servir como refugio contra el severo ambiente de la superficie lunar, con sus frecuentes impactos de meteoritos, radiación ultravioleta de alta energía y partículas energéticas, y variaciones extremas de temperatura diurna. [26] [27] [28] Tras el lanzamiento del Lunar Reconnaissance Orbiter , se han fotografiado muchos tubos de lava lunares. [29] Estos pozos lunares se encuentran en varios lugares de la Luna, incluidos Marius Hills , Mare Ingenii y Mare Tranquillitatis .
Las primeras rocas traídas por el Apolo 11 fueron basaltos . Aunque la misión aterrizó en Mare Tranquillitatis , se recogieron algunos fragmentos milimétricos de rocas procedentes de las tierras altas. Estos están compuestos principalmente de feldespato plagioclasa ; algunos fragmentos estaban compuestos exclusivamente de anortita . La identificación de estos fragmentos minerales llevó a la audaz hipótesis de que una gran parte de la Luna alguna vez estuvo fundida y que la corteza se formó por cristalización fraccionada de este océano de magma .
Un resultado natural del hipotético impacto gigante es que los materiales que se reacretaron 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 las estimaciones de la profundidad de este océano de magma oscilan entre unos 500 km y su derretimiento completo. La cristalización de este océano de magma habría dado lugar a un cuerpo diferenciado con una corteza y un manto de composición distinta y representa 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. Después de que la cristalización se completó aproximadamente en tres cuartas partes, la plagioclasa anortosítica habría comenzado a cristalizar y, debido a su baja densidad, flotaría, formando una corteza anortosítica. Es importante destacar que los elementos que son incompatibles (es decir, aquellos que se dividen 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 estado intercalado entre la corteza y el manto. La evidencia de este escenario proviene de la composición altamente anortosítica de la corteza lunar de las tierras altas, así como de la existencia de materiales ricos en KREEP. Además, el análisis de circonio de las muestras del Apolo 14 sugiere que la corteza lunar se diferenció hace 4,51 ± 0,01 mil millones de años. [30]
El programa Apolo trajo 380,05 kilogramos (837,87 libras) de material de la superficie lunar , [31] la mayor parte del cual está almacenado en el Laboratorio de Recepción Lunar en Houston, Texas , y el programa Luna soviético sin tripulación devolvió 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 formadas en gran parte por los mismos minerales formadores de rocas comunes que se encuentran en la Tierra, como olivino , piroxeno y feldespato plagioclasa ( anortita ). El feldespato plagioclasa se encuentra principalmente en la corteza lunar, mientras que el piroxeno y el olivino se encuentran típicamente en el manto lunar. [32] El mineral ilmenita es muy abundante en algunos basaltos marinos, y un nuevo mineral llamado armalcolita (llamado así por Arm strong, Al drin y Collins , los tres miembros de la tripulación del Apolo 11 ) se descubrió por primera vez en las muestras lunares.
Los mares están compuestos predominantemente de basalto , mientras que las regiones montañosas son pobres en hierro y están compuestas principalmente de anortosita , una roca compuesta principalmente de feldespato plagioclasa rico en calcio . Otro componente importante de la corteza son las rocas ígneas de Mg-suite , como las troctolitas , las noritas y los 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 de impacto máfico , que se caracterizan por la composición Fra Mauro con bajo contenido de K , tienen una mayor proporción de hierro y magnesio que las rocas anortosíticas típicas de la corteza superior, así como una mayor abundancia 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 además tienen viscosidades más bajas. Algunos de ellos tienen grandes cantidades de un óxido ferrotitánico llamado ilmenita . Debido a que las primeras muestras de rocas contenían un alto contenido de ilmenita y otros minerales relacionados, recibieron el nombre de basaltos con "alto contenido de titanio". La misión Apolo 12 regresó a la Tierra con basaltos de concentraciones más bajas de titanio, y estos fueron denominados basaltos "bajos en titanio". Misiones posteriores, incluidas las sondas robóticas soviéticas , regresaron con basaltos en concentraciones aún más bajas, ahora llamados basaltos de "muy bajo contenido de titanio". La sonda espacial Clementine arrojó datos que muestran que los basaltos yeguas 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 abandonados durante las misiones tripuladas del programa Apolo, así como investigaciones del campo de gravedad 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 completamente de roca sólida. Su baja densidad aparente (~3346 kg m −3 ) indica una baja abundancia de metales. Las limitaciones de masa y momento de inercia indican que la Luna probablemente tenga un núcleo de hierro con un radio inferior a unos 450 km. 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 miden aproximadamente la mitad del tamaño del cuerpo. Por tanto, la Luna es anómala porque tiene un núcleo cuyo tamaño es sólo aproximadamente un cuarto de su radio.
La corteza de la Luna tiene un espesor medio de unos 50 km (aunque esto es incierto por unos ±15 km). Se estima que la corteza del lado lejano es, en promedio, más gruesa que la del lado cercano en unos 15 kilómetros. [33] La sismología ha limitado el espesor de la corteza sólo cerca de los lugares de alunizaje del Apolo 12 y del Apolo 14 . Aunque los análisis iniciales de la era Apolo sugirieron un espesor de la corteza de unos 60 km en este sitio, nuevos análisis recientes de estos datos sugieren que es más delgada, entre 30 y 45 km.
En comparación con el de la Tierra, la Luna tiene sólo un campo magnético externo muy débil. Otras diferencias importantes son que la Luna no tiene actualmente un campo magnético dipolar (como el que generaría una geodinamo en su núcleo) y las magnetizaciones presentes son casi en su totalidad de origen cortical. Una hipótesis sostiene que las magnetizaciones de la corteza terrestre se adquirieron temprano en la historia lunar, cuando una geodinamo todavía estaba funcionando. Sin embargo, el pequeño tamaño del núcleo lunar es un obstáculo potencial para esta hipótesis. Alternativamente, es posible que en cuerpos sin aire, como la Luna, se generen campos magnéticos transitorios durante los procesos de impacto. En apoyo de esto, se ha observado que las mayores magnetizaciones de la corteza terrestre parecen estar ubicadas cerca de las antípodas de las mayores cuencas de impacto. Aunque la Luna no tiene un campo magnético dipolar como el de la Tierra, algunas de las rocas devueltas sí tienen fuertes magnetizaciones. Además, las mediciones desde la órbita muestran que algunas partes de la superficie lunar están asociadas con fuertes campos magnéticos.
La perforadora se desplegó y penetró hasta una profundidad de 35 cm antes de encontrar roca dura o grandes fragmentos de roca. La columna de regolito en el tubo de perforación fue luego transferida al contenedor de muestra de suelo... el contenedor de muestra de suelo herméticamente cerrado, despegado de la Luna con 101 gramos de material recolectado.
Luna 20 fue lanzado desde la superficie lunar el 22 de febrero de 1972 llevando 30 gramos de muestras lunares recolectadas en una cápsula sellada.
La misión recolectó con éxito 170,1 gramos de muestras lunares y las depositó en una cápsula de recolección.
{{cite journal}}: Mantenimiento CS1: nombres numéricos: lista de autores ( enlace )