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yegua lunar

La cara visible de la Luna , con los principales mares y cráteres etiquetados

Las marías lunares ( / ˈ m ær i . ə / MARR -ee-ə ; SG mare / ˈ m ɑːr eɪ , - i / MAR -ay, MAR -ee ) [1] son ​​grandes llanuras basálticas oscuras en la Tierra ' s Luna , formada por lava que fluye hacia antiguas cuencas de impacto. Los primeros astrónomos los denominaron marías (que en latín significa "mares") y los confundieron con mares reales . [2] Son menos reflectantes que las "tierras altas" como resultado de su composición rica en hierro y, por lo tanto, parecen oscuros a simple vista . Las marías cubren alrededor del 16% de la superficie lunar, principalmente en el lado visible desde la Tierra . Los pocos mares en el lado opuesto son mucho más pequeños y residen principalmente en cráteres muy grandes. La nomenclatura tradicional de la Luna también incluye un oceanus (océano), así como elementos con los nombres lacus ('lago'), palus ('pantano') y sinus ('bahía'). Los tres últimos son más pequeños que maría, 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. [3] 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. [4]

Siglos

Las edades de los basaltos se han determinado tanto mediante datación radiométrica directa como mediante la técnica de recuento de cráteres . Las edades radiométricas oscilan entre 3,16 y 4,2 mil millones de años (Ga), [5] mientras que las edades más jóvenes determinadas a partir del recuento de cráteres son aproximadamente 1,2 Ga. [6] Sin embargo, la mayoría de los basaltos de yegua parecen haber hecho erupción entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga. Las pocas erupciones basálticas que ocurrieron en el lado opuesto 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 o fluyeron hacia cuencas de impacto bajas, la mayor extensión de unidades volcánicas, Oceanus Procellarum, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida.

Luna - Oceanus Procellarum ("Océano de tormentas")

Distribución de basaltos

Un mapa de albedo global de la Luna obtenido de 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 a 180° E y una latitud que disminuye de arriba a abajo desde 90° N a 90° S. El centro de la imagen corresponde a la media subterrestre. punto, 0° N y 0° E.

Existen muchos conceptos erróneos comunes sobre la distribución espacial de los basaltos de yegua.

  1. Dado que muchos basaltos de yegua llenan cuencas de impacto bajas, alguna vez se asumió que el evento de impacto en sí causó de alguna manera la erupción volcánica. Nota: De hecho, los datos actuales pueden no impedir esto, aunque el momento y la duración del vulcanismo del mar en varias cuencas arrojan algunas dudas al respecto. El vulcanismo inicial generalmente parece haber comenzado dentro de los 100 millones de años posteriores a la formación de la cuenca. [7] Aunque estos autores sintieron que 100 millones de años era tiempo suficiente para que una correlación entre el impacto y el vulcanismo pareciera poco probable, este argumento tiene problemas. [ cita necesaria ] Los autores también señalan que los basaltos más antiguos y profundos de cada cuenca probablemente estén enterrados y sean inaccesibles, lo que genera un sesgo de muestreo.
  2. A veces se sugiere que el campo de gravedad de la Tierra podría permitir preferentemente que se produzcan erupciones en el lado cercano , pero no en el lado lejano . Sin embargo, en un sistema de referencia que gira con la Luna, la aceleración centrífuga que experimenta la Luna es exactamente igual y opuesta a la aceleración gravitacional de la Tierra. Por tanto, no existe una fuerza neta dirigida hacia la Tierra. Las mareas de la Tierra actúan para deformar la forma de la Luna, pero esta forma es la de un elipsoide alargado con puntos altos tanto en el punto sub como en el anti-Tierra. Como analogía, hay dos mareas altas por día en la Tierra, y no una.
  3. Dado que los magmas basálticos 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 Aitken del lado opuesto del Polo Sur contiene las elevaciones más bajas de la Luna y, sin embargo, está escasamente llena de lavas basálticas. Además, se predice que el espesor de la corteza debajo de esta cuenca será mucho menor que debajo del 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. [8]
  4. Comúnmente se sugiere que existe algún tipo de vínculo entre la rotación sincrónica de la Luna alrededor de la Tierra y los basaltos. Sin embargo, los pares gravitacionales que resultan en la disminución del giro de las mareas sólo surgen de los momentos de inercia del cuerpo (éstos se relacionan directamente con los términos armónicos esféricos de grado 2 del campo de gravedad), y los basaltos apenas contribuyen a esto (ver también mareas) . bloqueo ). (Las estructuras hemisféricas corresponden a armónicos esféricos de grado 1 y no contribuyen a los momentos de inercia). Además, se predice que el descenso de las mareas se produjo rápidamente (del orden de miles de años), mientras que la mayoría de los basaltos de yegua entraron en erupción alrededor de un año. mil millones de años después.
Parche de yegua irregular : evidencia de vulcanismo lunar joven (12 de octubre de 2014)

La razón por la que los basaltos se encuentran predominantemente en el hemisferio cercano de la Luna aún es objeto de debate en 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 denominada conocido como Procellarum KREEP Terrane . [9] [10] [11] Si bien la mejora en la producción de calor dentro del Procellarum KREEP Terrane está ciertamente relacionada con la longevidad y la intensidad del vulcanismo encontrado allí, no se ha acordado el mecanismo por el cual KREEP se concentró dentro de esta región. [12]

Composición química

Utilizando esquemas de clasificación terrestre, todos los basaltos marinos se clasifican como toleíticos , pero se han inventado subclasificaciones específicas para describir mejor la población de basaltos lunares. Los basaltos de yegua generalmente se agrupan en tres series según la química de sus elementos principales: basaltos con alto contenido de Ti , basaltos con bajo Ti y basaltos con muy bajo Ti (VLT) . Si bien alguna vez se pensó que estos grupos eran distintos según las muestras del Apolo, 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 yeguas, mientras que la mayoría de los basaltos terrestres tienen abundancias mucho menos del 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 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 alteraciones o metamorfismo. [ cita necesaria ]

Ver también

Referencias

  1. ^ "yegua". Diccionario de inglés Lexico del Reino Unido . Prensa de la Universidad de Oxford . Archivado desde el original el 29 de junio de 2022 . Consultado el 2 de septiembre de 2022 .
    La pronunciación clásica es sg. / ˈ m ɛər i / .
  2. ^ Apuleyo, Metamorfosis 1.3
  3. ^ "XI Asamblea General" (PDF) (en francés e inglés). Unión Astronómica Internacional . 1961 . Consultado el 26 de julio de 2015 .
  4. ^ "El juego de nombres". Revista Naturaleza . 488 (7412): 429. 22 de agosto de 2012. Bibcode : 2012Natur.488R.429.. doi : 10.1038/488429b . PMID  22914129.
  5. ^ James Papike; Grahm Ryder; Charles Shearer (1998). "Muestras lunares". Reseñas en Mineralogía y Geoquímica . 36 : 5,1–5,234.
  6. ^ 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.
  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; María Zuber; Roger Phillips (2001). "El papel de la flotabilidad del magma en la erupción de basaltos lunares". Planeta Tierra. Ciencia. Lett . 185 (1–2): 71–83. Código Bib : 2001E y 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. Código Bib : 2006RvMG...60..221W. doi :10.2138/rmg.2006.60.3. S2CID  130734866.
  10. ^ G. Jeffrey Taylor (31 de agosto de 2000). "Una luna nueva para el siglo XXI". Descubrimientos de investigaciones en ciencias planetarias.
  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. Código Bib : 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. Código Bib : 2006RvMG...60..365S. doi :10.2138/rmg.2006.60.4.

Otras lecturas

enlaces externos

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