El aspecto más característico de la Luna es el
contraste de zonas claras y oscuras. Las zonas claras son las tierras altas y
reciben el nombre de terrae (tierras)
y las planicies más oscuras llamadas maria
(mares). Nombres dados por Johannes Kepler aunque desde mucho antes del Apolo
sabemos que los mares son zonas planas de lava y sin agua.
En la cara visible hay mares (2/5) y tierras altas
(3/5). En la cara oculta sólo tierras altas y pocos y muy pequeños mares. La
mayoría de los científicos cree que esta asimetría está causada porque la
corteza de las tierras altas es más espesa en el lado opuesto dificultando el
ascenso del basalto hasta la superficie.
Los maria
Los maria lunares son planicies extensas, oscuras y
basálticas de la superficie lunar. Son fácilmente distinguibles en la
superficie de la Luna debido a su color oscuro, ya que reflejan menos la luz
del Sol que las zonas lunares altas. La nomenclatura tradicional para la Luna
también incluye, según la extensión de los maria, los nombres de Oceanus,
Lacus, Palus (pantano) o Sinus aunque tienen una formación similar a los mares.
Se mantienen estos nombres por tradición. Antes de ser confirmado por las
misiones Apolo, los científicos ya creían que los mares lunares eran planicies
de lava provocadas por flujos de lava. El material recogido durante las
misiones lunares Apolo confirmaron la sospecha de que estaban formadas de un
tipo de roca volcánica llamada basalto.
En los años sesenta, algunos científicos sugirieron
que los impactos de asteroides causaron la formación de grandes cuencas
produciendo el calentamiento del interior de la Luna y la inundación de las
cuencas por lava. Entonces la edad de las cuencas y de las cuencas debe ser
similar. La característica visible más importante acerca de la relativa
juventud de los mares respecto al terreno circundante es que los mares poseen
menos cráteres, lo que supone que han estado menos tiempo expuestos al
bombardeo. De hecho, con los datos recogidos en las misiones lunares se sabe que
los mares pueden formarse incluso miles de millones de años después de que se
formen las cuencas.
Los mares fueron formados por coladas de lava que
principalmente llenaron las enormes cuencas de impacto. Aunque se piensa que en
la actualidad la Luna no posee ninguna actividad volcánica, sí la tuvo en el
pasado. Según estudios, la actividad volcánica de la Luna tomó lugar después de
que las tierras altas fueran formadas y después de que la mayor parte del
proceso de craterización sucediera, por este motivo, los mares lunares son más
recientes que las tierras altas.
Sin embargo no existen los volcanes por donde surgió
la lava, sólo se pueden apreciar conos de ceniza asociados con depósitos de
manto oscuro que existen en mares y también en las tierras altas. Se sugiere
que la lava surgió a lo largo de grietas en algunos casos visibles pero en
otros no visibles.
La mayor parte de las erupciones volcánicas que
formaron los maria tuvieron lugar a través de fisuras en la superficie lunar. La
lava basáltica fue fluyendo a lo largo de diversos períodos, durante milenios,
mucho después de que se formaran las cuencas de impacto.
Las tierras altas
Las tierras altas presentan la mayor cantidad de
cráteres de impacto desde un diámetro de cerca de un metro hasta 1.000 kilómetros .
Antes de que cualquier misión robótica pudiera llegar a la Luna, los
científicos pensaban que el origen de algunos de estos cráteres era volcánico,
idea que cambió radicalmente con el retorno de muestras de suelo y rocas
lunares con las misiones Apolo mostrando claramente el importante rol del
proceso de impacto en la formación del terreno. Los impactos ocurren a
velocidades cercanas a los 20 km/s (70 000 km/h ). En cada impacto ondas de alta
presión rebotan al proyectil y el cuerpo impactado, proceso en el cual el
proyectil (un meteorito) es destruido por la onda de choque
haciendo que se evaporice casi en su totalidad. El material del cuerpo
impactado es comprimido fuertemente y descomprimido brevemente después. Una
porción de este material es evaporizado y otra parte es derretida, pero la
mayor parte (una masa 10.000 veces superior a la del meteorito) es expulsada
fuera del cráter formando el anillo que lo rodea. La parte central del cráter
es un área más deprimida que el resto del terreno. Una pequeña parte del cuerpo
impactado es expulsada a grandes distancias dando lugar a unas figuras que se
asemejan a líneas rectas llamadas radios.
La
diferencia con las calderas volcánicas o conos de cenizas es que no tienen
anillos de material acumulado y sus cimas están por encima del nivel de la
superficie.
Origen de los cráteres
Los
geólogos mucho antes del proyecto Apolo creían que los cráteres lunares eran de
origen volcánico. La razón era que en la Tierra los cráteres eran volcánicos
pues los cráteres de impacto habían sido borrados por el dinamismo terrestre.
Imponer la idea de que los cráteres lunares eran de impacto le costó tiempo y
algún disgusto al geólogo Eugene Shoemaker. Éste estaba claramente involucrado
en el programa Ranger de misiones a la Luna que mostró que la Luna estaba llena
de cráteres de impacto de todos los tamaños. En su doctorado en ciencias
físicas en la Universidad de Princeton el Dr. Gene Shoemaker demostró que el Cráter Meteor en Arizona se produjo por
el impacto de un meteorito. Encontró un anillo de material arrojado. Los
anillos concéntricos y los rayos son típicos en cráteres de impacto jóvenes. En
1969, en Caltech empezó una búsqueda sistemática de asteroides que cruzan la
órbita de la Tierra. Se produjo el descubrimiento de varias familias de tales
asteroides incluidos los asteroides Apolo.
El
Dr. Shoemaker también participaba en el entrenamiento de los astronautas
estadounidenses del programa Apolo y tenía el sueño de poder ser uno de ellos.
El 24 de marzo de 1993, descubrió junto con su esposa Carolyn Jean Spellmann y
el astrónomo David Levy el Cometa Shoemaker-Levy 9. Una año antes en julio de
1992 la órbita del SL9 atravesó el límite de Roche de Júpiter (distancia mínima en que la
diferencia de fuerzas de atracción entre dos puntos del objeto supera la
cohesión causando la destrucción del objeto) y
las fuerzas de marea destrozaron el cometa, que posteriormente fue observado
como una serie de fragmentos de hasta 2 km de diámetro, en órbita inestable alrededor
de Júpiter. Shoemaker murió en un accidente de automóvil en Alice Springs,
Australia 18 de julio de 1997. Algunas de sus cenizas fueron llevadas a la Luna
por la sonda espacial Lunar Prospector siendo de momento la única persona que
descansa en la Luna.
Depósitos de manto oscuro
Otro tipo de depósito existente tanto en los mares
como en las tierras altas, son los depósitos de manto oscuro. Son similares a
los volcanes. Estos depósitos no pueden ser vistos a simple vista sino con la
ayuda de telescopios o la cercanía de naves espaciales. Antes de las misiones
Apolo, los científicos creían que se trataba de depósitos producidos por
erupciones piroclásticas. Algunos depósitos parecen estar asociados con conos
de cenizas oscuros y anchos reforzando la idea de las erupciones piroclásticas,
posteriormente confirmadas por el hallazgo de perlas de vidrio como las que se
encuentran en las erupciones piroclásticas de la Tierra.
El regolito
La superficie de la Luna es de color gris y presenta
una gran cantidad de fino sedimento producto de los innumerables impactos de
meteoritos. Este polvo recibe el nombre de regolito lunar, un término acuñado
para describir las capas de sedimento producidas por efectos mecánicos sobre
las superficies de los planetas. El espesor del regolito varía de 2 metros en los mares más
jóvenes hasta unos 20
metros en las superficies más antiguas de las tierras
altas.
El regolito está formado por el material rocoso de
la región en donde se encuentre, pero además contiene restos de material
expulsado por impactos lejanos, por lo cual el regolito constituye una roca de
gran valor científico.
El regolito contiene rocas, fragmentos de minerales
derivados del lecho de roca original, partículas vidriosas formadas por los
impactos. En la mayor parte del regolito lunar, la mitad de las partículas
están compuestas de fragmentos minerales que están unidos por vidrios de
impacto; estos objetos se llaman aglutinados. La composición química del
regolito varía de acuerdo a su ubicación; el regolito en las tierras altas, como
sus rocas, es rico en aluminio. El regolito en los mares es rico en hierro y
magnesio, como las rocas basálticas.
El regolito lunar es también muy importante porque
almacena la información de la historia solar. Las partículas que forman al
viento solar, compuesto principalmente de átomos de helio, neón, carbono y
nitrógeno golpean la superficie lunar y se insertan en los granos minerales. Al
analizar la composición del regolito, especialmente 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, ya que el oxígeno y el hidrógeno (agua), carbono y
nitrógeno son de gran utilidad en la vida y para la elaboración de combustible. Al respecto
es especialmente importante la existencia de grandes cantidades de Helio-3, que
podrían utilizarse como material energético combustible en generadores de fusión
nuclear, hoy en día aún inexistentes y un sueño para la humanidad: energía nuclear
limpia.
Existe una gran cantidad de oxígeno almacenado en el
regolito en forma de dióxido de silicio (SiO2), minerales de las
rocas lunares, óxidos de calcio (CaO), hierro (FeO) y magnesio (MgO). Cerca del
43% de la masa del suelo es oxígeno.
Tabla En
los basaltos de la Tierra hay óxido de potasio (K2O) en (0,65%) y anhídrido fosfórico (P2O5) en (0,14%). Estos
productos también se hallan en la Luna pero desconozco la proporción en Maria y Tierras Altas y por eso no figuran.
Abundancias minerales en las
rocas lunares
Las rocas poseen características muy similares a las
rocas de la Tierra, especialmente en cuanto a la proporción de los isótopos de
oxígeno. Las rocas de la Luna no contienen elementos químicos volátiles tales
como potasio y sodio. Los análisis de hace 50 años la hacían carecer
completamente de agua, pero análisis recientes han encontrado trazas. En cuanto
al hierro, las tierras altas tienden a
ser relativamente pobres mientras los basaltos de los mares contienen
cantidades significativas especialmente el Océano de las Tormentas.
Feldespato: Mineral que es un silicato
de aluminio, calcio y en la Tierra potasio y sodio. Forma las rocas endógenas
(provenientes del interior del planeta) y metamórficas (han sufrido cambios
físicos o químicos debidos a la presión, temperatura, etc. existentes en el
interior del planeta). Las numerosas variedades de feldespato se clasifican en
dos grupos los feldespatos potásicos (inexistentes en la Luna) y plagioclasa entre ellos está la anortosita((CaAl2Si2O8)
una roca ígnea blanco-grisácea transparente donde abundan el calcio (Ca) y el
aluminio (Al). Flotaba en el océano de magma después de la cristalización y forma
actualmente la corteza lunar de las tierras altas.
Piroxeno: Silicato que contiene
hierro (Fe), magnesio (Mg) y calcio (Ca) y son uno de los constituyentes de las
rocas. De fórmula (Ca, Mg,Fe)Si O3. Pueden cristalizar en los
sistemas rómbico o clinorómbico. Los piroxenos con hierro suelen ser oscuros, marrones, grises o incluso verde claro. Las muestras lunares contienen mucho
piroxeno sobre todo la de los basaltos de los mares, siendo los granos
usualmente más alargados en los mares y algo más cuadrados en las tierras
altas.
Olivino: Silicato de hierro (Fe) y
magnesio (Mg) de fórmula (Mg,Fe)2SiO4 de color verde y de brillo vítreo, cuyos cristales se
encuentran en las rocas eruptivas. Cristaliza en el sistema rómbico.
Ilmenita: Óxido de hierro (Fe) y
titanio (Ti), de fórmula Fe,TiO3 que se encuentra en las
rocas eruptivas en forma de laminillas brillantes de color negro. Cristaliza en
el sistema rómbico. No se encuentra en las tierras altas pero sí en los
basaltos de los mares lunares. El Apolo XI se encontró con basaltos con alto
contenido en ilmenita y por tanto en titanio. Dicha proporción se rebajó en el
Apolo XII y se redujo aún más en las muestras de las siguientes misiones y en
el regolito traído por las sondas soviéticas.
Las rocas de las tierras altas son además bastante
complejas debido al proceso de craterización. La mayoría de estas rocas son
complejas mezclas de otras. Las rocas originales fueron derretidas, mezcladas,
e impactadas durante los primeros 500 millones de años de la Luna. Estas rocas
se llaman brechas. La mayor parte de
las anortositas, noritas y troctolitas son en realidad fragmentos de rocas
dentro de brechas.
Muchas brechas y algunas rocas ígneas están
enriquecidas con un conjunto de elementos que no son comunes en la Tierra. Su
presencia se origina cuando el magma se cristaliza, y la parte que todavía está
líquida se va enriqueciendo progresivamente de estos elementos llamados KREEP,
(por los símbolos del potasio, fósforo y elementos de las Tierras Raras, del
inglés Rare-Earth Elements (REE)). Actualmente se cree que los KREEPs
representan los últimos restos de la cristalización del magma de océano.
Grandes impactos excavaron la corteza expulsando el material inferior
mezclándolo con otros escombros y formando brechas KREEP.
Bibliografía:
- Wikipedia en castellano e inglés de muchos temas siendo los
fundamentales:Geología de la Luna, Mar lunar, Roca lunar
- Diccionario Larousse científico
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