Imprimir el Libro CompletoImprimir el Libro Completo

Geología lunar

Detalles de la geología de la Luna, la teoría acerca de su origen y cómo se produjeron los cráteres a lo largo del tiempo.

Sitio: Aulas | Uruguay Educa
Curso: Astronomía - 1º B.D.
Libro: Geología lunar
Imprimido por: Invitado
Día: martes, 13 de abril de 2021, 04:28

1. Origen y evolución de la Luna

Para estudiar el origen y evolución de la Luna se busca si el proceso que la conformó dejó sus huellas en las grandes formaciones geológicas observables desde la Tierra, y en la constitución química de las rocas lunares.

La Geología lunar implica el estudio de las características geológicas de la Luna así como el de las constituciones químicas de sus principales componentes: las rocas.

La información y consecuentes investigaciones sobre estos temas se suele clasificar y agrupar en las siguientes disciplinas específicas: estudio de las formaciones de origen volcánico, estudio de las formaciones de origen tectónico y craterización por impacto.

2. Formaciones de origen volcánico

La existencia de volcanes en la Luna, así como las inundaciones de los mares por lavas, fueron posibles gracias a una acumulación de calor, en cantidad superior a la que la Luna podía radiar, que dio lugar a una elevación de su temperatura interior. El origen de esta energía térmica, que se acumuló durante un período relativamente breve ocurrido hace unos 4 mil millones de años, se atribuye a los procesos de fisión de compuestos radioactivos, pérdidas por inducción magnética y fricción mecánica generada durante la acreción y por efecto de las mareas.

Los rasgos topográficos generados por la actividad volcánica, sólo fueron modificados por el bombardeo meteórico, y de su estudio se puede conocer valores atendibles de la duración y magnitud del volcanismo, que relacionados a la masa de la Luna y sus vínculos dinámicos con la Tierra permiten ajustar los respectivos modelos teóricos.

Entre los rasgos generados por el volcanismo, los domos lunares invitan a su observación con telescopios pequeños. Pero al ver fotos más detalladas, tomadas por grandes telescopios o sondas, disponibles en Internet, puede afinar la clasificación de los mismos hasta un grado solo mejorable por el examen directo de muestras de sus rocas.

2.1. Domos lunares

Los domos lunares son accidentes topográficos, que se muestran al telescopio del aficionado como colinas de contorno generalmente circular, que tienen un perfil cónico o redondeado y que a veces presentan uno o más cráteres centrales ubicados en su cima. La forma de los domos lunares es similar a la de los volcanes de escudo terrestres, que consisten en montañas volcánicas de paredes poco empinadas, que se forman cuando lava relativamente fluida surge de una fuente central.

Los domos lunares, que no tienen nada en común con los domos terrestres, se encuentran, principalmente, en los mares o en el interior de cráteres inundados, como el Ptolemaeus y fueron formados por lavas lunares relativamente viscosas.

En la nomenclatura lunar, los términos: mare, oceanus, lacus, sinus, palus hacen referencia indistintamente a zonas inundadas por lavas, visibles como áreas oscuras sobre el disco lunar.

Los diámetros de los domos varían entre los 3 y 60 Km y el hecho de que rara vez superen unos pocos cientos de metros de altura es la causa de que no proyecten sombras apreciables, a menos que el terminador esté muy próximo. Esto hace de la observación de domos, una actividad con fecha y hora, y es por ello que han sido relativamente poco observados.

Ejemplo: Mons Rumker. Imagen:

Mons Rumker

¿Cómo se forman los domos lunares?

Cuando tuvieron lugar las masivas inundaciones de los mares, la lava fue lo suficientemente fluida como para extenderse y cubrir grandes zonas sin apilarse y formar volcanes. Los domos, en cambio, fueron formados por lavas más viscosas y seguramente de menor temperatura. Éstas no pudieron alejarse mucho de la surgente ya que llevaban velocidades menores y se enfriaban más rápido.

Se cree, además, que las erupciones debían tener duraciones relativamente cortas y que debían estar intercaladas con pequeños episodios de erupción de ceniza para permitir el posterior enfriamiento y apilamiento de capas sucesivas para formar un domo. El cratercito central que algunos domos presentan en su cima, se forma cuando el magma deja de surgir y hay un colapso alrededor de la surgente, como resultado del enfriamiento y la contracción del tapón de lava que queda en la boca del domo. 

Ver animación de la formación de un domo

2.2. Rilles

Son depresiones largas y estrechas que se hallan sobre la superficie lunar.

Se les llama también "rima", o en plural "rimae".

Ejemplo: Rima Ariadaeus. Imagen:

Rima Ariadaeus

Estos largos valles se distinguen en dos tipos:

Rille sinuoso: es un valle serpenteante, excavado por un flujo de lava, y de apariencia similar a un canal.

Rille lineal: es el formado por tramos rectos.

Estos tipos, que pueden aparecer combinados, son originados por cuatro mecanismos, que operaron de uno en uno o conjuntamente: colapso de tubos de lava, construcción de un canal de flujo de lava, surco dejado por el vaciamiento de un canal de lava.

Hay rilles que no son de origen volcánico y no les corresponde llamarse así, pero se los nominó de este modo antes de que se conociera la naturaleza de los graben.

2.3. Cráteres de halo oscuro

Se presentan como cráteres redondeados de borde bajo, rodeados por un manto obscuro de cenizas que cubre la topografía circundante.

Algunos están ubicados sobre fisuras y pueden haber sido bocas eruptivas.

No han sido visitados por astronautas.

Por ejemplo, existen varios en el interior del cráter Alphonsus:

Cráter Alphonsus

3. Formaciones de origen tectónico

Fallas:

Las fallas son fracturas del suelo, a lo largo de las cuales han ocurrido movimientos de desplazamiento. Según sus características se las denomina:

Falla normal: se produce donde una cierta superficie es estirada y en la fractura se origina un desnivel.

Ejemplo de falla normal: Rupes Recta. Imagen:

Rupes Recta

Otras fallas reciben el nombre de graben (zanja, en alemán, se produce donde una cierta superficie es estirada y resulta una doble fractura paralela con hundimiento central), falla de compresión y desplazamiento horizontal (se produce donde una cierta superficie es comprimida y resulta un desplazamiento horizontal relativo) y falla de empuje (se produce donde una cierta superficie es comprimida y una de las secciones monta sobre la otra). 

Plegamientos:

Se muestran como arrugas de unos kilómetros de ancho y cien o más kilómetros de largo. Su formación en las planicies de lava de los mares es debida al hundimiento de las lavas solidificadas de un mare y posterior compresión al acuñarse entre sus paredes. Se presentan como arcos paralelos al contorno de los mares. Algunos pueden haber sido fuentes de flujos de lava.

Ejemplo de plegamiento lunar: Serpentine Ridge. Imagen:

Serpentine ridge

4. Craterización por impacto

La animación representa la formación de los principales rasgos actualmente visibles de la Luna, que abarca más de 4.000 millones de años. Los más antiguos, que hoy apenas se insinúan, datan de 4100 millones de años.

Ver animación de la evolución de la craterización lunar

El proceso comienza con 9 grupos de impactos meteóricos, que se habrían concentrado durante los primeros 200 millones de años del período, que culminó con el rellenado de los mares con lava. Desde entonces, la frecuencia de los impacto disminuyó unas doscientas veces, y los principales corresponden a los grupos 11 y 12.

Luego de cada impacto, el suelo lunar toma una coloración oscura, que tiende a aclararse con el tiempo. Los cráteres más recientes conservan los rayos de eyecta fundida expulsada durante la colisión.

Las cuencas muy antiguas y apenas reconocibles, que no tienen nombre, fueron indicadas en lo que sigue, con "sin nombre" (sn).

1 --- Cuenca del Mare Australe y (sn)

2 --- (sn) y (sn)

3 -- Cuenca de los Mare Tranquilitatis, Fecunditartis y Vaporum, Cuenca de Schiller, Sinus Aestuum, (sn), (sn), (sn),

4 --- Cuencas de los Mare Nectaris y Humboldtianum, Cráter Grimaldi, (sn),

5 --- Cuencas de los Mare Serenitatis, Nubium y Smythi,

6 --- Cuencas de los Mare Crisium y Humorum,

7 --- Cuenca del Mare Imbrium

8 --- Sinus Iridium

9 --- Cuenca del Mare Orientale

10 -- Ultimo rellenado con lava de los Mares

11 --- Cráteres Kepler y Copernicus (edad aproximada: 800 millones de años)

12 --- Cráter Tycho (edad aproximada: 100 millones de años)

Aclaración (sobre los 9 grupos de impactos)

Los impactos incluidos dentro de un mismo grupo, tuvieron una sucesión temporal de la que no se tiene certeza. En tanto que se tiene razonable seguridad, de que la ordenación de grupos refleja la secuencia temporal real.