Yegua lunar

Los mares lunares ( / ˈ m ær i . ə / MARR -ee-ə ) (Singular: mare / ˈ m ɑːr eɪ , - i / MAR -ay, MAR -ee ) ^{[ 1 ]} son ​​grandes llanuras basálticas oscuras en la Luna de la Tierra , formadas por lava que fluye hacia antiguas cuencas de impacto. Son menos reflectantes que las "tierras altas" debido a su composición rica en hierro, y por lo tanto aparecen oscuras a simple vista . Los mares cubren alrededor del 16% de la superficie lunar, principalmente en el lado visible desde la Tierra . Los pocos mares en el lado oculto son mucho más pequeños, y residen principalmente en cráteres muy grandes.

El término «mar» se utilizaba en astronomía a principios del siglo XVII, inicialmente con la idea de que las manchas lunares estaban cubiertas de agua. La nomenclatura tradicional de la Luna también incluye un oceanus (océano), así como formaciones con los nombres lacus («lago»), palus («pantano») y sinus («bahía»). Las tres últimas son más pequeñas que maria, 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. ^{[ 2 ]} 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. ^{[ 3 ]}

Las edades de los basaltos de los mares lunares se han determinado tanto por datación radiométrica directa como por la técnica de conteo de cráteres . Las edades radiométricas varían desde aproximadamente 3.16 a 4.2 mil millones de años (Ga), ^{[ 7 ]} mientras que las edades más jóvenes determinadas por el conteo de cráteres son de aproximadamente 1.2 Ga. ^{[ 8 ]} Mediciones actualizadas de muestras recolectadas por la misión Chang'e-5 muestran que algunos basaltos lunares podrían tener tan solo 2.03 mil millones de años. ^{[ 9 ]} Sin embargo, la mayoría de los basaltos de los mares lunares parecen haber entrado en erupción entre aproximadamente 3 y 3.5 Ga. Las pocas erupciones basálticas que ocurrieron en el lado oculto son antiguas, mientras que los flujos más jóvenes se encuentran dentro de Oceanus Procellarum en el lado visible. Si bien muchos de los basaltos entraron en erupción dentro de cuencas de impacto bajas o fluyeron hacia ellas, la mayor extensión de unidades volcánicas, Oceanus Procellarum, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida.

Luna - Oceanus Procellarum ("Océano de tormentas")

Antiguos valles de rift – estructura rectangular (visible – topografía – gradientes de gravedad GRAIL ) (1 de octubre de 2014)

Valles de rift antiguos : contexto.

Valles de rift antiguos – primer plano (concepto artístico).

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

1. Dado que muchos basaltos de mare rellenan cuencas de impacto bajas, se asumió en un principio que el impacto mismo causó de alguna manera la erupción volcánica. De hecho, los datos actuales podrían no descartar esta posibilidad, aunque la cronología y la duración del vulcanismo de mare en varias cuencas generan ciertas dudas al respecto. El vulcanismo inicial de mare generalmente parece haber comenzado dentro de los 100 millones de años posteriores a la formación de la cuenca. ^{[ 10 ]} Si bien estos autores consideraron que 100 millones de años era un período suficientemente largo como para que una correlación entre el impacto y el vulcanismo pareciera improbable, este argumento presenta problemas. Los autores también señalan que los basaltos más antiguos y profundos de cada cuenca probablemente estén enterrados e inaccesibles, lo que genera un sesgo en el muestreo.
2. A veces se sugiere que el campo gravitatorio de la Tierra podría favorecer las erupciones en la cara visible , pero no en la cara oculta . 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 gravitatoria de la Tierra. Por lo tanto, no existe una fuerza neta dirigida hacia la Tierra. Las mareas terrestres sí deforman la Luna, pero esta forma es la de un elipsoide alargado con puntos altos tanto en el lado subterráneo como en el antiterrestre. A modo de analogía, en la Tierra hay dos mareas altas al día, no una.
3. Dado que los magmas basálticos de los mares lunares 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 del Polo Sur-Aitken en el lado oculto de la Luna contiene las elevaciones más bajas de la Luna y, sin embargo, está escasamente rellena de lavas basálticas. Además, se predice que el espesor de la corteza bajo esta cuenca es mucho menor que bajo 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 de los mares lunares. ^{[ 11 ]}
4. Se suele sugerir que existe algún tipo de vínculo entre la rotación sincrónica de la Luna alrededor de la Tierra y los basaltos de los mares lunares. Sin embargo, los pares gravitacionales que provocan la desaceleración de la rotación de la Luna solo surgen de los momentos de inercia del cuerpo (que se relacionan directamente con los términos de grado 2 de los armónicos esféricos del campo gravitatorio), y los basaltos de los mares lunares apenas contribuyen a este fenómeno (véase también el acoplamiento de mareas ). (Las estructuras hemisféricas corresponden al grado 1 de los armónicos esféricos y no contribuyen a los momentos de inercia). Además, se predice que la desaceleración de la rotación de la Luna ocurrió rápidamente (en el orden de miles de años), mientras que la mayoría de los basaltos de los mares lunares erupcionaron aproximadamente mil millones de años después.

La razón por la que los basaltos de los mares lunares se ubican predominantemente en el hemisferio cercano de la Luna sigue siendo objeto de debate en la comunidad científica. Según los datos obtenidos de la misión Lunar Prospector , parece que una gran proporción del inventario lunar de elementos productores de calor (en forma de KREEP ) se encuentra dentro de las regiones de Oceanus Procellarum y la cuenca Imbrium , una provincia geoquímica única ahora conocida como el Terreno KREEP de Procellarum . ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]} Si bien el aumento en la producción de calor dentro del Terreno KREEP de Procellarum está sin duda relacionado con la longevidad e intensidad del vulcanismo que se encuentra allí, el mecanismo por el cual el KREEP se concentró dentro de esta región no es unánime. ^{[ 15 ]}

Los criptomarios son depósitos volcánicos lunares que han quedado ocultos por los materiales eyectados de impactos en cráteres y cuencas. Constituyen aproximadamente el 18 % del área total de basalto de los mares lunares y a menudo se pueden identificar por cráteres de impacto con halo oscuro. ^{[ 16 ]} Un ejemplo de criptomarios es la región de Schiller-Schickard, que ha sido cubierta extensamente por los materiales eyectados del impacto de la cuenca Orientale. ^{[ 17 ]}

Utilizando esquemas de clasificación terrestres, todos los basaltos de mare se clasifican como toleíticos , pero se han inventado subclasificaciones específicas para describir con mayor detalle la población de basaltos lunares. Los basaltos de mare generalmente se agrupan en tres series según su química de elementos principales: basaltos con alto contenido de Ti , basaltos con bajo contenido de Ti y basaltos con muy bajo contenido de Ti (VLT) . Si bien antes se pensaba que estos grupos eran distintos según las muestras del Apolo, los datos globales de teledetección de la misión Clementine ahora muestran que existe un continuo de concentraciones de titanio entre estos extremos, y que las concentraciones altas de titanio son las menos abundantes. Las abundancias de TiO₂ _pueden alcanzar hasta el 15 % en peso para los basaltos de mare, mientras que la mayoría de los basaltos terrestres tienen abundancias mucho menores al 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 fundamental entre los basaltos terrestres y lunares es la casi total ausencia de agua en cualquier forma en los basaltos lunares. Estos últimos no contienen minerales que contengan hidrógeno, como los anfíboles y filosilicatos , comunes en los basaltos terrestres, debido a la alteración o el metamorfismo.

• Paul D. Spudis, La Luna que fue y será , Smithsonian Institution Press, 1996, ISBN 1-56098-634-4.
• G. Jeffrey Taylor (30 de abril de 2006). "Hallazgos de fragmentos de basalto de un mar lejano" . Descubrimientos de la investigación en ciencias planetarias.
• G. Jeffrey Taylor (5 de diciembre de 2000). "Receta para magmas lunares con alto contenido de titanio" . Descubrimientos de la investigación en ciencias planetarias.
• G. Jeffrey Taylor (23 de junio de 2000). "El sorprendente mar lunar" . Descubrimientos de la investigación en ciencias planetarias.
• Catherine Weitz (12 de febrero de 1997). "Erupciones volcánicas explosivas en la Luna" . Descubrimientos de la investigación en ciencias planetarias.

• Google Luna
• Instituto Lunar y Planetario: Explorando la Luna
• Instituto Lunar y Planetario: Atlas Lunares
• Ralph Aeschliman, Cartografía y gráficos planetarios: Mapas lunares. Archivado el 6 de febrero de 2004 en Wayback Machine.
• Artículos sobre la Luna en Descubrimientos de la Investigación en Ciencias Planetarias
• formaciones de criptomarea