Geología de la Luna

En la parte superior de la estratigrafía lunar se encuentra la unidad copernicana, compuesta por cráteres con un sistema de rayos. ^{[ 26 ]} Debajo de esta se encuentra la unidad eratósteniana, definida por cráteres con morfología de impacto bien definida, pero sin el sistema de rayos de la unidad copernicana. Estas dos unidades están presentes en puntos más pequeños de la superficie lunar. Más abajo en la estratigrafía se encuentran las unidades mare (anteriormente conocidas como la unidad procelariana) y la unidad ímbrica, relacionada con la eyección y la tectónica de la cuenca ímbrica. La base de la estratigrafía lunar es la unidad prenectariana, que consiste en antiguas llanuras de cráteres. ^{[ 27 ]}

El aspecto más distintivo de la Luna es el contraste entre sus zonas claras y oscuras. Las superficies más claras son las tierras altas lunares, que reciben el nombre de terrae (singular terra , del latín tierra , tierra ), y las llanuras más oscuras se llaman maria (singular mare , del latín mar ), en honor a Johannes Kepler , quien introdujo estos nombres en el siglo XVII. Las tierras altas son de composición anortosítica , mientras que las maria son basálticas . Las maria a menudo coinciden con las tierras bajas, pero estas últimas (como dentro de la cuenca del Polo Sur-Aitken ) no siempre están cubiertas por maria. Las tierras altas son más antiguas que las maria visibles y, por lo tanto, presentan mayor cantidad de cráteres.

Los principales productos de los procesos volcánicos en la Luna son evidentes para los observadores terrestres en forma de mares lunares . Se trata de grandes flujos de lava basáltica que corresponden a superficies de baja reflectividad y que cubren casi un tercio de la cara visible. Solo un pequeño porcentaje de la cara oculta se ha visto afectado por el vulcanismo de los mares. Incluso antes de que las misiones Apolo lo confirmaran, la mayoría de los científicos ya pensaban que los mares eran llanuras llenas de lava, debido a los patrones de flujo de lava y los colapsos atribuidos a tubos de lava .

Las edades de los basaltos de los mares se han determinado tanto por datación radiométrica directa como por la técnica de conteo de cráteres . Las edades radiométricas más antiguas son de aproximadamente 4.2 Ga (mil millones de años), y las edades de la mayoría de las lavas más jóvenes de los mares se han determinado a partir del conteo de cráteres en aproximadamente 1 Ga. Debido a una mejor resolución de imágenes más recientes, se han encontrado alrededor de 70 áreas pequeñas llamadas parches irregulares de mares (cada área de solo unos cientos de metros o unos pocos kilómetros de ancho) en los mares que el conteo 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 los mares se formó entre aproximadamente 3 y 3.5 Ga antes del presente. Las lavas más jóvenes erupcionaron dentro de Oceanus Procellarum , mientras que algunas de las más antiguas parecen estar ubicadas en el lado opuesto. Los mares son claramente más jóvenes que las tierras altas circundantes dada su menor densidad de cráteres de impacto.

Una gran parte de los mares lunares erupcionó dentro de las cuencas de impacto bajas de la cara visible de la Luna, o fluyó hacia ellas. Sin embargo, es improbable que exista una relación causal entre el impacto y el vulcanismo de los mares, ya que las cuencas de impacto son mucho más antiguas (unos 500 millones de años) que el relleno de los mares. Además, Oceanus Procellarum , la mayor extensión de vulcanismo de mares en la Luna, no se corresponde con ninguna cuenca de impacto conocida. Se suele sugerir que la razón por la que los mares solo erupcionaron en la cara visible es que la corteza de esta cara es más delgada que la de la cara oculta. Si bien las variaciones en el espesor de la corteza podrían modular la cantidad de magma que finalmente llega a la superficie, esta hipótesis no explica por qué la cuenca del Polo Sur-Aitken de la cara oculta , cuya corteza es más delgada que la de Oceanus Procellarum, se llenó solo modestamente con productos volcánicos.

Otro tipo de depósito asociado a los mares lunares, aunque también abarca las zonas de tierras altas, son los depósitos del "manto oscuro". Estos depósitos no son visibles a simple vista, pero sí en imágenes tomadas con 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 a conos de ceniza oscuros y alargados , lo que refuerza la idea de que se trata de piroclastos. La existencia de erupciones piroclásticas se confirmó posteriormente con el descubrimiento de esférulas de vidrio similares a las encontradas en erupciones piroclásticas aquí en la Tierra.

Muchos de los basaltos lunares contienen pequeños orificios llamados vesículas , que se formaron por burbujas de gas que se liberaron del magma en las condiciones de vacío que se encuentran en la superficie. No se sabe con certeza qué gases escaparon de estas rocas, pero el monóxido de carbono es uno de los posibles candidatos.

Las muestras de vidrios piroclásticos presentan tonalidades verdes, amarillas y rojas. La diferencia de color indica la concentración de titanio que contiene la roca: las partículas verdes tienen las concentraciones más bajas (alrededor del 1%), mientras que las rojas tienen las concentraciones más altas (hasta un 14%, mucho más que los basaltos con las concentraciones más elevadas).

El origen de los cráteres lunares como estructuras de impacto solo se aceptó ampliamente en la década de 1960. Esta constatación permitió reconstruir gradualmente la historia de los impactos lunares mediante el principio geológico de superposición . Es decir, si un cráter (o su material eyectado) se superponía a otro, debía ser el más joven. La cantidad de erosión sufrida por un cráter era otra pista sobre su edad, aunque esta es más subjetiva. Al adoptar este enfoque a finales de la década de 1950, Gene Shoemaker retiró el estudio sistemático de la Luna de los astrónomos y lo puso firmemente en manos de los geólogos lunares. ^{[ 28 ]}

La formación de cráteres por impacto es el proceso geológico más notable en la Luna. Estos cráteres se forman cuando un cuerpo sólido, como un asteroide o un cometa , choca contra la superficie lunar a gran velocidad (la velocidad media de impacto en la Luna es de aproximadamente 17  km por segundo). La energía cinética del impacto genera una onda de choque de compresión que se propaga desde el punto de impacto. A esta le sigue una onda de rarefacción , responsable de expulsar la mayor parte del material eyectado fuera del cráter. Finalmente, se produce un rebote hidrodinámico en el fondo lunar que puede crear un pico central.

Estos cráteres aparecen en un continuo de diámetros a lo largo de la superficie lunar, desde diminutos hoyos hasta la inmensa cuenca del Polo Sur-Aitken, con un diámetro de casi 2500  km y una profundidad de 13  km. En términos generales, la historia lunar de la formación de 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 periodos, y estas fueron sucesivamente cubiertas por cráteres más pequeños. La distribución de frecuencia de tamaño (DFT) de los diámetros de los cráteres en una superficie dada (es decir, el número de cráteres en función del diámetro) sigue aproximadamente una ley potencial , donde el número de cráteres aumenta al disminuir su tamaño. La posición vertical de esta curva puede utilizarse para estimar la edad de la superficie.

Los impactos más recientes se distinguen por rasgos bien definidos, como un borde afilado. Los cráteres pequeños tienden a tener forma de cuenco, mientras que los impactos más grandes pueden presentar un pico central con fondos planos. Los cráteres de mayor tamaño suelen mostrar hundimientos en las paredes internas que pueden formar terrazas y repisas. Las cuencas de impacto más grandes, las cuencas multianulares, pueden incluso tener anillos concéntricos secundarios de material elevado.

El proceso de impacto excava materiales de alto albedo que, inicialmente, dan al cráter, los eyectos y el sistema de rayos un aspecto brillante. La erosión espacial disminuye gradualmente el albedo de este material, de modo que los rayos se desvanecen con el tiempo. Gradualmente, el cráter y sus eyectos sufren erosión por impacto de micrometeoritos y otros impactos menores. Este proceso erosivo suaviza y redondea las características del cráter. El cráter también puede quedar cubierto por eyecciones de otros impactos, lo que puede sumergir ciertas características e incluso sepultar el pico central.

Los fragmentos eyectados por grandes impactos pueden incluir grandes bloques de material que vuelven a impactar la superficie formando cráteres de impacto secundarios. Estos cráteres a veces se forman en patrones radiales claramente discernibles y, por lo general, tienen menor profundidad que los cráteres primarios del mismo tamaño. En algunos casos, una línea completa de estos bloques puede impactar formando un valle. Estos se distinguen de las catenas , o cadenas de cráteres, que son hileras lineales de cráteres que se forman cuando el cuerpo impactado se fragmenta antes del impacto.

En términos generales, un cráter lunar tiene una forma aproximadamente circular. Experimentos de laboratorio en el Centro de Investigación Ames de la NASA han demostrado que incluso los impactos de ángulo muy bajo tienden a producir cráteres circulares, y que los cráteres elípticos comienzan a formarse con ángulos de impacto inferiores a cinco grados. Sin embargo, un impacto de ángulo bajo puede producir un pico central desplazado del punto medio del cráter. Además, los materiales eyectados por impactos oblicuos muestran patrones distintivos en diferentes ángulos de impacto: asimetría a partir de los 60° y una "zona de evitación" en forma de cuña, libre de materiales eyectados en la dirección de donde provino el proyectil, a partir de los 45°. ^{[ 29 ]}

Los cráteres de halo oscuro se forman cuando un impacto excava material de menor albedo desde debajo de la superficie y luego deposita este material eyectado más oscuro alrededor del cráter principal. Esto puede ocurrir cuando un área de material basáltico más oscuro , como el que se encuentra en los mares oceánicos , queda cubierta posteriormente por material eyectado más claro proveniente de impactos más distantes en las tierras altas. Esta cubierta oculta el material más oscuro que se encuentra debajo, el cual es excavado posteriormente por cráteres subsiguientes.

Los impactos de mayor magnitud produjeron capas de roca fundida que cubrieron porciones de la superficie con un espesor de hasta un kilómetro. Ejemplos de esta roca fundida pueden observarse en la parte noreste de la cuenca de impacto del Mare Orientale .

La superficie de la Luna ha estado sometida durante miles de millones de años a colisiones con asteroides y cometas de diversos tamaños . Con el tiempo, estos impactos han pulverizado y erosionado los materiales de la superficie, formando una capa de grano fino denominada regolito . El espesor del regolito lunar varía entre 2 metros (6,6 pies) bajo los mares lunares más jóvenes y hasta 20 metros (66 pies) bajo las superficies más antiguas de las tierras altas lunares. El regolito se compone principalmente de materiales de la región, pero también contiene restos de materiales expulsados ​​por cráteres de impacto distantes. El término megaregolito se utiliza a menudo para describir el lecho rocoso muy fracturado que se encuentra directamente debajo de la capa de regolito cercana a la superficie.  

El regolito contiene rocas, fragmentos de minerales del lecho rocoso 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 con partículas vítreas; estos objetos se denominan 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. ^{[ 30 ]} El regolito de los mares lunares es rico en hierro y magnesio y pobre en sílice, al igual que las rocas basálticas de las que 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— impactan la superficie lunar y se insertan en los granos minerales. Al analizar la composición del regolito, en particular 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, el hidrógeno ( agua ), el carbono y el nitrógeno no solo son esenciales para sustentar la vida, sino que también son potencialmente muy útiles en la producción de combustible . La composición del regolito lunar también puede utilizarse para inferir su origen.

Los tubos de lava lunares forman un lugar potencialmente importante para la construcción de una futura base lunar, que podría usarse para la exploración y el desarrollo local, o como un puesto avanzado humano para servir a la exploración más allá de la Luna. El potencial de una cueva de lava lunar ha sido sugerido y discutido durante mucho tiempo en la literatura y tesis. ^{[ 31 ]} Cualquier tubo de lava intacto en la Luna podría servir como refugio del entorno severo de la superficie lunar, con sus frecuentes impactos de meteoritos, radiación ultravioleta de alta energía y partículas energéticas, y variaciones extremas de temperatura diurna. ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]} Después del lanzamiento del Orbitador de Reconocimiento Lunar , se han fotografiado muchos tubos de lava lunares. ^{[ 35 ]} Estos pozos lunares se encuentran en varios lugares de la Luna, incluyendo Marius Hills , Mare Ingenii y Mare Tranquillitatis .

El programa Apolo trajo de vuelta 380,05 kilogramos (837,87 lb) de material de la superficie lunar , ^{[ 38 ]} la mayor parte del cual se almacena en el Laboratorio de Recepción Lunar en Houston, Texas , y el programa soviético no tripulado Luna trajo de vuelta 326 gramos (11,5 oz) de material lunar. Estas rocas han demostrado ser invaluables para descifrar la evolución geológica de la Luna. Las rocas lunares están compuestas 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 ven típicamente en el manto lunar. ^{[ 39 ]} El mineral ilmenita es muy abundante en algunos basaltos de mare, y un nuevo mineral llamado armalcolita (nombrado en honor a Arm strong, Al drin y Col lins, los tres miembros de la tripulación del Apolo 11 ) fue descubierto por primera vez en las muestras lunares.  

Los mares están compuestos predominantemente de basalto , mientras que las regiones de tierras altas son pobres en hierro y están compuestas principalmente de anortosita , una roca compuesta principalmente de feldespato plagioclasa rico en calcio . Otro componente significativo de la corteza son las rocas ígneas de la serie Mg , 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 presentarse en forma de brechas . De estas, las subcategorías se denominan brechas fragmentarias, granulíticas y de fusión por impacto, según su formación. Las brechas máficas de fusión por impacto, que se caracterizan por la composición Fra Mauro de bajo contenido en potasio , presentan 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 son que los basaltos contienen mayores abundancias de olivino y piroxeno , y menos plagioclasa . Son más ricos en hierro que los basaltos terrestres y también tienen viscosidades más bajas. Algunos de ellos tienen altas abundancias de un óxido ferro - titánico llamado ilmenita . Debido a que la primera muestra de rocas contenía un alto contenido de ilmenita y otros minerales relacionados, recibieron el nombre de basaltos de "alto titanio". La misión Apolo 12 regresó a la Tierra con basaltos de concentraciones más bajas de titanio, que fueron denominados basaltos de "bajo titanio". Misiones posteriores, incluidas las sondas robóticas soviéticas , regresaron con basaltos con concentraciones aún más bajas, ahora llamados basaltos de "muy bajo titanio". La sonda espacial Clementine envió datos que muestran que los basaltos de los mares lunares tienen un continuo en las concentraciones de titanio, siendo las rocas de mayor concentración las menos abundantes.

En comparación con la Tierra, la Luna tiene un campo magnético externo débil. Otras diferencias significativas son que la Luna actualmente no posee 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 corticales se adquirieron tempranamente en la historia lunar, cuando aún operaba una geodinamo. Sin embargo, el pequeño tamaño del núcleo lunar representa un posible obstáculo para esta hipótesis. Alternativamente, es posible que se generen campos magnéticos transitorios durante procesos de impacto en cuerpos sin atmósfera, como la Luna. En apoyo de esto, se ha observado que las mayores magnetizaciones corticales parecen estar ubicadas cerca de los antípodas de las cuencas de impacto más grandes. Si bien la Luna no tiene un campo magnético dipolar como el de la Tierra, algunas rocas recuperadas presentan fuertes magnetizaciones. Además, las mediciones desde órbita muestran que algunas porciones de la superficie lunar están asociadas con fuertes campos magnéticos.