Geologia de la Lluna

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Cara visible de la Lluna.
Imatge en fals color de la Lluna presa per l'orbitador Galileo que mostra les característiques geològiques. Fotografia de la NASA
La mateixa imatge en color normal

El coneixement de la geologia lunar va augmentar significativament a partir de la dècada del 1960 amb les missions tripulades i automatitzades. Malgrat totes les dades recollides, encara queden preguntes sense respondre que únicament seran contestades amb la instal·lació de futures bases permanents i un estudi més ampli de la superfície. Gràcies a la seva proximitat, la Lluna és l'únic cos -a més de la Terra- del que es coneix detalladament la seva geologia i del que es van obtenir mostres de diferents regions.[1] Les missions tripulades Apollo van contribuir en la recol·lecció de 382 quilograms de roques i mostres del sòl lunar, els quals segueixen sent objecte d'estudi útil per a la comprensió sobre la seva formació i la d'altres cossos celestes. Algunes sondes del programa Luna de la Unió Soviètica també van portar de tornada a la Terra petites mostres del sòl lunar: la Luna 16 (101 grams), la Luna 20 (55 grams) i la Luna 24 (170 grams).

Formació[modifica | modifica el codi]

Imatge obtinguda en la missió Apollo 15.

Durant molt temps el problema fonamental concernent a la història lunar va ser el del seu origen. Les hipòtesis que han estat elaborades referent a això són tan variades com a diferents una de l'altra. Les hipòtesis més importants són:

  • Captura lunar: la captura d'una lluna completament formada pel camp gravitacional de la Terra resulta inversemblant, ja que una trobada propera amb la Terra hauria produït una col·lisió o una alteració de la trajectòria del cos en qüestió i probablement mai tornaria a retrobar-se amb la Terra. Perquè aquesta hipòtesi funcioni es requeriria una gran atmosfera estesa al voltant de la Terra primitiva, la qual podria frenar el moviment de la Lluna abans que escapés. Aquesta hipòtesi és seriosament considerada per explicar les òrbites dels satèl·lits irregulars de Júpiter i Saturn; no obstant això, és molt difícil que funcioni per a la Lluna.
  • Hipòtesi de la fissió: exposa la idea que una Terra primitiva amb una rotació accelerada va expulsar un tros de la seva massa, i va ser proposada per George Darwin (fill del cèlebre biòleg Charles Darwin). Aquesta hipòtesi no explica per què la Terra estava rotant una vegada cada 2,5 hores i per què la Lluna i la Terra no segueixen amb un moviment rotacional accelerat en l'actualitat.
  • Hipòtesi de l'acreció: amb aquesta hipòtesi s'estableix que la Terra i la Lluna es van formar juntes, en un sistema doble. El problema d'aquesta hipòtesi és que no s'explica el període rotacional de la Terra i la Lluna a més de donar una resposta a l'absència de material d'aquest sistema doble orbitant als dos cossos, fenomen que solament pot ser explicat si es tenen en compte el moviment de rotació terrestre i el de revolució lunar a través d'una propietat física anomenada moment angular.
  • Teoria del gran impacte: es refereix a l'impacte d'un cos de la grandària de Mart (la meitat del radi terrestre i un dècim de la seva massa) sobre la Terra quan aquesta estava a un 90% de la seva grandària actual. Aquest impacte hauria expulsat vastes quantitats de material calent al voltant de l'òrbita terrestre i la Lluna s'hauria format a través de l'acumulació d'aquest material.[2]

Teoria del gran impacte[modifica | modifica el codi]

Mare Imbrium i cràter Copèrnic.
Article principal: Teoria del gran impacte

És la hipòtesi més acceptada. Encara que proposada en 1984, els seus orígens es remunten a mitjan els anys setanta. Aquesta teoria sí satisfà les condicions orbitals de la Terra i la Lluna i les causes per les quals la Terra té un nucli metàl·lic més gran que la Lluna. Les teories modernes de com es formen els planetes a través de cossos més petits -que haurien estat formats per cossos encara més petits- prediuen que quan la formació de la Terra estava gairebé acabada, podria haver-hi hagut un cos de la grandària de Mart i amb prop d'un dècim de la massa de la Terra en les rodalies de l'òrbita terrestre. Per tot això, la teoria del gran impacte és un esdeveniment plausible, fins i tot podria haver estat inevitable.

L'energia involucrada en aquesta col·lisió és impressionant: milers de bilions de tones de material s'hauria evaporat i fos. En alguns llocs de la Terra la temperatura hauria arribat als 10.000 °C. Això explicaria la grandària inusual del nucli metàl·lic de la Terra: el cos de la grandària de Mart s'hauria fusionat amb la Terra incorporant el seu material a l'interior del nostre planeta. Si aquest esdeveniment mai hagués succeït, no només és que la Terra no tindria lluna, sinó que a més els dies serien més llargs i les seves durades serien de prop d'un any.

El primer esdeveniment important de la formació lunar va ser la cristal·lització del magma oceànic. No se sap amb certesa quin era la seva profunditat, però segons diferents estudis, l'oceà de magma estava situat a uns 500 km de profunditat. Els primers minerals a formar-se en aquest oceà en procés de cristal·lització van ser els silicats de ferro i magnesi olivina i piroxè. A causa que aquests minerals eren més densos que el material confinant, es van enfonsar. L'anterior formació de feldspat plagioclasa de menor densitat que el magma es va situar en la part superior de l'oceà de magma formant les muntanyes de anortosites, donant a lloc a la primera escorça lunar. L'etapa de l'oceà de magma va acabar fa uns 4400 milions d'anys.

Tan ràpid com es va formar l'escorça lunar, i fins i tot quan encara s'estava formant, altres tipus de magmes que formarien les norites i les troctolites a les terres altes es van començar a formar en el profund de la Lluna però encara no se sap a quina profunditat. Els magmes van pujar a través de la superfície infiltrant-se a través de l'escorça d'anortosita, formant grans roques i fins i tot erupcionant sobre la superfície. Alguns d'aquests cossos magmàtics van reaccionar químicament amb els romanents de l'oceà de magma (KREEP) i d'altres poden haver dissolt a les anortosites. Aquest període d'història lunar va acabar fa prop de 4000 milions d'anys.[3]

Durant aquestes primeres etapes de la formació lunar, diversos esdeveniments d'impacte van seguir modificant la superfície fins a una profunditat d'uns pocs quilòmetres (fins i tot fins a 20 km). Encara que no ha estat comprovat fefaentment, la mitjana d'impactes sembla haver declinat entre 4500 i 4000 milions d'anys enrere, però després va créixer dramàticament produint la major part de les conques visibles en la Lluna. Aquest bombardeig hauria ocorregut en un lapse d'entre 4000 a 3850 milions d'anys enrere.[4]

Una vegada disminuït la mitjana d'impactes, els mars van tenir temps per formar-se. Els basalts es van formar fa més de 3850 milions d'anys. No obstant això, entre 3700 i prop de 2500 milions d'anys enrere (l'última xifra és molt incerta), la lava va fluir sobre la superfície lunar, formant els mars i altres característiques típiques. Juntament amb els basalts van venir les erupcions piroclàstiques llançant restes de basalt fos a centenars de quilòmetres de distància. Des que va cessar el vulcanisme, l'única força geològica en la Lluna han estat els impactes de meteorits.[5]

Alguns dels cràter d'impacte més importants de la Lluna són Copèrnic, amb 93 km de diàmetre i una profunditat de 3,76 km, i Tycho amb un diàmetre de 85 km ambdós cràters van expulsar gran quantitat de material. La missió Apollo 17 allunà en una àrea en la qual s'havia distribuït el material provinent de Tycho; l'estudi de roques va permetre arribar a la conclusió que l'impacte hauria ocorregut fa uns 110 milions d'anys.[6]

Després de la represa de l'exploració lunar a la dècada de 1990, es va descobrir que hi ha escarpes a tot el món que són causades per la contracció a causa del refredament de la Lluna.[7]

Estrat i èpoques[modifica | modifica el codi]

A la part superior de la seqüència estratigràfica lunar es poden trobar cràters d'impacte. Els cràters més petits pertanyen al període Copernicà. A continuació es poden trobar cràters sense el sistema de raigs, però amb una morfologia de cràter d'impacte bastant ben desenvolupada. Aquest és el període Eratostenià. Les dues unitats estratigràfiques més joves es poden trobar en taques de mida de cràters a la Lluna. Sota d'aquests s'estenen dos estrats: els períodes dels mare (anteriorment definit com a peíode Procelarià) i la conca Imbrium relacionada amb ejeccions i períodes tectònics (períodes Imbrians). Una altra unitat de conca d'impacte relacionada és el període Nectarià, definit al voltant de la conca del Nectarià. A la part inferior de la seqüència estratigràfica lunar es troben els períodes de les planes d'antics cràters anomenat el pre-Nectarià. L'estratigrafia de Mercuri és molt semblant al cas lunar.

Paisatge lunar[modifica | modifica el codi]

El paisatge lunar està caracteritzat per la presència de cràters d'impacte, el material expulsat per aquests, alguns volcans, depressions emplenades per l'oceà de magma, turons i les marques deixades pels fluxos de lava.

Les altes i baixes planícies[modifica | modifica el codi]

L'aspecte més distintiu de la Lluna és el contrast de zones clares i fosques. Les zones clares són les terres altes i reben el nom de terrae (del llatí «terra». Forma singular: terra) i les planícies més fosques anomenades maria (del llatí mars. Forma singular: mare), noms utilitzats per Johannes Kepler.

Les terres altes i els cràters[modifica | modifica el codi]

Cràter Tycho.

Les terres altes presenten la major quantitat de cràters d'impacte des d'un diàmetre de prop d'un metre fins a 1000 quilòmetres. Abans que qualsevol missió robòtica pogués arribar a la Lluna, els científics pensaven que l'origen d'alguns d'aquests cràters era volcànic, idea que va canviar radicalment amb la tornada de mostres de sòl i roques lunars amb les missions Apollo mostrant clarament el paper important del procés d'impacte en la formació del terreny. Els impactes ocorren a velocitats properes als 20 km/s (70.000 km/h). En cada impacte ones d'alta pressió reboten al projectil i el cos impactat, on en aquest procés, el projectil (un meteorit) és destruït pel passatge de l'ona de xoc fent que es vaporitzi en gairebé tota la seva totalitat. El material del cos impactat és comprimit fortament i descomprimit breument després. Una porció d'aquest material és vaporitzat i una altra part és fosa, però la major part (una massa 10.000 vegades superior a la del meteorit) és expulsada fora del cràter formant l'anell que l'envolta. La part central del cràter és una àrea més deprimida que la resta del terreny. La diferència amb les calderes volcàniques o cons de cendres és que no tenen anells de material acumulat i els seus cims estan per sobre del nivell de la superfície.

Una petita part del cos impactat és expulsada a grans distàncies donant lloc a unes figures que s'assemblen a línies rectes anomenades radis.

Formació d'un cràter d'impacte.

Els mars[modifica | modifica el codi]

Article principal: Mar lunar

Els mars (maria) cobreixen prop del 16% de la superfície lunar i van ser formats per colades de lava que principalment van omplir les enormes conques d'impacte. Encara que es pensa que en l'actualitat la Lluna no posseeix cap activitat volcànica, sí la va tenir en el passat. Segons estudis, l'activitat volcànica de la Lluna va prendre lloc després que les terres altes fossin formades i després que la major part del procés de craterització succeís, per aquest motiu, els mars lunars són més recents que les terres altes.

Abans de ser confirmat per les missions Apollo, els científics ja creien que els mars lunars eren planícies de lava, ja que aquestes posseïen unes característiques particulars: patrons de fluxos de lava i col·lapses atribuïts a tubs de lava. El material recollit durant les missions lunars dels anys seixanta i setanta van confirmar la sospita: les conques estan formades d'un tipus de roca volcànica anomenada basalt.

Els mars omplen la major part de les conques d'impacte del costat visible. En els anys seixanta, alguns científics van suggerir que això demostrava una causa i efecte: els impactes no només van causar la formació de grans cràters sinó també van produir la fosa de l'interior lunar disparant el procés volcànic. No obstant això un examen més detallat dels mars mostren que aquests han d'haver estat més joves que les conques en les quals resideixen.

Partícules de vidre volcànic.

Un exemple clar és que l'impacte que va formar la gran conca d'Imbrium del Mare Imbrium (Mar de les Pluges) va llançar material cap a fora de la conca formant les muntanyes que envolten a la conca Serenitatis, és a dir, del Mare Serenitatis (Mar de la Serenitat). Per això el Mar de la Serenitat és més antic.

La característica visible més important sobre la relativa joventut dels mars respecte al terreny circumdant és que els mars posseeixen menys cràters, la qual cosa suposa que han estat menys temps presents. De fet, amb les dades recollides en les missions lunars se sap que els mars poden formar-se fins i tot milers de milions d'anys després que es formin les conques.

Un altre tipus de dipòsit associat amb els mars, encara que també cobreix a les àrees de les terres altes, són els dipòsits de mantell fosc. Aquests dipòsits no poden ser vists a simple vista sinó amb l'ajuda de telescopis o la proximitat de naus espacials. Abans de les missions Apollo, els científics creien que es tractava de dipòsits produïts per erupcions piroclàstiques. Alguns dipòsits semblen estar associats amb cons de cendres foscos i amples reforçant la idea de les erupcions piroclàstiques, posteriorment confirmades per la troballa de perles de vidre com les que es troben en les erupcions piroclàstiques de la Terra.

Preguntes sense contestar sobre els mars[modifica | modifica el codi]

Encara persisteixen alguns misteris sobre els mars:

  • Per què van desaparèixer els volcans i solament es poden apreciar cons de cendra associats amb dipòsits de mantell fosc?
  • Si no van existir els volcans d'on va ser erupcionada la lava?

En alguns casos és visible que la lava provingués de les enormes conques d'impacte, o potser al llarg d'esquerdes concèntriques a la conca, encara que en la majoria dels casos no es pot veure d'on va erupcionar. Una altra de les característiques curioses de la Lluna és que gairebé tots els mars estan presents en el costat visible a la Terra. La majoria dels científics creuen que aquesta asimetria és causada perquè l'escorça de les terres altes és més espessa en el costat oposat, dificultant l'ascens del basalt fins a la superfície.

La superfície lunar[modifica | modifica el codi]

Topografia lunar.

La superfície de la Lluna és de color gris i presenta una gran quantitat de fins sediments producte dels innombrables impactes de meteorits. Aquesta pols rep el nom de regolita lunar, un terme utilitzat per descriure les capes de sediment produïdes per efectes mecànics sobre les superfícies dels planetes. L'espessor de la regolita varia de 2 metres en els mars més joves fins a uns 20 metres en les superfícies més antigues de les terres altes.

La regolita està format pel material rocós de la regió on es trobi, però a més conté restes de material expulsat per impactes llunyans, per la qual cosa la regolita constitueix una roca de gran valor científic.

La regolita conté roques, fragments de minerals derivats del jaç de roca original, partícules vidrioses formades pels impactes. En la major part de la regolita lunar, la meitat de les partícules estan compostes de fragments minerals que estan units per vidres d'impacte; aquests objectes se'n diuen aglutinats. La composició química de la regolita varia d'acord a la seva localització; la regolita a les terres altes, com les seves roques, és ric en alumini. La regolita en els mars és ric en ferro i magnesi, com les roques basàltiques.

Element Percentatge
Oxigen 42%
Silici 21%
Ferro 13%
Calci 8%
Alumini 7%
Magnesi 6%
Altres 3%

La regolita lunar és també molt important perquè emmagatzema la informació de la història solar. Les partícules que formen al vent solar, compost principalment d'àtoms d'heli, neó, carboni i nitrogen colpegen la superfície lunar i s'insereixen en els grans minerals. En analitzar la composició de la regolita, especialment la seva composició isotòpica és possible determinar si l'activitat del Sol ha canviat amb el temps.

Els gasos del vent solar podrien ser útils per a futures bases lunars, ja que l'oxigen i l'hidrogen (aigua), carboni i nitrogen no només són essencials per a la vida sinó que també són de gran utilitat per a l'elaboració de combustible.

Existeix una gran quantitat d'oxigen emmagatzemat en els silicats, diòxid de silici (SiO2), minerals de les roques lunars, òxids de calci (CaO), ferro (FeO) i magnesi (MgO). Prop del 43% de la massa del sòl és oxigen i el vent solar proveeix la resta.[8]

Concentració relativa dels diversos elements en la superfície lunar
Concentració relativa (en pes %) dels diversos elements en les terres altes i baixes lunars, i la Terra

Roques lunars[modifica | modifica el codi]

Article principal: Roca lunar

Roques de les terres altes i l'oceà de magma lunar[modifica | modifica el codi]

Les primeres roques recollides pel Apollo 11 corresponien a basalts. A pesar que la missió Apollo 11 va transcórrer sobre el Mar de la Tranquil·litat, també es van recollir fragments mil·limètrics de roques de les terres altes. Aquestes estan principalment compostes pel mineral feldspat plagioclasa; alguns fragments únicament contenien plagioclasa. Aquestes roques es diuen anortosites.

Les terres altes estan formades principalment de plagioclasa perquè aquest mineral es va anar acumulant en la part superior de l'oceà de magma per flotació, donant lloc a la hipòtesi que la Lluna va estar alguna vegada coberta per un oceà de magma.[9][10][11][12]

Formació de l'escorça d'anortosita.

El concepte de l'oceà de magma va ser comprovat en 1994 amb la sonda estatunidenca Clementine, la qual en la seva òrbita polar durant dos mesos va prendre fotografies en diferents longituds d'ona. Els científics van analitzar el contingut de ferro en la superfície lunar a través de les variacions de la intensitat de la llum reflectida a diferents longituds d'ona. La hipòtesi de l'oceà de magma prediu que les terres altes lunars haurien de tenir un baix contingut en ferro, menys d'aproximadament el 5% per pes (registrat com a òxid de ferro FeO). D'acord als mesuraments de la Clementine, la presència mitjana a les terres altes és menor al 5% de FeO per pes. Aquestes dades van ser confirmades en el 1998 quan una altra sonda nord-americana, la Lunar Prospector va orbitar la Lluna.

Les terres altes contenen un altre tipus de roques ígnies: les més abundants són les norites i les troctolites, roques formades per quantitats iguals de plagioclasa i olivina o piroxè (sent ambdós minerals de silicats que contenen ferro i magnesi). La datació radiomètrica d'aquestes roques suggereix que són més joves que les anortosites que van ser formades després que l'oceà de magma s'havia cristal·litzat.
Les roques de les terres altes són a més bastant complexes a causa del procés de craterització. La majoria d'aquestes roques són complexes barreges d'unes altres. Les roques originals van ser foses, barrejades, i impactades durant els primers 500 milions d'anys de la Lluna. Aquestes roques s'anomenen bretxas. Algunes d'aquestes bretxes estan tan barrejades que contenen bretxes dins de bretxes. La major part de les anortosites, norites i troctolites són en realitat fragments de roques dins de bretxes.

L'interessant de les bretxes de les terres altes, especialment les bretxes d'impacte (roques parcialment foses per un esdeveniment d'impacte) és que la seva majoria se situen en una edat que s'expandeix des dels 3850 als 4000 milions d'anys. Això porta a la idea que la Lluna va experimentar un bombardeig de meteorits molt intens durant aquest lapse, no obstant això, s'ha de tenir en compte que el mostreig de roques retornats per les missions Apollo és molt reduït i correspon a una petita regió de la Lluna.

Moltes bretxes i algunes roques ígnies estan enriquides amb un conjunt d'elements que no són comuns a la Terra. Aquests elements no tendeixen a ser part fonamental dels minerals presents en les roques. La seva presència s'origina quan el magma es cristal·litza, i la part que encara està líquida progressivament es va enriquint d'aquests elements especials. Les roques que els contenen es diuen KREEP, nom que representa les sigles del potassi (símbol químic K), elements rars de la Terra, de l'anglès Rare-Earth Elements (REE) i fòsfor (símbol químic P). Actualment es creu que els KREEPs representen les últimes restes de la cristal·lització del magma d'oceà. Els grans impactes van excavar l'escorça expulsant el material inferior barrejant-ho amb altres materials formant bretxes KREEP.

Abundàncies minerals en les roques lunars[modifica | modifica el codi]

  Plagioclasa Piroxè Olivina Ilmenita
Roques de les terres altes
Anortosita 90% 5% 5% 0%
Norita 60% 35% 5% 0%
Troctolita 60% 5% 35% 0%
Basalts dels mars
Alt contingut en titani 30% 54% 3% 18%
Baix contingut de titani 30% 60% 5% 5%
Molt baix contingut de titani 35% 55% 8% 2%

Els minerals lunars[modifica | modifica el codi]

Mineral Elements Aparença en roques lunars
Feldspat plagioclasa Calci (Ca),
Alumini (Al),
Silici (Si),
Oxigen (O)
De blavós a gris transparent; usualment com
grans més llargs que amples.
Piroxè Ferro (Fe),
Magnesi (Mg),
Calci (Ca),
Silici (Si),
Oxigen (O)
De color marró a negre; els grans apareixen
usualment més allargats en els mars
i quelcom quadrats a les terres altes.
Olivina Ferro (Fe),
Magnesi (Mg),
Silici (Si),
Oxigen (O)
De color verdós; en general apareix
de forma arrodonida.
Ilmenita Ferro (Fe),
Titani (Tu),
Oxigen (O)
Negre, cristalls de forma allargada
a quadrada.
Distribució de les roques lunars.

Constitució geològica dels mars[modifica | modifica el codi]

La principal característiques de les roques basàltiques respecte de les roques provinents de les terres altes és que els basalts contenen una major quantitat d'olivina i piroxè i menys plagioclasa. Clarament moltes d'elles també tenen un òxid de mineral de ferro-titani anomenat ilmenita. A causa que el primer mostreig de roques tenien un gran contingut d'ilmenita (i altres minerals relacionats) van rebre el nom de basalts de “alt titani“ en referència als concentracions excepcionals d'aquest metall. El Apollo 12 va tornar a Terra amb basalts de menors concentracions i van ser anomenats basalts de “baix titani“. Les missions subsegüents i les missions automatitzades soviètiques van retornar amb basalts amb una concentració encara menor, són els basalts de “molt baix titani“. La sonda Clementine va proporcionar dades que mostren un rang ampli de contingut de titani en les roques basàltiques, sent les d'alt contingut les de menor abundància.

Les formes dels grans minerals en la qual estan presents en els basalts dels mars indiquen que aquestes roques van ser formades en colades de lava, algunes primes (d'un metre d'espessor) i altres més espesses (fins a 30 metres). Molts dels basalts lunars contenen petits forats anomenats vesícules, les quals van ser formades per bombolles de gasos atrapades quan es va solidificar la lava. No se sap amb certesa quins van ser els gasos que van escapar d'aquestes roques. A la Terra les vesícules es formen amb la sortida de diòxid de carboni, vapor d'aigua acompanyada d'una mica de sulfur i clor. En la Lluna no hi ha senyals de l'existència d'aigua. És probable que hagin estat diòxid de carboni i monòxid de carboni, amb una mica de sulfur.
Les mostres de vidres piroclàstics es presenten de color verd, groc i vermell. La diferència en color reflecteixen la quantitat de titani que posseeixen, d'aquesta manera, les partícules verdes tenen les menors concentracions (prop de l'1%) i les vermelles són les de majors concentracions amb un 14%, molt més que els basalts de majors concentracions.

Els experiments duts a terme en les roques basàltiques i vidres piroclàstics mostren que es van formar quan l'interior de la Lluna estava parcialment fos. Les roques, no tenen una temperatura específica de fosa, ja que es fonen en una gamma de temperatures: els basalts es fonen a unes temperatures entre 1000 i 1200 °C. Els experiments van mostrar que la fosa en la Lluna prenc lloc a una profunditat d'entre 100 a 500 km, i que les roques que es van fondre parcialment contenien principalment olivina i piroxè amb una mica d'ilmenita a les regions que van formar els basalts d'alt titani.

L'interior i els tremolors lunars[modifica | modifica el codi]

La Lluna no posseeix tectònica de plaques i per tant no es renova constantment com la Terra. Els tremolors lunars, són mínims i els més grans (de magnitud 5) solament ocorren una vegada per any. L'interior lunar és bastant diferent del de la Terra; l'escorça lunar té un espessor d'uns 70 km en el costat visible a uns 150 km en el costat ocult. Els mars tenen prop d'1 km d'espessor (dada derivada d'estudis fotogeològics). Les mostres retornades a la Terra i les dades de sondes, suggereixen que la part inferior de l'escorça conté menys plagioclasa que la meitat superior de la mateixa. Sota l'escorça es troba el mantell lunar, la capa més extensa de la Lluna. Pot ser que hi hagi una diferència en la constitució de les roques per damunt i sota una profunditat de 500 km, representant la profunditat de l'oceà de magma. Sota el mantell es troba el nucli lunar la grandària del qual és incert encara que estimacions el situen entre uns 100 a 400 km.

Comparació de l'interior de la Terra i la Lluna.

Si bé la Lluna no posseeix un camp magnètic com la Terra, sí ho va tenir en el passat. Les roques lunars estan magnetitzades, sent les més antigues les que presenten el major magnetisme. Això suposa que en el passat el camp magnètic era més intens. El perquè del seu debilitament és incert encara que serveix per teoritzar sobre l'absència d'un nucli de ferro líquid com en el cas terrestre que en el seu moviment intern produeix els corrents elèctrics necessaris per a la creació del camp. Una altra de les diferències així derivades, és que la densitat mitjana de la lluna és d'uns 3,3 g/cm³, mentre que la densitat mitjana de la Terra és de 5,5 g/cm³.

En algunes regions de la Lluna la intensitat del camp gravitacional és més intens, aquest misteri va ser resolt amb la Lunar Prospector en associar-los amb grans concentracions de masses (mascons) presents en els mars de les conques.

Pol nord lunar, imatge del cràter amb possible reserva de gel.

A uns 80° del pol sud existeixen els romanents de l'enorme conca d'Aitken, la més gran del sistema solar, amb uns 2.500 km de diàmetre. La major part d'aquesta àrea, uns 15.000 km² no reben llum solar gràcies a les superfícies elevades de les quals estan envoltades. Tant imatges de radar de la sonda Clementine i les dades de l'espectròmetre de neutrons de la Lunar Prospector indiquen que la regió conté dipòsits d'aigua congelada. Fins a aquest moment se sospitava la presència d'un dipòsit de 10 a 300 milions de tones. La Lunar Prospector també va descobrir que el pol nord conté prop del doble de gel que el pol sud.

Estudi de les roques lunars[modifica | modifica el codi]

La major part de les roques lunars estan emmagatzemades en el Laboratori de Recepció Lunar en el Centre espacial Lyndon B. Johnson, a Houston (Texas). Un petit percentatge està distribuït en instal·lacions auxiliars a la Base de la Força Aèria Brooks, prop de San Antonio (Texas). Moltes mostres lunars es troben en els laboratoris d'investigadors a tot el món. Un petit nombre de roques lunars estan exposades al públic en museus i només tres peces poden ser tocades. Aquestes són les “roques tocables“ tallades de roques basàltiques de la missió Apollo 17. Una d'aquestes roques està situada en el Museu de l'Aire i l'Espai Smithsonian a Washington, D. de C. Una altra peça està en el Centre Espacial de Houston proper al Centre Espacial Johnson. Una tercera roca que es pot tocar està en el Museu de les Ciències en la Universitat Nacional Autònoma de Mèxic.

Referències[modifica | modifica el codi]

Referències citades

  1. Andrew Fazekas. «Moon Has a Hundred Times More Water Than Thought». National Geographic Daily News, 14 juny 2010. [Consulta: 7 setembre 2012].
  2. Lang, Kenneth The Cambridge Guide to the Solar System. 2a ed.. New York: Cambridge University Press, 2011, p. 199. ISBN 978-0-521-19857-8. 
  3. «Apollo 17 troctolite 76535». NASA/Johnson Space Center photograph S73-19456. Curation and Analysis Planning Team for Extraterrestrial Materials (CAPTEM). [Consulta: 2006-11-21].
  4. Kleine, T.. «Hf–W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon». Science, 310, 5754, 2005, pàg. 1671–1674. Bibcode: 2005Sci...310.1671K. DOI: 10.1126/science.1118842. PMID: 16308422.
  5. Stevens, Tim. «Ancient lunar dynamo may explain magnetized moon rocks». Regents of the University of California, 09 novembre 2011. [Consulta: 13 agost 2012].
  6. Yu. V. Barkin, J. M. Ferrándiz and Juan F. Navarro, 'Terrestrial tidal variations in the selenopotential coefficients,' Astronomical and Astrophysical Transactions, Volume 24, Number 3 / June 2005, pp. 215 - 236.) «taylorandfrancis.metapress.com». [Enllaç no actiu]
  7. «NASA's LRO Reveals 'Incredible Shrinking Moon'». Lunar Reconnaissance Orbiter. NASA. [Consulta: 21 agost 2010].
  8. S. Maurice. «DISTRIBUTION OF HYDROGEN AT THE SURFACE OF THE MOON» (PDF).
  9. Coombs, Cassandra R.; Hawke, B. Ray «A search for intact lava tubes on the Moon: Possible lunar base habitats». The Second Conference on Lunar Bases and Space Activities of the 21st Century. NASA. Johnson Space Center, 1, 09 1992, pàg. 219–229. Bibcode: 1992lbsa.conf..219C.
  10. Marius Hills Pit Offers Potential Location for Lunar Base; March 25, 2010; NASA
  11. Moon hole might be suitable for colony; January 1, 2010; CNN-Tech
  12. Scientists eye moon colonies - in the holes on the lunar surface; By Rich O'Malley; January 4th 2010; DAILY NEWS, NY

Referències científiques

  • Don Wilhelms, Geologic History of the Moon, U.S. Geological Survey.
  • Don Wilhelms, To a Rocky Moon: A Geologist's History of Lunar Exploration (477 pág.). Tucson (Arizona): University of Arizona Press, 1993. ISBN 0-816-51065-2
  • New views of the Moon, B. L. Jolliff, M. A. Wieczorek, C. K. Shearer and C. R. Neal (editors), Rev. Mineral. Geochem., 60, Min. Soc. Amer., Chantilly, Virginia, 721 pp., 2006.
  • The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon, by G.H. Heiken, D.T. Vaniman y B.M. French, et al. Cambridge University Press, New York (1991). ISBN 0-521-33444-6.
  • Origin of the Moon, edited by W.K. Hartmann, R.J. Phillips, G. J. Taylor, ISBN 0-942862-03-1.
  • R. Canup and K. Righter, editors. Origin of the Earth and Moon. University of Arizona Press, Tucson, 2000, p. 555 pp. ISBN 0-8165-2073-9. 

Referències generals

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Portal

Portal: Astronomia

Portal

Portal: Espai

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Lluna