Geología de la Luna para niños
La geología lunar es el estudio de la Luna, su formación, su estructura y los materiales que la componen. Desde los años 1960, hemos aprendido mucho sobre la Luna gracias a misiones espaciales con y sin tripulación. Aunque se han recogido muchos datos, todavía hay preguntas sin respuesta. Para entenderla mejor, se necesitarán futuras bases permanentes y más estudios en su superficie.
La Luna es el único cuerpo celeste, además de la Tierra, cuya geología conocemos con tanto detalle. Hemos podido obtener muestras de rocas de diferentes partes de su superficie. Las misiones Apolo, con astronautas, trajeron a la Tierra 382 kilogramos de rocas y suelo lunar. Estas muestras siguen siendo muy importantes para entender cómo se formó la Luna y otros cuerpos en el espacio. Algunas sondas del programa Luna de la Unión Soviética también trajeron pequeñas muestras de suelo lunar.
Contenido
¿Cómo se formó la Luna?
Por mucho tiempo, el mayor misterio sobre la Luna fue cómo se originó. Se propusieron varias ideas:
- Captura lunar: Esta idea sugiere que la Tierra capturó una Luna ya formada. Sin embargo, es poco probable que esto ocurriera, ya que un encuentro cercano con la Tierra habría causado una colisión o la Luna se habría alejado. Para que funcionara, la Tierra primitiva habría necesitado una atmósfera muy grande para frenar la Luna. Esta hipótesis se usa para explicar lunas de Júpiter y Saturno, pero no para la nuestra.
- Hipótesis de la fisión: Propuesta por George Darwin, esta teoría dice que una Tierra primitiva que giraba muy rápido expulsó un pedazo de sí misma. El problema es que no explica por qué la Tierra giraba tan rápido ni por qué la Luna y la Tierra no siguen girando aceleradamente hoy.
- Hipótesis de la acreción: Esta idea plantea que la Tierra y la Luna se formaron juntas como un sistema doble. Pero no explica el movimiento de rotación de la Tierra y la Luna, ni la ausencia de material extra orbitando a ambos cuerpos.
- Teoría del gran impacto: Esta es la idea más aceptada hoy en día. Sugiere que un cuerpo del tamaño de Marte chocó con la Tierra cuando esta ya estaba casi formada.
La teoría del gran impacto: la explicación más aceptada
Esta teoría, propuesta en 1984, es la más aceptada por los científicos. Explica las condiciones de las órbitas de la Tierra y la Luna. También explica por qué la Tierra tiene un núcleo metálico más grande que la Luna.
Las teorías modernas sobre cómo se forman los planetas sugieren que, cuando la Tierra estaba casi completa, pudo haber un planeta joven, del tamaño de Marte (llamado Theia), cerca de la órbita terrestre. Este cuerpo habría chocado con la Tierra. Este impacto habría lanzado una enorme cantidad de material caliente al espacio alrededor de la Tierra. La Luna se habría formado a partir de la acumulación de este material.
La energía de esta colisión fue inmensa. Miles de billones de toneladas de material se habrían evaporado y derretido. En algunas partes de la Tierra, la temperatura habría llegado a los 10.000 °C. Esto también explica el tamaño inusual del núcleo metálico de la Tierra, ya que el cuerpo del tamaño de Marte se habría fusionado con nuestro planeta. Si este evento no hubiera ocurrido, la Tierra no tendría Luna, y además, los días serían mucho más largos, casi de un año de duración.
El primer evento importante en la formación lunar fue la solidificación de un gran "océano de magma" (roca derretida). No se sabe qué tan profundo era, pero se cree que estaba a unos 500 kilómetros de profundidad. Los primeros minerales que se formaron en este océano fueron el olivino y el piroxeno. Como eran más densos, se hundieron. Luego, se formó el feldespato plagioclasa, que era menos denso y flotó, formando las montañas de anortositas, que son la primera corteza lunar. Esta etapa del océano de magma terminó hace unos 4.400 millones de años.
Mientras la corteza lunar se formaba, otros tipos de magma comenzaron a surgir desde las profundidades de la Luna. Estos magmas formaron rocas como las noritas y troctolitas en las tierras altas. Subieron a la superficie, se infiltraron en la corteza y a veces incluso erupcionaron. Este período terminó hace unos 4.000 millones de años.
Durante estas primeras etapas, muchos impactos de meteoritos siguieron modificando la superficie lunar. Aunque no está totalmente comprobado, parece que el número de impactos disminuyó entre 4.500 y 4.000 millones de años atrás. Pero luego aumentó drásticamente, creando la mayoría de las grandes cuencas que vemos en la Luna. Este bombardeo intenso ocurrió hace entre 4.000 y 3.850 millones de años.
Una vez que los impactos disminuyeron, los "mares" lunares tuvieron tiempo de formarse. Los basaltos (un tipo de roca volcánica) se formaron hace más de 3.850 millones de años. Sin embargo, entre 3.700 y 2.500 millones de años atrás, la lava fluyó sobre la superficie lunar, creando los mares y otras características. Junto con la lava, hubo erupciones que lanzaron restos de basalto derretido a cientos de kilómetros. Desde que el vulcanismo cesó, la única fuerza geológica en la Luna han sido los impactos de meteoritos.
Algunos de los cráteres más importantes de la Luna son Copérnico, con 93 km de diámetro y 3,76 km de profundidad, y Tycho, con 85 km de diámetro. Ambos cráteres expulsaron mucho material. La misión Apolo 17 aterrizó en el valle de Taurus-Littrow, una zona donde se había esparcido material del cráter Tycho. El estudio de estas rocas permitió saber que el impacto de Tycho ocurrió hace unos 110 millones de años.
El paisaje lunar
El paisaje de la Luna se caracteriza por sus cráteres de impacto, el material que expulsan, algunos volcanes, depresiones llenas de lava, colinas y las marcas de flujos de lava.
Las zonas claras y oscuras
Lo más notable de la Luna es el contraste entre sus zonas claras y oscuras. Las zonas claras son las tierras altas, llamadas terrae (del latín "tierra"). Las planicies más oscuras se llaman maria (del latín "mares"). Estos nombres fueron dados por Johannes Kepler.
Las tierras altas y los cráteres
Las tierras altas tienen la mayor cantidad de cráteres de impacto, desde un metro hasta 1.000 kilómetros de diámetro. Antes de que las misiones espaciales llegaran a la Luna, los científicos pensaban que algunos de estos cráteres eran de origen volcánico. Pero las muestras de rocas y suelo lunar de las misiones Apolo cambiaron esta idea, mostrando que los impactos fueron clave en la formación del terreno.
Los impactos ocurren a velocidades muy altas, cerca de 20 km por segundo (70.000 km/h). Cuando un meteorito choca, se generan ondas de alta presión que destruyen el meteorito, evaporándolo casi por completo. El material de la Luna se comprime y luego se expande. Una parte se evapora, otra se derrite, pero la mayor parte (una masa 10.000 veces mayor que la del meteorito) es expulsada fuera del cráter, formando un anillo a su alrededor. La parte central del cráter es una depresión.
La diferencia con los cráteres volcánicos es que estos no tienen anillos de material acumulado y sus cimas están por encima del nivel de la superficie. Una pequeña parte del material impactado es expulsada a grandes distancias, formando líneas rectas llamadas "radios".
Los mares lunares
Los mares (maria) cubren cerca del 16% de la superficie lunar. Se formaron por flujos de lava que llenaron grandes cuencas de impacto. Aunque hoy la Luna no tiene actividad volcánica, sí la tuvo en el pasado. Se cree que la actividad volcánica ocurrió después de que se formaron las tierras altas y la mayoría de los cráteres. Por eso, los mares lunares son más recientes que las tierras altas.
Antes de que las misiones Apolo lo confirmaran, los científicos ya sospechaban que los mares eran planicies de lava. Tenían características como patrones de flujos de lava y colapsos que parecían tubos de lava. El material recogido por las misiones lunares confirmó que estas cuencas están formadas por un tipo de roca volcánica llamada basalto.
Los mares llenan la mayoría de las cuencas de impacto en el lado de la Luna que vemos desde la Tierra. En los años 60, algunos científicos pensaron que los impactos no solo crearon los cráteres, sino que también derritieron el interior lunar, iniciando el vulcanismo. Sin embargo, un estudio más detallado de los mares muestra que deben ser más jóvenes que las cuencas donde se encuentran.
Por ejemplo, el impacto que formó la gran cuenca del Mar de las Lluvias (Mare Imbrium) lanzó material hacia afuera, formando las montañas que rodean la cuenca del Mar de la Serenidad (Mare Serenitatis). Esto significa que el Mar de la Serenidad es más antiguo.
La característica más importante que muestra que los mares son más jóvenes es que tienen menos cráteres. Esto indica que han estado expuestos a impactos por menos tiempo. De hecho, los datos de las misiones lunares muestran que los mares pueden formarse miles de millones de años después de que se formen las cuencas.
Otro tipo de depósito asociado con los mares, que también cubre las tierras altas, son los depósitos de manto oscuro. Estos no se ven a simple vista, solo con telescopios o naves espaciales. Antes de las misiones Apolo, se creía que eran depósitos de erupciones volcánicas explosivas. Algunos depósitos parecen estar asociados con conos de ceniza oscuros, lo que apoya la idea de erupciones explosivas. Esto se confirmó al encontrar "perlas de vidrio", similares a las que se forman en erupciones volcánicas en la Tierra.
Preguntas sin respuesta sobre los mares
Todavía hay algunos misterios sobre los mares:
- ¿Por qué desaparecieron los volcanes y solo se ven conos de ceniza asociados con depósitos oscuros?
- Si no hubo volcanes, ¿de dónde salió la lava?
En algunos casos, se ve que la lava provino de grandes cuencas de impacto o de grietas concéntricas a la cuenca. Pero en la mayoría de los casos, no se puede ver de dónde salió la lava.
Otra característica curiosa de la Luna es que casi todos los mares están en el lado que vemos desde la Tierra. La mayoría de los científicos creen que esta diferencia se debe a que la corteza de las tierras altas es más gruesa en el lado opuesto, lo que dificulta que el basalto suba a la superficie. También se ha sugerido que la diferencia entre las dos caras podría deberse a la colisión de una segunda luna. Esta segunda luna, de unos 1.200 kilómetros de diámetro (un tercio del tamaño de nuestra Luna), habría chocado a baja velocidad. En lugar de formar un gran cráter, la luna más pequeña se habría desintegrado, cubriendo lo que hoy es la cara oculta.
Las simas profundas
La sonda japonesa SELENE descubrió tres agujeros circulares profundos en la superficie lunar. Probablemente fueron causados por el colapso de techos de tubos de lava. En la Tierra, esto ocurre cuando la superficie de una corriente de lava se solidifica, pero la lava fundida sigue fluyendo por dentro, dejando un tubo hueco. Así se forman redes de galerías y grandes bóvedas huecas que a veces se derrumban, creando agujeros.
Más tarde, la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) midió sus dimensiones. Uno de 100 metros de profundidad está en el Mar de la Tranquilidad. Otro, en el Mare Ingenii, tiene 70 metros de profundidad y 120 de ancho. Un tercer agujero, más pequeño, en las colinas de Marius, cae 34 metros bajo la superficie. Estos lugares son prometedores para futuras bases humanas en la Luna. Ofrecerían protección contra los rayos cósmicos y las temperaturas extremas, y reducirían costos.
Un nuevo análisis de los datos de la sonda LRO ha encontrado hasta 200 agujeros más. Estos lugares podrían dar acceso a sistemas de cuevas que se podrían usar como refugio o almacén. El diámetro de los agujeros varía entre 5 y 900 metros.
La superficie lunar
La superficie de la Luna es de color gris y tiene una gran cantidad de sedimento fino. Este sedimento es el resultado de los innumerables impactos de meteoritos. Este polvo se llama regolito lunar. El regolito es una capa de sedimento producida por efectos mecánicos en las superficies de los planetas. Su espesor varía de 2 metros en los mares más jóvenes a unos 20 metros en las superficies más antiguas de las tierras altas.
El regolito es muy abrasivo y está formado por el material rocoso de la región donde se encuentra. Pero también contiene restos de material expulsado por impactos lejanos, lo que lo convierte en un material de gran valor científico.
El regolito contiene rocas, fragmentos de minerales de la roca original y partículas vidriosas formadas por los impactos. En la mayor parte del regolito lunar, la mitad de las partículas son fragmentos minerales unidos por vidrios de impacto; estos se llaman aglutinados. La composición química del regolito varía según su ubicación. El regolito en las tierras altas es rico en aluminio, como sus rocas. El regolito en los mares es rico en hierro y magnesio, como las rocas basálticas.
| Elemento | Porcentaje |
|---|---|
| Oxígeno | 42% |
| Silicio | 21% |
| Hierro | 13% |
| Calcio | 8% |
| Aluminio | 7% |
| Magnesio | 6% |
| Otros | 3% |
El regolito lunar también es muy importante porque guarda información sobre la historia del Sol. Las partículas del viento solar, compuestas principalmente de átomos de helio, neón, carbono y nitrógeno, golpean la superficie lunar y se incrustan en los granos minerales. Al analizar la composición del regolito, especialmente sus isótopos, podemos saber si la actividad del Sol ha cambiado con el tiempo.
Los gases del viento solar podrían ser útiles para futuras bases lunares. El oxígeno, el hidrógeno (agua), el carbono y el nitrógeno no solo son esenciales para la vida, sino que también son útiles para producir combustible. Además, la Luna tiene grandes cantidades de Helio-3, que podría usarse como combustible en generadores de fusión nuclear.
Hay mucho oxígeno almacenado en los silicatos, dióxido de silicio (SiO2) y otros minerales de las rocas lunares, como óxidos de calcio (CaO), hierro (FeO) y magnesio (MgO). Cerca del 43% de la masa del suelo lunar es oxígeno, y el viento solar aporta el resto.
Rocas lunares
Rocas de las tierras altas y el océano de magma lunar
Las primeras rocas recogidas por el Apolo 11 eran basaltos. Aunque la misión Apolo 11 aterrizó en el Mar de la Tranquilidad, también se recogieron pequeños fragmentos de rocas de las tierras altas. Estas rocas están compuestas principalmente por un mineral llamado feldespato plagioclasa. Algunas solo contenían plagioclasa y se llaman anortositas.
Las tierras altas están formadas principalmente por plagioclasa porque este mineral flotó y se acumuló en la parte superior de un antiguo "océano de magma" lunar. Esto llevó a la idea de que la Luna estuvo alguna vez cubierta por un océano de roca derretida.
La idea del océano de magma se confirmó en 1994 con la sonda estadounidense Clementine. Esta sonda tomó fotografías en diferentes longitudes de onda. Los científicos analizaron el contenido de hierro en la superficie lunar. La hipótesis del océano de magma predice que las tierras altas lunares deberían tener poco hierro (menos del 5% en peso, registrado como óxido de hierro FeO). Las mediciones de Clementine confirmaron que la presencia promedio en las tierras altas es menor al 5% de FeO. Estos datos fueron confirmados en 1998 por otra sonda estadounidense, la Lunar Prospector.
Las tierras altas contienen otros tipos de rocas ígneas: las más comunes son las noritas y las troctolitas. Estas rocas están formadas por cantidades iguales de plagioclasa y olivino o piroxeno (minerales que contienen hierro y magnesio). La datación de estas rocas sugiere que son más jóvenes que las anortositas, formadas después de que el océano de magma se solidificara.
Las rocas de las tierras altas son bastante complejas debido a los impactos de meteoritos. La mayoría son mezclas de otras rocas. Las rocas originales se derritieron, mezclaron e impactaron durante los primeros 500 millones de años de la Luna. Estas rocas se llaman brechas. Algunas están tan mezcladas que contienen brechas dentro de brechas. La mayoría de las anortositas, noritas y troctolitas son en realidad fragmentos de rocas dentro de brechas.
Es interesante que la mayoría de las brechas de las tierras altas, especialmente las brechas de impacto (rocas parcialmente derretidas por un impacto), tienen una edad de entre 3.850 y 4.000 millones de años. Esto sugiere que la Luna sufrió un bombardeo muy intenso de meteoritos en ese período. Sin embargo, hay que recordar que las muestras de rocas traídas por las misiones Apolo son muy pocas y corresponden a una pequeña región de la Luna.
Muchas brechas y algunas rocas ígneas son ricas en un grupo de elementos que no son comunes en la Tierra. Estos elementos no suelen formar parte de los minerales de las rocas. Su presencia se debe a que, cuando el magma se solidifica, la parte que aún está líquida se enriquece progresivamente con estos elementos especiales. Las rocas que los contienen se llaman KREEP, un nombre que viene de las siglas de potasio (K), elementos raros de la Tierra (REE, del inglés Rare-Earth Elements) y fósforo (P). Se cree que los KREEP son los últimos restos de la solidificación del océano de magma. Grandes impactos excavaron la corteza, expulsando el material inferior y mezclándolo con otros escombros, formando las brechas KREEP.
Abundancias minerales en las rocas lunares
| Plagioclasa | Piroxeno | Olivino | Ilmenita | |
|---|---|---|---|---|
| Rocas de las tierras altas | ||||
| Anortosita | 90 % | 5 % | 5 % | 0 % |
| Norita | 60 % | 35 % | 5 % | 0 % |
| Troctolita | 60 % | 5 % | 35 % | 0 % |
| Basaltos de los mares | ||||
| Alto contenido en titanio | 30 % | 54 % | 3 % | 18 % |
| Bajo contenido de titanio | 30 % | 60 % | 5 % | 5 % |
| Muy bajo contenido de titanio | 35 % | 55 % | 8 % | 2 % |
Los minerales lunares
| Mineral | Elementos | Apariencia en rocas lunares |
|---|---|---|
| Feldespato plagioclasa | Calcio (Ca), Aluminio (Al), Silicio (Si), Oxígeno (O) |
De blancuzco a gris transparente; usualmente como granos más largos que anchos. |
| Piroxeno | Hierro (Fe), Magnesio (Mg), Calcio (Ca), Silicio (Si), Oxígeno (O) |
De color marrón a negro; los granos aparecen usualmente más alargados en los mares y algo cuadrados en las tierras altas. |
| Olivino | Hierro (Fe), Magnesio (Mg), Silicio (Si), Oxígeno (O) |
De color verduzco; por lo general aparece de forma redondeada. |
| Ilmenita | Hierro (Fe), Titanio (Ti), Oxígeno (O) |
Negro, cristales de forma alargada a cuadrada. |
Composición geológica de los mares
La principal diferencia de las rocas basálticas de los mares, comparadas con las de las tierras altas, es que los basaltos tienen más olivino y piroxeno, y menos plagioclasa. Muchas de ellas también contienen un mineral de óxido de hierro-titanio llamado ilmenita. Las primeras muestras de rocas tenían mucho titanio y se llamaron basaltos de “alto titanio”. El Apolo 12 trajo basaltos con menos titanio, llamados de “bajo titanio”. Misiones posteriores y las sondas soviéticas encontraron basaltos con aún menos titanio, llamados de “muy bajo titanio”.
La sonda Clementine mostró que hay una amplia variedad de contenido de titanio en las rocas basálticas, siendo las de alto contenido las menos comunes.
La forma de los granos minerales en los basaltos de los mares indica que estas rocas se formaron en flujos de lava, algunos delgados (un metro de espesor) y otros más gruesos (hasta 30 metros). Muchos basaltos lunares tienen pequeños agujeros llamados vesículas. Estos se formaron por burbujas de gases atrapados cuando la lava se solidificó. No se sabe con certeza qué gases escaparon de estas rocas. En la Tierra, las vesículas se forman con dióxido de carbono, vapor de agua y algo de azufre y cloro. En la Luna no hay señales de agua. Es probable que fueran dióxido de carbono y monóxido de carbono, con algo de azufre.
Las muestras de vidrios volcánicos explosivos son de color verde, amarillo y rojo. La diferencia de color muestra la cantidad de titanio que tienen. Las partículas verdes tienen las concentraciones más bajas (cerca del 1%), y las rojas tienen las más altas (14%), mucho más que los basaltos con más titanio.
Los experimentos con rocas basálticas y vidrios volcánicos explosivos muestran que se formaron cuando el interior de la Luna estaba parcialmente derretido. Las rocas no tienen una temperatura de fusión específica, sino que se derriten en un rango de temperaturas: los basaltos se funden entre 1000 y 1200 °C. Los experimentos mostraron que el derretimiento en la Luna ocurrió a una profundidad de entre 100 y 500 km. Las rocas que se derritieron parcialmente contenían principalmente olivino y piroxeno, con algo de ilmenita en las regiones que formaron los basaltos de alto titanio.
El interior lunar y los lunamotos
La Luna no tiene placas tectónicas, por lo que no se renueva constantemente como la Tierra. Los temblores lunares, llamados lunamotos, son muy pequeños. Los más grandes (de magnitud 5) ocurren solo una vez al año. El interior lunar es bastante diferente al de la Tierra. La corteza lunar tiene un espesor de unos 70 km en el lado visible y unos 150 km en el lado oculto. Los mares tienen cerca de 1 km de espesor. Las muestras y datos de sondas sugieren que la parte inferior de la corteza tiene menos plagioclasa que la parte superior. Debajo de la corteza está el manto lunar, la capa más grande de la Luna. Podría haber una diferencia en la composición de las rocas por encima y por debajo de los 500 km de profundidad, lo que representaría la profundidad del océano de magma. Debajo del manto está el núcleo lunar, cuyo tamaño es incierto, pero se estima entre 100 y 400 km.
Aunque la Luna no tiene un campo magnético como la Tierra, sí lo tuvo en el pasado. Las rocas lunares están magnetizadas, y las más antiguas tienen el mayor magnetismo. Esto sugiere que en el pasado el campo magnético era más fuerte. No se sabe por qué se debilitó, pero esto ayuda a entender por qué no tiene un núcleo de hierro líquido como la Tierra, cuyo movimiento interno produce las corrientes eléctricas necesarias para crear el campo. Otra diferencia es que la densidad media de la Luna es de unos 3,3 g/cm³, mientras que la de la Tierra es de 5,5 g/cm³.
En algunas regiones de la Luna, la fuerza de la gravedad es más intensa. Este misterio se resolvió con la sonda Lunar Prospector, que los asoció con grandes concentraciones de masa (mascons) presentes en los mares de las cuencas.
A unos 80° del polo sur, están los restos de la enorme cuenca de Aitken, la más grande del sistema solar, con unos 2.500 km de diámetro. La mayor parte de esta área, unos 15.000 km², no recibe luz solar debido a las superficies elevadas que la rodean. Tanto las imágenes de radar de la sonda Clementine como los datos del espectrómetro de neutrones de la Lunar Prospector indican que la región contiene depósitos de agua congelada. Se sospechaba la presencia de un depósito de 10 a 300 millones de toneladas. La Lunar Prospector también descubrió que el polo norte contiene casi el doble de hielo que el polo sur.
El estudio de las rocas lunares
La mayor parte de las rocas lunares se guardan en el Laboratorio de Recepción Lunar en el Centro Espacial Lyndon B. Johnson, en Houston, Texas. Un pequeño porcentaje se distribuye en instalaciones auxiliares en la Base de la Fuerza Aérea Brooks, cerca de San Antonio, Texas. Muchas muestras lunares se encuentran en laboratorios de investigadores de todo el mundo. Un pequeño número de rocas lunares están expuestas al público en museos, y solo tres piezas pueden tocarse. Estas son las “rocas tocables”, cortadas de rocas basálticas de la misión Apolo 17. Una de estas rocas está en el Museo del Aire y el Espacio Smithsonian en Washington, D.C. Otra pieza está en el Centro Espacial de Houston, cerca del Centro Espacial Johnson. Una tercera roca que se puede tocar está en el Museo de las Ciencias en la Universidad Nacional Autónoma de México.
Galería de imágenes
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El mapa geológico de la Luna a escala 1-2,5M de la Academia China de Ciencias.
Véase también
En inglés: Geology of the Moon Facts for Kids
- Historia de la observación lunar
- Escala de tiempo geológico lunar
- Paquetes de experimentos Apolo en la superficie lunar
- Anexo:Cuadrángulos de la Luna
