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La superficie de la Luna

 

La superficie de la Luna

La atmósfera de la Luna es muy tenue, solamente con algunos rastros de gases raros como el argón, el neón o el helio. La gravedad de nuestro satélite es, en efecto, demasiado débil para retener una atmósfera significativa, y el viento solar barrió desde hace tiempo algunos rastros residuales.

Esta ausencia de atmósfera es responsable de una amplitud térmica muy grande, al pasar la temperatura de -170 grados Celsius sobre la cara nocturna a 120 grados sobre la cara expuesta al Sol.

El campo magnético de la Luna es muy débil y fuertemente variable según la región considerada. El análisis de las rocas lunares reveló, sin embargo, que la Luna había conocido un campo más fuerte en una época en la que su núcleo de hierro era líquido y en rotación. Este campo, sin embargo, desapareció casi enteramente, ya que el núcleo se enfrió finalmente y se solidificó.

Los cráteres

La superficie de la Luna nos es bien conocida hoy. Las sondas en órbita la cartografiaron de manera muy precisa, y fue efectuado un análisis detallado de sus rocas, o en el mismo lugar por algunas sondas, o sobre la Tierra gracias a las muestras traídas.

Los dos elementos que caracterizan la superficie lunar son la presencia de una multitud de cráteres de todas las medidas y las inmensas extensiones oscuras, llamadas mares lunares.

 

NASA_Apollo_17_Lunar_Roving_Vehicle

 

Misión Apollo 17 de diciembre de 1972.
El astronauta Eugene A. Cernan (comandante) hace una corta comprobación del LRV (vehículo todo terreno lunar) al principio de la primer salida del módulo Apollo 17 (EVA-1) sobre el lugar de aterrizage de Taurus-Littrow. Esta vista muestra una versión “sin opciones” del LRV antes de la colocación de diferentes aparatos. Estos aparatos incluyeron una cámara de televisión, un canal de comunicación lunar, una antena a alta ganancia, otra de baja ganancia y otros equipamientos científicos. Foto tomada por el científico y astronauta Harrison H. Schmitt, el piloto del módulo lunar. La montaña en el fondo a la derecha es el extremo oriental del macizo del Sur.. Mientras que Cernan y Schmitt alunizaron a bordo del módulo lunar, Ronald E. Evans permaneció en órbita. Crédito NASA

 

Desde la Tierra son visibles varias decenas de millares de cráteres de un diámetro superior al kilómetro. Las sondas por su parte revelaron millones de cráteres de más pequeña medida.

El origen de los cráteres suscitó mucho tiempo un debate entre adeptos de un origen volcánico y partidarios de un origen meteorítico, pero es finalmente esta última opción la que ha sido aceptada en la mayoría de los casos.

Cráteres de todas las medidas están presentes, porque ninguna atmósfera impide a los pequeños meteoritos alcanzar el suelo. Además, la superficie lunar no está sometida a la erosión ni a la tectónica de placas, y estos cráteres tienen, pues, miles de millones de años delante de ellos.

Los mares

La observación cercana de los mares mostró que este nombre era totalmente impropio, ya que simplemente se trata de grandes extensiones de roca oscura. Su tamaño es impresionante, el mar más grande alcanza un diámetro de más de 1100 kilómetros.

El origen de los mares tiene que buscarse en la historia de la Luna. Nuestro satélite nació hace 4,6 mil millones de años como los otros cuerpos del sistema solar. Durante los 800 primeros millones de años, estuvo sometido a un bombardeo intenso meteorítico que cubrió de cráteres la superficie sólida recién formada. En particular, los impactos más grandes dieron origen a llanuras inmensas.

Hace 3,8 mil millones de años, la inmensa mayoría de los pequeños cuerpos del sistema solar había sido capturada por los planetas, y la intensidad del bombardeo disminuyó, dejando el sitio a algunos impactos esporádicos.

Durante los 800 millones de años que siguieron, la Luna fue la sede de una gran actividad interna. El calor soltado por la desintegración de núcleos radiactivos contenidos en las rocas provocó la fusión de las rocas presentes bajo la superficie.

Estas remontaron entonces en forma de lava y vinieron a llenar las inmensas llanuras. Así es como se formaron los mares, cuyo color oscuro se debe a la naturaleza de sus rocas.

Durante los tres últimos miles de millones de años, la actividad interna o meteorítica fue muy escasa, como lo demuestra la superficie de los mares que está muy poco craterizada.

Tengamos en cuenta que la cara oculta está casi completamente desprovista de mares. Esto se debe al hecho de que la corteza allí es más espesa y pudo impedir a la lava remontar hacia la superficie.

La estructura interna

Los sismógrafos colocados en la superficie de la luna detectaron algunas sacudidas internas muy débiles. La inmensa mayoría son probablemente debidas a deformaciones del globo lunar bajo la acción de la gravedad de nuestro planeta. Otras son causadas por impactos meteoríticos. Algunas han sido creadas artificialmente durante las misiones americanas dejando caer sobre la superficie los cuerpos de cohete.

El análisis de todas estas sacudidas permitió estimar la estructura interna de la Luna. Mostró que nuestro satélite está cubierto de una capa gruesa de 60 kilómetros de espesor sobre la cara visible y de 100 kilómetros sobre la cara oculta. Abajo se encuentra un manto grueso de más de 1100 kilómetros. Por fin, en el centro se encuentra un pequeño núcleo de cerca de 700 kilómetros de diámetro.

Los polvos y rocas lunares

Se encuentran en la superficie de la Luna dos componentes diferentes: rocas y polvo. Un análisis muy preciso de las rocas lunares fue posible por la vuelta a la Tierra de alrededor 400 kilogramos de muestras.

Las rocas son de tamaños muy distintos y se clasifican en dos categorías principales. Los mares están así formados de basalto, una roca oscura similar a la lava terrestre, mientras que las otras regiones contienen anortosita, una roca clara formada de silicatos, y conteniendo mucho calcio y aluminio.

En la superficie, encontramos una capa de polvo de varios centímetros de espesor. Este polvo, principalmente constituido de pedazos de rocas, aparece grisáceo o parduzco según la iluminación. Se forma bajo el efecto del bombardeo incesante de micrometeoritos o partículas del viento solar, así como de las fuertes variaciones de temperatura que hacen estallar las rocas.

Directamente bajo la capa de polvo, encontramos un estrato de rocas quebrantadas, con un espesor de una decena de metros. Para evitar llamar este material como en la tierra, lo llamamos Regolito.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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