Geología

 «Astrogeología»

El conocimiento de la geología lunar aumentó significativamente a partir de los años sesenta con las misiones tripuladas y automatizadas. Pese a todos los datos recogidos, todavía quedan preguntas sin responder que únicamente serán contestadas con la instalación de futuras bases permanentes y un estudio más amplio de la superficie. Gracias a su cercanía, la Luna es el único cuerpo —además de la Tierra— cuya geología se conoce detalladamente y del que se obtuvieron muestras de distintas regiones. Las misiones tripuladas Apolo contribuyeron en la recolección de 382 kilogramosde rocas y muestras del suelo lunar, los cuales siguen siendo objeto de estudio útil para la comprensión acerca de su formación y la de otros cuerpos celestes. Algunas sondas del programa Luna de la Unión Soviética también trajeron de vuelta a la Tierra pequeñas muestras del suelo lunar: la Luna 16 (101 gramos), la Luna 20 (55 gramos) y la Luna 24 (170 gramos).- ............................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=0af7a6d1291b98d6d81df7b95e38c0d00873c252&writer=rdf2latex&return_to=Geolog%C3%ADa+de+la+Luna

Historia Geológica de la Luna

Los científicos han estudiado las edades de las rocas en regiones con cráteres y han podido determinar cuándo fue, en el pasado de la Luna, que se formaron los cráteres. Al estudiar las partes color claro de la Luna conocidas como mesetas, los científicos encontraron que, desde hace aproximadamente 4.6 a 3.8 mil millones años, restos de rocas se llovieron sobre la superficie de la joven Luna y formaron cráteres muy rapidamente. Esta lluvia de rocas cesó y desde entonces se han formado muy poco cráteres. Algunas muestras de rocas extraídas de estos grandes cráteres (llamados cuencas) establecen que aproximadamente hace 3.8 a 3.1 mil millones de años, varios objetos gigantezcos, similares a los asteroides, chocaron contra la Luna, justo cuando cesaba la lluvia rocosa. Poco tiempo después, abundante lava llenó las cuencas y dió origen a las obscuras maria. Esto explica por qué hay tan pocos cráteres en la maria y densos cráteres en las mesetas. En las mesetas no hubo flujos de lava que borraran los cráteres originales desde cuando la superficie de la Luna estaba siendo bombardeada por restos planetarios durante la formación del Sistema Solar.
La parte más lejana de la Luna tiene solo una maria. Es por esto que los científicos piensan que esta área representa cómo era la Luna hace 4 mil millones de años.

 

La geología de la Luna es muy diferente de la de la Tierra. La Luna no tiene una atmósfera significativa, lo que elimina la erosión debido al mal tiempo, que no posee ningún tipo de tectónica de placas, que tiene una gravedad más bajo, y debido a su pequeño tamaño, que se enfría más rápidamente. La compleja geomorfología de la superficie lunar ha sido formado por la combinación de tratamientos, entre los que están los cráteres de impacto y el vulcanismo. La Luna es un cuerpo diferenciado, que posee una corteza, manto y núcleo.
Los estudios geológicos de la Luna se basan en una combinación de observaciones de la Tierra basados en telescopios, mediciones de la nave espacial en órbita, las muestras lunares y datos geofísicos. Algunas localidades fueron muestreadas directamente durante las misiones Apolo a finales de 1960 y principios de 1970, que volvieron aproximadamente 385 kilogramos de roca lunar y el suelo a la Tierra, así como varias misiones del programa Luna soviético. La Luna es el único cuerpo extraterrestre para el que contamos con muestras con un contexto geológico conocido. Un puñado de meteoritos lunares han sido reconocidos en la Tierra, aunque sus cráteres de origen de la Luna son desconocidos. Una porción sustancial de la superficie lunar no ha sido explorado, y una serie de preguntas geológicas permanecer sin respuesta.

Composición elemental

Elementos conocidos por estar presentes en la superficie lunar incluyen, entre otros, oxígeno, silicio, hierro, magnesio, calcio, aluminio, manganeso y titanio. Entre los más abundantes son el oxígeno, hierro y silicio. El contenido de oxígeno se estima en 45%. Carbono y nitrógeno parecen estar presentes sólo como trazas de deposición por el viento solar.
Datos de espectrometría de neutrones de la Lunar Prospector indican la presencia de hidrógeno se concentra en los polos.

Formación

Durante un largo periodo de tiempo, la pregunta fundamental con respecto a la historia de la Luna era de su origen. Primeras hipótesis incluyen la fisión de la Tierra, captura y co-acreción. Hoy, la hipótesis del gran impacto es ampliamente aceptada por la comunidad científica.

Historia geológica

 Acantilados en la corteza lunar indican que la luna se redujo a nivel mundial en el pasado geológico reciente y todavía está disminuyendo en la actualidad.
La historia geológica de la Luna se ha definido en seis grandes épocas, llamada escala de tiempo geológico lunar. Desde hace unos 4,5 millones de años, la Luna recién formada estaba en un estado fundido y se orbitando mucho más cerca de la Tierra que resulta en fuerzas de marea. Estas fuerzas de marea deforman el cuerpo fundido en un elipsoide, con el eje mayor orientado hacia la Tierra.
El primer evento importante en la evolución geológica de la Luna era la cristalización de la cerca del océano global de magma. No se sabe con certeza lo que su profundidad era, pero varios estudios implica una profundidad de alrededor de 500 km o superior. Los primeros minerales que se forman en este océano fueron el hierro y silicatos de magnesio olivino y piroxeno. Debido a que estos minerales son más densas que el material fundido alrededor de ellos, se hundieron. Después de la cristalización fue de aproximadamente 75% de avance, menos denso anorthositic plagioclasa feldespato cristalizado y flotaba, formando una costra anorthositic a unos 50 km de espesor. La mayoría del océano de magma cristaliza rápidamente, aunque los magmas KREEP-ricos restantes finales, que son altamente enriquecido en elementos que producen incompatibles y calor, podrían haber permanecido parcialmente fundida por varios cientos de millones de años. Parece que los KREEP magmas ricos en finales del océano de magma tiempo se convirtió concentran en la región de Oceanus Procellarum y la cuenca Imbrium, una provincia geológica única que ahora se conoce como la Procellarum KREEP terrane.
Rápidamente después de la corteza lunar formado, o incluso mientras se estaba formando, los diferentes tipos de magmas que darían lugar a las norites Mg-suite y troctolites comenzó a formarse, aunque lo más profundo en el que esto ocurrió no se conocen con precisión. Teorías recientes sugieren que el Mg-suite plutonismo se limitaba en gran medida a la región de la Procellarum KREEP terrane, y que estos magmas son genéticamente relacionado con KREEP de alguna manera, a pesar de su origen sigue siendo muy debatido en la comunidad científica. La más antigua de las rocas Mg-suite tienen edades de cristalización de aproximadamente 3,85 Ga Sin embargo, el último gran impacto que podría haber excavado profundamente en la corteza también se produjo a 3.85 Ga antes del presente. Por lo tanto, parece probable que la actividad plutónica Mg privado continuó durante mucho más tiempo, y que existen muy por debajo de la superficie de las rocas plutónicas más jóvenes.
Análisis de las muestras lunares parece implicar que un porcentaje significativo de las cuencas de impacto lunar formado dentro de un período muy corto de tiempo entre aproximadamente 4 y hace 3,85 Ga. Esta hipótesis se conoce como el cataclismo lunar o bombardeo intenso tardío. Sin embargo, ahora se reconoce que el material expulsado de la cuenca de impacto Imbrium se puede encontrar en todos los sitios de alunizaje. Por tanto, es posible que las edades para algunas cuencas de impacto pueden haber sido asignados erróneamente la misma edad que Imbrium.
Los mares lunares representan antiguas erupciones basálticas de inundación. En comparación con lavas terrestre, estas contienen abundancia de hierro superiores, tienen bajas viscosidades, y algunos contienen abundancias muy elevados de titanio rico mineral ilmenita. La mayoría de las erupciones basálticas ocurrido hace entre aproximadamente 3 y 3.5 Ga, aunque algunas muestras yegua tienen edades tan antiguas como 4,2 Ga, y el menor se cree que han surgido hace apenas mil millones años. Junto con vulcanismo mare llegaron erupciones piroclásticas, que lanzó materiales fundidos basálticos cientos de kilómetros de distancia del volcán. Una gran parte de la yegua se formó, o desembocaba en las elevaciones más bajas asociadas a las cuencas de impacto cara visible. Sin embargo, Oceanus Procellarum no corresponde a ninguna estructura de impacto conocidos, y las elevaciones más bajas de la Luna dentro de la cuenca Polo Sur-Aitken cara oculta son sólo ligeramente cubierto por yegua.
Impactos de meteoritos y cometas son la única fuerza geológica abrupta que actúa sobre la Luna hoy, a pesar de la variación de las mareas de la Tierra en la escala del mes anomalistic Lunar hace que pequeñas variaciones en las tensiones. Algunos de los cráteres más importantes utilizados en la estratigrafía lunar formado en esta época reciente. Por ejemplo, se cree que el cráter Copernicus, que tiene una profundidad de 3,76 kilometros y un radio de 93 kilometros, que se han formado hace cerca de 900 millones de años. La misión Apolo 17 aterrizó en un área en la que podría haber tomado muestras del material procedente del cráter Tycho. El estudio de estas rocas parecen indicar que este cráter pudo haberse formado hace 100 millones de años, aunque esto es discutible también. La superficie también ha experimentado la erosión espacial debido a las partículas de alta energía, la implantación del viento solar y los impactos de micrometeoritos. Este proceso hace que los sistemas de rayos asociados con pequeños cráteres a oscurecerse hasta que coincida con el albedo de la superficie circundante. Sin embargo, si la composición del rayo es diferente de los materiales de la corteza subyacente, el rayo puede ser visible para los tiempos mucho más largos.
Después de la reanudación de la exploración lunar en la década de 1990, se descubrió que hay escarpes de todo el mundo que son causadas por la contracción debido al enfriamiento de la Luna.

Strata y épocas

En la parte superior de la secuencia estratigráfica lunar cráteres de impacto irradiadas se pueden encontrar. Estos cráteres más jóvenes pertenecen a la unidad de Copérnico. Debajo de él se puede encontrar cráteres sin el sistema de rayos, pero con bastante bien desarrollado cráter morfología de impacto. Esta es la unidad Eratosthenian. Las dos unidades estratigráficas más jóvenes se encuentran en lugares de tamaño de cráteres en la Luna. Por debajo de ellos dos capas que se extienden se pueden encontrar: unidades yegua y la cuenca Imbrium relacionada eyecciones y unidades tectónicas. Otra unidad correspondiente cuenca de impacto es la unidad Nectarian, definida en torno a la cuenca del Nectarian. En la parte inferior de la secuencia estratigráfica lunar, la unidad de pre-Nectarian de viejos llanuras del cráter se puede encontrar. La estratigrafía de mercurio es muy similar al caso lunar.

Paisaje lunar

El paisaje lunar se caracteriza por cráteres de impacto, el material expulsado, algunos volcanes, cerros, ríos de lava y depresiones llenas de magma.

Las tierras altas

El aspecto más distintivo de la Luna es el contraste entre las zonas claras y oscuras. Superficies más ligeras son las tierras altas lunares, que reciben el nombre de terrae, y las llanuras más oscuras se llaman maria, después de Johannes Kepler quien introdujo el nombre en el siglo 17. Las tierras altas son anorthositic en la composición, mientras que los mares son basáltica. La maria menudo coinciden con las "tierras bajas", pero es importante tener en cuenta que las tierras bajas no siempre son cubiertos por maria. Las tierras altas son más antiguos que la maria visible, y por lo tanto están más llenas de cráteres.

La maria

Los productos principales de los procesos volcánicos en la Luna son evidentes para el observador terrestre con destino en la forma de los mares lunares. Estos son grandes flujos de lava basáltica que corresponden a superficies de baja albedo que cubren casi un tercio de la parte cerca. Sólo un pequeño porcentaje de la cara oculta se ha visto afectada por el vulcanismo yegua. Incluso antes de que las misiones Apolo confirmó que, la mayoría de los científicos creían que los mares eran llanuras llenas de lava, ya que poseen patrones de flujo de lava y colapsos atribuidos a los tubos de lava.
Las edades de los basaltos yegua se han determinado tanto por datación radiométrica directa y mediante la técnica de conteo cráter. Las edades radiométricas más antiguas son alrededor de 4,2 Ga, mientras que las edades más jóvenes determinados a partir de cráter contando son aproximadamente 1 Ga Volumétricamente, la mayor parte de la yegua formado entre aproximadamente 3 y 3,5 Ga antes del presente. Las lavas más joven estalló en Oceanus Procellarum, mientras que algunos de los más antiguos parecen estar situada en la cara oculta. Los mares son claramente más joven que las tierras altas circundantes dada su menor densidad de cráteres de impacto.
Una gran parte de maria estalló dentro o fluyó en las cuencas de impacto de baja altitud en el lado cercano lunar. Sin embargo, es poco probable que exista una relación causal entre el evento de impacto y el vulcanismo mare porque las cuencas de impacto son mucho mayores que el relleno yegua. Además, Oceanus Procellarum, que es la mayor extensión de vulcanismo yegua en la Luna, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocido. Comúnmente se sugiere que la razón por la yegua sólo estalló en la cara visible es que la cara visible corteza es más delgada que la cara oculta. Si bien las variaciones de espesor de corteza podrían actuar para modular la cantidad de magma que finalmente llega a la superficie, esta hipótesis no explica por qué la cuenca Polo Sur-Aitken farside, cuya corteza es más delgada que Oceanus Procellarum, fue sólo modestamente ocupado por productos volcánicos. Por último, cabe señalar que la gravedad de la Tierra no desempeñó ningún papel preferencial en causar vulcanismo yegua que se produzca en el lado cercano, como la atracción gravitatoria de la Tierra está exactamente equilibrada por la aceleración centrífuga resultante de la rotación de la Luna.
Otro tipo de depósito asociado a la maria, aunque también cubre las áreas de tierras altas, son los depósitos "manto oscuro". Estos depósitos no se pueden ver a simple vista, pero que se puede ver en las imágenes tomadas desde telescopios o naves espaciales en órbita. Antes de las misiones Apolo, los científicos creyeron que eran depósitos producidos por las erupciones piroclásticas. Algunos depósitos parecen estar asociados con los conos de ceniza alargadas, oscuras, lo que refuerza la idea de piroclastos. La existencia de erupciones piroclásticas fue confirmada posteriormente por el descubrimiento de esférulas de vidrio similares a los encontrados en erupciones piroclásticas aquí en la Tierra.
Muchos de los basaltos lunares contienen pequeños orificios llamados vesículas, que fueron formadas por burbujas de gas exsolving del magma en las condiciones de vacío se encuentran en la superficie. No se sabe con certeza que los gases se escaparon estas rocas, pero el monóxido de carbono es uno de los candidatos.
Las muestras de los vidrios piroclásticos son de tonos verdes, amarillos y rojos. La diferencia en el color indica la concentración de titanio que posee la roca, con las partículas verdes que tienen las concentraciones más bajas, y partículas rojas que tienen las concentraciones más altas.
 Rilles
Rilles en la Luna a veces el resultado de la formación de canales de lava localizados. Estos por lo general se dividen en tres categorías, constituidas por formas sinuosas, arqueadas o lineal. Al seguir estas serpenteantes riachuelos hasta su origen, que a menudo conducen a una antigua chimenea volcánica. Uno de los riachuelos sinuosos más notables es la característica Schrteri Vallis, situada en la meseta Aristarco lo largo del borde oriental de Oceanus Procellarum. Un ejemplo de una fisura sinuosa existe en el lugar de aterrizaje del Apolo 15, Rima Hadley, se encuentra en el borde de la cuenca Imbrium. Basándose en las observaciones de la misión, se cree generalmente que esta fisura fue formado por procesos volcánicos, un tema debatido mucho antes de la misión se llevó a cabo.
 Domes
Una variedad de volcanes en escudo se puede encontrar en lugares seleccionados en la superficie lunar, como en Mons Rmker. Estos se cree que están formados por un número relativamente viscoso, posiblemente, rico en sílice de lava,, erupción de los respiraderos localizados. Los domos lunares resultantes son amplias redondeadas, características, circular con una suave pendiente ascendente en la elevación a unos cientos de metros hasta el punto medio. Son típicamente 8-12 km de diámetro, pero pueden ser de hasta 20 km de ancho. Algunas de las cúpulas contienen un pequeño hoyo en su mejor momento.
 Crestas rugosas
Crestas rugosas son características creadas por las fuerzas tectónicas compresivas en la maria. Estas características representan el pandeo de la superficie y formar crestas largas a través de partes de la maria. Algunos de estos cantos pueden esbozar cráteres enterrados u otras características por debajo de la maria. Un buen ejemplo de una característica tan esbozado es la Letronne cráter.
 Grabens
Grabens son rasgos tectónicos que forman bajo esfuerzos de extensión. Estructuralmente, que se componen de dos fallas normales, con un bloque de abajo-caído entre ellos. La mayoría de las fosas se encuentran dentro de los mares lunares cerca de los bordes de las grandes cuencas de impacto.

Los cráteres de impacto

El origen de los cráteres de la Luna como las características de impacto llegó a ser ampliamente aceptado sólo en la década de 1940. Esta realización permite la historia de los impactos de la luna que se trabajó gradualmente a cabo por medio del principio de superposición geológica. Es decir, si un cráter superpone otro, debe ser el más joven. La cantidad de la erosión experimentada por un cráter era otra pista para su edad, aunque esto es más subjetiva. La adopción de este enfoque en la década de 1950, Gene Shoemaker tomó el estudio sistemático de la Luna, lejos de los astrónomos y lo colocó firmemente en las manos de los geólogos lunares.
Cráteres de impacto es el proceso geológico más notable en la Luna. Los cráteres se forman cuando un cuerpo sólido, tal como un asteroide o cometa, choca con la superficie a una velocidad alta. La energía cinética del impacto crea una onda de choque de compresión que irradia de distancia desde el punto de entrada. Esto se logró por una onda de rarefacción, que es responsable de impulsar la mayor parte del material expulsado fuera del cráter. Finalmente, hay un rebote hidrodinámica del suelo que puede crear un pico central.
Estos cráteres aparecen en un continuo de diámetro a través de la superficie de la Luna, que varían en tamaño desde pequeños hoyos a la inmensa cuenca Polo Sur-Aitken con un diámetro de cerca de 2.500 km y una profundidad de 13 km. En un sentido muy general, la historia lunar de cráteres de impacto sigue una tendencia de disminución del tamaño de cráter con el tiempo. En particular, se formaron las mayores cuencas de impacto durante los primeros períodos, y estos se superponen sucesivamente por cráteres más pequeños. La distribución de frecuencias de diámetros de tamaño de cráter en una superficie dada sigue aproximadamente una ley de potencia al aumentar el número de cráteres al disminuir el tamaño del cráter. La posición vertical de esta curva se puede utilizar para estimar la edad de la superficie.
Los impactos más recientes se distinguen por características bien definidas, incluyendo un borde afilado. Cráteres pequeños tienden a formar una forma de tazón, mientras que los impactos más grandes pueden tener un pico central con suelo plano. Cráteres más grandes generalmente muestran características alicaídos a lo largo de las paredes interiores que pueden formar terrazas y cornisas. Las mayores cuencas de impacto, las cuencas multianillo, pueden incluso tener anillos concéntricos secundarias de material elevado.
El proceso de impacto excava materiales de alto albedo que en un principio da el cráter, eyecciones, y el sistema de rayos una apariencia brillante. El proceso de erosión espacial disminuye gradualmente el albedo de este material de tal manera que los rayos se desvanecen con el tiempo. Poco a poco el cráter y el material eyectado se someten a la erosión del impacto de micrometeoritos e impactos menores. Este proceso de erosión se ablanda y rondas las características del cráter. El cráter también puede ser cubierto en eyecciones de otros impactos, que pueden sumergir características e incluso enterrar el pico central.
El material expulsado de los grandes impactos puede incluir larges bloques de material que reimpact la superficie para formar cráteres secundarios. Estos cráteres son a veces formado en los patrones radiales claramente discernibles, y generalmente tienen profundidades menores que cráteres primarias del mismo tamaño. En algunos casos, una línea completa de estos bloques puede tener un impacto para formar un valle. Estos se distinguen de Catena, o cadenas de cráteres, que son cadenas lineales de cráteres que se forman cuando el cuerpo de impacto se rompe antes del impacto.
En términos generales, un cráter lunar es aproximadamente de forma circular. Los experimentos de laboratorio en el Centro de Investigación Ames de la NASA han demostrado que incluso los impactos de muy bajo ángulo tienden a producir cráteres circulares, y que los cráteres elípticos empiezan a formar un ángulo de impacto por debajo de cinco grados. Sin embargo, un ángulo de impacto bajo puede producir un pico central que está desplazada desde el punto medio del cráter. Además, el material expulsado de los impactos oblicuos muestran patrones distintivos en diferentes ángulos de impacto: la asimetría de partida en torno a 60 y una "zona de evasión" en forma de cuña libre de material expulsado en la dirección del proyectil vino de partida alrededor de 45.
Cráteres oscuros de halo se forman cuando un impacto excava material menos albedo de debajo de la superficie, y luego deposita el material expulsado más oscura alrededor del cráter principal. Esto puede ocurrir cuando un área de material basáltico más oscura, como la que se encuentra en la maria, es más tarde cubierto por deyecciones más ligero derivado de los impactos más lejanos en la sierra. Esto cubre oculta el material más oscuro abajo, que más tarde se excava por cráteres posteriores.
Los mayores impactos producidos funden láminas de roca fundida que cubrían partes de la superficie que podría ser tan grueso como un kilómetro. Los ejemplos de tal fusión impacto se puede ver en la parte nororiental de la cuenca de impacto de Mare Orientale.

Regolito

La superficie de la Luna ha sido objeto de miles de millones de años de colisiones con asteroides y cometas materiales pequeños y grandes. Con el tiempo, estos procesos de impacto han pulverizado y "ajardinada" los materiales de la superficie, formando una capa de grano fino llamado "regolito". El grosor del regolito varía de 2 metros por debajo de los mares más joven, a un máximo de 20 metros por debajo de las superficies más antiguas de las tierras altas lunares. El regolito está compuesto principalmente de materiales que se encuentran en la región, sino que también contiene trazas de materiales eyectados por los cráteres de impacto distantes. El término "mega-regolito" se utiliza a menudo para describir el lecho de roca muy fracturada directamente debajo de la capa de regolito cerca de la superficie.
El regolito contiene rocas, fragmentos de minerales de la roca madre original y partículas vítreas formadas durante los impactos. En la mayor parte de la regolito lunar, la mitad de las partículas están hechas de fragmentos minerales fusionados por las partículas vítreas; estos objetos se denominan aglutinados. La composición química del regolito varía de acuerdo a su ubicación, el regolito en la sierra es rica en aluminio y sílice, así como las rocas en esas regiones. El regolito de la maria es rica en hierro y magnesio y sílice es de los pobres, ya que las rocas basálticas de la que se formó.
El regolito lunar es muy importante, ya que también almacena información sobre el historial del sol. Los átomos que componen el viento solar - en su mayoría helio, neón, carbono y nitrógeno - golpean la superficie lunar y se insertan en los granos minerales. Al analizar la composición de la regolito, especialmente 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, el carbono y el nitrógeno no sólo es esencial para mantener la vida, pero también pueden ser muy útiles en la producción de combustible. La composición de la regolito lunar también se puede utilizar para deducir su fuente de origen.

Tubos de lava lunares

Tubos de lava lunares forman una zona potencialmente importante para la construcción de una futura base lunar, que puede ser utilizado para la exploración y el desarrollo local, o como un puesto avanzado humano para servir a la exploración más allá de la Luna. Un potencial de cueva de lava lunar ha sido sugerido y discutido en la literatura y la tesis. Cualquier tubo de lava intacta en la Luna podría servir como un refugio contra el ambiente severo de la superficie lunar, con sus frecuentes impactos de meteoritos, la radiación ultravioleta de alta energía y partículas energéticas y las variaciones diurnas de temperatura extremas. Tras el lanzamiento del Orbitador de Reconocimiento Lunar, muchos tubos de lava lunares han sido fotografiadas. Estos pozos lunares se encuentran en varios lugares de la luna, como Marius Hills, Mare Mare Ingenii y Tranquillitatis.

El océano de magma lunar

Las primeras rocas traídas por el Apolo 11 eran basaltos. Aunque la misión aterrizó en Mare Tranquillitatis, algunos fragmentos milimétricos de rocas provenientes de las tierras altas fueron recogidos. Estos se componen principalmente de feldespato plagioclasa y algunos fragmentos se componen exclusivamente de plagioclasa anorthositic. La identificación de estos fragmentos minerales condujo a la hipótesis negrita que una gran parte de la Luna fue una vez fundido, y que la costra formada por cristalización fraccionada de este océano de magma.
Un resultado natural del hecho gran impacto es que los materiales que reaccreted para formar la Luna deben haber sido caliente. Los modelos actuales predicen que una gran parte de la Luna habría sido fundido poco después de la Luna se formó, con las estimaciones de la profundidad de este océano de magma que van desde unos 500 km de la fusión de luna llena. La cristalización de este océano de magma habría dado lugar a un cuerpo diferenciado con una corteza y el manto de composición distinta y da cuenta de las principales suites de rocas lunares.
Como la cristalización del océano de magma lunar procedió, minerales como olivino y piroxeno se han precipitado y se hundió para formar el manto lunar. Después de la cristalización era cerca de tres cuartos completos, plagioclasa anorthositic habría comenzado a cristalizar, y debido a su baja densidad, flotación, formando una costra anorthositic. Es importante destacar que los elementos que son incompatibles se han concentrado progresivamente en el magma como cristalización avanzaba, formando un magma KREEP rico que en un principio debía haberse situado entre la corteza y el manto. La evidencia de esta hipótesis proviene de la composición altamente anorthositic de la corteza de las tierras altas lunares, así como la existencia de materiales KREEP-ricos.

Rocas lunares

Los materiales de superficie

El programa Apollo trajo 381,7 kg de material de la superficie lunar, la mayoría de las cuales se almacena en el Laboratorio de Recepción Lunar en Houston, Texas, y el programa tripulado soviético Luna regresó 0,3 kilogramos de material lunar. Estas rocas han demostrado ser invaluable en el desciframiento de la evolución geológica de la Luna. Rocas lunares son en gran parte hecha de la misma roca común la formación de minerales que se encuentran en la tierra, tales como olivino, piroxeno, plagioclasa y feldespato. Plagioclasa feldespato se encuentra principalmente en la corteza lunar, mientras piroxeno y olivino se ven típicamente en el manto lunar. El mineral ilmenita es muy abundante en algunos basaltos yegua, y un nuevo mineral llamado armalcolite fue descubierto por primera vez en las muestras lunares.
Los mares se componen fundamentalmente de basalto, mientras que las regiones de la montaña son la deficiencia de hierro y compuesto principalmente de anorthosite, una roca compuesta principalmente ricos en calcio plagioclasa feldespato. Otro componente importante de la corteza son las rocas ígneas Mg privado, tales como las troctolites, norites y KREEP-basaltos. Se cree que estas rocas para estar genéticamente relacionados con el petrogénesis de KREEP.
Rocas compuestas en la superficie lunar a menudo aparecen en forma de brechas. De éstas, las subcategorías se llaman brechas fragmentarias, granulítica, y el impacto de fusión, dependiendo de cómo se formaron. El impacto máfica fusión brechas, que se caracteriza por la composición de Fra Mauro bajo-K, tiene una mayor proporción de hierro y magnesio que las rocas típicas superiores corteza anorthositic, así como abundancias más altas de KREEP.

Composición de la maria

Las principales características de las rocas basálticas con respecto a las rocas de las tierras altas lunares es que los basaltos contienen mayor abundancia de olivino y piroxeno y plagioclasa menos. Ellos son más ricos en hierro que basaltos terrestres, y también tienen viscosidades más bajas. Algunos de ellos tienen una gran abundancia de un óxido de ferro-titanic llamado ilmenita. Desde la primera toma de muestras de rocas contenía un alto contenido de minerales relacionados con ilmenita y otros, que recibieron el nombre de basaltos "alta" de titanio. La misión Apolo 12 regresó a la Tierra con basaltos de las concentraciones más bajas de titanio, las cuales fueron apodado basaltos de "bajo titanio". Las misiones posteriores, incluyendo las sondas no tripuladas soviéticas regresaron con basaltos con concentraciones aún más bajas, que ahora se llama "basaltos de titanio muy bajos". La sonda espacial Clementine devuelve datos que muestran que los basaltos yegua poseen un continuo de las concentraciones de titanio, con la más alta concentración de rocas es el menos abundante.

La estructura interna de la Luna

El modelo actual del interior de la Luna se obtuvo utilizando sismómetros dejados durante las misiones del programa Apolo tripulados, así como las investigaciones de campo de gravedad de la Luna y la rotación.
La masa de la Luna es suficiente para eliminar cualquier vacío dentro del interior, por lo que se cree que está compuesto de roca sólida en todo. Su baja densidad indica una abundancia de metal bajo. De masa y momento de inercia limitaciones indicar que la Luna probablemente tiene un núcleo de hierro que es menor que alrededor de 450 km de radio. Estudios de librations físicas de la Luna, además, indican que el núcleo es todavía fundido. La mayoría de cuerpos planetarios y las lunas tienen núcleos de hierro que son aproximadamente la mitad del tamaño del cuerpo. La Luna es, por tanto anómala en poseer un núcleo cuyo tamaño es de sólo alrededor de una cuarta parte de su radio.
La corteza de la Luna es, en promedio, cerca de 50 km de espesor. La opinión generalizada es que la corteza de gran parte es en promedio más gruesos que el lado cercano de unos 15 km. Sismología ha limitado el espesor de la corteza sólo cerca del Apollo 12 y 14 puntos de desembarque. Mientras que los análisis iniciales de la era Apollo sugirieron un espesor de la corteza de unos 60 km en este sitio, los últimos nuevos análisis de este conjunto de datos sugieren un valor más delgado, en alguna parte entre 30 y 45 km.
En comparación con la de la Tierra, la Luna tiene sólo una muy débil campo magnético externo. Otras diferencias principales son que la Luna no tiene actualmente un campo magnético dipolar y las magnetizaciones que están presentes son casi en su totalidad de origen cortical. Una hipótesis sostiene que la magnetización corticales fueron adquiridas a principios de la historia lunar cuando un geodinamo era todavía operativo. El pequeño tamaño del núcleo lunar, sin embargo, es un obstáculo potencial a esta hipótesis. Alternativamente, es posible que en cuerpos sin aire, tales como la Luna, los campos magnéticos transitorios pueden ser generados durante los procesos de impacto. En apoyo de esto, se ha observado que las mayores magnetizaciones corteza parecen estar situada cerca de las antípodas de las mayores cuencas de impacto. Mientras que la Luna no posee un campo magnético dipolar como lo hace la Tierra, algunas de las rocas devueltos poseen magnetización fuertes. Además de las mediciones muestran órbita que algunas partes de la superficie lunar se asocian a campos magnéticos fuertes.