Estrutura interna
Estrutura lunar
| Composto | Fórmula | Composição (wt %) | |
|---|---|---|---|
| Mares | Montanhas | ||
| sílica | SiO2 | 45.4% | 45.5% |
| alumina | Al2O3 | 14.9% | 24.0% |
| cal | CaO | 11.8% | 15.9% |
| óxido ferroso | FeO | 14.1% | 5.9% |
| óxido de magnésio | MgO | 9.2% | 7.5% |
| dióxido de titânio | TiO2 | 3.9% | 0.6% |
| óxido de sódio | Na2O | 0.6% | 0.6% |
| Total | 99.9% | 100.0% | |
A Lua é
um corpo diferenciado: a sua crosta, manto e núcleo são distintos
em termos geoquímicos. A Lua possui um núcleo interno sólido e
rico em ferro, com um raio de 240 quilómetros e um núcleo externo
fluido composto fundamentalmente por ferro em fusão com um raio de
aproximadamente 300 km. O núcleo é envolto por uma camada
parcialmente em fusão com um raio de cerca de 500 km.38 Pensa-se que
esta estrutura se tenha desenvolvido a partir da cristalização
fracionada de um oceano de magma global, pouco tempo depois da
formação da lua, há cerca de 4,5 mil milhões de anos.
A cristalização deste oceano de
magma teria criado um manto máfico através de precipitação e
afundamento dos minerais olivina, piroxena e ortopiroxena. Após a
cristalização de cerca de três quartos do oceano de magma,
tornou-se possível a formação de Plagioclases que permaneceram à
superfície formando a crosta.
Os últimos líquidos a cristalizar
teriam inicialmente permanecido entre a crosta e o manto, com elevada
abundância de elementos incompatíveis e produtores de calor.
De
forma consistente com esta hipótese, o mapeamento geoquímico a
partir da órbita mostra que a crosta é composta principalmente por
anortosito,42 enquanto que as amostras de rocha lunar dos mantos de
lava que emergiram à superfície a partir da fusão parcial do manto
confirmam a composição máfica do manto, o qual é mais rico em
ferro que aquele da Terra. As análises geofísicas sugerem que o
crosta tenha em média 50 km de espessura.
A lua é o segundo satélite mais
denso do Sistema Solar, atrás apenas de Io.
No entanto, o seu núcleo
interno é pequeno, com um raio de apenas 350 km ou menos, o que
corresponde a apenas cerca de 20% da sua dimensão, em contraste com
os cerca de 50% de maior parte dos outros corpos terrestres. A sua
composição não está ainda confirmada, mas é provavelmente de
ferro metálido ligado com uma pequena quantidade de enxofre e
níquel. A análise da rotação da Lua indica que o núcleo seja
fundido, pelo menos em parte.
As investigações sobre as camadas
internas da Lua baseiam-se nos dados obtidos por sismógrafos
instalados em certos pontos do satélite colocados durante as missões
Apollo. Experimentos para criar ondas sísmicas e analisar a
estrutura do satélite foram conduzidos colidindo-se estágios
liberados dos foguetes das missões Apollo em pontos específicos da
superfície lunar.
Contudo, verificou-se que a Lua não
é tão geologicamente inerte quanto se imaginava, apresentando três
tipos principais de tremores. Alguns deles ocorrem devido à
diferença de temperaturas entre o dia e a noite lunar, como
resultado da contração e da dilatação térmica das rochas,
causando seu leve movimento. Outro tipo comum de tremor tem origem
nas profundezas do satélite, a mais de mil quilômetros de
profundidade na transição entre a parte sólida e a fundida do
manto. Chama a atenção que os pontos de origem dos tremores se
encontram próximos uns dos outros, ou seja, os tremores parecem
compartilhar o mesmo epicentro. A origem deste tipo de tremor
possivelmente reside na liberação da tensão existente por conta da
rigidez diferenciada das duas camadas. Por fim o terceiro tipo de
tremores ocorrem a cerca de trezentos quilômetros de profundidade e
são os mais fortes registrados na Lua, embora atinjam em média
somente quatro graus na escala Richter, ou seja, são fracos
comparados com os sismos terrestres. Possivelmente são causados pela
acomodação das rochas nas camadas intermediárias do satélite.
Geologia
Topografia da Lua. Note a região da
Bacia do Polo Sul-Aitken, à esquerda, onde se encontram as menores
altitudes do relevo lunar.
A topografia da Lua tem sido medida
através de técnicas de altimetria laser e análise estereoscópica.
Uma das características mais
notáveis do relevo lunar é a Bacia do Polo Sul-Aitken que, com
cerca de 2240 km de diâmetro, é a maior cratera conhecida do
Sistema Solar, localizada em sua face oculta. Com 13 km de
profundidade, a sua base é o ponto de menor altitude na Lua.
Os pontos mais altos
encontram-se imediatamente a nordeste desta bacia, tendo sido
sugerido que esta área possa ter sido formada através do impacto
oblíquo na superfície que esteve na origem da depressão, sendo os
destroços arremessados para esta região. As outras bacias de
impacto de grande dimensão, como os mares Imbrium, Serenatis,
Crisium, Mare Smythii e Orientale, possuem igualmente pouca altitude
e orlas elevadas.
A face oculta da Lua é, em
média, cerca de 1,9 km mais elevada do que a face voltada para a
Terra.
A história geológica da Lua é
dividida em seis épocas principais, que compõem a escala de tempo
geológico lunar. Com início há cerca de 4,5 mil milhões de anos
atrás, a recém-formada Lua encontrava-se em estado de
fusão e numa órbita muito mais próxima da Terra, o que provocava
forças de maré significativas. Estas forças deformaram o corpo em
arrefecimento na forma de uma elipse, cujo principal eixo aponta para
a Terra.
Pouco tempo após a formação da
crosta lunar, ou mesmo durante a sua formação, começaram-se a
formar diferentes tipos de magma que estiveram na origem dos noritos
e troctolitos de magnésio.
Características vulcânicas
As planícies lunares escuras e
relativamente desertas que podem ser facilmente observadas a olho nu
são denominadas mares (ou maria em latim), uma vez que os
astrônomos da Antiguidade acreditavam que continham água.
Sabe-se agora que são vastos
depósitos antigos de basáltica. Embora semelhantes aos basaltos
terrestres, os basaltos dos mares têm uma abundância muito maior de
ferro, ao mesmo tempo que não possuem quaisquer minerais alterados
pela água.
A maioria destas lavas afluiu ou foi
projetada para as depressões formadas por crateras de impacto, pois
eram as regiões mais profundas da topografia lunar. Na orla dos
mares, encontram-se várias províncias geológicas, com
vulcões-escudo e domos lunares.
Os mares encontram-se quase que
exclusivamente na face visível da Lua, cobrindo 31% da sua
superfície voltada para a Terra, enquanto que na face oculta são
raros e apenas cobrem 2% da superfície.
Pensa-se que isto seja devido à
concentração de elementos produtores de calor na face visível,
observada em mapas geoquímicos obtidos através de espectrómetros
de raios gama, a qual poderia ter provocado o aquecimento, fusão
parcial, subida à superfície e erupção do manto inferior.
A maior parte dos basaltos
presentes nos mares surgiu durante erupções no período Ímbrico,
há cerca de 3-3,5 mil milhões de anos, embora algumas amostras
datadas através de radiometria sejam de há 4,2 mil milhões de
anos,enquanto que as erupções mais recentes datam de há apenas 1,2
mi milhões de anos.
As regiões mais claras da
superfície lunar são denominadas terrae ou montanhas, uma
vez que são mais elevadas do que a maior parte dos mares. Têm sido
datadas, através de radiometria de há 4,4 mil milhões de anos, e
podem representar cumulatos de plagioclase do oceano de magma lunar.
Em contraste com a Terra, pensa-se
que nenhuma das principais cadeias montanhosas da Lua tenha sido
formada em consequência de eventos tectónicos.
A concentração de mares na face
visível é provavelmente o reflexo de uma crosta substancialmente
mais espessa nas montanhas da face oculta, as quais podem ter sido
formadas durante o impacto a pouca velocidade de uma segunda lua
terrestre poucas dezenas de milhões de anos após a formação das
próprias luas.
Quatro
vistas da Lua. Da esquerda para a direita: o lado oculto, vista da
direita, lado visível e vista da esquerda. Observe que o lado
voltado para a Terra apresenta muito mais regiões escuras (mares
lunares) que a face oculta.
Crateras de impacto
A cratera lunar Daedalus no lado
oculto da Lua
O outro principal processo geológico
que afetou a superfície lunar foi a formação de crateras de
impacto, em consequência da colisão de asteroides e
cometas com a sua superfície. Estima-se que só na face visível
existam cerca de trezentas mil crateras com diâmetro superior a um
quilómetro. Algumas são batizadas em homenagem a investigadores,
cientistas e exploradores.
A escala de tempo geológico
lunar é baseada nos principais eventos de impacto, como o nectárico,
ímbrico ou o Mare Orientale, estruturas que são caracterizadas por
vários anéis de material revolto, geralmente com centenas ou
dezenas de quilómetros de diâmetro e associados a uma gama diversa
de depósitos de material projetado que formam um horizonte
estratigráfico regional.
A ausência de atmosfera,
meteorologia e processos geológicos recentes significa que muitas
destas crateras se encontram perfeitamente preservadas. Embora só
algumas das bacias com múltiplos anéis tenham sido datadas em
definitivo, são, no entanto, úteis para atribuir datas relativas.
Uma vez que as crateras de impacto se acumulam a um ritmo
relativamente constante, a contagem do número de crateras em
determinada área pode ser usada para estimar a idade da superfície.
As idades radiométricas das
rochas de impacto recolhidas durante as missões Apollo datam de há
3,8-4,1 mil milhões de anos. Isto tem sido usado para propor a
existência de um Intenso bombardeio tardio de impactos.
A crosta lunar é revestida por uma
superfície de rocha pulverizada denominada regolito, formada por
processos de impacto. O regolito mais fino, o solo lunar de dióxido
de silício, tem uma textura semelhante a neve e odor semelhante a
pólvora usada.
O regolito das superfícies mais
antigas é geralmente mais espesso que o das superfície mais jovens,
variando entre dez a vinte metros nas terras altas e três a cinco
metros nos mares.
Por baixo da camada de regolito
encontra-se o megaregolito, uma camada de rocha matriz bastante
fraturada com vários quilometros de espessura.
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