Geologia da Lua

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Topografia da lua

O conhecimento sobre a geologia da Lua aumentou significativamente a partir da década de 1960 com as missões tripuladas e automatizadas. Apesar de todos os dados recolhidos ao longo de todos esses anos, ainda há perguntas sem resposta que apenas serão respondidas com a instalação de futuras bases permanentes e um amplo estudo sobre a superfície da Lua. Graças à sua distância da Terra, a Lua é o único corpo celeste, junto com a Terra, do qual se conhece detalhadamente sua geologia. As missões tripuladas Apollo contribuíram com a recoleção de 382 kg de rochas e amostras do solo, dos quais seguem sendo objeto de estudo para a compreensão sobre a formação de corpos celestes.

Origem[editar | editar código-fonte]

A origem da Lua é incerta, mas as similaridades nos teores dos elementos encontrados tanto na Lua quanto na Terra indicam que ambos os corpos podem ter tido uma origem comum. Nesse aspecto, alguns astrônomos e geólogos alegam que a Lua teria se desprendido de uma massa incandescente de rocha liquefeita primordial, recém-formada, através da força centrífuga.

Outra hipótese, atualmente a mais aceita, é a de que um planeta desaparecido e denominado Theia, aproximadamente do tamanho de Marte, ainda no princípio da formação da Terra, teria chocado com nosso planeta. Tamanha colisão teria desintegrado totalmente o planeta Theia e forçado a expulsão de pedaços de rocha líquida. Esses pequenos corpos foram condensados em um mesmo corpo, o qual teria sido aprisionado pelo campo gravitacional da Terra. Esta teoria recebeu o nome de Big Splash.

Há ainda um grupo de teóricos que acreditam que, seja qual for a forma como surgiram, haveria dois satélites naturais orbitando a Terra: o maior seria a Lua, e o menor teria chocado com a Terra, formando as massas continentais.

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,[1] 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.[2]

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[3]

A superfície[editar | editar código-fonte]

A superfície da Lua é de cor de giz e apresenta uma grande quantidade de sedimentos finos produto de inúmeros impactos de meteoritos. Esta camada de solo é chamada de regolito lunar, uma denominação para descrever as camadas de sedimentos produzidas por efeitos mecânicos sobre as superfícies dos planetas. A espessura do regolito varia de 2 metros nos mares mais jovens e de 20 metros nas superfícies mais antigas.

Elemento Porcentagem
Oxigênio 42%
Silício 21%
Ferro 13%
Cálcio 8%
Alumínio 7%
Magnésio 6%
outros 3%

O regolito é formado por material rochoso mas também por restos dos impactos dos meteoritos, ganhando assim, grande valor científico. O regolito contém rochas, fragmentos de minerais derivados de outras rochas e partículas de impactos. O regolito lunar é um composto químico que varia de acordo com sua localização, nas terras altas é rico em alumínio, nos mares é rico em ferro e magnésio, com rochas basálticas.

O regolito lunar também é importante por carregar consigo informações sobre a história da Lua. As partículas que formam o vento solar, composto principalmente de átomos de hélio, neón, carbono e nitrogênio estão também na superfície lunar e se misturam com os minerais locais.

Os gases do vento solar poderiam ser úteis para futuras bases lunares já que o oxigênio e o hidrogênio (água) e o carbono e o nitrogênio no solo são essenciais para a vida.

A paisagem lunar está caracterizada pela presença de crateras de impacto, provocando no solo lunar alguns vulcões, depressões, colinas e valas com fluxo de lava.

As altas e baixas planícies[editar | editar código-fonte]

O aspecto distinto da Lua é o contraste entre as zonas claras e escuras. As zonas claras são as terras altas e recebem o nome de terrae (do latim terra, e as planícies mais escuras são chamadas de maria (do latim mares), nomes estes dados por Johannes Kepler.

Os mares[editar | editar código-fonte]

Partículas de vidro vulcânico.

Os mares (maria) cobrem cerca de 16% da superfície lunar e foram formadas por lavas que principalmente tiveram origem nos enormes impactos. Ao contrário do que por vezes se pensa sobre na Lua não pode haver nenhuma atividade vulcânica, no passado houve vários períodos de atividade. Segundo estudos, a atividade vulcânica da lLua teve lugar depois que as terras altas foram formadas e depois que a maior parte da craterização ocorreu.

Antes de ser confirmado pelas missões Apollo, os cientístas já imaginavam que os mares eram planícies de lava já que possuíam características particulares: padrões de fluidos de lava e colapsos atribuídos aos tubos de lava. O material recolhido durante as missões lunares da década de 1960 e década de 1970 confirmaram a suspeita: as crateras são formadas por um tipo de rocha vulcânica chamada basalto.

Os mares estão na maior parte das crateras de impacto. Alguns cientistas da década de 1960 sugeriram que isto demonstrava uma causa e efeito: os impactos no solo causaram a formação de grandes crateras que também produziram o derretimento do interior lunar disparando o processo vulcânico. No entanto, um exame mais detalhado dos mares mostra que deve haver crateras mais jovens do que as descobertas mais recentes.

Exemplo: o impacto que formou a grande cratera de Imbrium do Mare Imbrium (Mar das Chuvas) arrastou material para fora da cratera formando as montanhas que rodeavam a cratera de Serenitatis no Mare Serenitatis (Mar da Serenidade).

Outro tipo de depósito associado com os mares, que também cobre as áreas das terras altas, são os depósitos do manto escuro. Estes depósitos não podem ser vistos a olho-nu somente com ajuda de telescópios ou de naves espaciais. Antes das missões Apollo, os cientistas supunham que se tratavam de depósitos produzidos por erupções piroclásticas. Alguns depósitos parecem estar associados com cinzas oescuras reforçando, a ideia das erupções piroclásticas, posteriormente confirmadas pelo achado de "pérolas de vidro" como as que se encontram nas erupções piroclásticas da Terra.

Constituição geológica dos mares[editar | editar código-fonte]

A principal característica das rochas basálticas proveniente das terras altas é que os basaltos contêm uma maior quantidade de olivina e piroxena e menos plagioclase. Muitas delas também tem um óxido mineral de ferro-titânio chamado ilmenita. Devido às primeiras mostras de rochas terem um grande conteúdo de ilmenita (e outros minerais relacionados) receberam o nome de basaltos de “alto titânio” em referência as concentrações excepcionais deste metal. A Apollo 12 regressou à Terra com basaltos de menores concentrações que foram chamados basaltos de “baixo titânio”. Missões subsequentes e missões automatizadas soviéticas regressaram com basaltos com uma menor quantidade do que a encontrada pela Apollo, são os basaltos de “muito baixo titânio”.

A sonda Clementine proporcionou dados que mostram uma ampla variação no conteúdo de titânio em rochas basálticas, sendo as de alto conteúdo as de menor abundância.

Rochas lunares[editar | editar código-fonte]

Rochas das terras altas e o oceano de magma lunar[editar | editar código-fonte]

As primeiras rochas recolhidas pela Apollo 11 correspondiam a basaltos. Apesar de que a missão Apollo 11 transcorreu sobre o Mar da Tranquilidade, também foram recolhidos fragmentos milimétricos de rochas das terras altas. Estas estão principalmente compostas pelo mineral feldspato plagioclase; alguns fragmentos unicamente continham plagioclase. Estas rochas se chamam anortositos.

As terras altas estão formadas principalmente de plagioclase porque este mineral foi acumulado na parte superior do oceano de magma por flutuação, dando lugar à hipótese de que a Lua esteve alguma vez coberta por um oceano de magma.

O conceito de oceano de magma foi comprovado em 1994 com a sonda estadunidense Clementine, a qual em sua órbita polar durante dois meses tirou fotografias em diferentes comprimentos de onda. Os cientistas analisaram o conteúdo de ferro na superfície lunar através de variações de intensidade de luz refletida em diferentes comprimentos de onda. A hipótese do oceano de magma prediz que as terras altas lunares deveriam ter um baixo conteúdo de ferro, menos que aproximadamente 5% em peso (registrado como óxido de ferro FeO). De acordo com as medições da sonda Clementine, a presença foi menor de 5% de FeO em peso. Estes dados foram confirmados em 1998 quando outra sonda estadunidense, a Lunar Prospector orbitou a Lua.

Abundâncias minerais nas rochas lunares[editar | editar código-fonte]

Minerais lunares[editar | editar código-fonte]

Bibliografia[editar | editar código-fonte]

  • Exploring the Moon, a Teacher's Guide with Activities for Earth and Space Sciences, publicado pela Oficina de Recursos Humanos e Educación e a Oficina de Ciências Espaciais da NASA (1997).
  • Póster: Once and Future Moon Lunar and Planetary Institute e NASA (1999).
  • Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física, de Edward J. Tarbuck y Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
  • "El Origen de la Luna", EL Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio, Editorial Planeta-De Agostini, págs. 101-105. Cap. 2 (1997).
  • The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon, de G.H. Heiken, D.T. Vaniman y B.M. French, entre outros. Cambridge University Press, Nova York (1991).
  • To a Rocky Moon: A Geologist's History of Lunar Exploration, de D.E. Wilhelms. University of Arizona Press, Tucson (1993).
  • A Man on the Moon, de A. Chaikin. Viking Press, Nova York (1994).
  • The Once and Future Moon, de P.D Spudis. Smithsonian Institution Press, Washington, D.C. (1996).
  • Exploring the Moon: The Apollo Expeditions, de D.M. Harland. Springer, Nova York (1999).
  • The Last Man on the Moon, de E. Cernan y D. Davis. St. Martin’s Press, Nova York (1999).
  • Full Moon, de M. Light. Alfred A. Knopf, Nova York (1999).
O Commons possui uma categoria contendo imagens e outros ficheiros sobre Lua

Referências na internet[editar | editar código-fonte]

  1. Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N.. (2005). "Hf–W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon". Science 310 (5754): 1671–1674. DOI:10.1126/science.1118842. PMID 16308422. Bibcode2005Sci...310.1671K.
  2. Stevens, Tim (November 09, 2011). Ancient lunar dynamo may explain magnetized moon rocks Regents of the University of California. Página visitada em August 13, 2012.
  3. Apollo 17 troctolite 76535 NASA/Johnson Space Center photograph S73-19456. Curation and Analysis Planning Team for Extraterrestrial Materials (CAPTEM). Página visitada em 21 de novembro de 2006.