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Tanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de [[massa]] do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do [[Sol]]). Por isso, podia ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu [[centro de massa]] comum, à medida que seguem a uma [[órbita]] comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.
Tanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de [[massa]] do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do [[Sol]]). Por isso, podia ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu [[centro de massa]] comum, à medida que seguem a uma [[órbita]] comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.


== A Lua e a trajectória da Terra ==
== A Lua e a trajetória da Terra ==
Quando a Lua está em [[Fases da lua|quarto minguante]], a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 [[km]] e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil [[km/h]], a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço "onde nós estávamos" 3 [[hora]]s e meia antes.
Quando a Lua está em [[Fases da lua|quarto minguante]], a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 [[km]] e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil [[km/h]], a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço "onde nós estávamos" 3 [[hora]]s e meia antes.


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 Nota: Para outros significados, veja Lua (desambiguação).

A Lua é o único satélite natural da Terra e o quinto maior no Sistema Solar. É o maior satélite natural de um planeta no sistema solar em relação ao tamanho do seu corpo primário, tendo 27% do diâmetro e 60% da densidade da Terra, o que representa 1⁄81 da sua massa. Entre os satélites cuja densidade é conhecida, a Lua é o segundo mais denso, atrás de Io.

A Lua econtra-se em rotação sincronizada com a Terra, mostrando sempre a mesma face visível, marcada por mares vulcânicos escuros entre montanhas cristalinas e as proeminantes crateras de impacto. É o mais brilhante objeto no céu a seguir ao Sol, embora a sua superfície seja na realidade escura, com uma refletância pouco acima da do asfalto. A sua proeminência no céu e o seu ciclo regular de fases tornaram a Lua, desde a Antiguidade, numa importante referência cultural na língua, em calendários, na arte e na mitologia. A influência da gravidade da Lua está na origem das marés oceânicas. A sua atual distância orbital, cerca de trinta vezes o diâmetro da Terra, faz com que no céu seja aparentemente do mesmo tamanho do Sol, permitindo-lhe cobri-lo por completo durante um eclipse solar total.

Pensa-se que a Lua tenha sido formada há cerca de 4,5 mil milhões de anos, relativamente pouco tempo após a Terra. Embora no passado tenham sido propostas várias hipóteses para a sua origem, a explicação mais consensual atualmente é a de que a Lua tenha sido formada a partir dos detritos de um impacto de proporções gigantescas entre a Terra e um corpo do temanho de Marte.

A Lua é o único corpo celeste para além da Terra no qual os seres humanos já pisaram. O programa soviético Luna foi o primeiro a atingir a Lua com sondas não tripuladas em 1959. O programa norte-americano Apollo permitiu as únicas missões tripuladas até hoje, desde a primeira viagem tripulada em 1968 pela Apollo 8, até seis alunagens tripuladas entre 1969 e 1972, a primeira das quais a Apollo 11. Estas missões recolheram mais de 380 kg de rochas, que têm sido usadas no estudo geológico da origem, estrutura interna e história geológica da Lua.

Formação

Impressão artística do impacto entre a Terra e Theia. Os destroços do impacto teriam posteriormente formado a Lua.

Foram formuladas diversas hipóteses que buscam explicar como ocorreu a formação do satélite natural terrestre, mas quatro delas se tornaram mais conhecidas. A primeira delas afirma que o material que hoje forma a Lua surgiu a partir do desprendimento de material da crosta terrestre por conta de sua extremamente rápida rotação e tais detritos posteriormente formaram o satélite. Outra hipótese sugere que a gravidade terrestre teria capturado um corpo que vagava pelo Sistema Solar, fazendo-o entrar em órbita ao seu redor. Existe ainda a ideia de que, nos primórdios da formação do Sistema Solar, os dois corpos teriam se formado simultaneamente a partir da agregação do material existente na nebulosa solar.[1]

Entretanto, a teoria amplamente aceita atualmente no meio científico é a hipótese do grande impacto, segundo a qual a Lua se originou a partir da agregação dos detritos da colisão de um corpo massivo com a Terra. Cerca de cinquenta e cem milhões de anos após a formação do nosso planeta (que ocorreu a cerca de 4,56 bilhões de anos atrás), um corpo do tamanho aproximado do planeta Marte denominado Theia veio a colidir com a superfície terrestre. Theia possivelmente formou-se nas proximidades da órbita terrestre, já que a composição química do nosso planeta e da Lua são similares. Com o impacto, o corpo se rompeu completamente e tanto seus destroços quanto material arrancados da crosta passaram a orbitar a Terra. Theia possivelmente era um corpo diferenciado, ou seja, apresentava camadas e um núcleo característico de ferro, e durante a colisão este núcleo mais pesado afundou através do manto terrestre e se juntou ao núcleo do planeta. Parte do material que entrou em órbita por conta do impacto colossal voltou a cair na superfície do planeta, sobretudo a parte composta por elementos pesados como ferro, enquanto materiais mais leves como silicatos permaneceram ao seu redor. Este material posteriormente coalesceu e formou o satélite natural que, inicialmente, apresentava mais da metade de seu volume fundido, formando o oceano de magma lunar.[2]

Esta teoria possui grande aceitação pelo fato de ser capaz de explicar boa parte das características observadas atualmente tanto na Lua quanto na Terra. Uma delas refere-se ao momento angular dos dois corpos, ou seja, a energia associada ao movimento de cada um ao executarem trajetórias curvas. A teoria do grande impacto explica ainda a razão pela qual a Lua é pobre em metais pesados e apresenta pouco teor de ferro em seu núcleo, além do fato das amostras das rochas lunares apresentarem grandes semelhanças com as rochas terrestres. Acredita-se, ainda, que a colisão tenha sido a responsável pela diminuição do período de rotação do planeta Terra que, do contrário, seria bem maior.[3][4][5]

Ficheiro:Mare Orientale.JPG
Mare Orientale, formado a partir do último grande impacto que aconteceu na Lua.

Cronologia lunar

Após a crosta lunar ter se solidificado, o satélite natural passou por diversas transformações que mudaram profundamente seu aspecto levando às características observadas atualmente. Por essa razão existe a classificação dos períodos da história geológica lunar similares aos períodos geológicos terrestres, cuja datação se tornou possível através da análise de amostras trazidas da superfície lunar para análise em laboratório.[6]

Um dos grandes marcos selecionados como referência é a formação do Mare Nectaris através do preenchimento com lava da bacia de impacto de Nectaris, o que aconteceu há 3.92 bilhões de anos. O tempo trascorrido desde a formação do satélite até a formação dessa bacia corresponde ao período Pré-Nectárico. Durante este intervalo, a Lua foi intensamente atingida por numerosos corpos como asteroides, durante o intenso bombardeio tardio, que completamente alterou as características físicas do satélite, desfigurando totalmente boa parte das características superficiais pré-existentes.[7] A partir da formação do satélite, boa parte da Lua ainda era um grande oceano de magma que teve como contribuição a grande quantidade de impactos ocorridos que liberavam grandes quantidades de energia. Elementos pesados como ferro afundavam nesse oceano enquanto elementos e substâncias voláteis como água, sódio e potássio entravam em ebulição. A superfície, contudo, foi se resfriando gradualmente e, há 4.2 bilhões de anos, praticamente todo o oceano de lava já havia se solidificado e formado a crosta lunar.[8]

Outro marco importante foi a formação da bacia Imbrium há 3.85 bilhões de anos a partir de um impacto gigantesco que provocou alterações geológicas por todo o satélite e que, posteriormente, viria a ser preenchida com lava para formar o Mare Imbrium. O intervalo de tempo após o fim do período Pré-Nectário e antes da formação desta bacia caracteriza o período Nectárico, ao longo do qual grandes corpos impactantes vieram a criar gigantescas bacias de impacto, além de milhares de crateras por todo o satélite. Contudo, a quantidade de impactos foi gradualmente reduzindo, de forma a permitir que as estruturas formadas nesse período permanecessem sem grandes distorções. Após a colisão que veio a formar o Mare Imbrium (dando início ao período Ímbrico), o grande impacto que deu origem ao Mare Orientale foi o último impacto massivo que ocorreu no satélite. Contudo impactos de corpos menores ocorriam continuamente por toda a superfície lunar.[9]

A colossal intensidade do impacto que formou a bacia do Mare Imbrium, possivelmente causado por um asteroide com cerca de cem quilômetros de diâmetro, teria desencadeado um intenso período de derramamento de magma por todo o satélite, uma vez que a então fina crosta teria apresentado diversas falhas com a energia do impacto. Com isso grande parte das bacias de impacto preexistentes foram preenchidas formando os imensos mares lunares.[10]

Há 3.2 bilhões de anos houve a formação da Cratera Erastótenes, que marcou o início do período Erastoténico, marcado pela contínua diminuição da atividade de meteoros a atingir a superfície lunar e pelos últimos vestígios de derramamento de lava no satélite. Os impactos de pequenos meteoritos ao longo de bilhões de anos, contudo, pulverizaram a superfície e erodiram as montanhas lunares dando-as um aspecto arredondado e suave.[11] Este período tem como marco final a formação da cratera Copérnico, há 0.81 bilhões de anos, que marca o início do período Copernicano, o qual se estende até os dias atuais. O mais recente período é marcado por pouquíssima atividade geológica no satélite e um número extremamente pequeno de impactos significativos quando comparado aos períodos anteriores.[12]

Ímbrico InferiorÍmbrico SuperiorPré-NectáricoNectáricoÍmbricoEratostenianoCopernicano
Milhões de anos antes do presente

Características físicas

Estrutura interna

Estrutura lunar
Composição química do regolito lunar[13]
Composto Fórmula Composição (wt %)
Mares Montanhas
silica 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.[14] 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.[15] 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.[16] Os últimos líquidos a cristalizar teriam inicialmente permanecido entre a crosta e o manto, com elevada abundância de elementos incompatíveis e produtores de claro.[17] De forma consistente com esta hipótese, o mapeamento geoquímico a partir da órbita mostra que a crosta é composta principalmente por Anortosito,[18] 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.[17] As análises geofísicas sugerem que o crosta tenha em média 50 km de espessura.[17]

A lua é o segundo satélite mais denso do Sistema Solar, atrás apenas de Io.[19] No entanto, o núcleo interno da Lua é pequeno, com um raio de apenas 350 km ou menos,[17] 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.[20]

Geologia da superfície

A topografia da Lua tem vindo a ser medida através de altimetria laser e análise estereoscópica.[21] A característica topográfica mais proeminente é a Bacia do Polo Sul-Aitken, com cerca de 2240 km de diâmetro, o que faz dela a maior cratera lunar e e maior cratera conhecida do Sistema Solar.[22][23] Com 13 km de profundidade, a base é o ponto de menor altitude na Lua.[22][24] Os pontos mais altos encontram-se imediatamente a nordeste, tendo sido sugerido que esta área possa ter sido formada através do impacto oblíquo na superfície que deu origem à bacia.[25] 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.[22] A face oculta da lua é em média cerca de 1,9 km mais elevado do que a face visível.[17]

Características vulcânicas

As planícies lunares escuras e relativamente desertas que podem facilmente ser observadas a olho nú são denominadas mares, uma vez que os astrónomos da Antiguidade acreditavam que continham água.[26] Sabe-se agora que são vastos depósitos de antiga lava basáltica. Embora semelhantes aos basaltos terrestres, os basaltos dos mares têm uma abundância muito maior de ferro, ao mesmo tempo que não possuam quaisquer minareia alterados pela água.[27][28] A maioria destas lavas foi projetada ou afluiu para as depressões formadas por crateras de impacto. Na orla dos mares, encontram-se várias províncias geológicas com vulcões-escudo e domos lunares.[29]

Os mares encontram-se quase exclusivamente na face visível da Lua, cobrindo 31% da superfície,[30] enquanto que na face oculta são raras e apenas cobrem 2% da superfície.[31] Pensa-se que isto seja devido à concentração de elementos produtores de calor na face visível, observada em mapas geoquímicos obtidos através de espectómetros de raios gama, que poderia ter provocado o aquecimento, fusão parcial, subida à superfície e erupção do manto inferior.[16][32][33] A maior parte dos basaltos presentes nos mares surgiu durante erupções no período Imbriano, há cerca de 3-3,5 mil milhões de anos, embora algumas amostras datas através de radiometria sejam de há 4,2 mil milhões de anos.[34] enquanto que as erupções mais recentes datam de há apenas 1,2 mi milhões de anos.[35]

As regiões mais claras da lua 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.[34][35] Em contraste com a Terra, pensa-se que nenhuma das principais cadeias montanhosas da Lua tenha sido formada em consequência de eventos tectónicos.[36]

A concentração de mares na face visível é provavelmente o reflexo de uma crosta substancialmente mais espessa das montanhas na 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.[37][38]

Crateras de impacto

O outro principal processo geológico que afetou a superfície lunar foi a formação de crateras de impacto,[39] em consequência da colisão de asteróides e cometas com a sua superfície. Estima-se que haja cerca de 300.000 crateras com diâmetro superior a 1km, apenas na face visível.[40] Algumas são batizadas em homenagem a investigadores, cientistas e exploradores.[41] A escala de tempo geológico lunar é baseada nos principais eventos de impacto, como o nectárico, ímbrico ou o Mare Orientale, estruturas caracterizadas por vários anéis de material revolto, normalmente ao longo de centenas ou dezenas de quilómetros de diâmetro e associados a uma gama diversa de depósitos de material projetado que formam um horizonte estratigráfico regional.[42] A ausência de atmosfera, meteorologia e processos geológicos recentes significa que muitas destas crateras se encontram perfeitamente preservadas. Embora apenas 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.[42] 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.[43]

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 diócido de silício, tem uma textura semelhante à neve e odor semelhante a pólvora usada.[44] O regolito das superfícies mais antigas é geralmente mais espesso que o das superfície mais jovens, variando entre 10 a 20 metros nas terras altas e 3-5 metros nos mares.[45] Por baixo da camada de regolito encontra-se o megaregolito, uma camada de rocha matriz bastante fraturada com vários quilómetros de espessura.[46]

Presença de água

Composição de imagens do polo sul lunar obtida pela sonda Clementine.

Não é possível suster água na forma líquida na superfície lunar. Quando exposta à radiação solar, a água decompõe-se rapidamente através de um processo denominado fotólise, perdendo-se no espaço. No entanto, desde a década de 1960 que os cientistas têm levantado a hipótese de haver depositada na lua água na forma de gelo, em consequência de impactos de cometas ou prossivelmente produzida pela reação entre as rochas lunares ricas em oxigénio e o hidrogénio do vento solar, deixando vestígios de água que poderiam ter sobrevivido em crateras frias e ausentes de luz nos polos lunares.[47][48] As simulações em computador sugerem que até 14.000 km2 da superfície pode estar em sombra permanente.[49] A presença de quantitades utilizáveis de água na Lua é importante para se considerar a viabilidade económica de uma eventual colonização da Lua, sendo a alternativa de transporte a partir da Terra economicamente inviável.[50]

Nas décadas posteriores, têm sido encontrados vestígios da presença de água na superfície lunar.[51] Em 1994, uma experiência com radar biestático pela sonda Clementine indicou a existência de pequenas bolsas de água congelada perto da superfície. No entanto, observações posteriores no radiotelescópio de Arecibo sugerem que estas bolsas se podem tratar, na realidade, de rochas projetadas a partir de crateras de impacto recentes.[52] Em 1998, o espectómetro de neutrões a bordo da sonda Lunar Prospector indicou que há hidrogénio presente em elevada concentração no primeiro metro de profundidade perto das regiões polares.[53] Em 2008, uma análise de rocha vulcânica trazida para a Terra pela Apollo 15 revelou que existiam pequenas quantidades de água no seu interior.[54]

Ainda em 2008, a sonda Chandrayaan-1 confirmou a existência de água líquida à superfície, através do mapeador de mineralogia a bordo. O espectómetro observou linhas de absorção em comum com o hidroxilo, na luz solar refletida, fornecendo avidências de grandes quantidades de água na forma de gelo na superfície lunar. A sonda mostrou que as concentrações podem possivelmente ser tão altas como 1000 ppm.[55] Em 2009, o LCROSS enviou um módulo de impacto para uma cratera polar de sombra permanente, detetando pelo menos 100 kg de água numa pluma de material projetado.[56][57] Uma outra análise dos dados do LCROSS mostrou que a quantidade de água detetada estava próxima dos 155 kg (±12 kg).[58]

Campo gravitacional

Ver artigo principal: Campo gravitacional da Lua
Campo gravitacional da Lua

O campo gravitacional da Lua tem sido medido através do rastreio do efeito Doppler de sinais de rádio eimitidos a partir de veículos em órbita. As principais características da gravidade lunar são concentrações de massa, anomalias gravitacionais positivas de grande dimensão, associadas a algumas das maiores bacias de impacto, causadas em parte pelos densos depósitos basálticos que preenchem estas crateras.[59][60] Estas anomalias influenciam significativamente a órbita de veículos em torno da Lua. No entanto, há ainda eventos sem explicação; as correntes de magma não explicam por si só todo o mapa gravitacional, e existem algumas concentrações de massa que não têm relação com o vulcanismo dos mares.[61]

Campo magnético

A Lua tem um campo magnético exterior de cerca de 1-100 nanoteslas, menos de um centésimo do campo magnético terrestre. A Lua não tem atualmente um campo magnético global dipolar, como os que são gerados por um geodínamo característico de um núcelo de metal líquido, apresentando apenas magnetização da crosta, provavelmente adquirida muito cedo na sua História quando estava ainda em funcionamento um geodínamo.[62][63] Em alternativa, alguma da magnetização restante pode ser de campos magnéticos transitórios gerados durante grandes eventos de impacto, através da expansão de uma nuvem de plasma gerada pelo impacto na presença de um campo magnético ambiente. Isto é suportado pela localização aparente das maiores magnetizações da crosta perto dos antípodas das maiores bacias de impacto.[64]

Atmosfera

Ver artigo principal: Atmosfera da Lua

A atmosfera da Lua é tão rarefeita que praticamente se pode considerar vácuo, correspondente a uma massa total de menos de 10 toneladas.[65] A pressão à superfície desta pequena massa é de cerca de 3 x 10−15 atm (0,3 nPa, e varia conforme o dia lunar. A atmosfera tem origem na desgaseificação e pulverização catódica – a libertação de átomos a partir do bombardeio dso solo lunar pelos iões do vento solar.[18][66] Entre os elementos detetados estão o sódio e o potássio, produzidos pela pulverização catódica (também encontrados nas atmosferas de Mercúrio e de Io); o hélio-4, produzido pelo vento solar; e árgon-40, rádon-222 e polónio-210, desgaseificados após serem criados por decaimento radioativo no interior da crosta e do manto.[67][68] A ausência de elementos neutros (átomos ou moléculas) como oxigénio, nitrogénio, carbono, hidrogénio e magnésio, que estão presentes no regolito, ainda não é compreendida.[67] A sonda Chandrayaan-1 assinalou a presença de vapor de água, variando de acordo com a latitude, com concontração maior a 60-70º. É possivelmente gerado pela sublimação de gelo no rególito.[69] Estes gases podem regressar ao monolito devido à gravidade ou então perderem-se no espaço, tanto através da radiação solar como, se tiverem sido ionizados, serem varridos pelo campo magnético do vento solar.[67]

Estações

Polo norte da Lua durante o verão.

A inclinação axial da Lua em relação à eclíptica é de apenas 1,5424º,[70] muito inferior aos 23,44º da Terra. Devido a isto, a iluminação solar varia muito pouco em função das estações e os elementos topográficos desempenham um papel crucial nos efeitos das estações.[71] A partir de imagens obtidas pela sonda Clementine em 1994, é provável que quatro regiões montanhosas na orla da cratera Peary, no polo norte, estejam permanentemente iluminadas, não existindo regiões semelhantes no polo sul. De igual modo, há locais que se encontram em sombra permanente na base de várias crateras polares,[49] sendo estes locais extremamente frios. A sonda Lunar Reconnaissance Orbiter mediu a temperatura de verão mais baixa nas crateras do polo sul, registando 35 K (-238 ºC),[72] e na cratera Hermite, no polo norte, registando 26 K. Trata-se da mais fria temperatura alguma vez registada por uma sonda espacial no Sistema Solar, inferior até à superfície de Plutão.[71]

Relação com a Terra

Órbita

A Lua descreve uma órbita completa em torno da Terra em relação às estrelas fixas cerca de uma vez a cada 27,3 dias (o seu período sideral). No entanto, uma vez que a Terra descreve ao mesmo tempo a sua órbita em redor do Sol, a luva demora ligeiramente mais tempo a apresentar a mesma fase lunar, cujo ciclo demora cerca de 29,5 dias ( o seu período sinódico)[30] Ao contrário de maior parte dos satélites ou de outros planetas, a Lua orbita mais perto do plano eclíptico do que do plano equatorial. A órbita lunar é ligeiramente perturbada pelo Sol e pela Terra de várias maneiras e de com mecanismos de interação complexos. Por exemplo, o plano de movimento orbital da Lua roda gradualmente, o que efeta por sua vez outros aspetos do movimento lunar. Estas efeitos são descritos em termos matemáticos pelas Leis de Cassini.[73]

Tamanho relativo

A Lua é invulgarmente grande em relação à Terra: cerca de um quarto do diâmetro do planeta e 1/81 da sua massa.[30] É a maior Lua do Sistema Solar proporcionalemte ao temanho do seu planeta, embora Caronte seja maior em relação ao planeta anão Plutão, com cerca de 1/9 da sua massa.[74]

No entanto, a Terra e a Lua são ainda consideradas um sistema satélite-planeta, em vez de um sistema de planeta duplo, uma vez que o seu baricentro (o centro de massa comum) se situa a 1700 km no interior da superfície da Terra.[75]

Aparência a partir da Terra

Vista da Lua sobre o deserto da Califórnia.

A Lua encontra-se em rotação sincronizada: o tempo que demora a fazer uma rotação em torno do seu eixo é o mesmo que demora a orbitar em volta da Terra. Isto faz com que tenha praticamente sempre a mesma face voltada para a Terra. A Lua já rodou a uma velocidade maior, mas ao longo do período inicial da sua história a velocidade foi diminuindo e sincronizou-se nesta orientação em resultado de efeitos de frição associados a deformações da força de maré provocadas pela Terra.[76] O lado da lua que se volta para a Terra é denominado "face visível" ou "lado visível", e oposto é denominado "face oculta ou "lado oculto". A face oculta é por vezes denominada "lado negro", embora na realidade seja tão iluminado como a face visível: uma vez por dia lunar.[77]

A Lua possui um albedo excecionalmente baixo, o que lhe confere uma refetância um pouco mais brilhante do que asfalto gasto. Apesar disto, é o segundo corpo mais brilhante no céu a seguir ao Sol.[30] Isto deve-se em parte ao brilho proporcionado pelo efeito da oposição. Durante as fases de quarto, a Lua aparenta um décimo do brilho da lua cheia, em vez de metade, como seria expectável.[78]

Para além disso, a constância de cor da visão recalibra as relações entre as cores de um objeto e a sua envolvente; e uma vez que o céu à volta da Lua é bastante mais escuro, os olhos vêm a lua como um objeto brilhante. As orlas da lua cheia aparentam ser tão brilhantes como o centro, sem escurecimento de bordo, uma vez que o solo lunar reflete mais luz em direção ao sol do que em todas as outras direções. A Lua aparenta ser maior ao estar mais próxima da linha de horizonte; no entanto, isto trata-se apenas de um efeito psicológico conhecido por ilusão lunar, descrito pela primeira vez no séc VII a.C.[79]

O ponto de maior altitude da Lua no céu varia. Embora tenha quase o mesmo limite do Sol, este valor difere em função da fase lunar e da estação do ano, sendo o mais alto durante a lua cheia de inverno. O ciclo de nós lunar, com a duração de 18,6 anos, também tem influência: quando o nodo ascendente da órbita lunar se encontra no equinócio de verão, a declinação lunar pode atingir os 28º em cada mês. A orientação do crescente lunar também depende da latitude do observador: em latitudes prózimas do equador, a forma do quarto assemelha-se a um sorriso.[80]

Tem havido diversas controvérias ao longo da história sobre se as características da superfície lunar se alteram com o decorrer do tempo. Hoje, muitas destas alegações são consideradas ilusórias e resultantes da observação sob diferentes condições de luz, fenómenos de seeing ou esquemas incorretos. No entanto, ocasionalmente ocorrem fenómenos de desgaseificação, que podem ser responsáveis por uma pequena percentagem dos fenómenos lunares transitórios. Recentemente, foi sugerido que uma região com cerca de 3 km de diâmetro na superfície lunar foi modificada por uma libertação de gás há cerca de um milhão de anos.[81][82] A aparência da Lua, tal como a do Sol, pode ser afetada pela atmosfera da Terra. Entre os efeitos mais comuns estão um halo de 22º que se forma quando a luz da Lua é refratada pelos cristais de cirrostratus a elevada altitude, e coroas quando a Lua é observada através de nuvens pouco espessas.[83]

Efeitos nas marés

Ver artigos principais: Maré, Força de maré e Aceleração de marés

As marés são essencialmente provocadas pela variação de intensidade da força gravitacional da Lua de um lado da Terra para o outro, ou força de maré. Isto forma duas dilatações de maré na Terra, mais facilmente observáveis em mar alto na forma de marés oecânicas.[84] Uma vez que a Terra roda cerca de 27 vezes mais rapidamente do que a Lua roda à sua volta, as dilatações são arrastadas pela superfície terrestre mais rapidamente do que o movimento da Lua, fazendo uma rotação em volta da Terra uma vez por dia, à medida que roda no seu eixo.[84] As marés oecânicas são amplificadas por outros efeitos: a fricção no manto oceânico, a inércia do movimento da água, o estreitamento das bacias oceânicas perto de terra e oscilações entre diferentes bacias oceânicas.[85] A atração gravitacional do Sol nos oceanos da Terra é cerca de metade da Lua, sendo a interação entre ambas a responsável pela mudança das marés.[84]

Libração da Lua ao longo de um mês lunar.

Eclipses

Ver artigos principais: Eclipse solar e Eclipse lunar

Os eclipses ocorrem quando o Sol, Terra e Lua se encontram alinhados. Os eclipses solares ocorrem durante a lua nova, quando a Lua se encontra entre o Sol e a Terra. Por outro lado, os eclipses lunares ocorrem durante a lua cheia, quando a Terra se encontra entre o Sol e a Lua. O tamanho aparente da Lua é aproximadamente o mesmo do Sol, quando ambos são observados a aproximadamente meio ângulo de largura. O Sol é muito maior do que a Lua, mas é precisamente o afastamento muito maior que por coincidência faz com que tenha o mesmo aparente tamanho da Lua, muito mais perto e mais pequena. As variações entre o tamanho aparente, devido às órbitas não circulares, são também muito coincidentes, embora ocorram em diferentes ciclos. Isto faz com que seja possível ocorrerem eclipses totais (em que a Lua aparenta ser maior do que o Sol) e eclipses solares anulares (em que a Lua aparenta ser menor do que o Sol).[86] Durante um eclipse total, a Lua cobre por completo o disco solar e a coroa solar torna-se visível a olho nú. Uma vez que a distância entre a Lua e a Terra aumenta muito devagar ao longo do tempo,[84] o diâmetro angular da Lua também está a diminuir. Isto significa que há centenas de milhões de anos a Lua cobriu por completo o Sol em eclipses solares, e que não era possível ocorrerem eclipses anulares. Da mesma forma, daqui a 600 milhões de anos, a Lua deixará de cobrir o Sol por completo, e só ocorrerão eclipses anulares.[87]

Uma vez que a órbita da Lua em volta da Terra tem uma inclinação de cerca de 5º em relação à órbota da Terra em volta do Sol, os eclipses não ocorrem em todas as luas novas e cheias. Para ocorrer um eclipse, a Lua deve estar perto da intersecção dos dois planos orbitais.[87] O intervalo de tempo e recorrência dos eclipses é descrito no ciclo de Saros, que tem uma duração de aproximadamente dezoito anos.[88]

Uma vez que a Lua permanentemente bloqueia a nossa visão de uma área circular de meio grau no céu,[89] o fenómeno relacionado de ocultação ocorre quando uma uma estrela ou planeta brilhante passam perto da Lua e são ocultados. Desta forma, um eclipse solar é uma ocultação do Sol. Como a Lua se encontra relativamente perto da Terra, a ocultação de estrelas individuais não é visível de todos os pontos do planeta, nem ao mesmo tempo. Devido à precessão da órbita lunar, em cada ano são ocultadas estrelas diferentes.[90]

Estudo e exploração

Cartografia da Lua por Johannes Hevelius, na sua obra Selenographia de 1647, o primeiro mapa a incluir as regiões de libração.

Primeiros estudos

A compreensão dos ciclos lunares iniciou o desenvolvimento da astronomia. Por volta do séc. V a.C., os astrónomos babilónicos tinham já registado o ciclo de Saros dos eclipses lunares, que decorria ao longo de dezoito anos,[91] enquanto que astrónomos indianos tinham já descrito o alongamento mensal da Lua.[92] O astrónomo chinês Shi Shen (séc. IV a.C.) forneceu instruções sobre como prever eclipses solares e lunares.[93] Posteriormente veio-se a compreender a forma física da lua e a razão do luar. O filósofo grego Anaxágoras (m. 428 a.C.) argumentou que tanto o Sol como a Lua eram rochedos esféricos gigantes, e que a Lua refletia a luz solar.[94][95] Embora os chineses durante a Dinastia Han acreditassem que a Lua fosse energia semelhante ao qi, reconheciam também que a luz da Lua se tratava apenas de uma reflexão da do Sol. Jing Fang (78–37 a.C.) descreveu a forma esférica da Lua.[96] No séc. II d.C., Luciano de Samósata escreveu uma novela na qual os protagonistas viajam até à Lua, que encontram desabitada. Em 499 d.C., o astrónomo indiano Aryabhata menciona na sua obra Aryabhatiya que a luz do Sol refletida é o que provoca o brilho da Lua.[97] O astrónomo e físico Alhazen (965–1039) concluiu que a luz solar não era refletida pela Lua de forma semelhante a um espelho, mas que a luz era emitida por todas as partes da superfície iluminadas em todas as direções.[98]

Na descrição do universo de Aristóteles (384-322 a.C.), a Lua marca a fronteira entre as esferas dos elementos mutáveis (terra, água, ar e fogo) e as estrelas perecíveis do éter, uma filosofia influente que dominaria o pensamento durante séculos.[99] No entanto, no séc. II a.C., Seleuco de Seleucia propôs a teoria de que as marés se deviam à atração da Lua, e que a sua altura dependia da posição da Lua relativamente ao Sol.[100] No mesmo século, Aristarco de Samos calculou a distância da Lua à Terra, obtendo um valor de cerca de vinte vezes o raio terrestre. Estes valores seriam mais tarde melhorados por Ptolomeu (90-168 d.C.), o qual concluiu que a distância média seria de 59 vezes o raio da terra e que a Lua teria um diâmetro 0,292 vezes o diâmetro terrestre. Estas valores estão muito próximos da medida correta de 60 e 0,273, respetivamente.[101] Arquimedes (287–212 a.C.) inventou um planetário através do cálculo de deslocações da Lua e dos planetas conhecidos.[102]

Durante a Idade Média, antes da invenção do telescópio, tinha-se vindo progressivamente a aceitar que a Lua era uma esfera, embora muitos acreditassem que era plana.[103] Em 1609, Galileu é um dos primeiros a cartografar a Lua através de telescópio na sua obra Sidereus Nuncius, notando que não era plana mas que possuía montanhas e crateras. Seguem-se várias cartografias feitas através de telescópio; em finais do séc. XVII, a obra de Giovanni Battista Riccioli e Francesco Maria Grimaldi levou ao sistema de nomenclatura de características lunares ainda hoje em uso. O primeiro estudo trigonometricamente preciso das características lunares surge em 1834-36 na obra Mappa Selenographica de Wilhelm Beer e Johann Heinrich Mädler, na qual se incluiam as altitudes de mais de um milhar de montanhas.[104] Pensava-se que as crateras lunares, observadas pela primeira vez por Galileu, seriam de origem vulcânica até a uma proposta de Richard Proctor em 1870, que sustentava que teriam sido formadas a partir de colisões.[30] Este ponto de vista obteve apoio em 1892 com as experiência do geólogo Grove Karl Gilbert, e através de estudos comparativos entre as décadas de 1920 e 1940,[105] que estiveram na origem da estratigrafia lunar, que por volta da década de 1950 era já um ramo da astrogeologia.[30]

Primeira exploração direta: 1959–1976

Missões soviéticas

Ver artigos principais: Programa Luna e Programa Lunokhod
Ficheiro:Lunokhod 1 (high resolution).jpg
Lunokhod 1, o primeiro rover bem sucedido.

A corrida espacial entre a União Soviética e os Estados Unidos, impulsionada pela Guerra Fria, levou a uma precipitação no interesse pela exploração lunar. A partir do momento em que se construíram lançadores com a capacidade necessária, ambas as nações iniciaram o envio de diversas sondas não tripuladas, tanto para missões de sobrevoo como de impacto ou alunagem. As naves do programa soviético Luna foram as primeiras a cumprir uma série de objetivos: posteriormente a uma série de missões mal sucedidas em 1958,[106] o primeiro objeto construído pelo Homem a escapar à gravidade terrestre e a se aproximar da Lua foi a sonda Luna 1; o primeiro objeto a se despenhar contra a superfície lunar foi a Luna 2; e as primeiras fotografias do até então desconhecido lado oculto foram obtidas pela Luna 3, todos os eventos ao longo de 1959.

O primeiro objeto a alunar com sucesso foi a Luna 9 e o primeiro veículo não tripulado a orbitar a Lua foi a Luna 10, ambos em 1966.[30] Três missões de retorno de amostras trouxeram de regresso à Terra amostras de rocha lunar (Luna 16 em 1970, Luna 20 em 1972 e Luna 24 em 1976), num total de 0,3 kg. O programa Lunokhod foi o responsável pela alunagem de dois rovers pioneiros, em 1970 e 1973.[107]

Missões dos Estados Unidos

Ver artigos principais: Programa Apollo e Alunagem
A Terra observada a partir da órbita lunar durante a missão Apollo 8, na véspera de Natal em 1968.
Neil Armstrong, o primeiro ser humano a pisar a lua.

Os Estados Unidos lançaram várias sondas não tripuladas de modo a obter dados tendo em vista uma eventual alunagem tripulada. O Programa Surveyor, coordenado pelo Jet Propulsion Laboratory, fez alunar a sua primeira sonda quatro meses após a Luna 9. Em paralelo, a NASA criou o programa tripulado Apollo, depois de uma série de testes tripulados e não tripulados em órbita terrestre. A posterior alunagem dos primeiros seres humanos na Lua em 1969 é vista por muitos como o culminar da corrida espacial.[108] Neil Armstrong tornou-se a primeira pessoa a caminhar na lua, enquanto comendante da missão Apollo 11, às 02:56 UTC do dia 21 de julho de 1969.[109] As missões Apollo 11 a 17 (exceto a Apllo 13 que teve que abortar a alunagem), trouxeram 382 kg de rocha e solo lunar, em 2196 amostras individuais.[110] A alunagem e respetivo regresso foi possibilitado por consideráveis progressos tecnológicos desde o início da década de 1960, em campos como a química de ablação, engenharia de software e tecnologia de reentrada atmosférica.[111][112]

Ao longo das missões Apollo, foram instalados na superfície lunar vários conjuntos de instrumentos científicos, como sismógrafos, magnetómetros e sondas de calor. A transmissão direta dos dados para a Terra foi interrompida em 1977,[113] embora como alguns instrumentos sejam passivos e ainda hoje são usados.[114]

Trajectória lunar

A trajectória real da Lua.
Superlua de 2011. Este fenômeno ocorre quando a Lua cheia coincide com o perigeu (o momento em que a Lua encontra-se mais próxima da Terra). Em 19 de março de 2011, a distância lunar ficou em 356.577 km.

É tentador aceitar que a trajetória da Lua roda em volta da Terra de tal modo que por vezes anda para trás. Mesmo quando vemos uma representação da sua trajectória como a que se mostra na figura ao lado, a nossa percepção cria-nos uma ilusão: a Lua parece andar para trás. E, na verdade (mesmo nesta figura, em que a sua trajectória é representada como uma curva sinusoidal), ela avança sempre.

Fases da Lua.

A principal razão para essa ideia errada é o facto de nas representações do sistema solar, em que as trajectórias dos planetas são desenhadas do ponto de vista do observador posicionado no Sol ao passo que também é comum representar a trajectória da Lua do ponto de vista de um observador na Terra, o que é o observado, mas acontece que esse movimento diário é aparente devido à rotação da Terra em torno do seu eixo e não da Lua propriamente dito o que contribuiria com outro conceito errado que é a suposta existência de um lado escuro da Lua, quando na realidade tem-se do referencial da terra uma face oculta.

De facto, como a força gravitacional do Sol sobre a Lua é 2,2 vezes mais forte do que a força da Terra sobre a Lua, a Lua descreve uma elipse de afastamento constante da Terra ao mesmo tempo que, devido a força gravitacional, ambos percorrem uma trajetória de translação deformada em espiral a volta do Sol. E a sua trajectória é sempre convexa: curva-se sempre na direcção do Sol. Não é esse o caso da maioria dos satélites artificiais, que fazem uma rotação em volta da Terra em menos de 2 horas. Mas a rotação da Lua em volta da Terra é umas 4 centenas de vezes mais lenta.

Ilustração do Sol, da Lua e da Terra.

A figura abaixo descreve melhor o que realmente acontece. É mais esclarecedor visualizar o movimento da Lua como se ela fosse uma mota que acompanha um automóvel (a Terra), ambos em movimento numa mesma estrada. A mota, uma vez por mês acelera e ultrapassa o automóvel pela direita e depois deixa-se ficar para trás pela esquerda. De facto, a Lua, quando fica para trás (quarto crescente) é acelerada pela atracção gravítica da Terra e quando se adianta (quarto minguante) é travada pela força de gravidade da Terra[115].

Tanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de massa do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do Sol). Por isso, podia ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu centro de massa comum, à medida que seguem a uma órbita comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.

A Lua e a trajetória da Terra

Quando a Lua está em quarto minguante, a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 km e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil km/h, a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço "onde nós estávamos" 3 horas e meia antes.

Eclipses

Ver artigo principal: Eclipse

Eclipses são fenômenos que ocorrem quando o Sol, a Terra e Lua estão alinhados. Eclipses solares ocorrem durante a lua nova, quando a Lua está entre o Sol e a Terra. Eclipses lunares ocorrem durante a lua cheia, quando a Terra está entre o Sol e a Lua. Eclipses acontecem quando a Lua alinha-se com o Sol e a Terra, mas devido à orbita elíptica dela de 6°, os eclipses não acontecem em cada lua cheia e nova.

Eclipse solar

O eclipse solar de 1999.
Ver artigo principal: Eclipse solar

Eclipses solares ocorrem quando a lua está entre a Terra e o Sol, ocultando completamente a sua luz numa estreita faixa terrestre.

Um eclipse do Sol pode ser visto apenas em um ponto da Terra, que move-se devido à rotação da Terra e da translação da Lua. A distância da Lua em relação à Terra determina a quantidade de luz que é coberta do Sol, bem como a largura da penumbra e escuridão total (mais ou menos cem quilômetros). Essa largura estará no máximo se a Lua aparece no perélio, na qual a largura pode atingir até 270 quilômetros.

Eclipses totais do sol são eventos relativamente raros. Apesar deles ocorrerem em algum lugar da Terra a cada dezoito meses, é estimado que eles recaem (isto é, duas vezes) em um dado lugar apenas a cada trezentos ou quatrocentos anos. Após um longo tempo esperando, eclipse total do Sol dura apenas alguns minutos, dado que a umbra da Lua move-se leste a mais de 1700 km/h. Escuridão total não dura mais que 7 minutos e 40 segundos. A cada milênio ocorrem menos que 10 eclipses totais do Sol que ultrapassam mais de 7 min de duração. A última vez que isso aconteceu foi em 30 de junho de 1973, e a próxima está a acontecer apenas em 25 de junho de 2150. Para os astrônomos, um eclipse total do Sol é uma rara oportunidade de observar a coroa solar (a camada externa do Sol). Normalmente, a coroa solar não é visível a olho nu devido ao fato que a fotosfera é muito mais brilhante do que a coroa solar.

Eclipse lunar

Um eclipse lunar.
Ver artigo principal: Eclipse lunar

Um eclipse lunar ocorre quando a Terra está entre a Lua e o Sol, sempre durante a lua cheia. Ao contrário dos eclipses solares, que são vistos apenas em pequenas partes do planeta, o eclipse lunar pode ser visto de várias regiões.

A Lua não desaparece completamente na sombra da Terra, mesmo durante um eclipse total, podendo então, assumir uma coloração avermelhada ou alaranjada. Isso é consequência da refração e da dispersão da luz do Sol na atmosfera da Terra que desvia apenas certos comprimentos de onda para dentro da região da umbra. Esse fenômeno também é responsável pela coloração avermelhada que o céu assume durante o poente e o nascente. De fato se nós observássemos o eclipse a partir da Lua, nós veríamos o Sol se pondo atrás da Terra.

Os eclipses lunares são classificados de acordo com a parte da Lua que é obscurecida pela sombra da Terra, e por qual parte da sombra da Terra ela está sendo obscurecida. Os eclipses penumbrais ocorrem quando a Lua entra na região de penumbra, o que resulta numa variação do brilho da Lua que dificilmente é notada; o eclipse parcial ocorre quando apenas parte da Lua é obscurecida pela sombra da Terra; o eclipse total, quando toda a face visível da Lua é obscurecida pela umbra assim deixando a Lua totalmente obscurecida e com a coloração meio marrom ou avermelhada; e um último tipo de eclipse lunar raro é denominado eclipse horizontal, que ocorre quando o Sol e a Lua, em eclipse, estão visíveis ao mesmo tempo no céu, sempre ou no nascente ou no poente.

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Bibliografia


Ver também

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