Luna

Luna este un corp astronomic care orbitează planeta Pământ, fiind singurul său satelit natural permanent. Este al cincilea cel mai mare satelit natural din Sistemul Solar, și cel mai mare dintre sateliți planetari relativ la dimensiunea planetei pe care o orbitează (obiectul său primar). După satelitul lui Jupiter, Io, Luna este al doilea  cel mai dens satelit dintre cei ale căror densități sunt cunoscute.

Se consideră că Luna s-a format acum circa 4,51 miliarde de ani, nu mult după Pământ. Există mai multe ipoteze pentru originea sa; cea mai acceptată explicație este că Luna s-a format din resturile rămase după un impact uriaș între Pământ un corp de dimensiunile lui Marte, numit Theia.

Luna este în rotație sincronă cu Pământul, adică arată întotdeauna aceeași față către el, partea vizibilă fiind marcată de mări lunare vulcanice întunecate, care umplu spațiile dintre zonele înalte ale scoarței și craterele de impact mai proeminente. Văzută de pe Pământ, este al doilea obiect ceresc vizibil de pe Pământ ca strălucire, după Soare. Suprafața sa este de fapt întunecată, deși prin comparație cu cerul nopții pare foarte luminoasă, reflectanță doar puțin mai mare decât cea a asfaltului uzat. Influența ei gravitațională produce mareele oceanice, mareele de uscat, și o ușoară prelungire a zilei.

Distanța orbitală actuală a Lunii este de 384.400 kilometri (238.900 mi), sau 1,28 secunde-lumină. Această valoare este de aproximativ treizeci de ori mai mare ca diametrul Pământului, mărimea aparentă pe cer fiind aproape la fel de mare ca cea a Soarelui, ca urmare Luna acoperă Soarele aproape perfect în timpul eclipselor totale de Soare. Această potrivire de aparență vizuală nu va continua în viitorul îndepărtat, pentru că distanța între Lună și Pământ este într-o lentă creștere.

Programul Luna al Uniunii Sovietice a fost primul care a ajuns pe Lună cu nave spațiale fără echipaj în 1959; Programul Apollo al NASA din Statele Unite ale Americii a realizat singurele misiuni umane până în prezent, începând cu prima orbită a Lunii efectuată de misiunea Apollo 8, în 1968, și continuând cu șase aselenizări între 1969 și 1972, prima fiind a misiunii Apollo 11. Aceste misiuni au adus rocă lunară care a fost folosită pentru a dezvolta o înțelegere geologică a originii Lunii a, structurii ei interne, și a istoriei mai recente. De la misiunea Apollo 17 din 1972, Luna a fost vizitată doar de nave spațiale fără echipaj.

În cultura umană, atât proeminența naturală a Lunii pe cerul Pământului, cât și ciclul ei regulat de faze așa cum apare de pe Pământ, au oferit referințe culturale și influențe pentru societățile umane și culturile din timpuri imemoriale. Astfel de influențe culturale pot fi găsite în limbă, sistemele de calendare lunare, artă și mitologie.

Numele și etimologia

Luna, colorată în roșu, în timpul unei eclipse lunare

Formarea

Au fost propuse mai multe variante de mecanisme care ar fi dus la formarea Lunii cu 4,51 miliarde de ani în urmă, și la circa 60 de milioane de ani după originea Sistemului Solar. Printre aceste mecanisme s-au numărat fisiunea Lunii din scoarța Pământului, prin forța centrifugă (care ar necesita un moment cinetic inițial al Pământului prea mare), capturarea gravitațională a unui corp anterior format (care ar necesita atmosferă a Pământului mult prea întinsă, pentru a disipa energia corpului aflat în trecere), și formarea Pământului și Lunii împreună din discul de acreție primordial (care nu explică însă lipsa de metale de pe Lună). Aceste ipoteze nu pot explica nici momentul cinetic mare al ansamblului Pământ–Lună.

Ipoteza predominantă este că sistemul Pământ–Lună s-a format ca rezultat al impactului unui corp de dimensiunile lui Marte (numit Theia) cu proto-Pământul (impactul gigant), care a scos material pe orbita Pământului, material care apoi s-a adunat prin acțiunea gravitației pentru a forma actualul sistem Pământ-Lună.

Partea îndepărtată a Lunii are o scoarță, cu 48 km mai groasă decât cea dinspre Pământ. Se consideră că aceasta este din cauza faptului că Luna a rezultat din amalgamarea a două corpuri diferite.

Această ipoteză, deși nu este perfect, explică probabil cel mai bine explică dovezile găsite. Cu optsprezece luni înainte de o conferință ținută în octombrie 1984 despre originile Lunii, Bill Hartmann, Roger Phillips și Jeff Taylor i-au provocat pe colegii cercetători ai Lunii: „Aveți optsprezece luni. Întoarceți-vă la datele de la Apollo, mergeți înapoi la calculatoare, faceți tot ce trebuie, dar hotărâți-vă. Nu veniți la conferința noastră dacă nu aveți ceva de spus despre nașterea Lunii.” La conferința din 1984 de la Kona, Hawaii, ipoteza impactului gigant a devenit cea mai populară.

Înainte de conferință, erau partizani ai celor trei ipoteze „tradiționale”, plus câțiva care începeau să ia în serios impactul gigant, și între ei era un mare grup apatic care nu credea că se poate ajunge la vreo concluzie. După aceea, mai erau, în esență, numai două grupuri: tabăra impactului gigant și agnosticii.

Se crede că impacturile-gigant erau ceva frecvent în Sistemul Solar timpuriu. Simulările pe calculator ale unui impact-gigant au produs rezultate în concordanță cu masa miezului lunii și cu momentul cinetic actual al sistemului Pământ–Lună. Aceste simulări arată și mare parte din Lună a rezultat din corpul cu care s-a ciocnit proto-Pământul, și nu din proto-Pământ. Simulările mai recente sugerează că o fracțiune mai mare din Lună a rezultat din masa inițială a Pământului. Studiul meteoriților proveniți din corpuri din Sistemului Solar interior, cum ar fi Marte și Vesta arată că au compoziții pe izotopi de oxigen și tungsten foarte diferite în comparație cu Pământul, în timp ce Pământul și Luna au compoziții izotopice aproape identice. Egalizarea izotopică a sistemului Pământ-Lună ar putea fi explicată prin amestecul post-impact a materialelor vaporizate care le-au format pe cele două, deși această ipoteză încă se mai discută.

Cantitatea mare de energie eliberată din impact și din re-acreția ulterioară a acelor materiale în sistemul Pământ-Lună ar fi topit învelișul exterior al Pământului, formând un ocean de magmă. Similar, Luna nou-formată ar fi fost și ea afectată și a avut propriul său ocean de magmă lunar; estimările adâncimii sale variază de la circa 500 kilometri (300 mi) la întreaga sa adâncime (1.737 kilometri (1.079 mi)).

În timp ce ipoteza impactului-gigant ar explica multe linii de dovezi, există încă unele probleme nerezolvate, dintre care cele mai multe implică compoziția Lunii.

În 2001, o echipă de la Institutul Carnegie din Washington a raportat cea mai precisă măsurare a semnăturilor izotopice ale rocilor lunare. Spre surprinderea lor, echipa a constatat că rocile din programul Apollo purtau o amprentă izotopică identică cu pietrele de pe Pământ, și că erau diferite de aproape toate celelalte corpuri din Sistemul Solar. Deoarece se credea că mare parte din materialul care a intrat pe orbită pentru a forma Luna provenea de la Theia, această observație a fost neașteptată. În 2007, cercetătorii de la California Institute of Technology au anunțat că sunt mai puțin de 1% șanse ca Theia și Pământul să fi avut semnături izotopice identice. Publicată în 2012, o analiză a izotopilor de titan din probele recoltate de pe Lună de misiunea Apollo au arătat că Luna are aceeași compoziție ca și Pământul, ceea ce contrazice ceea ce era de așteptat în cazul în care Luna s-ar fi format departe de orbita Pământului sau de Theia. Variațiile ipotezei impactului-gigant pot explica aceste date.

Caracteristici fizice

Structura internă

Structura Lunii

Compoziția chimică a regolitului suprafeței lunare (calculată din rocile de scoarță)

Compus	Formulă	Compoziție (% masă)
		Mări	Munți
siliciu	SiO2	45.4%	45.5%
alumină	Al2O3	14.9%	24.0%
oxid de calciu	CaO	11.8%	15.9%
oxid de fier(II)	FeO	14.1%	5.9%
magnezie	MgO	9.2%	7.5%
dioxid de titan	TiO2	3.9%	0.6%
oxid de sodiu	Na2O	0.6%	0.6%
Total		99.9%	100.0%

Luna este un corp diferențiat: are o scoarță, o manta și un nucleu distincte din punct de vedere geochimic. Luna are un miez interior bogat în fier cu o rază de 240 kilometri (150 mi) și un lichid de bază exterior, în principal format din fier lichid, cu o rază de aproximativ 300 kilometri (190 mi). În jurul miezului este un strat limită parțial topit cu o rază de aproximativ 500 kilometri (310 mi). Se consideră că această structură s-ar fi dezvoltat prin cristalizarea fracționată a unui ocean global de magmă la scurt timp după ce s-a format Luna acum 4,5 miliarde de ani. Cristalizarea acestui ocean de magmă ar fi creat o manta mafică din precipitarea și scufundarea mineralelor olivină, clinopiroxen și ortopiroxen; după ce aproximativ trei sferturi din magma oceanului a cristalizat, s-ar fi format minerale plagioclase mai mici în densitate, care au plutit deasupra, formând o scoarță. Ultimele lichide care au cristalizat ar fi fost inițial prinse între scoarță și manta, cu o abundență mare de elemente incompatibile și producătoare de căldură. În concordanță cu acest punct de vedere, cartografierea geochimică făcută din orbită sugerează că scoarța este în cea mai mare parte anortosit. Eșantioanele de rocă lunară ale lavelor care au erupt pe suprafață din topirea parțială în manta confirmă compoziția mafică a mantalei, care este mult mai bogată în fier decât cea a Pământului. Scoarța este, în medie, de aproximativ 50 kilometrei (31 mi) grosime.

Luna este al doilea cel mai dens satelit din Sistemul Solar, după Io. Cu toate acestea, miezul interior al Lunii este mic, cu o rază de aproximativ 350 kilometrei (220 mi) sau mai puțin, în jurul valorii de 20% din raza Lunii. Compoziția sa nu este bine definită, dar este probabil fier metalic aliat cu o cantitate mică de sulf și nichel; analizele rotației variabile în timp a Lunii sugerează că este cel puțin parțial topit.

Geologia suprafeței

Topografia Lunii

Topografia Lunii a fost măsurată cu altimetrie laser și analiză a imaginilor stereo. Cele mai vizibile caracteristici topografice sunt uriașul bazin Polul Sud–Aitken de pe fața ascunsă, cu circa Spudis, Paul D.; Cook, A.; Robinson, M.; Bussey, B.; Fessler, B. (ianuarie 1998). „Topography of the South Polar Region from Clementine Stereo Imaging”. Workshop on New Views of the Moon: Integrated Remotely Sensed, Geophysical, and Sample Datasets: 69. Bibcode:1998nvmi.conf...69S.  în diametru, cel mai mare crater de pe Lună și al doilea cel mai mare crater de impact confirmat din Sistemul Solar. La Pieters, C.M.; Tompkins, S.; Head, J.W.; Hess, P.C. (1997). „Mineralogy of the Mafic Anomaly in the South Pole‐Aitken Basin: Implications for excavation of the lunar mantle”. Geophysical Research Letters. 24 (15): 1903–1906. Bibcode:1997GeoRL..24.1903P. doi:10.1029/97GL01718.  adâncime, fundul său este cel mai jos punct de pe suprafața Lunii. Cele mai mari înălțimi de pe suprafața Lunii sunt situate direct la nord-est, și s-a sugerat că ar putea să fi fost îngroșate de impactul oblic care a dus la formarea bazinului Polul Sud–Aitken. Alte mari bazine de impact, cum ar fi Imbrium, Serenitatis, Crisium, Smythii, și Orientale, posedă și ele altitudini joase și muchii ridicate la nivel regional. Partea ascusă a suprafaței lunare este, în medie, cu aproximativ 1.9 kilometrei (1.2 mi) mai înaltă decât cea apropiată.

Descoperirea unor povârnișuri de falie de către Lunar Reconnaissance Orbiter sugerează că Luna s-a micșorat în ultimele miliarde de ani, cu circa 90 m (300 ft). Caracteristici similare de contracție există și pe Mercur.

Caracteristici vulcanice

Fața vizibilă a Lunii cu mările și craterele mai importante etichetate

Câmpiile lunare mai întunecate și relativ lipsite de trăsături vizibile în mod clar cu ochiul liber, sunt numite mări, întrucât odinioară se credea că sunt pline de apă; acum se știe că sunt vaste bazine de lavă bazaltică solidificată. Deși similare bazalturilor terestre, bazalturile lunare au mai mult fier și le lipsesc mineralele modificate de apă. majoritatea acestor lave au erupt sau au curs în depresiuni asociate craterelor de impact. Mai multe provincii geologice care conțin vulcani-scut și domuri vulcanice se găsesc în apropiere de mările de pe emisfera vizibilă.

Dovezi ale vulcanismului din tinerețea Lunii

Aproape toate mările sunt pe partea vizibilă a Lunii, și acoperă 31% din suprafața acestei emisfere, față de 2% din emisfera ascunsă. Se consideră că aceasta este cauzată de concentrația de elemente producătoare de căldură de sub scoarța din partea vizibilă, văzută pe hărțile geochimice obținute de către spectrometrul cu raze gamma al lui Lunar Prospector, elemente care ar fi provocat încălzirea mantalei de dedesubt, topirea ei parțială, ridicarea ei la suprafață și erupția. Mare parte din bazalturile marine ale Lunii au erupt în perioada imbriană, acum circa 3–3,5 miliarde de ani, deși unele probe datate radiometric sunt chiar și de 4,2 miliarde de ani. Până de curând, cele mai vechi erupții, datate prin numărarea craterelor, par să fi fost acum doar 1,2 miliarde de ani. În 2006, un studiu al craterului Ina, o mică depresiune în Lacus Felicitatis, a găsit niște forme de relief ascuțite și relativ lipsite de praf care, din cauza lipsei de eroziune prin propagată de materialele în cădere, păreau a fi vechi de doar 2 milioane de ani. Cutremurele lunare și emisiile de gaze indică și ele continuarea activității pe Lună. În 2014, NASA a anunțat „dovezi pe scară largă ale vulcanismului lunar tânăr” în 70 de porțiuni de mare neregulate identificate de Lunar Reconnaissance Orbiter, unele de mai puțin de 50 de milioane de ani. Aceasta ridică posibilitatea ca mantaua lunară să fie mult mai caldă decât se credea anterior, cel puțin în emisfera apropiată, unde scoarța adâncă este substanțial mai caldă din cauza unei mai mari concentrații de elemente radioactive. Puțin înainte de aceasta, au fost prezentate dovezi ale unui vulcanism bazaltic tânăr de 2-10 milioane de ani în interiorul craterului Lowell, Marea Orientale, situată în zona de tranziție între emisferele vizibilă și ascunsă ale Lunii. O manta inițial mai fierbinte și/sau o îmbogățire locală a elementelor producătoare de căldură în manta ar putea fi responsabilă pentru o durată mai lungă a acestor activități și în partea îndepărtată a Mării Orientale.

Regiunile de culoare mai deschisă ale Lunii sunt numite terrae, sau mai frecvent munți, deoarece acestea sunt mai înalte decât majoritatea mărilor. Datarea radiometrică indică o vârstă de 4,4 miliarde de ani, și poat reprezenta plagioclase acumulate din oceanul lunar de magmă. În contrast cu Pământul, se crede că nu s-au format munți mari pe Lună ca urmare a unor evenimente tectonice.

Concentrația mărilor din emisfera vizibilă reflectă probabil scoarța substanțial mai groasă din munții emisferei ascunse, care s-ar putea sa se fi format într-un impact de viteză redusă cu un al doilea satelit al Pământului la câteva zeci de milioane de ani după formarea lor.

Craterele de impact

Craterul lunar Daedalus pe emisfera ascunsă a Lunii

Celălalt proces geologic important care a afectat suprafața Lunii sunt craterele de impact, cratere formate atunci când asteroizii și cometele se ciocnesc cu suprafața lunii. Pe Lună se estimează a fi aproximativ 300.000 de cratere mai mari de „Was our two-faced moon in a small collision?”. Theconversation.edu.au. Accesat în 1 noiembrie 2012.  numai pe fața vizibilă a Lunii. Scala geologică lunară se bazează pe cele mai importante evenimente de impact, între care Nectaris, Imbrium, și Orientale, structuri caracterizate prin mai multe inele de material înălțat, de diametre între sute și mii de kilometri și asociate cu o centură largă de depozite de materiale ejectate care formează un orizont stratigrafic regional. Lipsa unei atmosfere, a factorilor de eroziune asociați acesteia și lipsa unor procese geologice recente înseamnă că multe dintre aceste cratere sunt bine conservate. Deși au fost datate cu precizie doar câteva bazine multi-inel, ele sunt utile pentru atribuirea erelor geologice respective. Pentru că craterele de impact se acumulează în ritm aproape constant, numărarea craterelor pe unitatea de suprafață poate fi folosită pentru a estima vârsta suprafeței. Vârstele radiometrice ale rocilor topite la impact colectate în timpul misiunilor Apollo se înscriu mai ales între 3,8 și 4,1 miliarde de ani: pornind de la această informație, s-a lansat ipoteza unui mare bombardament târziu.

Pe partea superioară a scoarței Lunii este o pătură de rocă extrem de mărunțită (spartă în particule mai mici) și prelucrată de impacte, numită regolit, modelată de procesele de impact. Cel mai fin regolit, sol lunar din sticlă de dioxid de siliciu, are o textură asemănătoare zăpezii și un miros asemănător prafului de pușcă ars. Regolitul de pe suprafețele mai vechi este, în general, mai gros decât cel de pe suprafețele mai tinere: variază în grosime de la 10–20 kilometrei (6.2–12.4 mi) în munți la 3–5 kilometrei (1.9–3.1 mi) în mări. Sub regolitul fin mărunțit este megaregolitul, un strat de piatră puternic fracturată de mulți kilometri grosime.

Compararea imaginilor de înaltă rezoluție obținute de Lunar Reconnaissance Orbiter a relevat o rată contemporană a productiei de cratere semnificativ mai mare decât se estimase anterior. Se crede că un proces secundar de formare de cratere cauzat de materiale ejectate distale frământă primii doi centimetri de regolit de o sută de ori mai rapid decât sugerau modelele anterioare–într-un interval de timp de 81.000 de ani.

Vârtejuri lunare în Reiner Gamma

Vârtejuri lunare

Vârtejurile lunare sunt niște forme de relief enigmatice găsite pe suprafața Lunii, care sunt caracterizate printr-un albedo mare, care apar optic imature (adică, au caracteristicile optice ale unui regolit relativ tânăr), și de multe ori, prezintă o formă sinuoasă. Forma lor curbilinie este adesea accentuată de regiunile de albedo scăzut care meandrează în jurul vârtejurilor strălucitoare.

Prezența apei

Apa lichidă nu poate persista pe suprafata lunii. Atunci când sunt expuse la radiații solare, apa de repede se descompune printr-un proces cunoscut sub numele de fotodisociere și este pierdut în spațiu. Cu toate acestea, începând cu anii 1960, oamenii de stiinta au emis ipoteza ca apa de gheata pot fi depuse de impact comete sau, eventual, produs de reacție de bogat in oxigen roci lunare, și de hidrogen din vântul solar, lăsând urme de apă care ar putea supraviețui în frig, permanent umbrit cratere la polul fie pe Lună. simulări pe Computer sugerează că până la 14.000 kilometri pătrați (5.400 mi2) a suprafeței poate fi în umbră permanentă. prezența utila cantități de apă de pe Lună este un factor important în prestarea lunar locuire ca un cost-eficiente, plan; alternativa de a transporta apa de pe Pământ ar fi prohibitiv de scumpe.

Referințe

Citări

[[Categorie:Luna]]