Xeoloxía de la Lluna

[[Ficheru:Moon.jpg|thumb|300px|Cara visible de la Lluna.]]

La conocencia de la '''xeoloxía llunar''' aumentó significativamente a partir de los [[años 1960|años sesenta]] coles misiones tripulaes y automatizadas. Magar tolos datos recoyíos, inda queden entrugues ensin responder que namái van ser contestaes cola instalación de futures bases permanentes y un estudiu más ampliu de la superficie. Gracies a la so cercanía, la [[Lluna]] ye l'únicu cuerpu —amás de la [[Tierra]]— que la so xeoloxía conocer refechamente y del que se llograron muestres de distintes rexones. Les misiones tripulaes [[Programa Apollo|Apollo]] contribuyeron na recoyida de 382 [[quilogramu|quilogramos]] de [[roca llunar|roques]] y muestres del suelu llunar, que siguen siendo oxetu d'estudiu útil pa la comprensión alrodiu de la so formación y la d'otros cuerpos celestes. Delles sondes del [[programa Lluna]] de la [[Xunión Soviética]] tamién traxeron de vuelta a la Tierra pequeñes muestres del suelu llunar: la [[Lluna 16]] (101 gramos), la [[Lluna 20]] (55 gramos) y la [[Lluna 24]] (170 gramos).

== L'orixe de la Lluna ==
[[Ficheru:Mare Imbrium-AS17-M-2444.jpg|250px|thumb|left|Mare Imbrium y cráter Copérnico.]]
Por enforma tiempu'l problema fundamental tocante a la hestoria llunar foi'l del so orixe. Les hipótesis que fueron ellaboraes a esti respectu son tan variaes como distintos una de la otra. Les hipótesis más importantes son:
* '''Captura llunar''': la captura d'una lluna dafechu formada pol [[campu gravitatoriu]] de la [[Tierra]] resulta inverosímil una y bones un alcuentru cercanu cola Tierra produciría un choque o una alteración de la trayeutoria del cuerpu en cuestión y probablemente nunca volvería a realcontrara cola Tierra. Por que esta hipótesis funcione riquiríase una gran atmósfera estendida alredor de la Tierra primitiva, que podría frenar el movimientu de la Lluna primero qu'escapara. Esta hipótesis ye seriamente considerada pa esplicar les órbites de los satélites irregulares de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] y [[Saturnu (planeta)|Saturnu]]; sicasí, ye bien difícil que funcione pa la Lluna.
* '''Hipótesis de la fisión''': espón la idea de qu'una Tierra primitiva con una rotación acelerada espulsó un cachu de la so masa, y foi propuesta por [[George Darwin]], fíu del célebre biólogu [[Charles Darwin]]. Esta hipótesis nun esplica por qué la Tierra taba rotando una vegada cada 2,5&nbsp;hores y por qué la Lluna y la Tierra nun siguen con un movimientu rotacional aceleráu na actualidá.
* '''Hipótesis de la acreción''': con esta hipótesis establezse que la Tierra y la Lluna formaron xuntes, nun sistema doble. El problema d'esta hipótesis ye que nun s'esplica'l periodu rotacional de la Tierra y la Lluna, amás de dar una respuesta a l'ausencia de material d'esti sistema doble orbitando a los dos cuerpos, fenómenu que solamente puede ser esplicáu si tener en cuenta'l movimientu de rotación terrestre y el de revolución llunar al traviés d'una propiedá física llamada [[momentu angular]].
* '''Teoría del gran impautu''': referir al impautu d'un cuerpu del tamañu de Marte (la metá del radiu terrestre y un décimu de la so masa) sobre la Tierra cuando ésta taba a un 90&nbsp;% del so tamañu actual. Esti impautu espulsaría vastes cantidaes de material caliente alredor de la órbita terrestre y la Lluna formaríase al traviés de l'acumuladura d'esti material.

=== Teoría del gran impautu ===
[[Ficheru:Prinz crater Apollo 15.jpg|250px|thumb|Imaxe llograda na misión [[Apollo 15]].]]
{{AP|Teoría del gran impautu}}
Ye la hipótesis más aceptada. Anque propuesta en [[1984]], los sos oríxenes remontar a mediaos de los [[años 1970|años setenta]]. Esta teoría sí satisfai les condiciones orbitales de la Tierra y la Lluna y les causes poles que la Tierra tien un nucleu metálicu más grande que la Lluna. Les teoríes modernes de cómo se formen los planetes al traviés de cuerpos más pequeños —que seríen formaos por cuerpos entá más pequeños— predicen que, cuando la formación de la Tierra taba casi terminada, podría haber un protoplaneta o cuerpu planetariu primitivu del tamañu de Marte ([[Tea (planeta)|Tea]]), con cerca d'un décimu de la masa de la Tierra, nes cercaníes de la órbita terrestre, de forma tal qu'entró en choque. Por tou esto, la teoría del gran impautu, según la cual la Lluna aniciar colos restos d'un gran choque ente planetes, ye un eventu plausible, ya inclusive que podría ser inevitable.

La enerxía arreyada nesti choque ye impresionante: miles de billones de tonelaes de material habríase evaporado y dilíu. En dellos llugares de la Tierra la [[temperatura]] llegaría a los 10&nbsp;000&nbsp;°[[grau Celsius|C]]. Esto esplicaría'l tamañu inusual del nucleu metálicu de la Tierra; el cuerpu del tamañu de Marte fundiríase cola Tierra incorporando'l so material al interior del nuesu planeta. Si esti eventu nunca asocediera, non solo ye que la Tierra nun tendría lluna, sinón qu'amás los díes seríen más llargos y les sos duraciones seríen de cerca d'un añu.

El primer eventu importante de la formación llunar foi la [[cristalización]] del [[magma]] oceánicu. Nun se sabe con certidume cuál yera la so fondura, pero según distintos estudios, l'océanu de magma taba allugáu a unos 500&nbsp;[[quilómetru|km]] de fondura. Los primeres [[mineral]]es en formase nesti océanu en procesu de cristalización fueron los [[silicatu|silicatos]] de [[fierro]] y [[magnesiu]] [[olivino]] y [[piroxeno]]. Por cuenta de que estos minerales yeren más trupos que'l material confinante, fundiéronse. La ulterior formación de [[feldespatu]] [[plagioclasa]], de menor densidá que'l magma, allugar na parte cimera del océanu de magma formando los montes d'[[anortosita|anortosites]], dando a llugar a la primera [[corteza llunar]]. La etapa del océanu de magma terminó hai unos 4400&nbsp;millones d'años.

Tan rápido como se formó la corteza llunar, ya inclusive cuando inda se taba formando, otros tipos de magmes que formaríen les [[norita|norites]] y les [[troctolita|troctolites]] nes tierres altes empezar a formar no fondo de la Lluna, pero inda nun se sabe a qué fondura. Los magmes xubieron al traviés de la superficie infiltrándose al traviés de la corteza de anortosita, formando grandes roques ya inclusive erupcionando sobre la superficie. Dalgunos d'estos cuerpos magmáticos reaccionaron químicamente colos remanentes del océanu de magma ([[KREEP]]) y otros pueden eslleir a les anortositas. Esti periodu d'historia llunar terminó fai cerca de 4000&nbsp;millones d'años.

Mientres estes primeres etapes de la formación llunar, dellos eventos d'impautu siguieron modificando la superficie hasta una fondura d'unos pocos quilómetros (inclusive hasta 20&nbsp;km). Anque nun foi comprobáu fehacientemente, el permediu d'impautos paez tornar ente 4500&nbsp;y 4000&nbsp;millones d'años tras, pero dempués creció dramáticamente produciendo la mayor parte de les cuenques visibles na lluna. Esti bombardéu asocedería nun ralu d'ente 4000&nbsp;a 3850&nbsp;millones d'años tras.

Una vegada menguáu'l permediu d'impautos, los mares tuvieron tiempu pa formase. Los [[basaltu|basaltos]] formáronse hai más de 3850&nbsp;millones d'años. Sicasí, ente 3700&nbsp;y cerca de 2500 millones d'años tras (la última cifra ye bien incierta), les [[llava|laves]] fluyeron sobre la superficie llunar, formando los mares y otres carauterístiques típiques. Xunto colos basaltos vinieron les [[Erupción piroclástica|erupciones piroclásticas]] refundiando restos de basaltu dilíu a cientos de quilómetros de distancia. Desque cesó'l [[vulcanismu]], la única fuercia xeolóxico na lluna fueron los impautos de [[meteoritu|meteoritos]].

Dalgunos de los [[cráter d'impacto|cráteres]] más importantes de la Lluna son [[Copérnico (cráter)|Copérnico]], con 93&nbsp;km de [[diámetru]] y una fondura de 3,76&nbsp;km, y Tycho con un diámetru de 85&nbsp;km. Dambos cráteres espulsaron gran cantidá de material. La misión [[Apollo 17]] allunizó nel [[Taurus-Littrow (valle llunar)|valle de Taurus-Littrow]], una área na que se distribuyera'l material proveniente del [[cráter Tycho]]; l'estudiu de roques dexó llegar a la conclusión de que l'impautu asocedería hai unos 110&nbsp;millones d'años.

== Paisaxe llunar ==
El paisaxe llunar ta carauterizáu pola presencia de cráteres d'impautu, el material eyectado por éstos, dalgunos [[Volcán|volcanes]], depresiones rellenaes pel océanu de magma, llombes y les marques dexaes polos fluxos de llava.

=== Les altes y baxes planicies ===
L'aspeutu más distintivu de la Lluna ye'l contraste de zones clares y escures. Les zones clares son les tierres altes y reciben el nome de ''terrae'' (del [[llatín]] tierra. Forma singular: ''terra'') y les planicies más escures llamaes ''maria'' (del llatín mares. Forma singular: ''mare''), nomes acuñaos por [[Johannes Kepler]].

=== Les tierres altes y los cráteres ===
[[Ficheru:Impactcraterformation lmb.png|thumb|400px|Formación d'un cráter d'impautu.]]

Les tierres altes presenten la mayor cantidá de cráteres d'impautu dende un diámetru de cerca d'un [[metro]] hasta 1000&nbsp;quilómetros. Primero que cualquier misión robótica pudiera llegar a la Lluna, los científicos pensaben que l'orixe de dalgunos d'estos cráteres yera volcánicu, idea que camudó radicalmente cola torna de muestres de suelu y roques llunares coles [[Programa Apollo|misiones Apollo]] amosando claramente l'importante rol del procesu d'impautu na formación del terrén. Los impautos asoceden a velocidaes cercanes a los 20&nbsp;km/s (70&nbsp;000&nbsp;km/h). En cada impautu ondes d'alta presión rebotan al proyeutil y el cuerpu impactáu, procesu nel cual el proyeutil (un meteoritu) ye destruyíu pol pasaxe de la onda de choque faciendo que s'[[Evaporación (procesu físicu)|evaporice]] casi na so totalidá. El material del cuerpu impactáu ye comprimíu fuertemente y descomprimíu de volao dempués. Una porción d'esti material ye evaporizado y otra parte ye dilida, pero la mayor parte (una masa 10&nbsp;000&nbsp;vegaes cimera a la del meteoritu) ye espulsada fora del cráter formando l'aniellu que lu arrodia. La parte central del cráter ye un área más ablayada que'l restu del terrén.<br />
La diferencia coles [[caldera volcánica|calderes volcániques]] o [[conu de ceniza|cono de cenices]] ye que nun tienen aniellos de material acumulao y los sos visos tán percima del nivel de la superficie.

Una pequeña parte del cuerpu impactáu ye espulsada a grandes distancies dando llugar a unes figures que s'asemeyen a llinies rectes llamaes [[radio (xeoloxía)|radios]].

=== Los mares ===
{{AP|Mar llunar}}
Los mares (''maria'') cubren cerca del 16&nbsp;% de la superficie llunar y fueron formaos por [[colada de llava colaes de llava]] que principalmente enllenaron les enormes cuenques d'impautu. Anque se piensa que na actualidá la Lluna nun tener nenguna actividá volcánica, sí la tuvo nel pasáu. Según estudios, l'actividá volcánica de la Lluna tomó llugar dempués de que les tierres altes fueren formaes y dempués de que la mayor parte del procesu de craterización asocediera, por esti motivu, los mares llunares son más recién que les tierres altes.

Antes de ser confirmáu poles misiones ''Apollo'', los científicos yá creíen que los mares llunares yeren planicies de llava yá que éstes teníen unes carauterístiques particulares: patrones de fluxos de llava y colapsos atribuyíos a [[Tubu de llava|tubo de llava]]. El material recoyíu mientres les misiones llunares de los [[años 1960|años sesenta]] y [[años 1970|setenta]] confirmaron el barruntu: les cuenques tán formaes d'un tipu de roca volcánica llamada [[basaltu]].

Los mares enllenen la mayor parte de les cuenques d'impautu del llau visible. Nos [[años 1960|años sesenta]], dellos científicos suxirieron qu'esto demostraba una causa y efeutu: los impautos non solo causaron la formación de grandes cráteres sinón tamién producieron el derretimiento del interior llunar disparando'l procesu volcánicu. Sicasí un exame más detalláu de los mares amuesen qu'éstos tienen de ser más nuevos que les cuenques nes que moren.

Exemplu: l'impautu que formó la gran cuenca de Imbrium del [[Mare Imbrium]] (Mar de les Agües) refundió material pa escontra fora de la cuenca formando los montes qu'arrodien a la cuenca Serenitatis, esto ye, del [[Mare Serenitatis]] (Mar de la Serenidá). Por eso'l Mar de la Serenidá ye más antiguu.

La carauterística visible más importante alrodiu de la relativa mocedá de los mares respeuto al terrén circundante ye que los mares tienen menos cráteres, lo que supón que tuvieron menos tiempu presentes. Ello ye que colos datos recoyíos nes misiones llunares sábese que los mares pueden formase inclusive miles de millones d'años dempués de que se formen les cuenques.

Otru tipu de depósitu acomuñáu colos mares, anque tamién cubre a les árees de les tierres altes, son los depósitos de mantu escuru. Estos depósitos nun pueden ser vistos a güeyu sinón cola ayuda de [[telescopiu|telescopios]] o la cercanía de naves espaciales. Antes de les misiones ''Apollo'', los científicos creíen que se trataba de depósitos producíos por [[Erupción piroclástica|erupciones piroclásticas]]. Dellos depósitos paecen tar acomuñaos con conos de cenices escuros y anchos reforzando la idea de les erupciones piroclásticas, darréu confirmaes pol afayu de [[Perlla de vidrio|perla de vidriu]] como les que s'atopen nes erupciones piroclásticas de la Tierra.

=== Entrugues ensin contestar sobre los mares ===
Inda persisten dellos misterios sobre los mares:
* ¿Por qué sumieron los volcanes y solamente pueden apreciase conos de ceniza acomuñaos con depósitos de mantu escuru?
* Si nun esistieron los volcanes ¿d'ónde foi erupcionada la llava?

En dellos casos ye visible que la llava proviniera de les enormes cuenques d'impautu, o quiciabes a lo llargo de resquiebros concéntricos a la cuenca, anque na mayoría de los casos nun puede vese d'ónde erupcionó. Otra de les carauterístiques interesaes de la Lluna ye que casi tolos mares tán presentes nel llau visible a la Tierra. La mayoría de los científicos cree qu'esta [[asimetría]] ta causada porque la corteza de les tierres altes ye más trupa nel llau opuestu enzancando l'ascensu del basaltu hasta la superficie; tamién se suxirió que la diferencia ente les dos cares puede debese al choque d'una segunda lluna que pudo formase tamién nel [[Teoría del gran impautu|impacto que se piensa formó la Lluna]]; acordies con ésta idea, ésa hipotética segunda lluna tendría un diámetru de 1200 quilómetros aproximao (1/3 del tamañu del nuesu satélite) y topetó cola mayor a una velocidá relativamente baxa cola resultancia de que, en cuenta de formar un gran [[cráter d'impacto|cuenca d'impautu]], la lluna más pequeña se desintegró cubriendo los sos restos lo que güei ye la cara oculta.

===Los furacos fondos===
La sonda xaponesa [[SELENE]] afayó tres furacos circulares fondos na superficie llunar causaos seique pol colapsu o cayida de cachos de techu de dellos tubos de [[llava]] o [[intumescencia|intumescencies]]; na Tierra tamién se producen cuando una corriente de roca fundida se solidifica y la llava esmuzse dexando un tubu buecu na roca. Asina se formen amplies redes de galeríes y grandes bóvedes o intumescencias bueques que, delles vegaes, derrúmbense, formando furacos. Más tarde, la sonda [[Lunar Reconnaissance Orbiter]] pudo precisar les sos dimensiones. Unu de cien metros de fondura atopar nel [[Mar de la Tranquilidá]]. Otru furacu, detectáu nel [[Mare Ingenii]], tien 70 metros de fondura y 120 d'anchu. Un tercer fuexu, más pequeñu, asitiáu nes [[llombes de Marius]], cai 34 metros so la superficie. Estos llugares considérense prometedores pa futuros asentamientos humanos na lluna, pos dexaríen un gran aforru de costos y proteición ante los [[rayos cósmicos]] y les estremes temperatures.<ref>{{Cita web|url=https://www.abc.es/20100916/ciencia/misteriosos-agujero-luna-miden-201009161029.html|títulu=El misteriosu furacu vertical de la Lluna, más fondu de lo que se creía|fechaaccesu=5 de febreru de 2017|autor=|enllaceautor=|apellíu=ABC|fecha=|idioma=|sitiuweb=ABC|editorial=}}</ref> Per otra parte, un nuevu escanio de los datos recoyíos pola sonda LRO dexó alcontrar con un nuevu algoritmu informáticu hasta 200 furacos más. Estos llugares pueden ufiertar accesu al interior de sistemes de covarones aplicables como abellugu o almacén. El diámetru de los furacos bazcuya ente los 5 y los 900 metros.

== La superficie llunar ==


La superficie de la Lluna ye de color gris y presenta una gran cantidá de finu [[sedimentu]] productu de los innumberables impautos de meteoritos. Esti polvu recibe'l nome de [[regolito]] llunar, un términu acuñáu pa describir les capes de sedimentu producíes por efeutos mecánicos sobre les superficies de los planetes. La espesura del regolito varia de 2&nbsp;metros nos mares más nuevos hasta unos 20&nbsp;metros nes superficies más antigües de les tierres altes.

El regolito ta formáu pol material predresu de la rexón onde s'atope, pero amás contién restos de material espulsáu por impautos alloñaos, polo cual el regolito constitúi una roca de gran valor científicu.

El regolito contién roques, fragmentos de minerales derivaos del llechu de roca orixinal, partícules vidrioses formaes polos impautu. Na mayor parte del regolito llunar, la metá de les partícules tán compuestes de fragmentos minerales que tán xuníos por vidriu d'impautu; estos oxetos llámense [[apiguráu|apiguraos]]. La composición química del regolito varia d'alcuerdu al so locación; el regolito nes tierres altes, como les sos roques, ye ricu en [[aluminiu]]. El regolito nos mares ye ricu en [[fierro]] y [[magnesiu]], como les roques basáltiques.

{|border="1" cellpadding="4" cellspacing="0" align="right"
! style="background:#D6e2DD"|Elementu
!style="background:#e4EDEA"|Porcentaxe
|-
|style="background:#e8e7ED"|Osíxenu||42%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Siliciu||21%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Fierro||13%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Calciu||8%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Aluminiu||7%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Magnesiu||6%
|-
|style="background:#e8e7ED"|Otros||3%
|}

El regolito llunar ye tamién bien importante porque almacena la información de la hestoria solar. Les partícules que formen al [[vientu solar]], compuestu principalmente d'[[átomu|átomos]] d'[[heliu]], [[neón]], [[carbonu]] y [[nitróxenu]] cuten la superficie llunar y inxertar nos granos minerales. Al analizar la composición del regolito, especialmente la so composición [[Isótopu|isotópica]] ye posible determinar si l'actividá del Sol camudó col tiempu.

Los gases del vientu solar podríen ser útiles pa futures bases llunares, una y bones l'osíxenu y l'hidróxenu (agua), carbonu y nitróxenu non solo son esenciales pa la vida sinón que tamién son de gran utilidá pa la ellaboración de combustible. Al respeutu ye especialmente importante la esistencia de grandes cantidaes de [[Heliu-3]], que podríen utilizase como material enerxético combustible en xeneradores de [[fusión nuclear]].

Esiste una gran cantidá d'[[osíxenu]] almacenáu nos silicatos, [[dióxidu de siliciu]]
(SiO<sub>2</sub>), minerales de les roques llunares, óxidos de calciu ([[óxidu de calciu|CaO]]), fierro ([[óxidu de fierro FEU]]) y magnesiu ([[óxidu de magnesiu|MgO]]). Cerca del 43% de la masa del suelu ye osíxenu y el vientu solar aprove'l restu.

== Roques llunares ==

{{AP|Roca llunar}}

=== Roques de les tierres altes y l'océanu de magma llunar ===
Les primeres roques recoyíes pol ''[[Apollo 11]]'' correspondíen a basaltos. A pesar de que la misión ''Apollo 11'' trescurrió sobre'l Mar de la Tranquilidá, tamién se recoyeron fragmentos milimétricos de roques de les tierres altes. Estes tán principalmente compuestes pol mineral [[feldespatu]] [[plagioclasa]]; dellos fragmentos namái conteníen plagioclasa. Estes roques llámense [[anortosita|anortosites]].

Les tierres altes tán formaes principalmente de plagioclasa porque esti mineral foise atropando na parte cimera del [[océanu de magma llunar|océanu de magma]] por flotación, dando llugar a la hipótesis de que la Lluna tuvo dalguna vegada cubierta per un océanu de magma.

[[Ficheru:moonhighlandsformation lmb.png|thumb|300px|Formación de la corteza d'[[anortosita]].]]

El conceutu del océanu de magma foi comprobáu en [[1994]] cola sonda d'[[Estaos Xuníos]] ''[[Clementine]]'', que na so órbita polar mientres dos meses tomó fotografíes en distintes [[Llonxitú d'onda|llonxitúes d'onda]]. Los científicos analizaron el conteníu de fierro na superficie llunar al traviés de les variaciones de la intensidá de la [[lluz]] reflexada a distintes llonxitúes d'onda. La hipótesis del océanu de magma prediz que les tierres altes llunares tendríen de tener un baxu conteníu en fierro, menos d'aproximao 5&nbsp;% por pesu (rexistráu como [[óxidu]] de fierro FEU). D'alcuerdu a les midíes de la ''Clementine'', guardar permediu nes tierres altes ye menor al 5&nbsp;% de FEU por pesu. Estos datos fueron confirmaos en [[1998]] cuando otra sonda estauxunidense, la ''[[Llunar Prospector]]'' orbitó la Lluna.

Les tierres altes contienen otru tipu de roques ígnees: les más abondoses son les [[norita|norites]] y les [[troctolita|troctolites]], roques formaes por cantidaes iguales de plagioclasa y olivino o piroxeno (siendo dambos minerales de silicatos que contienen fierro y magnesiu). La [[datación radiométrica]] d'estes roques suxer que son más nueves que les anortositas que fueron formaes dempués que l'océanu de magma cristalizárase.<br />
Les roques de les tierres altes son amás bastante complexes debíu al procesu de craterización. La mayoría d'estes roques son complexos amiestos d'otres. Les roques orixinales fueron dilíes, entemecíes, ya impactaes mientres los primeres 500&nbsp;millones d'años de la Lluna. Estes roques llámense [[fienda|fiendes]]. Dalgunes d'estes fiendes tán tan entemecíes que contienen fiendes dientro de fiendes. La mayor parte de les anortositas, noritas y troctolitas son en realidad fragmento de roques dientro de fiendes.

Lo interesante de les fiendes de les tierres altes, especialmente les fiendes d'impautu (roques parcialmente dilíes por un eventu d'impautu) ye que la mayoría d'elles allúgase nuna edá que s'espande dende los 3850&nbsp;a los 4000&nbsp;millones d'años. Esto lleva a la idea de que la Lluna esperimentó un bombardéu de meteoritos bien intensu mientres esi ralu, sicasí, tien de tenese en cuenta que'l muestreo de roques tornaos poles misiones ''Apollo'' ye bien amenorgáu y correspuende a una pequeña rexón de la Lluna.

Munches fiendes y delles roques ígnees tán arriquecíes con un conxuntu d'elementos que nun son comunes na Tierra. Estos elementos nun tienden a ser parte fundamental de los minerales presentes nes roques. La so presencia aníciase cuando'l magma cristalízase, y la parte qu'inda ta líquida progresivamente va arriqueciéndose d'estos elementos especiales. Les roques que los contienen llámense [[KREEP]], nome que representa les sigles del [[potasiu]] (símbolu químicu K), elementos raros de la Tierra, del inglés ''Rare-Earth Elements'' (REE) y [[fósforu (elementu)|fósforu]] (símbolu químicu P). Anguaño créese que los KREEPs representen los últimos restos de la cristalización del magma d'océanu. Grandes impautos escavaron la corteza espulsando'l material inferior entemeciéndolo con otros escombros formando fiendes KREEP.

=== Bayures minerales nes roques llunares ===
{|style="margin:0 0 1em 1em;" border="1" cellpadding="4" cellspacing="0" align="center"
! &nbsp;
! style="background:#e3e3DF"|Plagioclasa
! style="background:#e3e3DF"|Piroxeno
! style="background:#e3e3DF"|Olivino
! style="background:#e3e3DF"|Ilmenita
|-
|colspan="5"|'''Roques de les tierres altes'''
|-
|style="background:#F1F3F3"|Anortosita||90&nbsp;%||5&nbsp;%||5&nbsp;%||0&nbsp;%
|-
|style="background:#F1F3F3"|Norita||60&nbsp;%||35&nbsp;%||5&nbsp;%||0&nbsp;%
|-
|style="background:#F1F3F3"|Troctolita||60&nbsp;%||5&nbsp;%||35&nbsp;%||0&nbsp;%
|-
|colspan="5"|'''Basaltos de los mares'''
|-
|style="background:#F1F3F3"|Alto conteníu en titaniu||30&nbsp;%||54&nbsp;%||3&nbsp;%||18&nbsp;%
|-
|style="background:#F1F3F3"|So conteníu de titaniu||30&nbsp;%||60&nbsp;%||5&nbsp;%||5&nbsp;%
|-
|style="background:#F1F3F3"|Bien so conteníu de titaniu||35&nbsp;%||55&nbsp;%||8&nbsp;%||2&nbsp;%
|}

=== Los minerales llunares ===
{|style="margin:0 0 1em 1em;" border="1" cellpadding="4" cellspacing="0" align="center"
|- style="background:#DEE7e7"
! Mineral !! Elementos !! Apariencia en roques llunares
|-
! style="background:#e8e7DB"|Feldespatu plagioclasa
|[[Calciu]] (Ca),<br />[[Aluminiu]] (Al),<br />[[Siliciu]] (Si),<br />[[Osíxenu]] (O)
|De blancuciu a gris tresparente; usualmente como<br />granos más llargos qu'anchos.
|-
! style="background:#e8e7DB"|Piroxeno
|[[Fierro]] (Fe),<br />[[Magnesiu]] (Mg),<br />Calciu (Ca),<br />Siliciu (Si),<br />Osíxenu (O)
|De color marrón a negru; los granos apaecen<br />usualmente más allargaos nos mares<br />y daqué cuadraos nes tierres altes.
|-
! style="background:#e8e7DB"|Olivino
|Fierro (Fe),<br />Magnesiu (Mg),<br />Siliciu (Si),<br />Osíxenu (O)
|De color verduzco; polo xeneral apaez<br />de forma arrondada.
|-
! style="background:#e8e7DB"|Ilmenita
|Fierro (Fe),<br />[[Titaniu]] (Ti),<br />Osíxenu (O)
|Negru, cristales de forma allargada<br />a cuadrada.
|}

=== Constitución xeolóxica de los mares ===
[[Ficheru:lunar rocks distribution lmb.jpg|thumb|300px|Distribución de les roques llunares.]]
La principal carauterístiques de les roques basáltiques respectu de les roques provenientes de les tierres altes ye que los basaltos contienen una mayor cantidá de olivino y piroxeno y menos plagioclasa. Llamativamente munches d'elles tamién tienen un óxidu de mineral de fierro-[[titaniu]] llamáu [[ilmenita]]. Por cuenta de que el primer muestreo de roques teníen un gran conteníu de ilmenita (y otros minerales rellacionaos) recibieron el nome de basaltos de “altu titaniu” en referencia a les concentraciones escepcionales d'esti [[metal]]. El ''[[Apollo 12]]'' tornó a Tierra con basaltos de menores concentraciones y fueron llamaos basaltos de “baxu titaniu”. Misiones subsecuentes y les misiones automatizadas [[Xunión Soviética|soviétiques]] tornaron con basaltos con una concentración entá menor, son los basaltos de “bien so titaniu”.

La sonda ''Clementine'' apurrió datos qu'amuesen un ampliu rangu de conteníu de titaniu nes roques basáltiques, siendo les d'altu conteníu les de menor bayura.

Les formes de los granos minerales na que tán presentes nos basaltos de los mares indiquen qu'estes roques fueron formaes en tendalaes de llava, delles delgaes (d'un metro d'espesura) y otres más trupes (hasta 30&nbsp;metros). Munches de los basaltos llunares contienen pequeños furacos llamaos [[Visícula (xeoloxía)|visícules]], que fueron formaos por burbuyes de gases atrapaos cuando se solidificó la llava. Nun se sabe con certidume cuálos fueron los gases qu'escaparon d'estes roques. Na Tierra les visícules formar cola salida de [[dióxidu de carbonu]], vapor d'agua acompañada de daqué de [[sulfuru]] y [[cloru]]. Na lluna nun hai señales de la esistencia d'agua. Ye probable que fueren dióxidu de carbonu y [[monóxidu de carbonu]], con daqué de sulfuru.

Les muestres de vidrios piroclásticos presentar de color verde, mariellu y colloráu. La diferencia en color reflexen la cantidá de titaniu que tienen, d'esta manera, les partícules verdes tienen les menores concentraciones (cerca de 1&nbsp;%) y les coloraes son les de mayores concentraciones con un 14&nbsp;%, muncho más que los basaltos de mayores concentraciones.

Los esperimentos llevaos a cabu nes roques basáltiques y vidrios piroclásticos amuesen que se formaron cuando l'interior de la Lluna taba parcialmente dilíu. Les roques, nun tienen una temperatura específico de fundición yá que se derriten nuna gama de temperatures: los basaltos fundar a unes temperatures ente 1000&nbsp;y 1200&nbsp;[[grau celsius|°C]]. Los esperimentos amosaron que'l derretimiento na lluna tomo llugar a una fondura d'ente 100&nbsp;a 500&nbsp;km, y que les roques que se derritieron parcialmente conteníen principalmente olivino y piroxeno con daqué de ilmenita nes rexones que formaron los basaltos d'altu titaniu.

== L'interior llunar y los lunamotos ==
[[Ficheru:moonandearthcores lmb.png|thumb|300px|Comparanza del interior de la Tierra y la Lluna.]]
{{AP|Lunamoto}}
La Lluna nun tener [[tectónica de plaques]] y polo tanto nun s'anueva constantemente como la Tierra. Los temblones llunares, los lunamotos, son mínimos y los más grandes (de magnitú 5) solamente asoceden cerca d'una vegada per añu. L'interior llunar ye abondo distintu del de la Tierra; la corteza llunar tien una espesura d'unos 70&nbsp;km nel llau visible a unos 150&nbsp;km nel llau ocultu. Los mares tienen cerca de 1&nbsp;km d'espesura (datu deriváu d'estudios [[Fotogeología|fotogeológicos]]). Les muestres tornaes a la Tierra y los datos de sondes, suxeren que la parte inferior de la corteza contién menos plagioclasa que la metá cimera de la mesma. Debaxo de la corteza atopa'l [[mantu (xeoloxía)|mantu]] llunar, la capa más estensa de la Lluna. Pue que haya una diferencia na constitución de les roques percima y debaxo d'una fondura de 500&nbsp;km, representando la fondura del océanu de magma. Debaxo del mantu atopa'l nucleu llunar que'l so tamañu ye inciertu anque estimación allugar ente unos 100&nbsp;a 400&nbsp;km.

Magar la Lluna nun tener un [[campu magnéticu]] como la Tierra, sí lo tuvo nel pasáu. Les roques llunares tán magnetizadas, siendo les más antigües les que presenten el mayor [[magnetismu]]. Esto supón que nel pasáu'l campu magnéticu yera más intensu. El porqué del so debilitamientu ye inciertu anque sirve pa teorizar alrodiu de l'ausencia d'un nucleu de fierro líquidu como nel casu terrestre que nel so movimientu internu produz les corrientes llétriques necesaries pa la creación del campu. Otra de les diferencies asina derivaes, ye que la [[densidá (física)|densidá]] media de la lluna ye d'unos 3,3&nbsp;g/cm³, ente que la densidá media de la Tierra ye de 5,5&nbsp;g/cm³.

En delles rexones de la Lluna la intensidá del campu gravitatoriu ye más intensu, esti misteriu foi resueltu cola Llunar Prospector al acomuñar con grandes concentraciones de mases (mascons) presentes nos mares de les cuenques.

A unos 80[[Grau sexagesimal|°]] del polu sur esisten los remanentes de la enorme cuenca d'[[Aitken (cráter)|Aitken]], la más grande del sistema solar, con unos 2500&nbsp;km de diámetru. La mayor parte d'esta área, unos 15&nbsp;000&nbsp;km² nun reciben lluz solar gracies a les superficies elevaes de les que tán arrodiaes. Tanta imáxenes de radar de la sonda ''Clementine'' y los datos del [[espectrómetru]] de [[Neutrón|neutrones]] del ''Llunar Prospector'' indiquen que la rexón contién depósitos d'agua conxelao. Hasta esi momentu abarruntábase la presencia d'un depósitu de 10&nbsp;a 300&nbsp;millones de tonelaes. La Llunar Prospector tamién afayó que'l polu norte contién cerca del doble de xelu que'l polu sur.

== L'estudiu de les roques llunares ==

La mayor parte de les roques llunares tán almacenaes nel [[Llaboratoriu de Receición Llunar]] nel [[Centru espacial Lyndon B. Johnson]], en [[Houston]] ([[Texas]]). Un pequeñu porcentaxe ta distribuyíu n'instalaciones auxiliares na Base de la Fuercia Aérea Brooks, cerca de [[San Antonio (Texas)]]. Munches muestres llunares atopar nos llaboratorios d'investigadores en tol mundu. Un pequeñu númberu de roques llunares tán espuestes al públicu en museos y solu trés pieces pueden ser tocaes. Estes son les roques tocables” cortaes de roques basáltiques de la misión ''[[Apollo 17]]''. Una d'estes roques ta allugada nel Muséu del Aire y l'Espaciu Smithsonian en [[Washington, D.C.]] Otra pieza ta nel Centru Espacial de Houston cercanu al Centru Espacial Johnson. Una tercer roca que puede tocase ta nel Muséu de les Ciencies na [[Universidá Nacional Autónoma de Méxicu]].

== Ver tamién ==
* [[Historia de la observación llunar]]
* [[Escala de tiempu xeolóxicu llunar]]
* [[Paquetes d'esperimentos Apollo na superficie llunar]]

== Referencies ==
{{llistaref}}

== Bibliografía ==
* [[Eugene Cernan|CERNAN, Eugene]] y [[Don Davis|Don DAVIS]]: ''The Last Man on the Moon: Astronaut Eugene Cernan and America's race in space'' (356&nbsp;páx.). Nueva York: St. Martin's Press, 1999. ISBN 0-312-19906-6.
* [[Andrew Chaikin|CHAIKIN, Andrew]]: ''A Man on the Moon: The Voyages of the Apollo Astronauts'' (670&nbsp;pág). Nueva York: Viking Press, 1994. ISBN 0-670-81446-6.
* [[David Harland|HARLAND, David M.]]: ''Exploring the Moon: The Apollo Expeditions'' (411&nbsp;páx.). [[Chichester]]: Springer-Praxis, 1999. ISBN 1-85233-099-6.
* [[Grant Heiken|HEIKEN, Grant H.]]; David T. VANIMAN; y Bevan M. FRENCH (eds.): ''The Llunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon'' (736&nbsp;páx.). Nueva York: [[Cambridge University Press]], 1991. ISBN 0-521-33444-6.
* [[Michael Light|LIGHT, Michael]]: ''Full Moon'' (232&nbsp;páx.). Nueva York: Alfred A. Knopf, 1999. ISBN 0-375-40634-4.
* [[Surdas Mohit|MOHIT, P. Surdas]]: «The Two-Faced Moon». ''American Scientist'', 96 (3), 2008.
** «La Lluna de les dos cares» en ''Investigación y Ciencia'', 384: 40-48, setiembre de 2008.
* [[M. J. O'Hara|O'HARA, M. J.]]: «[http://petrology.oxfordjournals.org/cgi/content/full/41/11/1545 Flood Basalts, Basalt Floods or Topless Bushvelds? Llunar Petrogenesis Revisited]». ''Journal of Petrology'', '''41'''(11): 1545-1651, 2000.
* [[Paul Spudis|SPUDIS, Paul D.]]: ''The Once and Future Moon'' (308 páx.). [[Washington, D. C.]]: Smithsonian Institute Press, 1996 ISBN 1-56098-634-4
* [[Edward Tarbuck|TARBUCK, Edward J.]]; y [[Frederick Lutgens|Frederick K. LUTGENS]]: ''Earth Science'' (12ª ed.). 740 páxs. Upper Saddle River (Nueva Jersey): Pearson Prentice Hall, 2008. ISBN 978-0-13-602007-3.
** ''Ciencies de la Tierra. Una introducción a la xeoloxía física'' (736&nbsp;páx.). Madrid: Pearson Alhambra (8ª ed.), 2005. ISBN 978-84-205-4400-7.
* [[Don Wilhelms|WILHELMS, Don Y.]]: ''To a Rocky Moon: A Geologist's History of Llunar Exploration'' (477&nbsp;páx.). [[Tucson]] (Arizona): University of Arizona Press, 1993. ISBN 0-8165-1065-2
* «L'orixe de la Lluna». En VV. AA.: ''L'universu, enciclopedia de l'astronomía y l'espaciu''. Buenos Aires: Planeta-De Agostini, 2: 101-105 (falta autor del artículu), 1997.

== Enllaces esternos ==
{{commonscat|Moon|Lluna}}
* {{Enllaz rotu|1=Adsbit.Hardvard.edu |2=http://adsbit.hardvard.edu/books/ormo/ |date=August 2024 |bot=InternetArchiveBot }} (orixe de la Lluna, edición en llinia).
* [http://www.apolloarchive.com ApolloArchive.com] (archivos del [[proyeutu Apollo]]).
* [https://web.archive.org/web/20060205194043/http://www-curator.jsc.nasa.gov/curator/llunar/llunar.htm Curator.Jsc.NASA.gov] (Llunar Sample Information: información sobre muestres llunares).
* [http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/alsj HQ.Nasa.gov] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081216040656/http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/alsj/ |date=2008-12-16 }} (The Apollo Llunar Surface Journal, de la [[NASA]]).
* [http://www.lpi.usra.edu/exmoon/llunar_missions.htm Lpi.Usra.edu] (la esploración de la Lluna).
* [http://lunar.arc.nasa.gov Llunar.Arc.NASA.gov] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130808201442/http://lunar.arc.nasa.gov/ |date=2013-08-08 }} (sitiu del ''Llunar Prospector'').
* [http://lunar.arc.nasa.gov/education/pdf/expmoon.pdf Llunar.Arc.NASA.gov] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080916013256/http://lunar.arc.nasa.gov/education/pdf/expmoon.pdf |date=2008-09-16 }} (''Exploring the Moon, a Teacher's Guide with Activities for Earth and Space Sciences'', publicáu en 1997 pola Oficina de Recursos Humanos y Educación y la Oficina de Ciencies Espaciales de la NASA; n'[[idioma inglés|inglés]]).
* [https://web.archive.org/web/20021208094149/http://www.nrl.navy.mil/clementine/clementine.html NRL.Navy.mil] (Clementine DSPSE).
* [https://web.archive.org/web/20021028170639/http://www.nrl.navy.mil/clementine/clib/ NRL.Navy.mil] (Clementine Llunar Image Browser).
* {{Enllaz rotu|1=Reston.com |2=http://www.reston.com/astru/llunar/almanac.html |date=August 2024 |bot=InternetArchiveBot }} (almanaque llunar).
* [https://web.archive.org/web/20080720094253/http://teacherlink.ed.usu.edu/tlnasa/pictures/poster/OnceFutureMoon.pdf TeacherLink.ed.usu.edu] (''Once and Future Moon'', editáu pol [http://www.lpi.usra.edu Lunar and Planetary Institute] en 1999; póster n'[[Idioma inglés|inglés]]).
* [http://www.vaxasoftware.com/doc_edu/ast.html Fases Llunares y eclises dende 2001 a 2020]


{{Tradubot|Geología de la Luna}}

{{control d'autoridaes}}
[[Categoría:Xeoloxía de la Lluna| ]]
La conocencia de la xeoloxía llunar aumentó significativamente a partir de los años sesenta coles misiones tripulaes y automatizadas. Magar tolos datos recoyíos, inda queden entrugues ensin responder que namái van ser contestaes cola instalación de futures bases permanentes y un estudiu más ampliu de la superficie. Gracies a la so cercanía, la Lluna ye l'únicu cuerpu —amás de la Tierra— que la so xeoloxía conocer refechamente y del que se llograron muestres de distintes rexones. Les misiones tripulaes Apollo contribuyeron na recoyida de 382 quilogramos de roques y muestres del suelu llunar, que siguen siendo oxetu d'estudiu útil pa la comprensión alrodiu de la so formación y la d'otros cuerpos celestes. Delles sondes del programa Lluna de la Xunión Soviética tamién traxeron de vuelta a la Tierra pequeñes muestres del suelu llunar: la Lluna 16 (101 gramos), la Lluna 20 (55 gramos) y la Lluna 24 (170 gramos).

 L'orixe de la Lluna 
250px|thumb|left|Mare Imbrium y cráter Copérnico.
Por enforma tiempu'l problema fundamental tocante a la hestoria llunar foi'l del so orixe. Les hipótesis que fueron ellaboraes a esti respectu son tan variaes como distintos una de la otra. Les hipótesis más importantes son:
 Captura llunar: la captura d'una lluna dafechu formada pol campu gravitatoriu de la Tierra resulta inverosímil una y bones un alcuentru cercanu cola Tierra produciría un choque o una alteración de la trayeutoria del cuerpu en cuestión y probablemente nunca volvería a realcontrara cola Tierra. Por que esta hipótesis funcione riquiríase una gran atmósfera estendida alredor de la Tierra primitiva, que podría frenar el movimientu de la Lluna primero qu'escapara. Esta hipótesis ye seriamente considerada pa esplicar les órbites de los satélites irregulares de Xúpiter y Saturnu; sicasí, ye bien difícil que funcione pa la Lluna.
 Hipótesis de la fisión: espón la idea de qu'una Tierra primitiva con una rotación acelerada espulsó un cachu de la so masa, y foi propuesta por George Darwin, fíu del célebre biólogu Charles Darwin. Esta hipótesis nun esplica por qué la Tierra taba rotando una vegada cada 2,5 hores y por qué la Lluna y la Tierra nun siguen con un movimientu rotacional aceleráu na actualidá.
 Hipótesis de la acreción: con esta hipótesis establezse que la Tierra y la Lluna formaron xuntes, nun sistema doble. El problema d'esta hipótesis ye que nun s'esplica'l periodu rotacional de la Tierra y la Lluna, amás de dar una respuesta a l'ausencia de material d'esti sistema doble orbitando a los dos cuerpos, fenómenu que solamente puede ser esplicáu si tener en cuenta'l movimientu de rotación terrestre y el de revolución llunar al traviés d'una propiedá física llamada momentu angular.
 Teoría del gran impautu: referir al impautu d'un cuerpu del tamañu de Marte (la metá del radiu terrestre y un décimu de la so masa) sobre la Tierra cuando ésta taba a un 90 % del so tamañu actual. Esti impautu espulsaría vastes cantidaes de material caliente alredor de la órbita terrestre y la Lluna formaríase al traviés de l'acumuladura d'esti material.

 Teoría del gran impautu 
250px|thumb|Imaxe llograda na misión Apollo 15.

Ye la hipótesis más aceptada. Anque propuesta en 1984, los sos oríxenes remontar a mediaos de los años setenta. Esta teoría sí satisfai les condiciones orbitales de la Tierra y la Lluna y les causes poles que la Tierra tien un nucleu metálicu más grande que la Lluna. Les teoríes modernes de cómo se formen los planetes al traviés de cuerpos más pequeños —que seríen formaos por cuerpos entá más pequeños— predicen que, cuando la formación de la Tierra taba casi terminada, podría haber un protoplaneta o cuerpu planetariu primitivu del tamañu de Marte (Tea), con cerca d'un décimu de la masa de la Tierra, nes cercaníes de la órbita terrestre, de forma tal qu'entró en choque. Por tou esto, la teoría del gran impautu, según la cual la Lluna aniciar colos restos d'un gran choque ente planetes, ye un eventu plausible, ya inclusive que podría ser inevitable.

La enerxía arreyada nesti choque ye impresionante: miles de billones de tonelaes de material habríase evaporado y dilíu. En dellos llugares de la Tierra la temperatura llegaría a los 10 000 °C. Esto esplicaría'l tamañu inusual del nucleu metálicu de la Tierra; el cuerpu del tamañu de Marte fundiríase cola Tierra incorporando'l so material al interior del nuesu planeta. Si esti eventu nunca asocediera, non solo ye que la Tierra nun tendría lluna, sinón qu'amás los díes seríen más llargos y les sos duraciones seríen de cerca d'un añu.

El primer eventu importante de la formación llunar foi la cristalización del magma oceánicu. Nun se sabe con certidume cuál yera la so fondura, pero según distintos estudios, l'océanu de magma taba allugáu a unos 500 km de fondura. Los primeres minerales en formase nesti océanu en procesu de cristalización fueron los silicatos de fierro y magnesiu olivino y piroxeno. Por cuenta de que estos minerales yeren más trupos que'l material confinante, fundiéronse. La ulterior formación de feldespatu plagioclasa, de menor densidá que'l magma, allugar na parte cimera del océanu de magma formando los montes d'anortosites, dando a llugar a la primera corteza llunar. La etapa del océanu de magma terminó hai unos 4400 millones d'años.

Tan rápido como se formó la corteza llunar, ya inclusive cuando inda se taba formando, otros tipos de magmes que formaríen les norites y les troctolites nes tierres altes empezar a formar no fondo de la Lluna, pero inda nun se sabe a qué fondura. Los magmes xubieron al traviés de la superficie infiltrándose al traviés de la corteza de anortosita, formando grandes roques ya inclusive erupcionando sobre la superficie. Dalgunos d'estos cuerpos magmáticos reaccionaron químicamente colos remanentes del océanu de magma (KREEP) y otros pueden eslleir a les anortositas. Esti periodu d'historia llunar terminó fai cerca de 4000 millones d'años.

Mientres estes primeres etapes de la formación llunar, dellos eventos d'impautu siguieron modificando la superficie hasta una fondura d'unos pocos quilómetros (inclusive hasta 20 km). Anque nun foi comprobáu fehacientemente, el permediu d'impautos paez tornar ente 4500 y 4000 millones d'años tras, pero dempués creció dramáticamente produciendo la mayor parte de les cuenques visibles na lluna. Esti bombardéu asocedería nun ralu d'ente 4000 a 3850 millones d'años tras.

Una vegada menguáu'l permediu d'impautos, los mares tuvieron tiempu pa formase. Los basaltos formáronse hai más de 3850 millones d'años. Sicasí, ente 3700 y cerca de 2500 millones d'años tras (la última cifra ye bien incierta), les laves fluyeron sobre la superficie llunar, formando los mares y otres carauterístiques típiques. Xunto colos basaltos vinieron les erupciones piroclásticas refundiando restos de basaltu dilíu a cientos de quilómetros de distancia. Desque cesó'l vulcanismu, la única fuercia xeolóxico na lluna fueron los impautos de meteoritos.

Dalgunos de los cráteres más importantes de la Lluna son Copérnico, con 93 km de diámetru y una fondura de 3,76 km, y Tycho con un diámetru de 85 km. Dambos cráteres espulsaron gran cantidá de material. La misión Apollo 17 allunizó nel valle de Taurus-Littrow, una área na que se distribuyera'l material proveniente del cráter Tycho; l'estudiu de roques dexó llegar a la conclusión de que l'impautu asocedería hai unos 110 millones d'años.

 Paisaxe llunar 
El paisaxe llunar ta carauterizáu pola presencia de cráteres d'impautu, el material eyectado por éstos, dalgunos volcanes, depresiones rellenaes pel océanu de magma, llombes y les marques dexaes polos fluxos de llava.

 Les altes y baxes planicies 
L'aspeutu más distintivu de la Lluna ye'l contraste de zones clares y escures. Les zones clares son les tierres altes y reciben el nome de terrae (del llatín tierra. Forma singular: terra) y les planicies más escures llamaes maria (del llatín mares. Forma singular: mare), nomes acuñaos por Johannes Kepler.

 Les tierres altes y los cráteres 
thumb|400px|Formación d'un cráter d'impautu.

Les tierres altes presenten la mayor cantidá de cráteres d'impautu dende un diámetru de cerca d'un metro hasta 1000 quilómetros. Primero que cualquier misión robótica pudiera llegar a la Lluna, los científicos pensaben que l'orixe de dalgunos d'estos cráteres yera volcánicu, idea que camudó radicalmente cola torna de muestres de suelu y roques llunares coles misiones Apollo amosando claramente l'importante rol del procesu d'impautu na formación del terrén. Los impautos asoceden a velocidaes cercanes a los 20 km/s (70 000 km/h). En cada impautu ondes d'alta presión rebotan al proyeutil y el cuerpu impactáu, procesu nel cual el proyeutil (un meteoritu) ye destruyíu pol pasaxe de la onda de choque faciendo que s'evaporice casi na so totalidá. El material del cuerpu impactáu ye comprimíu fuertemente y descomprimíu de volao dempués. Una porción d'esti material ye evaporizado y otra parte ye dilida, pero la mayor parte (una masa 10 000 vegaes cimera a la del meteoritu) ye espulsada fora del cráter formando l'aniellu que lu arrodia. La parte central del cráter ye un área más ablayada que'l restu del terrén.
La diferencia coles calderes volcániques o cono de cenices ye que nun tienen aniellos de material acumulao y los sos visos tán percima del nivel de la superficie.

Una pequeña parte del cuerpu impactáu ye espulsada a grandes distancies dando llugar a unes figures que s'asemeyen a llinies rectes llamaes radios.

 Los mares 

Los mares (maria) cubren cerca del 16 % de la superficie llunar y fueron formaos por colada de llava colaes de llava que principalmente enllenaron les enormes cuenques d'impautu. Anque se piensa que na actualidá la Lluna nun tener nenguna actividá volcánica, sí la tuvo nel pasáu. Según estudios, l'actividá volcánica de la Lluna tomó llugar dempués de que les tierres altes fueren formaes y dempués de que la mayor parte del procesu de craterización asocediera, por esti motivu, los mares llunares son más recién que les tierres altes.

Antes de ser confirmáu poles misiones Apollo, los científicos yá creíen que los mares llunares yeren planicies de llava yá que éstes teníen unes carauterístiques particulares: patrones de fluxos de llava y colapsos atribuyíos a tubo de llava. El material recoyíu mientres les misiones llunares de los años sesenta y setenta confirmaron el barruntu: les cuenques tán formaes d'un tipu de roca volcánica llamada basaltu.

Los mares enllenen la mayor parte de les cuenques d'impautu del llau visible. Nos años sesenta, dellos científicos suxirieron qu'esto demostraba una causa y efeutu: los impautos non solo causaron la formación de grandes cráteres sinón tamién producieron el derretimiento del interior llunar disparando'l procesu volcánicu. Sicasí un exame más detalláu de los mares amuesen qu'éstos tienen de ser más nuevos que les cuenques nes que moren.

Exemplu: l'impautu que formó la gran cuenca de Imbrium del Mare Imbrium (Mar de les Agües) refundió material pa escontra fora de la cuenca formando los montes qu'arrodien a la cuenca Serenitatis, esto ye, del Mare Serenitatis (Mar de la Serenidá). Por eso'l Mar de la Serenidá ye más antiguu.

La carauterística visible más importante alrodiu de la relativa mocedá de los mares respeuto al terrén circundante ye que los mares tienen menos cráteres, lo que supón que tuvieron menos tiempu presentes. Ello ye que colos datos recoyíos nes misiones llunares sábese que los mares pueden formase inclusive miles de millones d'años dempués de que se formen les cuenques.

Otru tipu de depósitu acomuñáu colos mares, anque tamién cubre a les árees de les tierres altes, son los depósitos de mantu escuru. Estos depósitos nun pueden ser vistos a güeyu sinón cola ayuda de telescopios o la cercanía de naves espaciales. Antes de les misiones Apollo, los científicos creíen que se trataba de depósitos producíos por erupciones piroclásticas. Dellos depósitos paecen tar acomuñaos con conos de cenices escuros y anchos reforzando la idea de les erupciones piroclásticas, darréu confirmaes pol afayu de perla de vidriu como les que s'atopen nes erupciones piroclásticas de la Tierra.

 Entrugues ensin contestar sobre los mares 
Inda persisten dellos misterios sobre los mares:
 ¿Por qué sumieron los volcanes y solamente pueden apreciase conos de ceniza acomuñaos con depósitos de mantu escuru?
 Si nun esistieron los volcanes ¿d'ónde foi erupcionada la llava?

En dellos casos ye visible que la llava proviniera de les enormes cuenques d'impautu, o quiciabes a lo llargo de resquiebros concéntricos a la cuenca, anque na mayoría de los casos nun puede vese d'ónde erupcionó. Otra de les carauterístiques interesaes de la Lluna ye que casi tolos mares tán presentes nel llau visible a la Tierra. La mayoría de los científicos cree qu'esta asimetría ta causada porque la corteza de les tierres altes ye más trupa nel llau opuestu enzancando l'ascensu del basaltu hasta la superficie; tamién se suxirió que la diferencia ente les dos cares puede debese al choque d'una segunda lluna que pudo formase tamién nel impacto que se piensa formó la Lluna; acordies con ésta idea, ésa hipotética segunda lluna tendría un diámetru de 1200 quilómetros aproximao (1/3 del tamañu del nuesu satélite) y topetó cola mayor a una velocidá relativamente baxa cola resultancia de que, en cuenta de formar un gran cuenca d'impautu, la lluna más pequeña se desintegró cubriendo los sos restos lo que güei ye la cara oculta.

Los furacos fondos
La sonda xaponesa SELENE afayó tres furacos circulares fondos na superficie llunar causaos seique pol colapsu o cayida de cachos de techu de dellos tubos de llava o intumescencies; na Tierra tamién se producen cuando una corriente de roca fundida se solidifica y la llava esmuzse dexando un tubu buecu na roca. Asina se formen amplies redes de galeríes y grandes bóvedes o intumescencias bueques que, delles vegaes, derrúmbense, formando furacos. Más tarde, la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter pudo precisar les sos dimensiones. Unu de cien metros de fondura atopar nel Mar de la Tranquilidá. Otru furacu, detectáu nel Mare Ingenii, tien 70 metros de fondura y 120 d'anchu. Un tercer fuexu, más pequeñu, asitiáu nes llombes de Marius, cai 34 metros so la superficie. Estos llugares considérense prometedores pa futuros asentamientos humanos na lluna, pos dexaríen un gran aforru de costos y proteición ante los rayos cósmicos y les estremes temperatures. Per otra parte, un nuevu escanio de los datos recoyíos pola sonda LRO dexó alcontrar con un nuevu algoritmu informáticu hasta 200 furacos más. Estos llugares pueden ufiertar accesu al interior de sistemes de covarones aplicables como abellugu o almacén. El diámetru de los furacos bazcuya ente los 5 y los 900 metros.

 La superficie llunar 

La superficie de la Lluna ye de color gris y presenta una gran cantidá de finu sedimentu productu de los innumberables impautos de meteoritos. Esti polvu recibe'l nome de regolito llunar, un términu acuñáu pa describir les capes de sedimentu producíes por efeutos mecánicos sobre les superficies de los planetes. La espesura del regolito varia de 2 metros nos mares más nuevos hasta unos 20 metros nes superficies más antigües de les tierres altes.

El regolito ta formáu pol material predresu de la rexón onde s'atope, pero amás contién restos de material espulsáu por impautos alloñaos, polo cual el regolito constitúi una roca de gran valor científicu.

El regolito contién roques, fragmentos de minerales derivaos del llechu de roca orixinal, partícules vidrioses formaes polos impautu. Na mayor parte del regolito llunar, la metá de les partícules tán compuestes de fragmentos minerales que tán xuníos por vidriu d'impautu; estos oxetos llámense apiguraos. La composición química del regolito varia d'alcuerdu al so locación; el regolito nes tierres altes, como les sos roques, ye ricu en aluminiu. El regolito nos mares ye ricu en fierro y magnesiu, como les roques basáltiques.

ElementuPorcentaxeOsíxenu42%Siliciu21%Fierro13%Calciu8%Aluminiu7%Magnesiu6%Otros3%

El regolito llunar ye tamién bien importante porque almacena la información de la hestoria solar. Les partícules que formen al vientu solar, compuestu principalmente d'átomos d'heliu, neón, carbonu y nitróxenu cuten la superficie llunar y inxertar nos granos minerales. Al analizar la composición del regolito, especialmente la so composición isotópica ye posible determinar si l'actividá del Sol camudó col tiempu.

Los gases del vientu solar podríen ser útiles pa futures bases llunares, una y bones l'osíxenu y l'hidróxenu (agua), carbonu y nitróxenu non solo son esenciales pa la vida sinón que tamién son de gran utilidá pa la ellaboración de combustible. Al respeutu ye especialmente importante la esistencia de grandes cantidaes de Heliu-3, que podríen utilizase como material enerxético combustible en xeneradores de fusión nuclear.

Esiste una gran cantidá d'osíxenu almacenáu nos silicatos, dióxidu de siliciu
(SiO2), minerales de les roques llunares, óxidos de calciu (CaO), fierro (óxidu de fierro FEU) y magnesiu (MgO). Cerca del 43% de la masa del suelu ye osíxenu y el vientu solar aprove'l restu.

 Roques llunares 

 Roques de les tierres altes y l'océanu de magma llunar 
Les primeres roques recoyíes pol Apollo 11 correspondíen a basaltos. A pesar de que la misión Apollo 11 trescurrió sobre'l Mar de la Tranquilidá, tamién se recoyeron fragmentos milimétricos de roques de les tierres altes. Estes tán principalmente compuestes pol mineral feldespatu plagioclasa; dellos fragmentos namái conteníen plagioclasa. Estes roques llámense anortosites.

Les tierres altes tán formaes principalmente de plagioclasa porque esti mineral foise atropando na parte cimera del océanu de magma por flotación, dando llugar a la hipótesis de que la Lluna tuvo dalguna vegada cubierta per un océanu de magma.

thumb|300px|Formación de la corteza d'anortosita.

El conceutu del océanu de magma foi comprobáu en 1994 cola sonda d'Estaos Xuníos Clementine, que na so órbita polar mientres dos meses tomó fotografíes en distintes llonxitúes d'onda. Los científicos analizaron el conteníu de fierro na superficie llunar al traviés de les variaciones de la intensidá de la lluz reflexada a distintes llonxitúes d'onda. La hipótesis del océanu de magma prediz que les tierres altes llunares tendríen de tener un baxu conteníu en fierro, menos d'aproximao 5 % por pesu (rexistráu como óxidu de fierro FEU). D'alcuerdu a les midíes de la Clementine, guardar permediu nes tierres altes ye menor al 5 % de FEU por pesu. Estos datos fueron confirmaos en 1998 cuando otra sonda estauxunidense, la Llunar Prospector orbitó la Lluna.

Les tierres altes contienen otru tipu de roques ígnees: les más abondoses son les norites y les troctolites, roques formaes por cantidaes iguales de plagioclasa y olivino o piroxeno (siendo dambos minerales de silicatos que contienen fierro y magnesiu). La datación radiométrica d'estes roques suxer que son más nueves que les anortositas que fueron formaes dempués que l'océanu de magma cristalizárase.
Les roques de les tierres altes son amás bastante complexes debíu al procesu de craterización. La mayoría d'estes roques son complexos amiestos d'otres. Les roques orixinales fueron dilíes, entemecíes, ya impactaes mientres los primeres 500 millones d'años de la Lluna. Estes roques llámense fiendes. Dalgunes d'estes fiendes tán tan entemecíes que contienen fiendes dientro de fiendes. La mayor parte de les anortositas, noritas y troctolitas son en realidad fragmento de roques dientro de fiendes.

Lo interesante de les fiendes de les tierres altes, especialmente les fiendes d'impautu (roques parcialmente dilíes por un eventu d'impautu) ye que la mayoría d'elles allúgase nuna edá que s'espande dende los 3850 a los 4000 millones d'años. Esto lleva a la idea de que la Lluna esperimentó un bombardéu de meteoritos bien intensu mientres esi ralu, sicasí, tien de tenese en cuenta que'l muestreo de roques tornaos poles misiones Apollo ye bien amenorgáu y correspuende a una pequeña rexón de la Lluna.

Munches fiendes y delles roques ígnees tán arriquecíes con un conxuntu d'elementos que nun son comunes na Tierra. Estos elementos nun tienden a ser parte fundamental de los minerales presentes nes roques. La so presencia aníciase cuando'l magma cristalízase, y la parte qu'inda ta líquida progresivamente va arriqueciéndose d'estos elementos especiales. Les roques que los contienen llámense KREEP, nome que representa les sigles del potasiu (símbolu químicu K), elementos raros de la Tierra, del inglés Rare-Earth Elements (REE) y fósforu (símbolu químicu P). Anguaño créese que los KREEPs representen los últimos restos de la cristalización del magma d'océanu. Grandes impautos escavaron la corteza espulsando'l material inferior entemeciéndolo con otros escombros formando fiendes KREEP.

 Bayures minerales nes roques llunares 
  PlagioclasaPiroxenoOlivinoIlmenitaRoques de les tierres altesAnortosita90 %5 %5 %0 %Norita60 %35 %5 %0 %Troctolita60 %5 %35 %0 %Basaltos de los maresAlto conteníu en titaniu30 %54 %3 %18 %So conteníu de titaniu30 %60 %5 %5 %Bien so conteníu de titaniu35 %55 %8 %2 %

 Los minerales llunares 
 Mineral  Elementos  Apariencia en roques llunaresFeldespatu plagioclasaCalciu (Ca),Aluminiu (Al),Siliciu (Si),Osíxenu (O)De blancuciu a gris tresparente; usualmente comogranos más llargos qu'anchos.PiroxenoFierro (Fe),Magnesiu (Mg),Calciu (Ca),Siliciu (Si),Osíxenu (O)De color marrón a negru; los granos apaecenusualmente más allargaos nos maresy daqué cuadraos nes tierres altes.OlivinoFierro (Fe),Magnesiu (Mg),Siliciu (Si),Osíxenu (O)De color verduzco; polo xeneral apaezde forma arrondada.IlmenitaFierro (Fe),Titaniu (Ti),Osíxenu (O)Negru, cristales de forma allargadaa cuadrada.

 Constitución xeolóxica de los mares 
thumb|300px|Distribución de les roques llunares.
La principal carauterístiques de les roques basáltiques respectu de les roques provenientes de les tierres altes ye que los basaltos contienen una mayor cantidá de olivino y piroxeno y menos plagioclasa. Llamativamente munches d'elles tamién tienen un óxidu de mineral de fierro-titaniu llamáu ilmenita. Por cuenta de que el primer muestreo de roques teníen un gran conteníu de ilmenita (y otros minerales rellacionaos) recibieron el nome de basaltos de “altu titaniu” en referencia a les concentraciones escepcionales d'esti metal. El Apollo 12 tornó a Tierra con basaltos de menores concentraciones y fueron llamaos basaltos de “baxu titaniu”. Misiones subsecuentes y les misiones automatizadas soviétiques tornaron con basaltos con una concentración entá menor, son los basaltos de “bien so titaniu”.

La sonda Clementine apurrió datos qu'amuesen un ampliu rangu de conteníu de titaniu nes roques basáltiques, siendo les d'altu conteníu les de menor bayura.

Les formes de los granos minerales na que tán presentes nos basaltos de los mares indiquen qu'estes roques fueron formaes en tendalaes de llava, delles delgaes (d'un metro d'espesura) y otres más trupes (hasta 30 metros). Munches de los basaltos llunares contienen pequeños furacos llamaos visícules, que fueron formaos por burbuyes de gases atrapaos cuando se solidificó la llava. Nun se sabe con certidume cuálos fueron los gases qu'escaparon d'estes roques. Na Tierra les visícules formar cola salida de dióxidu de carbonu, vapor d'agua acompañada de daqué de sulfuru y cloru. Na lluna nun hai señales de la esistencia d'agua. Ye probable que fueren dióxidu de carbonu y monóxidu de carbonu, con daqué de sulfuru.

Les muestres de vidrios piroclásticos presentar de color verde, mariellu y colloráu. La diferencia en color reflexen la cantidá de titaniu que tienen, d'esta manera, les partícules verdes tienen les menores concentraciones (cerca de 1 %) y les coloraes son les de mayores concentraciones con un 14 %, muncho más que los basaltos de mayores concentraciones.

Los esperimentos llevaos a cabu nes roques basáltiques y vidrios piroclásticos amuesen que se formaron cuando l'interior de la Lluna taba parcialmente dilíu. Les roques, nun tienen una temperatura específico de fundición yá que se derriten nuna gama de temperatures: los basaltos fundar a unes temperatures ente 1000 y 1200 °C. Los esperimentos amosaron que'l derretimiento na lluna tomo llugar a una fondura d'ente 100 a 500 km, y que les roques que se derritieron parcialmente conteníen principalmente olivino y piroxeno con daqué de ilmenita nes rexones que formaron los basaltos d'altu titaniu.

 L'interior llunar y los lunamotos 
thumb|300px|Comparanza del interior de la Tierra y la Lluna.

La Lluna nun tener tectónica de plaques y polo tanto nun s'anueva constantemente como la Tierra. Los temblones llunares, los lunamotos, son mínimos y los más grandes (de magnitú 5) solamente asoceden cerca d'una vegada per añu. L'interior llunar ye abondo distintu del de la Tierra; la corteza llunar tien una espesura d'unos 70 km nel llau visible a unos 150 km nel llau ocultu. Los mares tienen cerca de 1 km d'espesura (datu deriváu d'estudios fotogeológicos). Les muestres tornaes a la Tierra y los datos de sondes, suxeren que la parte inferior de la corteza contién menos plagioclasa que la metá cimera de la mesma. Debaxo de la corteza atopa'l mantu llunar, la capa más estensa de la Lluna. Pue que haya una diferencia na constitución de les roques percima y debaxo d'una fondura de 500 km, representando la fondura del océanu de magma. Debaxo del mantu atopa'l nucleu llunar que'l so tamañu ye inciertu anque estimación allugar ente unos 100 a 400 km.

Magar la Lluna nun tener un campu magnéticu como la Tierra, sí lo tuvo nel pasáu. Les roques llunares tán magnetizadas, siendo les más antigües les que presenten el mayor magnetismu. Esto supón que nel pasáu'l campu magnéticu yera más intensu. El porqué del so debilitamientu ye inciertu anque sirve pa teorizar alrodiu de l'ausencia d'un nucleu de fierro líquidu como nel casu terrestre que nel so movimientu internu produz les corrientes llétriques necesaries pa la creación del campu. Otra de les diferencies asina derivaes, ye que la densidá media de la lluna ye d'unos 3,3 g/cm³, ente que la densidá media de la Tierra ye de 5,5 g/cm³.

En delles rexones de la Lluna la intensidá del campu gravitatoriu ye más intensu, esti misteriu foi resueltu cola Llunar Prospector al acomuñar con grandes concentraciones de mases (mascons) presentes nos mares de les cuenques.

A unos 80° del polu sur esisten los remanentes de la enorme cuenca d'Aitken, la más grande del sistema solar, con unos 2500 km de diámetru. La mayor parte d'esta área, unos 15 000 km² nun reciben lluz solar gracies a les superficies elevaes de les que tán arrodiaes. Tanta imáxenes de radar de la sonda Clementine y los datos del espectrómetru de neutrones del Llunar Prospector indiquen que la rexón contién depósitos d'agua conxelao. Hasta esi momentu abarruntábase la presencia d'un depósitu de 10 a 300 millones de tonelaes. La Llunar Prospector tamién afayó que'l polu norte contién cerca del doble de xelu que'l polu sur.

 L'estudiu de les roques llunares 

La mayor parte de les roques llunares tán almacenaes nel Llaboratoriu de Receición Llunar nel Centru espacial Lyndon B. Johnson, en Houston (Texas). Un pequeñu porcentaxe ta distribuyíu n'instalaciones auxiliares na Base de la Fuercia Aérea Brooks, cerca de San Antonio (Texas). Munches muestres llunares atopar nos llaboratorios d'investigadores en tol mundu. Un pequeñu númberu de roques llunares tán espuestes al públicu en museos y solu trés pieces pueden ser tocaes. Estes son les roques tocables” cortaes de roques basáltiques de la misión Apollo 17. Una d'estes roques ta allugada nel Muséu del Aire y l'Espaciu Smithsonian en Washington, D.C. Otra pieza ta nel Centru Espacial de Houston cercanu al Centru Espacial Johnson. Una tercer roca que puede tocase ta nel Muséu de les Ciencies na Universidá Nacional Autónoma de Méxicu.

 Ver tamién 
 Historia de la observación llunar
 Escala de tiempu xeolóxicu llunar
 Paquetes d'esperimentos Apollo na superficie llunar

 Referencies 

 Bibliografía 
 CERNAN, Eugene y Don DAVIS: The Last Man on the Moon: Astronaut Eugene Cernan and America's race in space (356 páx.). Nueva York: St. Martin's Press, 1999. ISBN 0-312-19906-6.
 CHAIKIN, Andrew: A Man on the Moon: The Voyages of the Apollo Astronauts (670 pág). Nueva York: Viking Press, 1994. ISBN 0-670-81446-6.
 HARLAND, David M.: Exploring the Moon: The Apollo Expeditions (411 páx.). Chichester: Springer-Praxis, 1999. ISBN 1-85233-099-6.
 HEIKEN, Grant H.; David T. VANIMAN; y Bevan M. FRENCH (eds.): The Llunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon (736 páx.). Nueva York: Cambridge University Press, 1991. ISBN 0-521-33444-6.
 LIGHT, Michael: Full Moon (232 páx.). Nueva York: Alfred A. Knopf, 1999. ISBN 0-375-40634-4.
 MOHIT, P. Surdas: «The Two-Faced Moon». American Scientist, 96 (3), 2008.
 «La Lluna de les dos cares» en Investigación y Ciencia, 384: 40-48, setiembre de 2008.
 O'HARA, M. J.: «Flood Basalts, Basalt Floods or Topless Bushvelds? Llunar Petrogenesis Revisited». Journal of Petrology, 41(11): 1545-1651, 2000.
 SPUDIS, Paul D.: The Once and Future Moon (308 páx.). Washington, D. C.: Smithsonian Institute Press, 1996 ISBN 1-56098-634-4
 TARBUCK, Edward J.; y Frederick K. LUTGENS: Earth Science (12ª ed.). 740 páxs. Upper Saddle River (Nueva Jersey): Pearson Prentice Hall, 2008. ISBN 978-0-13-602007-3.
 Ciencies de la Tierra. Una introducción a la xeoloxía física (736 páx.). Madrid: Pearson Alhambra (8ª ed.), 2005. ISBN 978-84-205-4400-7.
 WILHELMS, Don Y.: To a Rocky Moon: A Geologist's History of Llunar Exploration (477 páx.). Tucson (Arizona): University of Arizona Press, 1993. ISBN 0-8165-1065-2
 «L'orixe de la Lluna». En VV. AA.: L'universu, enciclopedia de l'astronomía y l'espaciu. Buenos Aires: Planeta-De Agostini, 2: 101-105 (falta autor del artículu), 1997.

 Enllaces esternos 

  (orixe de la Lluna, edición en llinia).
 ApolloArchive.com (archivos del proyeutu Apollo).
 Curator.Jsc.NASA.gov (Llunar Sample Information: información sobre muestres llunares).
 HQ.Nasa.gov  (The Apollo Llunar Surface Journal, de la NASA).
 Lpi.Usra.edu (la esploración de la Lluna).
 Llunar.Arc.NASA.gov  (sitiu del Llunar Prospector).
 Llunar.Arc.NASA.gov  (Exploring the Moon, a Teacher's Guide with Activities for Earth and Space Sciences, publicáu en 1997 pola Oficina de Recursos Humanos y Educación y la Oficina de Ciencies Espaciales de la NASA; n'inglés).
 NRL.Navy.mil (Clementine DSPSE).
 NRL.Navy.mil (Clementine Llunar Image Browser).
  (almanaque llunar).
 TeacherLink.ed.usu.edu (Once and Future Moon, editáu pol Lunar and Planetary Institute en 1999; póster n'inglés).
 Fases Llunares y eclises dende 2001 a 2020