Lúa

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
Lúa Moon symbol decrescent.svg
Lúa, dende a Terra, ano 2006.
Descubrimento
Descuberta por civilizacións antigas
Descuberta na antigüidade
Características orbitais
Raio medio 384.400 km
Excentricidade 0,0549
Período orbital 27d 7h 43,7m
Inclinación orbital 5,1454°
Satélite da Terra
Características físicas
Diámetro ecuatorial 3.474,8 km
Área da superficie 38.000.000 km²
Masa 7,349 × 10²² kg
Densidade media 3,34 g/cm³
Gravidade á superficie 1,62 m/s²
Período de rotación 27d 7h 43,7n
Inclinación axial 1,5424°
Albedo 0,12
Temp. á superficie
mín med máx
K 250 K K
Características atmosféricas
Presión atmosférica 3 × 10-13kPa
Helio 25%
Neon 25%
Hidróxeno 23%
Argon 20%
Metano ?
Amoníaco ?
Dióxido de carbono trace
Composición da crosta
Osíxeno 43%
Silicio 21%
Aluminio 10%
Calcio 9%
Ferro 9%
Magnesio 5%
Titanio 2%
Níquel 0,6%
Sodio 0,3%
Cromo 0,2%
Potasio 0,1%
Manganeso 0,1%
Xofre 0,1%
Fósforo 500 ppm
Carbono 100 ppm
Nitróxeno 100 ppm
Hidróxeno 50 ppm
Helio 20 ppm

A Lúa é o único satélite natural da Terra[1] [2][3], visible desde esta só en parte e baixo formas distintas, chamadas fases, segundo a posición que teña respecto da Terra e o lado por onde reciba a luz do Sol. Cun diámetro de 3476 km é o quinto satélite máis grande do Sistema Solar, mentres que en canto ao tamaño proporcional respecto do seu planeta é o satélite máis grande[4]: un cuarto do diámetro da Terra e 1/81 da súa masa. Logo de Ío, é ademais o segundo satélite máis denso.

A rotación da Lúa foise sincronizando ó longo do tempo coa da Terra, de xeito que sempre se observa aproximadamente a mesma parte de superficie dende a Terra. O hemisferio visible está marcado con escuros mares lunares de orixe volcánico entre as brillantes montañas antigas e os destacados astroblemas. Malia ser en aparencia o obxecto máis brillante no ceo despois do Sol, a súa superficie é en realidade moi escura, cunha reflexión similar á do carbón. O seu prominencia no ceo e o seu ciclo regular de fases fixeron da Lúa un obxecto con importante influencia cultural desde a antigüidade tanto na linguaxe, como no calendario, a arte ou a mitoloxía. A influencia gravitatoria da Lúa produce as mareas e o aumento da duración do día. A distancia orbital da Lúa, preto de trinta veces o diámetro da Terra, fai que se vexa no ceo co mesmo tamaño que o Sol e permite que a Lúa cubra exactamente ao Sol nos eclipses solares totais. Esta coincidencia de tamaño visual aparente é unha coincidencia. A distancia lineal da Lúa á Terra está aumentando a un ritmo de 3,82 ± 0,07 cm por ano, aínda que esta taxa non é constante.[5]

A Lúa é o único corpo celeste no que o ser humano realizou un descenso tripulado. Aínda que o programa Lúa da Unión Soviética foi o primeiro en alcanzar a Lúa cunha nave espacial non tripulada, o programa Apolo de Estados Unidos conseguiu as únicas misións tripuladas ata a data, comezando coa primeira órbita lunar tripulada polo Apollo 8 en 1968, e seis alunizaxes tripulados entre 1969 e 1972, sendo o primeiro o Apollo 11 en 1969. Estas misións regresaron con máis de 380 kg de rocha lunar, que permitiron alcanzar unha detallada comprensión xeolóxica das orixes da Lúa (crese que se formou fai 4500 millóns de anos logo dun gran impacto), a formación da súa estrutura interna e a súa posterior historia.

Desde a misión do Apollo 17 en 1972, foi visitada únicamente por sondas espaciais non tripuladas, en particular polos astromóviles soviéticos Lunokhod. Desde 2004, Xapón, China, India, Estados Unidos, e a Axencia Espacial Europea enviaron orbitadores. Estas naves espaciais confirmaron o descubrimento de auga xeada fixada ao regolito lunar en cráteres que se atopan na zona de sombra permanente e están situados nos polos. Planearonse futuras misións tripuladas á Lúa, tanto por gobernos como por empresas privadas, pero non se puxeron en marcha aínda. A Lúa mantense, baixo o tratado do espazo exterior, libre para a exploración de calquera nación con fins pacíficos.[6]

Etimoloxía[editar | editar a fonte]

A palabra que designa ao satélite da Terra lúa, procede do latín. Nesta lingua era orixinalmente o feminino dun adxectivo en -no- *leuk-s-no, 'luminoso'. A palabra lúa, polo tanto significa 'luminosa', 'a que ilumina'. Este adxectivo latino deriva da raíz *lūc-/lǔc- ('brillar', 'ser luminoso'), de donde proceden igualmente lux ('luz'), luceo ('lucir'), lumen ('luz') etc. A súa vez, esta raíz procede dunha raíz indoeuropea *leuk- que se encontra en outras linguas, en termos relacionados coa luz, como o grego λύχνος, "lýksnos", 'lámpada'. Probablemente, o epíteto *leuksno-/ *louksno-, 'a luminosa', xa era utilizado para designar a lua en protoindoeuropeo.

No indoeuropeo, existiu outro nome masculino para a Lúa, formado sobre a raíz *mēns-, do que se conservan formas en varias linguas, como o grego μηνός, "menós", 'lúa', e incluso co sentido primitivo en linguas itálicas, como na umbra (ablativo singular) "menzne", 'Lúa'. En latín esta forma *mēns- evolucionou semánticamente para designar o 'mes'. De lúa procede o termo luns, que xa en latín designaba o 'día da lúa' (dies lunae).[7]

Formación da Lúa[editar | editar a fonte]

Representación artística do impacto xigante que é a hipótese de como se formou a Lúa.
Artigo principal: Big Splash.

A orixe da Lúa é incerta, mais as similitudes ao descubrir que a composición da Lúa era a mesma que a da superficie terrestre supúxose que a súa orixe tiña que vir da propia Terra. Varios mecanismos foron propostos para explicar a formación da Lúa fai 4.527 ± 0.010 millóns de anos. Esta idade é calculada en base á datación do isótopo das rochas lunares, entre 30 e 50 millóns de anos logo da orixe do Sistema Solar.[8] Estes inclúen a fisión da Lúa desde a codia terrestre a través de forzas centrífugas,[9] que deberían haber requirido tamén un xiro inicial da Terra;[10] a atracción gravitacional da Lúa en estado de formación,[11] que houbese requirido unha extensión inviable da atmosfera para disipar a enerxía da Lúa, que se atopaba pasando;[10] e a co-formación da Lúa e a Terra xuntas no disco de acrecemento primordial, ainda que isto non explica o esgotamento de ferro en estado metálico na Lúa.[10] Estas hipóteses tampouco poden explicar o forte momento angular no sistema Terra-Lúa.[12]

Animación (non esta a escala) de Theia impactando contra a Terra provocando a formación da Lúa.

Nese aspecto, algúns astrónomos e xeólogos alegan que a Lúa teríase desprendido dunha masa incandescente de rocha licuefeita primordial, recén formada, a través da forza centrífuga. Un corpo tan grande en relación ao noso planeta difícilmente podía ser capturado nin tampouco era probable que se formara xunto á Terra. A hipótese xeral hoxe en día é que o sistema Terra-Lúa formouse como resultado dun gran impacto: na que un corpo celeste do tamaño aproximado de Marte (chamado Theia) colisionou coa nova Terra, a enorme enerxía fornecida polo choque fundiu a codia terrestre ao completo e arroxou gran cantidade de restos incandescentes ao espazo. Co tempo, formouse un anel de rochas ao redor do noso planeta ata que, por acrecentamento, formouse a Lúa.[13] Crese que impactos xigantescos eran comúns no Sistema Solar primitivo. Os modelados dun gran impacto a través de simulacións computacionais concordan coas medicións do momento angular do sistema Terra-Lúa, e o pequeno tamaño do núcleo lunar; á súa vez demostran que a maior parte da Lúa provén do impacto, non da nova Terra.[14] Con todo, alguns meteoritos demostran que as composicións isotópicas do osíxeno e o tungsteno doutros corpos do Sistema Solar interior tales como Marte e 4 Vesta son moi distintas ás da Terra, mentres que a Terra e a Lúa posúen composicións isotópicas prácticamente idénticas. O mesturado do material evaporado posterior ao impacto entre a Terra e a Lúa puido haber equiparado as composicións,[15] ainda que esto é debatido.[16] Esta teoría tamén explica a gran inclinación axial do eixe de rotación terrestre que sería provocada polo impacto.

Trala súa formación, a Lúa experimentou un periodo cataclísmico, datado en torno a fai 3800-4000 millóns de anos, no que a Lúa e os outros corpos do Sistema Solar interior sufriron violentos impactos de grandes asteroides. Este período, coñecido como bombardeo intenso tardío, formou a maior parte dos cráteres observados nos biosbardos, así como en Mercurio. A análise da superficie da Lúa arroxa importantes datos sobre este periodo final na formación do Sistema solar. Posteriormente produciuse unha época de vulcanismo consistente na emisión de grandes cantidades de lava, que encheron as maiores concas de impacto formando os mares lunares e que acabou fai 3.000 millóns de anos. Desde entón, pouco máis acaeceu na superficie lunar que a formación de novos cráteres debido ao impacto de asteroides.

Hai aínda un grupo de teóricos que consideran que, sexa cal fose a forma como surxiron, habería dous satélites naturais orbitando a Terra: o maior sería a Lúa, e o menor tería voltado a chocar coa Terra, formando as masas continentais.

Recentemente, con todo, os datos enviados pola sonda xaponesa SELENE (acrónimo de Selenological and Engineering Explorer) mostraron que devandito vulcanismo durou máis do que se pensaba, habendo acabado na cara oculta fai 2500 millóns de anos.[17]

A importante cantidade de enerxía liberada no gran impacto e a subsecuente fusión do material na órbita da Terra puido haber derretido a capa superficial da Terra, formando un océano de magma.[18][19] A recentemente formada Lúa puido tamén haber tido o seu propio océano de magma lunar; as estimacións da súa profundidade varían entre 500 km e o radio enteiro da Lúa.

A súa órbita inicial era moito máis próxima que a actual e o día terrestre era moito máis curto xa que a Terra rotaba máis rápido. Durante centos de millóns de anos, a Lúa estivo afastándose lentamente da Terra, á vez que diminuíu a velocidade de rotación terrestre debido á transferencia de momento angular que se dá entre os dous astros. Este proceso de alonxamento continúa actualmente a razón de 38 mm por ano.

Malia a súa exactitude explicando moitos aspectos da evidencia, aínda hai algunhas dificultades que non son explicadas na súa totalidade pola hipótese do gran impacto, a maioría das cales teñen relación coa composición lunar.[20] En 2001, un equipo do Carnegie Institute de Washington (Estados Unidos) publicou a medida máis precisa ata o momento da composición isotópica de rochas lunares.[21] Para a súa sorpresa, o equipo de investigadores atopou que as rochas do Proxecto Apollo tiñan unha composición isotópica idéntica á das rochas terrestres e diferente de case todos os demais corpos do sistema solar. Como a maioría do material que foi parar á órbita terrestre para formar a Lúa críase que proviña de Theia, a observación dos científicos estadounidenses foi do todo inesperada. En 2007, investigadores do California Institute of Technology anunciaron que había menos dun 1% de probabilidade de que Teia e a Terra tivesen composicións isotópicas idénticas.[22] Finalmente, unha análise de 2012 dos isótopos do titanio en mostras lunares do Programa Apollo demostrou que a Lúa ten a mesma composición que a Terra,[23] o que entra en conflito coa hipótese do gran impacto respecto de o que se esperaría si a Lúa se formase lonxe da órbita terrestre ou a partir de Teia e, xa que logo, cos resultados dos estudos citados anteriormente. Con todo, variacións na hipótese do gran impacto poderían explicar estes datos.

Características físicas[editar | editar a fonte]

Estrutura e características da Lúa

A Lúa é excepcionalmente grande en comparación co seu planeta a Terra: un cuarto do diámetro do planeta e 1/81 da súa masa.[24] É o satélite máis grande do Sistema Solar en relación ao tamaño do seu planeta (aínda que Caronte é máis grande en relación ao planeta anano Plutón).[25] A superficie da Lúa é menos dunha décima parte da Terra, o que representa preto dun cuarto do área continental da Terra. Con todo, a Terra e a Lúa seguen sendo consideradas un sistema planeta-satélite, en lugar dun sistema dobre planetario, xa que o seu baricentro, está situado preto de 1700 km (aproximadamente un cuarto do radio da Terra) baixo a superficie da Terra.[26]

Estructura interna[editar | editar a fonte]

A Lúa é un corpo diferenciado: ten codia, manto e núcleo diferentes xeoquimicamente. A Lúa ten un núcleo interior sólido rico en ferro cun radio de 240 quilómetros e un núcleo externo composto principalmente de ferro líquido cun radio de aproximadamente 300 quilómetros. Ao redor do núcleo hai unha capa límite parcialmente fundida cun radio duns 500 quilómetros.[27] Crese que esta estrutura desenvolveuse a partir da cristalización fraccionada dun océano de magma global pouco logo da formación da Lúa, fai 4.500 millóns de anos.[28] A cristalización deste océano de magma crearía un manto máfico a partir da precipitación e o fundimento dos minerais olivina, piroxena e ortopiroxena; despois de que preto de tres cuartas partes do océano de magma houbese cristalizado, os minerais plaxioclasio de menor densidade podíanse formar e flotar nunha costra na parte superior.[29] Os últimos líquidos en cristalizar estarían inicialmente comprendidos entre a codia e o manto, cunha gran abundancia de elementos incompatibles e elementos productores de calor.[30] De acordo con iso, a cartografía xeoquímica desde a órbita mostra que a codia é maioritariamente anortosito,[31] e as mostras de rochas lunares dos ríos de lava que saíron á superficie provenientes da fusión parcial do manto confirman a composición máfica do manto, que é máis rico en ferro que o da Terra. [30] Técnicas xeofísicas indican que a codia ten un espesor medio duns 50 km. [30]

A Lúa é o segundo satélite máis denso do sistema solar logo de Ío.[32] Con todo, o núcleo interior da Lúa é pequeno, dun radio duns 350 km ou menos; [30] isto é só un 20% do tamaño da lúa, en contraste co aproximadamente 50% da maioría dos outros corpos terrestres. A súa composición non está ben delimitada, pero é probable que sexa de ferro metálico aliado cunha pequena cantidade de xofre e níquel; o análise da rotación variable no tempo da Lúa indican que está, como mínimo, parcialmente fundido.[33]

Xeoloxia da superfície[editar | editar a fonte]

Artigos principais: Xeoloxia da Lúa e Rocha lunar.
Topografia da Lua.

A topografía da Lúa foi medida con altimetría láser e análise estereoscópica.[34] A característica topográfica máis visible da Lúa é a conca Polo Sur-Aitken da cara oculta, duns 2.240 km de diámetro: o cráter máis grande da Lúa e o cráter máis grande coñecido do sistema solar.[35][36] Con 13 km de profundidade, o seu fondo é o punto máis baixo da superficie lunar.[35][37] As maiores elevaciones da superficie da Lúa están localizadas inmediatamente no noreste; suxeriuse que esta área pudo ser formada polo impacto de forma oblicua a conca do Polo sur-Aitken.[38] Outras concas de gran impacto, tales como os mares Imbrium, Serenitatis, Crisium, Smythii e Orientale, tamén posúen elevacións e depresións localmente importantes.[35] A cara oculta da Lúa é de media 1,9 km máis alta que a cara visible.[30]

Características volcánicas[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Mar lunar.
Cara visible da Lúa cos nomes dos mares e cráteres

As chairas lunares escuras e relativamente monótonas que poden verse claramente a primeira ollada chámanse mares por que os astrónomos da antigüidade crían que estaban cheas de auga.[39] Hoxe en día sábese que son vastas piscinas solidificadas da antiga lava basáltica. Aínda que este material é similar ao basalto terrestre, o basalto lunar ten moita máis abundancia de ferro e carece completamente de minerais alterados polo auga.[40][41]

A maioría destas lavas afluio ou foi proxectada cara as depresións formadas polos cráters de impacto xa que eran as zonas de menor altitude da topografia lunar. Varias provincias xeolóxicas conteñen volcáns en escudo e domos volcánicos que se atopan preto dos mares da cara visible da lúa.[42]

Evidència do vulcanismo recente.

Os mares atópanse case exclusivamente na cara visible da Lúa; cobren un 31% desta cara, en contraposición ás poucas manchas diseminadas da cara non visible, que cobren tan só un 2%.[43] Pensase que isto pode ser causado por unha concentración de elementos productores de calor baixo a codia na cara visible, tal como se ve nos mapas xeoquímicos obtidos polo espectrómetro de raios gamma do Lunar Prospector, elementos que causarían que o manto de abaixo se quentase, se fundise parcialmente e saíse á superficie en erupcións.[29][44][45] A maior parte dos basaltos presentes nos mares xurdio durante as erupcións do período ímbrico, fai cerca de 3-3,5 mil millóns de anos, agora ben algunhas mostras datadas através de radiometria datan de fai 4,2 mil millóns de anos[46] mentres que as erupcións máis recentes datan de fai só 1,2 mil millóns de anos.[47]

As rexións máis claras da superficie lunar son denominadas terrae ou montañas, xa que estan máis elevadas que a maioria dos mares. Por datación radiométrica estableceuse que se formaron fai 4.400 millóns de anos, e poden representar os cumulos de plaxioclasio do océano de magma lunar.[46][47] Ao contrario que a Terra, non se cre que se formaran importantes montañas lunares como resultado de eventos tectónicos.[48]

A concentración de mares na cara visíbel é probabelmente o reflexo dunha codia substancialmente máis espesa nas montañas da cara oculta, as cales puideronse formar durante o impacto a pouca velocidade dunha segunda lúa terrestre varias decenas de millóns de anos logo da formación das propias lúas.[49][50]

Vista da dereita
Vista da dereita
Vista da esquerda
Vista da esquerda
Catro vistas da Lúa. Da esquerda cara a dereita: o lado oculto, vista da dereita, lado visível e vista da esquerda. Observe que o lado voltado cara a Terra presenta muitas máis rexións escuras (mares lunares) que a cara oculta.

Cráteres de impacto[editar | editar a fonte]

Cráter lunar Daedalus da cara oculta da Luna

O outro principal proceso xeolóxico que afectou a superficie lunar foi a formación de cráteres de impacto, [51] a consecuencia da colisión de asteroides e cometas coa superficie lunar. Estímase que só na cara visíbel existan aorrededor de trescentos mil cráteres cun diâmetro superior a 1 km.[52] Algúns destes teñen nomes en honor a investigadores, científicos, artistas e exploradores.[53] A cronoloxía da xeoloxía lunar baséase nas características xeolóxicas de impacto máis prominentes, incluindo nectárico, Imbrico e Mare Orientale, estruturas caracterizadas por múltiples aneis de material revolto, normalmente con centenas e ata centos de miles de quilómetros de diámetro e asociadas cunha ampla plataforma de depósitos de exección que forman un horizonte estratigráfico rexional.[54] A ausencia de atmosfera, meteoroloxía e procesos xeolóxicos recentes fai que moitos destes cráteres se encontren perfectamente preservados. Aínda que só algunhas das concas con múltiples aneis foron datadas definitivamente, son, no entanto, usadas como referencia para atribuír datas relativas. Como os cráteres de impacto se acumulan a un ritmo relativamente constante, a conta do número de cráteres en determinada área pode ser usada para estimar a idade da superficie.[54] As idades radiométricas das rochas de impacto recollidas durante as misións Apollo datan de fai 3,8-4,1 mil millóns de anos. Isto foi usado para propor a existencia dun intenso bombardeo tardío de impactos.[55]

A codia da Lúa está cuberta por unha superficie ben esmiuzada e sometida a xardiñaría por impactos, que se coñece co nome de regolito, é formada a partir de procesos de impacto. A regolito máis fino -o chan lunar de cristal de dióxido de silicio - ten unha textura como a da neve e cheira como pólvora gastada.[56] O regolito das superficies máis antigas é, en xeral, máis espeso que o das superficies máis novas: variando no espesor entre os 10 a 20 m nos altiplanos e entre os 3 a 5 m nos mares.[57] Por baixo da capa de regolito atópase o megaregolito, unha capa de rocha matriz bastante fracturada con varios quilómetros de espesor.[58]

Presenza de auga[editar | editar a fonte]

Composición de imaxes do polo sur lunar obtida pola sonda Clementine.

Non se pode soster auga en estado líquido na superficie lunar. Cando é exposta á radiación solar, a auga descomponse rapidamente a mediante un proceso denominado fotólise, perdese cara ao espazo. Con todo, desde a década de 1960 os científicos teñen plantexada a hipótese de que existen depósitos de auga en forma de xeo na Lua. O xeo tería orixe polos impactos de cometas ou posiblemente producido a través da reacción entre rochas lunares ricas en osíxeno e hidróxeno co vento solar, deixando vestixios de auga que poderían sobrevivir nos cráteres fríos e sen luz dos polos lunares.[59][60] As simulacións en computadora suxiren que ata 14.000 km² de superficie poden estar en sombra permanente.[61] A presenza de cantidades utilizables de auga na Lúa é importante para considerar a viabilidade económica dunha eventual colonización da Lúa, xa que o transporte de auga desde a Terra sería economicamente inviábel.[62]

Nos últimos anos, descubriron que hai vestixios de auga na superficie lunar.[63] En 1994, unha experiencia con radar biestático pola sonda Clementine , indicou a existencia de pequenas bolsas de auga conxelada preto da superficie. Con todo, observacións posteriores no radiotelescopio de Arecibo suxiren que estas bolsas pódense tratar, en realidade, de rochas proxectadas desde cráteres de impacto recentes.[64] En 1998, o espectómetro de neutróns a bordo da sonda Lunar Prospector , indicou que hai hidróxeno presente en elevada concentración no primeiro metro de profundidade do solo nas inmediacións das rexións polares.[65] En 2008, unha mostra de rocha volcánica traída á Terra polo Apollo 15 (1971) revelou que existían pequenas cantidades de auga no seu interior.[66]

No mesmo ano de 2008, a sonda Chandrayaan 1 confirmou a existencia de augas superficiais en forma de xeo a través do asignador de mineraloxía de a bordo. O espectrómetro observou liñas de absorción comúns co hidroxilo na luz solar reflectida, o que é evidencia de grandes cantidades de auga xeada na superficie lunar. A sonda mostrou que estas concentracións poden ser tan altas como 1000 ppm.[67] O 13 de novembro de 2009, a Axencia espacial de Estados Unidos NASA anunciou o achado de auga na Lúa. Cando, o 9 de outubro a NASA estrelou a sonda LCROSS e o seu impulsor Centauro no fondo do cráter Cabeus no polo sur da Lúa, nunha operación que buscaba confirmar a presenza de auga no satélite natural da Terra. Na colisión levantouse unha columna de material desde o fondo do cráter que non recibira a luz do Sol en miles de millóns de anos.

"A auga que se levantou polo impacto da sonda podería encher unha ducia de baldes de oito litros", dixo o científico Anthony Colaprete. Os datos preliminares obtidos da análise deses materiais "indican que a misión descubriu, exitosamente, auga (...) e este descubrimento abre un novo capítulo no noso coñecemento da Lúa", afirmou a NASA.

"A concentración e distribución de auga e doutras sustancias requiren máis análises, pero podemos dicir con seguridade que (o cráter) Cabeus contén auga", afirmou Colaprete.[68]

Distancia a Lúa[editar | editar a fonte]

Comparación de tamaño aparente da Lúa entre o perixeo-apoxeo

En astronomía, unha distancia lunar (LD) é a medida da distancia desde a Terra á Lúa. A distancia media entre a Terra e a Lúa é 384.400 quilómetros (238,855 millas).[69] A distancia real varía ao longo da órbita da lúa.

Realízanse medicións de alta precisión da distancia á lúa medindo o tempo que tarda a luz en viaxar entre estacións LIDAR na Terra a retrorreflectores colocados na Lúa.

A Lúa afástase da Terra a unha taxa media de 3,8 cm por ano, como se detectou nun experimento de medición lunar con láser .[70][71][72] A taxa da recesión considérase anormalmente alta.[73] Por coincidencia, a diagonal dos cubos dos retrorreflectores na Lúa tamén é de 3,8 cm.[74][75]

A primeira persoa que mediu a distancia á Lúa foi o astrónomo e xeógrafo Hiparco, século II a.C., utilizando trigonometría sinxela. Errando en aproximadamente 26.000 km da distancia real, un erro de aproximadamente 6,8%.

O catálogo de obxectos próximos da NASA inclúe as distancias á Terra de asteroides e cometas medidas en distancias lunares (LD).[76]

Revolucións da Lúa[editar | editar a fonte]

A Lúa tarda en dar unha volta ao redor da Terra 27 d 7 h 43 min si se considera o xiro respecto ao fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si se a considera con respecto ao Sol (revolución sinódica) e isto é porque neste lapso a Terra virou ao redor do Sol (ver mes). Esta última revolución rexe as fases da Lúa, eclipses e mareas lunisolares. Como a Lúa tarda o mesmo tempo en dar unha volta sobre si mesma que en torno á Terra, presenta sempre a mesma cara. Isto débese a que a Terra, por un efecto chamado gradiente gravitatorio, freou completamente á Lúa. A maioría dos satélites regulares presentan este fenómeno respecto de os seus planetas. Así pois, ata a época da investigación espacial (Luna 3) non foi posible ver a cara lunar oculta, que presenta unha disimetría respecto de a cara visible. O Sol ilumina sempre a metade da Lúa (exceptuando nos eclipses de lúa), que non ten por que coincidir coa cara visible, producindo as fases da Lúa. A inmovilización aparente da Lúa respecto de a Terra produciuse porque a gravidade terrestre actúa sobre as irregularidades do globo lunar de forma que no transcurso do tempo a parte visible ten 4 km máis de radio que a parte non visible, estando o centro de gravidade lunar desprazado do centro lunar 1,8 km cara á Terra.

  • Revolución sinódica: é o intervalo de tempo necesario para que a Lúa volva ter unha posición análoga con respecto ao Sol e á Terra. A súa duración é de 29 d 12 h 44 min 2,78 s. Tamén se lle denomina lunación ou mes lunar.
  • Revolución sideral: é o intervalo de tempo que tarda á Lúa en volver a ter unha posición análoga con respecto ás estrelas. A súa duración é de 27 d 7 h 43 min 11,5 s.
  • Revolución trópica: é o lapso necesario para que a Lúa volva ter igual lonxitude celeste. A súa duración é de 27 d 7 h 43 min 4,7 s.
  • Revolución draconítica: é o tempo que tarda a Lúa en pasar dúas veces consecutivas polo nodo ascendente. A súa duración é de 27 d 5 h 5 min 36 s.
  • Revolución anomalística: é o intervalo de tempo que transcorre entre 2 pasos consecutivos da Lúa polo perixeo. A súa duración é de 27 d 13 h 18 min 33 s.

Movemento de translación lunar[editar | editar a fonte]

O feito de que a Lúa saia aproximadamente unha hora máis tarde cada día explícase coñecendo a órbita da Lúa ao redor da Terra. A Lúa completa unha volta ao redor da Terra aproximadamente nuns 28 días. Se a Terra non rotase sobre o seu propio eixo, sería moi fácil detectar o movemento da Lúa na súa órbita. Este movemento fai que a Lúa avance ao redor de 12° no ceo cada día. Se a Terra non rotase, o que se vería sería a Lúa cruzando a bóveda celeste de oeste a leste durante dúas semanas, e logo estaría dúas semanas ausente (durante as cales a Lúa sería visible no lado oposto do Globo).

Con todo, a Terra completa un xiro cada día (a dirección de xiro é tamén cara ao leste). Así, cada día lévalle á Terra ao redor de 50 minutos máis para estar de fronte coa Lúa novamente (o cal significa que se pode ver a Lúa no ceo). O xiro da Terra e o movemento orbital da Lúa combínanse, de tal forma que a saída da Lúa atrásase da orde de 50 minutos cada día.

Tendo en conta que a Lúa tarda aproximadamente 28 días en completar a súa órbita ao redor da Terra, e esta tarda 24 horas en completar unha revolución ao redor do seu eixo, é sinxelo calcular o "atraso" diario da Lúa:


Mentres que en 24 horas a Terra realizaría unha revolución completa, a Lúa só percorrería un 1/28 da súa órbita ao redor da Terra, o cal expresado en graos de arco dá:

 \frac{360^\circ}{28}={12^\circ} {51'}

Se agora se calculase o tempo que a Terra na súa rotación tarda en percorrer este arco,

\frac{12^\circ 51'}{360^\circ}\times{24}\times{60}={50,4}

dá os aproximadamente 51 minutos que a Lúa atrasa a súa saída cada día.

Para notar o movemento da Lúa na súa órbita, hai que ter en conta a súa localización no momento da posta de Sol durante algúns días. O seu movemento orbital levaraa a un punto máis cara ao leste no ceo no crepúsculo cada día.


Movemento de rotación[editar | editar a fonte]

Fases da lúa vistas desde o hemisferio norte (desde o hemisferio sur a súa orde é inverso)

A Lúa vira sobre un eixe de rotación que ten unha inclinación de 88,3° con respecto ao plano da elíptica de traslación ao redor da Terra. Dado que a duración dos dous movementos é a mesma, a Lúa presenta á Terra constantemente o mesmo hemisferio. A Lúa tarda 27,32 días en dar unha volta sobre si mesma.

Traslación da Lúa ao redor do Sol[editar | editar a fonte]

Ao desprazarse en torno do Sol, a Terra arrastra ao seu satélite e a forma da traxectoria que esta describe é unha curva de tal natureza que dirixe sempre a súa concavidade cara ao Sol. A velocidade con que a Lúa se despraza na súa órbita ao redor da Terra é de 1 km/s.

Libración[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Libración.
Libración: A animación mostra un conxunto de vistas simuladas da lúa ao longo dun mes

Debido á excentricidade da órbita lunar, a inclinación do eixe de rotación da Lúa con respecto ao plano da eclíptica e ao movemento de rotación da Terra no curso dunha revolución sideral, lógrase ver, desde a Terra, un 59% da superficie da Lúa -en vez do 50%-, coma se estivese animado de lixeiros abalos de leste a oeste e de norte a sur. Estes movementos aparentes coñécense co nome de libración.

Libración en lonxitude[editar | editar a fonte]

Débese a que o movemento de rotación da Lúa é uniforme mentres que a súa velocidade angular non o é. É máxima no perixeo e mínima no apoxeo. Debido a esa Libración o satélite ten un abalo de oriente a poñente, grazas ao cal lógrase ver a superficie convexa correspondente á dun fuso de 7°.

Libración en latitude[editar | editar a fonte]

Lúa menguante (vista desde o hemisferio norte).

É debido á inclinación do eixe de rotación da Lúa con respecto ao plano da súa órbita e á eclíptica. Devandito eixe forma un ángulo de 88° 30’ co plano da eclíptica e como o da órbita lunar é de 5° con respecto á eclíptica, entón o ángulo formado co eixe de rotación da Lúa co plano da súa órbita é de 6° 30’. Polo tanto, non só poden verse o polo norte e o polo sur da Lúa senón que se logra ver 6° 30’ máis aló do polo sur. Esta libración é unha especie de cabeceo de norte a sur nun tempo que non é igual a unha revolución sideral, pois é de 27,2 días.

Libración diurna[editar | editar a fonte]

Débese ao feito de que o radio terrestre non ten unha cantidade despreciable con respecto á distancia á Lúa. O valor desta libración é de case un grado, valor aproximado ao seu grado de paralaxe.

Sistema binario[editar | editar a fonte]

A Lúa polo seu tamaño é o quinto satélite do Sistema Solar. No entanto si se adoptase como criterio de comparación o cociente de masas co seu planeta resulta que Ganímedes é 1/12500 a masa de Xúpiter, Titán é 1/4700 a masa de Saturno e a Lúa é 1/81,3 a masa da Terra. Deste xeito poderíase considerar o sistema Terra-Lúa como un sistema binario.

Planeta dobre[editar | editar a fonte]

Comparación a escala da Lúa e a Terra.

É a denominación que algúns científicos dan ao sistema Terra-Lúa debido ao desmesurado tamaño que presenta o satélite con relación ao planeta, de só 81 veces menor masa, é dicir só 3,6 veces menor que a Terra en diámetro (si o planeta fose do tamaño dunha pelota de baloncesto, a Lúa sería como unha pelota de tenis).

Esta afirmación apóiase nas relacións existentes entre os distintos planetas do Sistema Solar e os seus satélites, variando estas entre as 3,6/1 veces menor da Lúa e as 8924/1 do satélite XIII Leda con relación a Xúpiter.

Outras relacións son: V Miranda 105/1 con relación a Urano, II Deimos 566/1 con relación a Marte ó I Ío de 39/1 con relación a Xúpiter.

Tamén se apoia esta denominación na inexistencia de máis satélites naturais que orbiten á Terra, pois o habitual é que non exista ningún (caso de Mercurio ou Venus) ou que existan multitude deles como sucede nos planetas do tipo xoviano.

Así, cando se di que a Terra describe unha elipse en torno ao Sol, en realidade débese dicir que a órbita descríbea o centro do sistema Terra-Lúa. Ambos os astros, unidos por un eixe invisible, forman algo así como unha haltera disimétrica que xira en torno ao seu centro de gravidade.

Debido a que a masa da Terra é moi superior á da Lúa, ese centro, denominado baricentro, que divide á masa común en dúas partes iguais, está situado no interior do globo terrestre, a uns 4683 km do seu centro. Así, 26 veces ao ano, a Lúa pasa alternativamente dun lado ao outro lado da órbita terrestre.

Desas consideracións, despréndese que os movementos da Lúa son moito máis complexos do que se supón, sendo necesario para determinar con exactitude os movementos reais da Lúa ter en conta nada menos que 1.475 irregularidades nos movementos lunares diferentes e que inclúen as perturbacións da súa órbita debidas á atracción exercida polos demais astros do sistema solar, especialmente Venus (o máis próximo) e Xúpiter (o de maior masa), así como entre outros a aceleración secular do movemento da Lúa.

Órbita da Lúa[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Órbita da Lúa.

A Lúa xira arredor da Terra, describindo unha traxectoria elíptica de baixa excentricidade, a unha distancia media de 384 400 quilómetros e nun sentido antihorario acompañándoa no seu xiro arredor do Sol. A súa órbita é elíptica, cun perixeo a 356.400 km e un apoxeo a 406.700 km, momento no que a lúa se ve máis pequena aínda estando chea (de calquera xeito, non deixa de ser unhas 25.000 veces máis brillante ca Sirio).

A distancia entre a Terra e o seu satélite natural varía, así como tamén a velocidade na órbita. Dado que a rotación lunar é uniforme e a súa traslación non, pois segue as leis de Kepler, prodúcese unha Libración en lonxitude que permite ver un pouco da superficie lunar ao leste e ao oeste, que de non ser así non se vería. O plano da órbita lunar está inclinado respecto da eclíptica uns 5° polo que se produce unha Libración en latitude que permite ver alternativamente un pouco máis aló do polo norte ou do sur. Por ambos os movementos o total de superficie lunar vista desde a Terra alcanza un 59% do total. Cada vez que a Lúa cruza a eclíptica, si a Terra e o Sol están sensiblemente alineados (Lúa chea (Plenilunio) ou Lúa nova (Novilunio)) producirase un eclipse lunar ou un eclipse solar.

A órbita da Lúa é especialmente complexa. A razón é que a Lúa esta suficientemente lonxe da Terra e a forza de gravidade exercida polo Sol é significativa. Dada a complexidade do movemento, os nodos da Lúa, non están fixos, senón que dan unha volta en 18,6 anos. O eixe da elipse lunar non está fixo e o apoxeo e perixeo dan unha volta completa en 8,85 anos. A inclinación da órbita varía entre 5° e 5°18'. De feito, para calcular a posición da Lúa con exactitude fai falta ter en conta polo menos varios centos de termos. Ademais, a órbita Lúa-Terra atópase inclinada respecto do plano da órbita Terra-Sol, de modo que únicamente en dous puntos da súa traxectoria, chamados nodos, poden producirse eclipses solares ou lunares.

Así mesmo, a Lúa afástase uns catro centímetros ao ano da Terra,[77] á vez que vai freando a rotación terrestre -o que fará que nun futuro afastado os eclipses totais de Sol deixen de producirse ao non ter a Lúa suficiente tamaño como para tapar o disco solar-. En teoría, dita separación debería prolongarse ata que a Lúa tardase 47 días en completar unha órbita ao redor do noso planeta, momento no cal o noso planeta tardaría 47 días en completar unha rotación ao redor do seu eixe, de modo similar ao que ocorre no sistema Plutón-Caronte. Con todo, a evolución futura do noso Sol pode trastornar esta evolución. É posible que ao converterse a nosa estrela nunha xigante vermella dentro de varios miles de millóns de anos, a proximidade da súa superficie ao sistema Terra-Lúa faga que a órbita lunar se vaia pechando ata que a Lúa estea a ao redor de 18.000 quilómetros da Terra -límite de Roche-, momento no cal a gravidade terrestre destruirá a Lúa converténdoa nuns aneis similares aos de Saturno. De todos os xeitos, o fin do sistema Terra-Lúa é incerto e depende da masa que perda o Sol neses estadios finais da súa evolución.[78]

Tempo requirido para que a luz viaxe desde a Terra ata a Lúa. O tamaño e a distancia están a escala.

Fases da Lúa[editar | editar a fonte]

Fases da lúa.
Artigo principal: Fases da lúa.
  • Lúa crecente: fase da Lúa desde a lúa nova ata a lúa chea. Neste caso é máis empregado cuarto crecente ou o crecente (da lúa). Chámase así porque cada día vese máis superficie lunar.
  • Lúa chea: estado da Lúa en que se ve desde a Terra todo o disco desta (a cara visible). Plenilunio (culto).
  • Lúa minguante: fase da Lúa que vai desde a chea ata a nova. Coma no caso da lúa crecente, son máis empregadas as denominacións cuarto minguante ou o minguante, a minguante (da lúa). Devalo (culto).
  • Lúa nova: fase da Lúa na que esta é iluminada polo Sol na cara oposta á Terra, e polo tanto non se ve máis que a súa sombra. Novilunio (culto).
  • Lúa vella: é equivalente á Lúa chea.
Fases da lúa (gl).png

Os eclipses solares e lunares[editar | editar a fonte]

Lúa baixa no ceo; a cor vermella é causado pola atmosfera terrestre. Nos eclipses de Lúa, esta toma unha cor parecida

Débense a unha extraordinaria casualidade. O diámetro do Sol é 400 veces máis grande que o da Lúa, pero tamén está 400 veces máis lonxe, de modo que ambos abarcan aproximadamente o mesmo ángulo sólido para un observador situado na Terra.

A Lúa nun eclipse lunar pode conter ata tres veces o seu diámetro dentro do cono de sombra causado pola Terra. Pola contra nun eclipse solar a Lúa apenas tapa ao Sol (eclipse total) e en determinada parte da súa órbita, cando está máis distante, non chega a ocultalo do todo, deixando unha franxa anular (eclipse anular).

A complexidade do movemento lunar dificulta o cálculo dos eclipses e débese ter presente a periodicidade con que estos se producen (Periodo Saros).

Exploración Lunar[editar | editar a fonte]

O astronauta Buzz Aldrin na superficie da Lúa (1969).
Cráter Daedalus.

A exploración da Lúa comezou o 1958 cando soviéticos e norteamericanos iniciaron, independentemente e en competición directa, proxectos para lanzar naves non tripuladas á órbita lunar. O principal programa da Unión Soviética foi o programa Luna (ou Lunik) que tiña por obxectivo chegar con naves non tripuladas á Lúa. A nave Luna 1 foi a primeira en sobrevoar a Lúa en 1959. O Luna 3 logrou fotografar a cara oculta do satélite o 4 de outubro de 1959.[79], o Luna 9 logrou pousarse suavemente sobre a súa superficie, o Luna 10 orbitou por primeira vez a Lúa, dous vehículos Lunokhod lograron pasearse pola súa superficie e a nave Luna 16 levou uns poucos gramos de po lunar á Terra.

Os EE.UU. seguiron varios programas. O primeiro foi o programa Pioneer, logo veu o programa Ranger que estrelaba as súas naves contra a Lúa para lograr coas súas cámaras fotos detalladas da superficie. Só as Ranger 7, 8 e 9 lograron o seu obxectivo. Sucedeuno programa Surveyor que conseguiu o aterraxe suaves de naves non tripuladas. O programa Lunar Orbiter (1966-1967) puxo naves non tripuladas en órbita lunar para cartografiar a mesma e axudar ao proxecto Apollo (1966-1972) a pór un home na Lúa fito histórico que se logrou, coa aluzinaxe do Apollo 11 o 20 de xullo de 1969, cando Neil Armstrong e Buzz Aldrin se converterón nos primeiros homes en camiñar pola superficie da Lúa e que se retransmitiu a todo o planeta desde as diferentes instalacións da Rede do Espazo Profundo. O MDSCC en Robledo de Chavela (Madrid, España) pertencente a ela, serviu de apoio durante toda a viaxe de ida e volta.[80][81]

Existen grupos que dubidan deste evento, alegando que a Lúa transmitida pola televisión foi un escenario montado, e todo o evento sería usado como propaganda do réxime estadounidense durante a Guerra Fría.

As naves estadounidenses Clementine e Lunar Prospector, as xaponesas Hiten e Selene, a europea Smart 1, a chinesa Chang'e 1 e a hindú Chandrayaan 1 representaron unha volta á Lúa, abandonada desde a ultima misión realizada pola nave sovietica Luna 24 en 1976. A súa misión foi detectar a presenza de vapor de auga mesturado con po lunar e procedente de cometas que se estrelaron preto dos polos lunares en cráteres onde nunca son iluminados polo Sol.

En setembro de 2005, a NASA anunciou o proxecto dunha nova viaxe tripulada ao noso satélite, programado para o ano 2018.

En setembro de 2009, anunciouse que a sonda india Chandrayaan-1, que orbitaba a Lúa, detectou finas películas de auga na superficie.[82]

A Lúa na literatura[editar | editar a fonte]

Frases formadas a partir de Lúa:

  • Estar ou vivir na lúa. Non se decatar do que acontece arredor dun.
  • Lúa de mel. Primeiros tempos despois do casamento (véxase hidromel).

Notas[editar | editar a fonte]

  1. Véxase Outras lúas da Terra
  2. Existe un certo número de asteroides próximos á Terra, incluíndo 3753 Cruithne, que son coorbitais coa Terra: as súas órbitas fanos achegar á Terra durante un certo tempo pero entón cambian a longo prazo (Morais et al , 2002). Estes son case-satélites: non son lúas, xa que non orbitan a terra.
  3. Morais, M.H.M.; Morbidelli, A. (2002) (en inglés). The Population of Near-Earth Asteroids in Coorbital Motion with the Earth. 160. Icarus. pp. 1–9. Bibcode 2002Icar..160....1M. DOI:10.1006/icar.2002.6937.
  4. Co 27% do diámetro e o 60% da densidad da Terra, a Lúa ten o 1,23% da masa terrestre. A lúa Caronte é maior que o seu primario Plutón, pero Plutón considérase un planeta anano.
  5. Dove, Adrienne; Robbins, Stuart; Wallace, Colin (setembro 2005). "The Lunar Orbit Throughout Time and Space". http://lasp.colorado.edu/life/GEOL5835/Moon_presentation_19Sept.pdf.
  6. [|UNOOSA] (01-01-2008). "Treaty on Principles Governing the Activities of States in the Exploration and Use of Outer Space, includingthe Moon and Other Celestial Bodies" (en inglés). http://www.oosa.unvienna.org/oosa/SpaceLaw/outerspt.html.
  7. Ernout, A. y Meillet, A. 1951 [3.ª ed.] Dictionnaire etymologique de la langue latine. París, Klincksieck.
  8. Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N. (2005). "Hf–W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon" (en inglés). Science 310 (5754): 1671–1674. DOI:10.1126/science.1118842. PMID 16308422.
  9. "On the origin of the Moon by rotational fission" (en inglés). The Moon 11 (2): 53–76. 1974. DOI:10.1007/BF01877794. http://adsabs.harvard.edu/abs/1974Moon...11...53B.
  10. 10,0 10,1 10,2 Stroud, Rick (2009). Walken and Company, ed. The Book of the Moon. pp. 24–27. ISBN 0802717349. 
  11. "Formation of an iron-poor moon by partial capture, or: Yet another exotic theory of lunar origin". Icarus 24: 256–268. 1975. DOI:10.1016/0019-1035(75)90102-5. http://adsabs.harvard.edu/abs/1975Icar...24..256M.
  12. "Origin of the moon–The collision hypothesis". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 15: 271–315. 1987. DOI:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987AREPS..15..271S.
  13. "Origin of the Earth and Moon" (en inglés). Planetary Science Research Discoveries. 31 de diciembre de 1998. http://www.psrd.hawaii.edu/Dec98/OriginEarthMoon.html. Consultado o 7 de abril de 2010.
  14. "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation" (en inglés). Nature 412 (6848): 708–712. 2001. DOI:10.1038/35089010. PMID 11507633.
  15. "Equilibration in the aftermath of the lunar-forming giant impact" (en inglés). Earth and Planetary Science Letters 262 (3–4): 438–449. 2007. DOI:10.1016/j.epsl.2007.07.055.
  16. "Moonwalk (summary of meeting at Meteoritical Society's 72nd Annual Meeting, Nancy, France)" (en inglés). Geoscientist 19: 8. 2009. http://www.geolsoc.org.uk/gsl/geoscientist/geonews/page6072.html.
  17. El vulcanismo lunar duró más tiempo del esperado
  18. "The magma ocean concept and lunar evolution" (en inglés). Annual review of earth and planetary sciences. 13: 201–240. 1985. DOI:10.1146/annurev.ea.13.050185.001221. http://adsabs.harvard.edu/abs/1985AREPS..13..201W.
  19. (en inglés) Magma ocean formation due to giant impacts. 98. 1993. pp. 5319–5333. DOI:10.1029/92JE02726. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993JGR....98.5319T.
  20. Daniel Clery (11 outubro de 2013). "Impact Theory Gets Whacked" (en inglés). Science: 183. DOI:10.1126/science.342.6155.183.
  21. Wiechert, U. et al. (outubro 2001). "Oxygen Isotopes and the Moon-Forming Giant Impact" (en inglés). Science (Science) 294: 345–348. Bibcode 2001Sci...294..345W. DOI:10.1126/science.1063037. PMID 11598294. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/294/5541/345.
  22. Pahlevan, Kaveh; Stevenson, David (outubro 2007). "Equilibration in the Aftermath of the Lunar-forming Giant Impact" (en inglés). EPSL 262: 438–449. arXiv:1012.5323. Bibcode 2007E&PSL.262..438P. DOI:10.1016/j.epsl.2007.07.055.
  23. "Titanium Paternity Test Says Earth is the Moon's Only Parent (University of Chicago)" (en inglés). Astrobio.net. http://www.astrobio.net/pressrelease/4673/titanium-paternity-test-says-earth-is-the-moons-only-parent. Consultado o 28/12/2014.
  24. "Moon" (en inglés). World Book Online Reference Center, NASA. 2004. http://www.nasa.gov/worldbook/moon_worldbook.html. Consultado o 12 de abril de 2007.
  25. "Space Topics: Pluto and Charon" (en inglés). The Planetary Society. http://www.planetary.org/explore/topics/pluto/. Consultado o 6 de abril de 2010.
  26. "Planet Definition Questions & Answers Sheet" (en inglés). International Astronomical Union. 2006. http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0601/q_answers/. Consultado o 24 de marzo de 2010.
  27. "NASA Research Team Reveals Moon Has Earth-Like Core" (en inglés). NASA. 01.06.11. http://www.nasa.gov/topics/moonmars/features/lunar_core.html.
  28. Nemchin, A.; Timms, N.; Pidgeon, R.; Geisler, T.; Reddy, S.; Meyer, C. (2009). "Timing of crystallization of the lunar magma ocean constrained by the oldest zircon" (en inglés). Nature Geoscience 2: 133–136. Bibcode 2009NatGe...2..133N. DOI:10.1038/ngeo417.
  29. 29,0 29,1 Shearer, C. et al. (2006). "Thermal and magmatic evolution of the Moon" (en inglés). Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 365–518. DOI:10.2138/rmg.2006.60.4.
  30. 30,0 30,1 30,2 30,3 30,4 Wieczorek, M. (2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): pp. 221–364. DOI:10.2138/rmg.2006.60.3.
  31. Lucey, P.; Korotev, Randy L. (2006). "Understanding the lunar surface and space-Moon interactions". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60 (1): pp. 83–219. DOI:10.2138/rmg.2006.60.2.
  32. Schubert, J. (2004). «Interior composition, structure, and dynamics of the Galilean satellites.». En Cambridge University Press. Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere (en inglés). pp. 281–306. ISBN 978-0-521-81808-7. 
  33. Williams, J.G.; Turyshev, S.G.; Boggs, D.H.; Ratcliff, J.T. (2006). "Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy" (en inglés). Advances in Space Research 37: 6771. arXiv:gr-qc/0412049. Bibcode 2006AdSpR..37...67W. DOI:10.1016/j.asr.2005.05.013.
  34. Spudis, Paul D.; Cook, A.; Robinson, M.; Bussey, B.; Fessler, B. (xaneiro 1998). "Topography of the South Polar Region from Clementine Stereo Imaging" (en inglés). Workshop on New Views of the Moon: Integrated Remotely Sensed, Geophysical, and Sample Datasets: 69. Bibcode 1998nvmi.conf...69S.
  35. 35,0 35,1 35,2 Spudis, Paul D.; Reisse, Robert A.; Gillis, Jeffrey J. (1994) (en inglés). Ancient Multiring Basins on the Moon Revealed by Clementine Laser Altimetry. 266. Science. Bibcode 1994Sci...266.1848S. DOI:10.1126/science.266.5192.1848. PMID 17737079.
  36. Pieters, C.M.; Tompkins, S.; Head, J.W.; Hess, P.C. (1997) (en inglés). Mineralogy of the Mafic Anomaly in the South Pole‐Aitken Basin: Implications for excavation of the lunar mantle. 24. Geophysical Research Letters. pp. 1903–1906. Bibcode 1997GeoRL..24.1903P. DOI:10.1029/97GL01718.
  37. Taylor, G.J. (17 xullo 1998). "The Biggest Hole in the Solar System" (en inglés). Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. http://www.psrd.hawaii.edu/July98/spa.html. Consultado o 31/12/2014.
  38. Schultz, P. H. (marzo 1997) (en inglés). Forming the south-pole Aitken basin – The extreme games. 28. Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference. p. 1259. Bibcode 1997LPI....28.1259S.
  39. Wlasuk, Peter (2000). Springer, ed. Observing the Moon (en inglés). p. 19. ISBN 978-1-85233-193-1. Consultado o 31/12/2014. 
  40. Norman, M. (21 abril 2004). "The Oldest Moon Rocks" (en inglés). Planetary Science Research Discoveries. http://www.psrd.hawaii.edu/April04/lunarAnorthosites.html.
  41. Varricchio, L. (2006). Xlibris Books, ed. Inconstant Moon (en inglés). ISBN 978-1-59926-393-9. 
  42. Head, L.W.J.W. (2003) (en inglés). Lunar Gruithuisen and Mairan domes: Rheology and mode of emplacement. 108. Journal of Geophysical Research. Bibcode 2003JGRE..108.5012W. DOI:10.1029/2002JE001909. http://www.agu.org/pubs/crossref/2003/2002JE001909.shtml. Consultado o 1/01/2015.
  43. Gillis, J.J.; Spudis, P.D. (en inglés). The Composition and Geologic Setting of Lunar Far Side Maria. 27. Lunar and Planetary Science. pp. 413–404. Bibcode 1996LPI....27..413G.
  44. Lawrence; D. J.; Barraclough, BL; Binder, AB; Elphic, RC; Maurice, S; Thomsen, DR (11 agosto de 1998) (en inglés). Global Elemental Maps of the Moon: The Lunar Prospector Gamma-Ray Spectrometer. 281. HighWire Press. pp. 1484–1489. Bibcode 1998Sci...281.1484L. DOI:10.1126/science.281.5382.1484. ISSN 1095-9203. PMID 9727970. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/281/5382/1484. Consultado o 1/01/2015.
  45. Taylor, G.J. (31 agosto de 2000). "A New Moon for the Twenty-First Century" (en inglés). Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. http://www.psrd.hawaii.edu/Aug00/newMoon.html.
  46. 46,0 46,1 Papike, J.; Ryder, G.; Shearer, C. (1998) (en inglés). Lunar Samples. 36. Reviews in Mineralogy and Geochemistry. pp. 5.1–5.234.
  47. 47,0 47,1 Hiesinger, H.; Head, J.W.; Wolf, U.; Jaumanm, R.; Neukum, G. (2003) (en inglés). Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum. 108. J. Geophys. Res.. p. 1029. Bibcode 2003JGRE..108.5065H. DOI:10.1029/2002JE001985.
  48. Munsell, K. (4 decembro de 2006). "Majestic Mountains" (en inglés). Solar System Exploration. NASA. http://sse.jpl.nasa.gov/educ/themes/display.cfm?Item=mountains. Consultado o 3/01/2015.
  49. Richard Lovett. "Early Earth may have had two moons : Nature News" (en inglés). Nature.com. http://www.nature.com/news/2011/110803/full/news.2011.456.html#B1. Consultado o 2/01/2015.
  50. "Was our two-faced moon in a small collision?" (en inglés). Theconversation.edu.au. http://theconversation.edu.au/was-our-two-faced-moon-in-a-small-collision-2659. Consultado o 2/01/2015.
  51. Melosh, H. J. (1989). Oxford Univ. Press, ed. Impact cratering: A geologic process (en inglés). ISBN 978-0-19-504284-9. 
  52. "Moon Facts". SMART-1. European Space Agency. 2010. http://planck.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31412. Consultado o 4/01/2015.
  53. "Gazetteer of Planetary Nomenclature: Categories for Naming Features on Planets and Satellites" (en inglés). U.S. Geological Survey. http://planetarynames.wr.usgs.gov/append6.html#Moon. Consultado o 4/01/2015.
  54. 54,0 54,1 Don, Wilhelms (1987). "Geologic History of the Moon". U.S. Geological Survey. http://ser.sese.asu.edu/GHM/ghm_07txt.pdf. Consultado o 4/01/2015.
  55. Hartmann, William K.; Quantin, Cathy; Mangold (2007). Possible long-term decline in impact rates: 2. Lunar impact-melt data regarding impact history. 186. Icarus. pp. 11–23. Bibcode 2007Icar..186...11H. DOI:10.1016/j.icarus.2006.09.009
  56. "The Smell of Moondust" (en inglés). NASA. 30 de xaneiro de 2006. http://science.nasa.gov/headlines/y2006/30jan_smellofmoondust.htm. Consultado o 15 de marzo de 2010.
  57. Heiken, G.; Vaniman, D.; French, B. (eds.) (1991). Cambridge University Press, ed. Lunar Sourcebook, a user's guide to the Moon. Nova York. p. 736. ISBN 978-0-521-33444-0. 
  58. Rasmussen, K.L.; Warren, P.H. (1985) (en inglés). Megaregolith thickness, heat flow, and the bulk composition of the Moon. 313. Nature. pp. 121–124. Bibcode 1985Natur.313..121R. DOI:10.1038/313121a0.
  59. Margot, J. L.; Campbell, D. B.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A. (4 de xuño de 1999). "Topography of the Lunar Poles from Radar Interferometry: A Survey of Cold Trap Locations". Science 284 (5420): 1658–1660. Bibcode 1999Sci...284.1658M. DOI:10.1126/science.284.5420.1658. PMID 10356393.
  60. William R., Ward (1 de agosto de 1975). "Past Orientation of the Lunar Spin Axis". Science 189 (4200): 377–379. Bibcode 1975Sci...189..377W. DOI:10.1126/science.189.4200.377. PMID 17840827.
  61. Martel, L. M. V. (4 xuño 2003). "The Moon's Dark, Icy Poles" (en anglès). Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. http://www.psrd.hawaii.edu/June03/lunarShadows.html. Consultado o 10/01/2015.
  62. Seedhouse, Erik (2009). Springer Praxis, ed. Lunar Outpost: The Challenges of Establishing a Human Settlement on the Moon. Springer-Praxis Books in Space Exploration (en inglés). Alemaña. p. 136. ISBN 978-0-387-09746-6. 
  63. Coulter, Dauna (18 marzo 2010). "The Multiplying Mystery of Moonwater". Science@NASA. http://science.nasa.gov/headlines/y2010/18mar_moonwater.htm?list940097. Consultado o 10/01/2015.
  64. Spudis, P. (6 novembro 2006). "Ice on the Moon". The Space Review. http://www.thespacereview.com/article/740/1. Consultado o 16/01/2015.
  65. Feldman, W. C.; S. Maurice, A. B. Binder, B. L. Barraclough, R. C. Elphic, D. J. Lawrence (1998). "Fluxes of Fast and Epithermal Neutrons from Lunar Prospector: Evidence for Water Ice at the Lunar Poles". 281. Science. pp. 1496–1500. Bibcode 1998Sci...281.1496F. DOI:10.1126/science.281.5382.1496. PMID 9727973.
  66. Saal, Alberto E.; Hauri, Erik H.; Cascio, Mauro L.; van Orman, James A.; Rutherford, Malcolm C.; Cooper, Reid F. (2008). "Volatile content of lunar volcanic glasses and the presence of water in the Moon's interior". 454. Nature. pp. 192–195. Bibcode 2008Natur.454..192S. DOI:10.1038/nature07047. PMID 18615079.
  67. Pieters, C. M.; Goswami, J. N.; Clark, R. N.; Annadurai, M.; Boardman, J.; Buratti, B.; Combe, J.-P.; Dyar, M. D.; Green, R.; Head, J. W.; Hibbitts, C.; Hicks, M.; Isaacson, P.; Klima, R.; Kramer, G.; Kumar, S.; Livo, E.; Lundeen, S.; Malaret, E.; McCord, T.; Mustard, J.; Nettles, J.; Petro, N.; Runyon, C.; Staid, M.; Sunshine, J.; Taylor, L. A.; Tompkins, S.; Varanasi, P. (2009). "Character and Spatial Distribution of OH/H2O on the Surface of the Moon Seen by M3 on Chandrayaan-1". Science 326 (5952): 568–72. Bibcode 2009Sci...326..568P. DOI:10.1126/science.1178658. PMID 19779151.
  68. Science (en castelán). La NASA detecta agua en la superficie de la Luna. El mundo. http://www.elmundo.es/elmundo/2009/09/24/ciencia/1253779331.html. Consultado o 22/03/2015.
  69. NASA Staff (10 de maio de 2011). ""Solar System Exploration - Earth's Moon: Facts & Figures" (en inglés). NASA. http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Display=Facts&Object=Moon. Consultado o 6 de novembro de 2011.
  70. "Is the Moon moving away from the Earth? When was this discovered?" (en inglés). http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=124. Consultado o 27/10/2013.
  71. C.D. Murray & S.F. Dermott (1999). Cambridge University Press, ed. Solar System Dynamics. p. 184. 
  72. Dickinson, Terence (1993). Camden House, ed. From the Big Bang to Planet X. Camden East, Ontario. pp. 79–81. ISBN 0-921820-71-2. 
  73. Bills, B.G., and Ray, R.D. (1999), "Lunar Orbital Evolution: A Synthesis of Recent Results", Geophysical Research Letters 26 (19): 3045-3048, DOI:10.1029/1999GL008348, http://www.agu.org/pubs/crossref/1999/1999GL008348.shtml
  74. MEASURING THE MOON'S DISTANCE
  75. Lunar Retroreflectors
  76. NEO Earth Close Approaches
  77. RTVE. "Telescopios" (en castelán). Tres14. http://www.rtve.es/television/20110427/telescopios/427958.shtml. Consultado o 27/10/2013.
  78. "Earth's Moon Destined to Disintegrate" (en inglés). http://www.space.com/scienceastronomy/070122_temporary_moon.html. Consultado o 27/10/2013.
  79. astronautix.com. "Luna Chronology: Luna E-3". Encyclopedia Astronautica. http://www.astronautix.com/project/luna.htm#chrono. Consultado o 5/11/2013.
  80. «La Revista: El hombre que pisó la Luna: Cuatro españoles en el Apolo XI», artigo en El Mundo, 31 de xaneiro de 2000 (en castelán)
  81. «Sen as vitais comunicacións mantidas entre o Apolo XI e a estación madrileña de Robledo de Chavela, a nosa aterraxe na lúa non sería posible», afirmou Neil Armstrong. Andrés Campos,«Excursiones: Ascensión a la Almenara: "La primera piedra"», artigo en El País, 24 de febreiro de 1995 (en castelán).
  82. Detectan solo "húmido" na lua

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Lúa