Mar lunar

Os mares lunares, denominados tamén mare (do latín, plural maria) son planicies extensas, escuras e basálticas da superficie lunar, conformadas por afloramentos basálticos en erupcións provocadas por impactos de meteoritos. Tamén son definidas como concas baixas de contornos case circulares enchidas de lava. Os primeiros astrónomos denomináronos así ao confundilos visualmente con auténticos mares.

Son facilmente distinguibles na superficie da Lúa debido á súa cor escura, xa que reflicten menos a luz do Sol que as zonas lunares altas. O seu chan creouse ao longo de millóns de anos polo impacto de meteoritos na superficie que perforaron a cortiza do satélite, producindo enormes concas de impacto, as cales foron logo enchidas por magma procedente do manto lunar. Ao conxunto de mares lunares denomínaselle maria.

Tamén se considera parte dos maria outras planicies de diversa magnitude que tiveron unha formación similar, aínda que non se lles chame «mare». En realidade difiren destes últimos basicamente no seu tamaño. Por exemplo, o Oceanus Procellarum («océano»), foi denominado así pola súa grande extensión. Pero a nomenclatura tamén usa Lacus («lago»), para as planicies máis pequenas; Palus («pantano» ou «lamazal») para chairas relativamente extensas pero de límites pouco definidos e Sinus («seo») para as convexidades redondeadas nun mare.

Evidencias de vulcanismo lunar novo (12 de outubro de 2014).

Debido a que o regolito, que conforma gran parte do chan lunar, reflicte máis a luz que o basalto dos mares, estes últimos percíbense como grandes manchas escuras que contrastan co resto da superficie. Os mares recobren o 16 % da superficie lunar e atópanse, sobre todo, na cara visible. Os poucos que se achan na cara oculta son moito máis pequenos e están cheos de enormes cráteres nos que fluíron cantidades máis exiguas de basalto. Exemplo deste tipo de accidente é o denominado Mare Crisium, situado a 17ºN-59ºE, que forma unha enorme extensión de material denominado regolito.

Crese que esta distribución irregular débese ao fenómeno de rotación síncrona, que fai que a Lúa empregue o mesmo tempo en virar sobre si mesma que en dar unha volta á Terra, polo que sempre se observa a mesma cara. Ao ser os mares máis densos que o resto da superficie lunar, son atraídos con máis forza por efecto da gravidade terrestre. Despois de milenios, a rotación da Lúa retardouse de tal forma que a cara máis pesada se orienta sempre cara á Terra.

A maior parte das erupcións volcánicas que formaron os maria tiveron lugar a través das fisuras dos ocos dos impactos. O magma basáltico foi fluíndo ao longo de diversos períodos, durante milenios, moito despois de que se formasen os ocos dos impactos.

A nomenclatura tradicional para a Lúa tamén inclúe algún océano (oceanus), lago (lacus), marisma (palus) e baía (sinus), os tres últimos son máis pequenos que os maria, pero teñen as mesmas características.

Véxase tamén

Bibliografía

Paul D. Spudis, The Once and Future Moon, Smithsonian Institution Press, 1996, ISBN 1-56098-634-4. (en inglés)
G. Jeffrey Taylor (April 30, 2006). "Finding Basalt Chips from Distant Maria". Planetary Science Research Discoveries. (en inglés)
G. Jeffrey Taylor (December 5, 2000). "Recipe for High-Titanium Lunar Magmas". Planetary Science Research Discoveries. (en inglés)
G. Jeffrey Taylor (June 23, 2000). "The Surprising Lunar Maria". Planetary Science Research Discoveries. (en inglés)
Catherine Weitz (February 12, 1997). "Explosive Volcanic Eruptions on the Moon". Planetary Science Research Discoveries. (en inglés)

Outros artigos

Ligazóns externas