Vulcanismo na Lua - Volcanism on the Moon

As planícies lunares escuras e relativamente sem características, claramente vistas a olho nu, são vastas poças de lava antiga solidificadas chamadas maria .

O vulcanismo na Lua é representado pela presença de vulcões , depósitos piroclásticos e vastas planícies de lava na superfície lunar. Os vulcões costumam ter a forma de pequenas cúpulas e cones que formam grandes complexos vulcânicos e edifícios isolados. Calderas , características de colapso em grande escala geralmente formadas no final de um episódio eruptivo vulcânico, são excepcionalmente raras na Lua . Os depósitos piroclásticos lunares são o resultado de erupções de fontes de lava de magmas basálticos carregados de voláteis que ascendem rapidamente de fontes profundas do manto e entram em erupção como um spray de magma, formando minúsculas contas de vidro. No entanto, acredita-se que depósitos piroclásticos formados por erupções explosivas não basálticas menos comuns também existam na lua. As planícies de lava lunar cobrem grandes faixas da superfície da Lua e consistem principalmente de fluxos basálticos volumosos. Eles contêm uma série de características vulcânicas relacionadas ao resfriamento da lava, incluindo tubos de lava , canais e cristas enrugadas .

A Lua foi vulcânica ativa ao longo de grande parte de sua história, com as primeiras erupções vulcânicas ocorrendo há cerca de 4,2 bilhões de anos. O vulcanismo foi mais intenso entre 3,8 e 3 bilhões de anos atrás, período durante o qual muitas das planícies de lava lunar foram criadas. Pensou-se originalmente que esta atividade se extinguiu há cerca de 1 bilhão de anos, mas evidências mais recentes sugerem que um vulcanismo em menor escala pode ter ocorrido nos últimos 50 milhões de anos. Hoje, a Lua não tem vulcões ativos, embora uma quantidade significativa de magma possa persistir sob a superfície lunar.

Primeiras impressões

Em 1610, o astrônomo italiano Galileo Galilei interpretou mal as planícies de lava lunar como mares enquanto observava a Lua através do primeiro telescópio do mundo. Galileu, portanto, os apelidou de maria após a palavra latina para "mares". As depressões em forma de tigela distribuídas por toda a paisagem lunar foram sugeridas pela primeira vez como vulcões em 1665 pelo químico britânico Robert Hooke . Sua origem vulcânica foi reforçada por sua semelhança com as crateras dos Campos Flegreus na Itália , embora muito maiores. O astrônomo francês Pierre Puiseux propôs que as crateras da Lua eram cúpulas vulcânicas em colapso que liberaram todos os seus gases. Pierre-Simon Laplace , outro astrônomo francês, propôs no século 18 que os meteoritos eram projéteis vulcânicos ejetados das crateras lunares durante grandes erupções. O astrônomo britânico William Herschel , em um de seus primeiros artigos, afirmou ter visto três vulcões na Lua no final dos anos 1700, que mais tarde se revelaram como o brilho da terra .

A origem das crateras lunares permaneceu controversa ao longo da primeira metade do século 20, com os defensores do vulcão argumentando que os raios brilhantes que se espalharam de algumas crateras eram faixas de cinzas vulcânicas semelhantes às encontradas no Monte Aso, no Japão. Os astrônomos também relataram flashes de luz e nuvens vermelhas sobre as crateras Alphonsus e Aristarchus . As evidências coletadas durante o programa Apollo (1961-1972) e de espaçonaves não tripuladas do mesmo período provaram conclusivamente que o impacto meteórico , ou impacto de asteróides em crateras maiores, foi a origem de quase todas as crateras lunares e, por implicação, a maioria das crateras em outras corpos também.

Recursos

Após o impacto das crateras , o vulcanismo é o processo mais dominante que modificou a crosta lunar . Muitas dessas modificações foram preservadas devido à falta de placas tectônicas na Lua, de modo que a superfície lunar mudou insignificantemente ao longo da história geológica da Lua. O vulcanismo lunar tem sido confinado principalmente ao lado próximo da Lua, onde as planícies de lava basáltica são a característica vulcânica dominante. Em contraste, características topográficas positivas, como cúpulas, cones e escudos representam apenas uma pequena fração do registro vulcânico lunar. Vulcões e planícies de lava foram encontrados em ambos os lados da lua.

Planícies de lava

A maior parte da região escura é Oceanus Procellarum e éguas menores, como Imbrium e Serenitatis , que ficam dentro de seu anel. À esquerda da linha central está o Procellarum propriamente dito.

Os mares lunares são grandes planícies basálticas que cobrem mais de 15% da superfície lunar. Eles são as feições vulcânicas mais óbvias na Lua, aparecendo como feições topográficas escuras quando vistas a olho nu. Muitos tendem a cobrir o chão de grandes bacias de impacto e, portanto, são tipicamente circulares em seu contorno, com alguns maria menores preenchendo o fundo das crateras de impacto. As marias lunares principais variam em tamanho de mais de 200 km (120 mi) a cerca de 1.400 km (870 mi) e são superadas apenas pelo maior Oceanus Procellarum , que tem um diâmetro de aproximadamente 2.590 km (1.610 mi). Eles normalmente variam em espessura de cerca de 500 a 1.500 m (1.600 a 4.900 pés), com fluxos de lava individuais variando de 10 a 20 m (33 a 66 pés) de espessura. Isso sugere que cada égua é o produto de vários eventos eruptivos sobrepostos.

As idades dos basaltos do mar foram determinadas por datação radiométrica direta e pela técnica de contagem de crateras . As idades radiométricas variam de cerca de 3,16 a 4,2 bilhões de anos, enquanto as idades mais jovens determinadas a partir da contagem de crateras são de cerca de 1,2 bilhões de anos. No entanto, a maioria dos basaltos de mares parece ter entrado em erupção entre cerca de 3 e 3,5 bilhões de anos atrás. As poucas erupções basálticas que ocorreram no lado oposto da Lua são antigas, enquanto os fluxos mais recentes são encontrados dentro do Oceanus Procellarum no lado próximo. Embora muitos dos basaltos tenham entrado em erupção ou tenham fluido para bacias de impacto baixas, a maior extensão de unidades vulcânicas, Oceanus Procellarum, não corresponde a nenhuma bacia de impacto conhecida.

A razão pela qual os basaltos de mares estão predominantemente localizados no hemisfério lateral da Lua ainda está sendo debatida pela comunidade científica. Com base nos dados obtidos da missão Lunar Prospector , parece que uma grande proporção do inventário da Lua de elementos produtores de calor (na forma de KREEP ) está localizada dentro das regiões de Oceanus Procellarum e da bacia Imbrium, uma província geoquímica única agora referida como o Procellarum KREEP Terrane . Embora o aumento na produção de calor dentro do Terrano Procellarum KREEP esteja certamente relacionado à longevidade e intensidade do vulcanismo ali encontrado, o mecanismo pelo qual o KREEP se concentrou nesta região não foi acordado.

Exemplos

Mare Moscoviense

Mare Smythii

Vulcões

Uma série de cúpulas e cones estão presentes na Lua, mas essas características provavelmente se formaram de forma diferente das da Terra. Como a gravidade na Lua é apenas um sexto da da Terra, o vulcanismo lunar é capaz de lançar o material ejetado muito mais longe, deixando pouco para se acumular perto da abertura. Em vez de um cone vulcânico , essas erupções lunares devem formar uma camada ampla e fina ao redor da abertura. Na Terra, os domos de lava se formam a partir de lavas pastosas muito espessas. As lavas basálticas são mais líquidas e tendem a formar fluxos de lava planos e largos. Na Lua, a maioria das cúpulas e cones parecem ser feitos de basaltos. Como resultado, é improvável que eles tenham se formado como cúpulas terrestres a partir de lavas espessas e não basálticas. Em vez disso, as cúpulas lunares e cones podem marcar lugares onde os basaltos erupcionados mal derreteram.

Mons Rümker , um complexo vulcânico no Oceanus Procellarum

Cúpulas lunares raramente são encontradas isoladas. Em vez disso, eles mais comumente se formam em grupos ao longo das planícies de lava lunar. Um exemplo proeminente são as Colinas Marius , um dos maiores complexos vulcânicos da Lua. Eles consistem em vários cones e cúpulas que ocupam o cume de uma ampla ondulação topográfica, que pode ser o equivalente lunar de um vulcão em escudo . O complexo se eleva de 100 a 200 m (330 a 660 pés) das planícies ao redor e forma um planalto de lava de 35.000 km ² (14.000 sq mi). Um total de 59 cones e 262 cúpulas com diâmetros de 2 a 25 km (1,2 a 15,5 mi) foram identificados.

Mons Rümker é um complexo menor, semelhante em aparência às Colinas Marius. Compreende um planalto com uma área de aproximadamente 2.000 km ² (770 sq mi) e se eleva de 200 a 1.300 m (660 a 4.270 pés) acima da superfície circundante. Três unidades principais de basalto com idades entre 3,51 e 3,71 bilhões de anos foram identificadas em Mons Rümker, embora as características vulcânicas mais recentes possam ser cúpulas com lados íngremes na superfície do planalto, pois mostram indicações de terem estado ativas até o Eratosthenian . Mais de 20 cúpulas cobrem o planalto e são as formas de relevo vulcânicas mais proeminentes de Mons Rümker.

Os Domos Gruithuisen no noroeste do Mare Imbrium consistem em dois edifícios vulcânicos: Mons Gruithuisen Gamma ao norte e Mons Gruithuisen Delta ao sul. Eles estão situados na borda de uma cratera de impacto e diferem na cor das rochas circundantes. As cúpulas podem marcar um raro caso de vulcanismo não basáltico na lua. Mons Hansteen , uma cúpula de formato aproximadamente triangular na margem sul do Oceanus Procellerum, é outro exemplo de um raro vulcão lunar não basáltico. Consiste em material com alto teor de sílica que entrou em erupção há cerca de 3,5 a 3,7 bilhões de anos a partir de aberturas ao longo de fraturas de tendência nordeste, noroeste e sudoeste.

O Complexo Vulcânico Compton-Belkovich (CBVC) tem 25 km (16 mi) de largura e 35 km (22 mi) de extensão, não-mar, no outro lado da lua. Ele difere de outras feições vulcânicas lunares devido à sua litologia evoluída , configuração tectônica regional, sua localização sendo próxima ao pólo norte , longe do terreno Procellarum KREEP e sua recente associação com água endogênica. No meio do CBVC encontra-se uma depressão de formato irregular delimitada por escarpas de falhas que se acredita ser uma caldeira. A oeste está uma feição de aproximadamente 10 km (6,2 mi) de largura e 18 km (11 mi) de comprimento chamada West Dome. Uma feição em forma de cone vulcânico, chamada East Dome, fica perto da margem oriental da caldeira. Tem uma tendência mais ou menos norte-sul, medindo 12 km (7,5 mi) de comprimento e 7 km (4,3 mi) de largura. Ao norte da caldeira, existe uma feição chamada Little Dome, com 500 m (1.600 pés) de diâmetro. Mais ao norte está uma cúpula alongada, orientada de norte a sul, chamada de Cúpula Média. Tem 2,5 km (1,6 mi) de comprimento e 0,6 km (0,37 mi) de largura. Tanto a Little Dome quanto a Middle Dome têm pedras no topo que podem ser blocos vulcânicos . O Big Dome, também conhecido como North Dome, está mais ao norte, na borda do CBVC. Tem 2,5 km (1,6 mi) de diâmetro com uma depressão no topo. A distribuição de frequência do tamanho de crateras pequenas deu resultados inconclusivos para o momento do vulcanismo CBVC, com idades variando de menos de 1 bilhão de anos a mais de 3 bilhões de anos.

Tubos de lava

Uma cratera da fossa do Mare Tranquillitatis que pode representar o colapso parcial de um tubo de lava lunar

Embora se saiba da existência de tubos de lava na Terra, só recentemente é que foi confirmado que também existem na lua. Sua existência às vezes é revelada pela presença de uma "claraboia", um local em que o teto do tubo desabou, deixando um buraco circular que pode ser observado por orbitadores lunares . Uma área exibindo um tubo de lava é a região de Marius Hills. Em 2008, uma abertura para um tubo de lava nesta área pode ter sido descoberta pela espaçonave japonesa Kaguya . A clarabóia foi fotografada com mais detalhes em 2011 pelo Lunar Reconnaissance Orbiter da NASA , mostrando a fossa de 65 metros de largura e o chão da fossa cerca de 36 m (118 pés) abaixo. Também pode haver tubos de lava no Mare Serenitatis .

Os tubos de lava lunar podem servir potencialmente como compartimentos para habitats humanos. Podem existir túneis maiores que 300 m (980 pés) de diâmetro, situados abaixo de 40 m (130 pés) ou mais de basalto, com uma temperatura estável de −20 ° C (−4 ° F). Esses túneis naturais fornecem proteção contra radiação cósmica , radiação solar, meteoritos, micrometeoritos e material ejetado de impactos. Eles são isolados das variações extremas de temperatura na superfície lunar e podem fornecer um ambiente estável para os habitantes .

Depósitos piroclásticos

Solo Orange Taurus – Littrow descoberto na missão Apollo 17 . A cor laranja é devido a contas de vidro microscópicas criadas por processos vulcânicos no início da história da Lua.

Perto das bordas da égua lunar estão camadas escuras de material que cobrem muitos milhares de quilômetros quadrados. Eles contêm muitas pequenas esferas de vidro laranja e preto que provavelmente se formaram a partir de pequenas gotas de lava que esfriaram muito rapidamente. Acredita-se que essas gotículas sejam ejetadas de erupções de fontes de lava maiores do que as da Terra. Os maiores depósitos conhecidos ocorrem em Taurus-Littrow , Sinus Aestuum , Sulpicius Gallus , Rima Bode, Mare Vaporum, Mare Humorum e o Platô Aristarchus no lado central próximo da Lua.

Muitos depósitos piroclásticos menores medem apenas alguns quilômetros de diâmetro e quase sempre estão localizados perto do mar ou em grandes leitos de crateras de impacto, embora vários também se localizem ao longo de linhas de falhas claras . Eles provavelmente foram produzidos por pequenas explosões vulcânicas, uma vez que a maioria contém uma pequena cratera ou fosso central alongado ou de formato irregular. Os exemplos são preservados ao longo da borda do fundo da cratera de Alphonsus, uma cratera de impacto na borda leste do Mare Nubium.

Estendendo-se por cerca de 7 km (4,3 mi) de leste a sudeste do CBVC é uma área altamente reflexiva que pode ser um depósito de fluxo piroclástico . Sua refletividade é mais forte na faixa de 7,1 a 7 μm (0,00028 a 0,00028 in), indicando que o quartzo ou feldspato alcalino é o principal constituinte. Restos explosivos também aparecem espalhados a leste por cerca de 300 km (190 mi), cobrindo uma área de 70.000 km ² (27.000 sq mi). A grande extensão desse depósito piroclástico se deve à baixa gravidade da Lua, de modo que uma erupção explosiva gigante do CBVC foi capaz de espalhar detritos sobre uma área muito maior do que seria possível na Terra.

Rilles

São depressões longas e estreitas na superfície lunar que se assemelham a canais . Sua formação precisa ainda não foi determinada, mas provavelmente foram formados por processos diferentes. Por exemplo, canais sinuosos serpenteiam em um caminho curvo como um rio maduro e são pensados ​​para representar canais de lava ou os restos de tubos de lava desmoronados. Eles normalmente se estendem de pequenas estruturas de fossas que se acredita terem sido aberturas vulcânicas. O Vale de Schroter entre o Mare Imbrium e o Oceanus Procellarum é o maior canal sinuoso. Outro exemplo proeminente é Rima Hadley , que se formou há quase 3,3 bilhões de anos.

Os canais arqueados têm uma curva suave e são encontrados nas bordas dos mares lunares escuros. Acredita-se que eles se formaram quando os fluxos de lava que criaram uma égua resfriaram, se contraíram e afundaram. Estes são encontrados em toda a Lua, exemplos proeminentes podem ser vistos perto da fronteira sudoeste do Mare Tranquillitatis e na fronteira sudeste do Mare Humorum.

Impactos

A análise de amostras de magma lunar recuperadas pelas missões Apollo indicam que o vulcanismo na Lua produziu uma atmosfera lunar relativamente espessa por um período de 70 milhões de anos entre 3 e 4 bilhões de anos atrás. Essa atmosfera, proveniente de gases ejetados de erupções vulcânicas lunares, tinha o dobro da espessura da atual Marte . Foi teorizado, de fato, que essa atmosfera antiga poderia ter sustentado vida, embora nenhuma evidência de vida tenha sido encontrada. A antiga atmosfera lunar foi eventualmente destruída pelos ventos solares e dissipada no espaço.

O derretimento parcial do manto lunar e a colocação dos basaltos de inundação do Oceanus Procellarum podem ter causado a inclinação axial da Lua 3 bilhões de anos atrás, durante o qual os pólos lunares mudaram 125 mi (201 km) para suas posições modernas. Essa errância polar é inferida dos depósitos de hidrogênio polar que são antípodais e deslocados igualmente de cada pólo ao longo de longitudes opostas.

Atividade recente

Em 2014, a NASA anunciou "evidências generalizadas de vulcanismo lunar jovem" em 70 manchas de mares irregulares identificadas pelo Lunar Reconnaissance Orbiter, algumas com menos de 50 milhões de anos. Isso levanta a possibilidade de um manto lunar muito mais quente do que se acreditava anteriormente, pelo menos no lado próximo, onde a crosta profunda é substancialmente mais quente devido à maior concentração de elementos radioativos. Pouco antes disso, foram apresentadas evidências de um vulcanismo basáltico de 2 a 10 milhões de anos mais jovem dentro da cratera Lowell , localizada na zona de transição entre os lados próximos e distantes da Lua. Um manto inicialmente mais quente e / ou enriquecimento local de elementos produtores de calor no manto podem ser responsáveis ​​por atividades prolongadas também no outro lado da bacia de Orientale.

Veja também

• Lista de vulcões extraterrestres
• Geologia da Lua
• Oceano de magma lunar
• Vulcanismo em Io

Referências