AstroManual - Astronomia Observacional amadora
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Terrae e Mare Lunar
Os planaltos e planícies da Lua

Para estudar a origem e evolução da Lua buscamos as marcas que esses processos deixaram em suas grandes formações geológicas observáveis desde a Terra e por equipamentos em sondas, dados. amostras colhidas da Lua através das missões Apollo, e na constituição química das rochas lunares. A geologia lunar implica no estudo das características geológicas da Lua bem como a das constituições químicas de seus principais componentes, as rochas. Basicamente a superfície da Lua compreende dois tipos de terrenos, as Terrae (áreas elevadas) e os Mare ou Maria (áreas baixas ou planícies).

As terrae, terras altas, dominam a superfície lunar e ocupam mais que aproximadamente 84 a 85% da Lua. Elas são visíveis da Terra como as partes mais luminosa dos terrenos da Lua. Visto por telescópios, elas são de aparência mais áspera, mais densamente craterada, e mais alta em elevação que as áreas das maria (planícies).
Foi proposto que as Terrae são mais velhas que as áreas das marias em solos estratigrafos, e os recentes estudos das amostras trazidas pelos astronautas confirmaram esta relação de idade. As maiorias das pedras das terras elevadas foram datadas por métodos radiométricos e que apontam para uma idade de 3.95 bilhões anos ou mais velhas. Em contraste, as áreas das marias (mares), inclusive a grande área irregular conhecida como Oceanus Procellarum, só ocupam aproximadamente 15 ou 16% da superfície da Lua. Elas são as áreas escuras visíveis da Terra a olho desarmado. As Maria foram formadas de lavas vulcânicas escuras (basaltos) em torno de 3 a 3.5 bilhões anos atrás, teoricamente de vulcanismo. Além de ser mais escura, as marias são menos densamente craterada e conseqüentemente mais lisa que as terrae. A maioria das áreas das marias é relativamente nivelada e muitas ocupam áreas de depressão. Todos esses aspectos sugerem que as áreas das marias são constituídas por fluxos de lavas basálticas. Tais fluxos ocupam áreas extensas na Terra, ambos sob os chãos de oceano e nos ''continentes''.
Algumas das amostras lunares trazidas pelos astronautas das missões Apollo consistem em basaltos que sob muitos aspectos são semelhantes em química e mineralogia aos basaltos terrestres.
Determinações de idade radiométricas mostraram que a maioria dos basaltos aponta para uma data de resfriamento entre 3.2 e 3.8 bilhões anos atrás. O debate sobre a origem dos basaltos das marias continua. Talvez estudo adicional das amostras trazidas a Terra, de dados geofísicos recolhidos em situ na superfície lunar, e de geofísico e dados geoquímicos obtidos pelas sondas em órbita lunar poderão esclarecer o problema do por que os basaltos formaram e o por que eles se acumularam nessas áreas das marias.
As terrae ou terras altas (highlands) são terrenos estáveis, com maior albedo (mais luminoso), de cor mais clara, mais velho, e geralmente mais alto e que ocupa a maioria da superfície da Lua. Como elas são mais velhas, as terrae são muito mais densamente povoadas de crateras grandes que as marias. Embora as terrae ocupem dois terços da face visível da Terra, o conhecimento que temos sobre elas é muito menor que sobre as marias. Isto devido a serem mais antigos e de aparente complexidade e em parte porque uma única da cinco astronaves somente a Surveyor aterrissou nas terrae. Porém, nossa compreensão aumentou em muito com os resultados das missões Apollo, especialmente com os resultados das últimas quatro missões.
As análises das amostras lunares trazidas a Terra, estudo de dados coletados de instrumentos colocados na superfície lunar, e instrumentos sensores distantes de naves em órbita da Lua preencheram muitos dos buracos de informação que faltavam, mas também apresentou novos problemas a serem resolvidos. Dados radiométricos obtidos em amostras de rochas das terrae confirmam, como era acreditado anteriormente, que as terrae são mais velhas que as marias.
Embora as terrae foram altamente modificadas, elas são compostas de material rochoso formado muito cedo na história da Lua pelo processo de diferenciação magmática. São minerais segregados formados dentro de uma fundição ígnea de acordo com as diferenças nas suas propriedades físicas. Materiais mais leves sobem ao topo do corpo do magma em virtude da sua mais baixa gravidade específica, e, depois da solidificação, formam rochas de baixa densidade.
Entre as amostras lunares trazidas é pensado que não representam completamente os materiais de terra alterados por eventos subseqüentes, variedades de anorthosite de gabbroic são os mais comuns. Este tipo de rocha está em grande parte composto de plagioclase com quantias variadas de olivina e pyroxene. Plagioclase é um mineral comum na Terra e que apresenta gravidade específica bastante baixa. A preponderância de rochas anorthositic nas terras altas lunares é apoiada por dados obtidos por instrumentos sensores das missões Apollos.
Algumas das diferenças químicas entre anorthositic e as rochas basálticas foram determinados pelo raio-X fluorescência e raio gama de experimentos nas Apollos 15 e 16. O resultado apresentado foi uma relação mais alta de alumínio para silício nas terrae que nas maria, correspondendo à diferença química conhecida entre anorthositic e rochas basálticas, sendo que as terrae contêm menos ferro e titânio que as marias. Isto também é consistente com as composições químicas de anorthositic versus as das rochas basálticas. A mais baixa gravidade específica de rochas anorthositic comparada a basaltos é outra característica que foram diretamente ou indiretamente medidas através de experiências orbitais. As últimas cinco missões registraram variações no campo de gravidade lunar ao longo do rastreamento do solo. Os resultados apresentam claramente que os materiais de terrae são menos densos que os materiais das marias. Evidência indireta foram apresentadas por altímetros de laser a bordo das Apollos 15, 16, e 17, mostrando conclusivamente que nas regiões das terrae são mais altas em elevação comum que nas marias. A experiência eletromagnética da missão Apollo 17 substanciou as elevações de mancha registradas pelo altímetro de laser.
Os resultados combinados destas três experiências indicam que a maioria da crosta da Lua é semelhante a da maioria da crosta da Terra em equilíbrio isostático (equilíbrio geral da crosta terrestre ao flutuar sobre o substrato fluido). Em outras palavras, as áreas mais altas têm sob si rochas de baixas densidades, e nas áreas baixas as rochas apresentam uma densidade mais alta, e diferenças em elevação por largas áreas apresentam resultado de diferenças em densidade, ou gravidade específica.
Os materiais rochosos antigos das terrae foram drasticamente modificados desde o início da sua formação através de vários processos na história lunar. Bombardeio repetitivo de choques de corpos vindos do espaço foi a causa mais importante dessa modificação. Incontáveis eventos de impacto resultaram na redistribuição do material difundido em cima da superfície, a brecciation (fragmento anguloso, consolidado por cimento, e que pode resultar do quebramento de uma rocha por processos tectônicos, ou de fragmentos de blocos vulcânicos, ou de cascalhos angulosos sedimentados) das rochas assim deslocadas, e o metamorfismo por choque dos minerais que compõem as rochas. Os eventos de impacto foram tão numerosos e o efeito cumulativo deles foi tão penetrante que há poucas amostras reconhecíveis do material da crosta original.
Outros processos que modificaram as terrae são o tectonismo, o vulcanismo, e massa de desgaste proveniente do material ejetado das crateras e dos corpos de impressão. O tectonismo é visível em numerosas estruturas lineares cortam as terrae. Algumas já foram reconhecidas e mapeadas como falhas normais, ou como pares de falhas normais espaçadas de perto que limitam (bordejam) as grabens.
Algumas dessas maiores estruturas lineares estão localizadas no lado visível da Lua e irradiam da extremidade da bacia Imbrium (Imbrium basin). Obviamente elas estão relacionadas com a formação daquela bacia. Porém, em cima da Lua inteira, a maioria das características lineares é orientada nas direções nordeste e noroeste. Esse arranjo resulta em um padrão de grade retilínea chamada de " lunar grid ", cuja origem é desconhecida. Deve ter sido formada em uma fase mais cedo porque partes delas foram modificadas e interceptadas por padrões de falhas e devem ter sido cinzeladas irradiando-se externamente da bacia circular, estas características devem ser de idade bastante considerável.
O Vulcanismo é claramente evidente, por exemplo, na cadeia de crateras Abulfeda que se estendem para mais de 200 km a sudeste da cratera Abulfeda. Esta cadeia é de perto alinhada com duas crateras em encadeia similares em aparência: uma está perto da cratera Ptolemaeus e a outra está próxima da cratera Piccolomini. Outra área de possível atividade vulcânica é o planalto de Kant (Kant plateau), a extremidade do qual foi examinado pelos astronautas da Apollo 16. A área da cratera Ptolemaeus e de Kant são altas e têm quantias anormalmente altas de alumínio a silício. Massas de material erodido afetou as terrae reduzindo as diferenças do relevo causado por craterização, tectonismo, e vulcanismo. Esta forma de erosão dominou o áspero peculiar das terrae movendo os materiais das áreas altas para as áreas baixas. A taxa alcançada por esse movimento vai de muito lenta (como por rastejo) para muito rápido (como através de avalanches). Há muitas hipóteses para explicar a variada distribuição de materiais da crosta documentada pelos sensores orbital das Apollo's e as amostras trazidas da superfície lunar.
A variação em espessura, composição, e elevação das regiões de maria e regiões das terrae, a atividade de raio de gama aumentada observou no centro do lados distantes da Lua, o aumento magnético descoberto a partir de medições realizadas em cima de algumas áreas, e as diferenças essenciais entre bacias das marias irregulares e circulares e as áreas das terras elevadas (highland) indicaram a existência de um mecanismo controlando.
Uma teoria baseada em transmissão de manto (circulação interna de material quente) dá uma possível explicação para os dados observados por sensores e descreve um possível mecanismo controlando para a substância química, variações geofísicas, e topográficas.
Muito cedo na história da formação da Lua, quando estava muito quente e fluido, o material do manto estava separado da fundição primordial através de diferenciação química. O material de mais baixa densidade foi se concentrado na parte superior do manto, considerando que o material mais denso localizava-se na parte mais baixa. Correntes de transmissão dentro do manto parcialmente transportaram o material de peso mais leve para algumas áreas causando a variação agora marcada na espessura da crosta lunar, densidade, e composição química observada presentemente entre as terrae e as áreas das maria. As áreas despojadas de material de peso mais leve foram então inundadas por basaltos que presentemente estão em uma crosta grandemente emagrecida (fina). Áreas onde estas concentrações que apresentam aumentos de raio gama e atividades magnéticas foram causadas pela circulação interna e concentração de materiais com mais alto teor magnético e propriedades de raio gama. Porém, a teoria de transmissão do manto ainda está sendo debatida, e um verdadeiro entendimento do desenvolvimento da crosta lunar pode ainda precisar de anos de estudos adicionais.

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