CRÁTERES LUNARES
Hasta que las primeras sondas lunares revelaron la existencia de pequeños cráteres en la Luna, las opiniones de los astrónomos acerca de su origen estaban divididas y eran muchos los que pensaban que eran de origen volcánico. En realidad, la Luna tenía unas pocas calderas volcánicas y la inmensa mayoría de los cráteres se debía al innumerable impacto de meteoritos desde el espacio. La craterización de impacto es, de hecho, una de las principales fuerzas que actúan en la configuración del paisaje de todos los mundos del sistema solar, pero se menospreció su importancia durante mucho tiempo porque la atmósfera protectora de la Tierra reduce el número de cráteres que se forman en nuestro planeta y las fuerzas tectónicas y erosivas borran o disimulan con relativa rapidez los cráteres recién formados.
La Luna, en cambio, nos ofrece cráteres antiquísimos que se han formado sin el estorbo de una atmósfera y que pueden haber permanecido inalterados desde hace muchos millones de años. Cuanto mayor es el cráter, más complejo resulta; los más pequeños son cuencos perfectos en la superficie, formados cuando la onda de choque del meteorito que cae pulveriza tanto el proyectil como el terreno en el que se estrella, expulsándolo por los bordes en forma de un cono de material eyectado que vuelve a caer alrededor del lugar del impacto.Los cráteres de tamaño medio suelen tener picos centrales donde el fondo del cráter ha rebotado. Cuanto más profundas son las paredes, más probable es que se hundan bajo su propio peso, desplomándose para formar terrazas. Las cuencas de impacto de mayor tamaño pueden elevar cadenas montañosas completas en los bordes y los cráteres más recientes suelen estar rodeados de “rayos” claros de material eyectado, que a veces se extienden muchos cientos de kilómetros.
MARES LUNARES
La Luna, en cambio, nos ofrece cráteres antiquísimos que se han formado sin el estorbo de una atmósfera y que pueden haber permanecido inalterados desde hace muchos millones de años. Cuanto mayor es el cráter, más complejo resulta; los más pequeños son cuencos perfectos en la superficie, formados cuando la onda de choque del meteorito que cae pulveriza tanto el proyectil como el terreno en el que se estrella, expulsándolo por los bordes en forma de un cono de material eyectado que vuelve a caer alrededor del lugar del impacto.Los cráteres de tamaño medio suelen tener picos centrales donde el fondo del cráter ha rebotado. Cuanto más profundas son las paredes, más probable es que se hundan bajo su propio peso, desplomándose para formar terrazas. Las cuencas de impacto de mayor tamaño pueden elevar cadenas montañosas completas en los bordes y los cráteres más recientes suelen estar rodeados de “rayos” claros de material eyectado, que a veces se extienden muchos cientos de kilómetros.
MARES LUNARES
Son las llamadas zonas oscuras de la superficie de la Luna. Los mares lunares representan aproximadamente el 20% de nuestro satélite, y semejan superficies planas con ondulaciones locales en forma de cadenas montañosas de poca altitud y ríos de lava solidificada.
Según la hipótesis más aceptada, la Lu
na fue bombardeada durante millones de años por un gran número de meteoritos; el número de cráteres cuantificados sólo en la cara visible de la Luna es mayor de 300.000. Hace unos 4.000 millones de años el bombardeó meteórico cesó casi por completo, y se produjo una nueva etapa de la evolución lunar caracterizada por la erupción de grandes cantidades de lava, que invadieron las grandes depresiones, estas grandes superficies son las conocidas como “Mares “ y se sabe que son más jóvenes que el resto de la superficie lunar porque poseen menos cráteres producto de los impactos de meteoritos a los que está sometida la luna, esto fue confirmado al traer los astronautas rocas de mares y cráteres a las cuales se les midió la edad en laboratorios terrestres.
Este modelo está apoyado por la composición del material de los mares: lava basáltica, similar a la encontrada en las zonas volcánicas de nuestro planeta, con un contenido rico en titanio en las zonas más antiguas.
Por alguna razón desconocida los mares son mucho más abundantes en la cara visible de la Luna, mientras que la cara oculta posee únicamente unos pocos mares de pequeña extensión. Los mares más grandes de la cara visible son el Oceanus Procellarum, el Mare Imbrium, el Mare Frigoris, el Mare Serenitatis, el Mare Tranquillitatis, el Mare Fecunditatis y el Mare Crisium. En la cara oculta, los más destacados son el Mare Moscoviense, el Mare Australe, el Mare Ingenii y el Mare Orientale.
Al ser los mares regiones notablemente llanas fueron escogidos como lugares para los alunizajes de las primeras misiones del proyecto Apolo. Así, Neil Armstrong pisó por vez primera nuestro satélite en el Mare Tranquilitatis (el Mar de la Tranquilidad), lugar escogido para el aterrizaje del Apolo 11, mientras que el Apolo 12 se posó en el Oceanus Procellarum (el Océano de las Tempestades).
Según la hipótesis más aceptada, la Lu
na fue bombardeada durante millones de años por un gran número de meteoritos; el número de cráteres cuantificados sólo en la cara visible de la Luna es mayor de 300.000. Hace unos 4.000 millones de años el bombardeó meteórico cesó casi por completo, y se produjo una nueva etapa de la evolución lunar caracterizada por la erupción de grandes cantidades de lava, que invadieron las grandes depresiones, estas grandes superficies son las conocidas como “Mares “ y se sabe que son más jóvenes que el resto de la superficie lunar porque poseen menos cráteres producto de los impactos de meteoritos a los que está sometida la luna, esto fue confirmado al traer los astronautas rocas de mares y cráteres a las cuales se les midió la edad en laboratorios terrestres.Este modelo está apoyado por la composición del material de los mares: lava basáltica, similar a la encontrada en las zonas volcánicas de nuestro planeta, con un contenido rico en titanio en las zonas más antiguas.
Por alguna razón desconocida los mares son mucho más abundantes en la cara visible de la Luna, mientras que la cara oculta posee únicamente unos pocos mares de pequeña extensión. Los mares más grandes de la cara visible son el Oceanus Procellarum, el Mare Imbrium, el Mare Frigoris, el Mare Serenitatis, el Mare Tranquillitatis, el Mare Fecunditatis y el Mare Crisium. En la cara oculta, los más destacados son el Mare Moscoviense, el Mare Australe, el Mare Ingenii y el Mare Orientale.
Al ser los mares regiones notablemente llanas fueron escogidos como lugares para los alunizajes de las primeras misiones del proyecto Apolo. Así, Neil Armstrong pisó por vez primera nuestro satélite en el Mare Tranquilitatis (el Mar de la Tranquilidad), lugar escogido para el aterrizaje del Apolo 11, mientras que el Apolo 12 se posó en el Oceanus Procellarum (el Océano de las Tempestades).
Ana Suberviola Goñi
1º ESO A GSDA
1º ESO A GSDA
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