A Lua sempre fascinou a espécie humana ao longo dos tempos. Mas simplesmente observando-a a olho nu, só se conseguem discernir dois principais tipos de terreno: terras relativamente brilhantes e planos escuros. A meados do século XVII, Galileo e outros astrónomos fizeram observações telescópicas, notando uma sobreposição de crateras quase infinito. Sabe-se há mais de um século que a Lua é menos densa do que a Terra. Apesar de se terem feito muitas descobertas sobre a Lua antes da era espacial, esta nova era revelou muitos segredos dificilmente imagináveis anteriormente. Os conhecimentos actuais da Lua são maiores do que de qualquer outro objecto do sistema solar, à excepção da Terra. Isto conduz-nos a um maior conhecimento de processo geológicos e maior apreciação da complexidade dos planetas terrestres.
Em 20 de Julho de 1969, Neil Armstrong tornou-se no primeiro homem a pisar a superfície lunar. Ele foi seguido por Edwin Aldrin, ambos da missão Apollo 11. Eles e outros caminhantes lunares experimentaram os efeitos da ausência da atmosfera. Eram usadas comunicações por rádio porque as ondas sonoras só podem ser ouvidas através do ar. O céu lunar é sempre preto porque a difracção da luz necessita de uma atmosfera. Os astronautas também experimentaram diferenças gravitacionais. A gravidade na Lua é um sexto da gravidade na Terra; um homem com o peso de 82 kgf (quilogramas-força = 180 libras-força) na Terra pesa apenas 14 kgf (30 libras-força) na Lua. (O peso métrico equivalente (ou força) é o Newton, em que 4.45 Newtons equivale a uma libra-força.)
A Lua está a 384,403 quilómetros (238,857 milhas) da Terra. O seu diâmetro é de 3,476 quilómetros (2,160 milhas). Tanto a rotação da Lua como a translação à volta da Terra demora 27 dias, 7 horas e 43 minutos. Esta rotação síncrona é causada pela distribuição assimétrica da massa na Lua, o que permitiu à gravidade terrestre manter sempre um hemisfério lunar virado para a Terra. Desde meados do séc. XVII foram observadas telescopicamente pequenas variações. Estas variações muito pequenas mas reais (no máximo cerca de 0°.04) são causadas pelo efeito da gravidade do Sol e pela excentricidade da órbita terrestre, perturbando a órbita lunar e permitindo a preponderância cíclica do movimento torsor nas direcções este-oeste e norte-sul.
Foram instaladas quatro estações sísmicas alimentadas por energia nuclear durante o projecto Apollo para obter dados sísmicos sobre o interior da Lua. Existe apenas actividade tectónica residual devida às forças do arrefecimento e das marés, mas outros lunamotos têm sido causados por impactos de meteoros e meios artificiais, tais como embates provocados de módulos lunares contra a Lua. Os resultados mostrara que a Lua tem uma crusta com 60 quilómetros (37 milhas) de espessura no centro do lado mais próximo. Se esta crusta é uniforme em toda a Lua, constitui cerca de 10% do volume da Lua comparado com menos de 1% na Terra. As medidas sísmicas de uma crusta e manto na Lua indicam um planeta estratificado com diferenciação por processos ígneos. Não há evidência de um núcleo rico em ferro a não ser que seja pequeno. As informações sísmicas influenciaram a criação de teorias acerca da formação e evolução da Lua.
A Lua foi fortemente bombardeada no início da sua história, o que causou muitas das rochas originais da crusta antiga serem misturadas, fundidas, enterradas ou desaparecidas. Impactos meteóricos trouxeram uma variedade de rochas "exóticas" para a Lua de tal modo que amostras recolhidas em 9 locais deram muitos tipos diferentes de rochas para estudo. Os impactos também expuseram rochas lunares de grande profundidade e distribuíram os seus fragmentos para longe dos seus lugares de origem, tornando-os mais acessíveis. A crusta subjacente foi tornada mais fina e partida, permitindo que o basalto fundido do interior atingisse a superfície. Por a Lua não ter atmosfera nem água, os componentes do solo não se modificam quimicamente ao contrário do que acontece na Terra. Ainda lá existem rochas com mais de 4 biliões de anos, dando-nos informações sobre a história da origem do sistema solar que não é possível na Terra. A actividade geológica na Lua consiste em grandes impactos ocasionais e na contínua formação de regolitos. É por isso considerada geologicamente morta. Com uma história original tão activa de bombardeamentos e um fim relativamente abrupto em impactos fortes, a Lua é considerada fossilizada no tempo.
As missões Apollo e Luna trouxeram 382 quilogramas (840 libras) de rochas e solo dos quais três principais materiais da superfície foram estudados: os regolitos, os mares e as terras. Bombardeamentos de micrometeoritos pulverizaram as superfícies rochosas produzindo detritos de grão fino chamados regolito. O regolito, ou solo lunar, é composto por grãos minerais não consolidados, fragmentos de rochas e uma combinação destes que foram soldados em forma de vidro pelos impactos. São encontrados por toda a superfície da Lua, com excepção de paredes inclinadas de crateras e vales. Têm uma espessura de 2 a 8 metros (7 a 26 pés) nos mares e podem exceder 15 metros (49 pés) nas terras, dependendo de quanto tempo a camada de rochas por baixo esteve exposta aos bombardeamentos de meteoros.
Os mares, escuros e com relativamente poucas crateras, cobrem 16% da superfície lunar e estão concentrados no lado mais próximo da Lua, principalmente em bacias de impacto. Esta concentração pode ser explicada pelo facto de o centro da massa da Lua estar deslocado do seu centro geométrico em cerca de e quilómetros (1.2 milhas na direcção da Terra, provavelmente porque a crusta é mais espessa no lado mais longe. É possível, portanto, que os magmas de basalto procedentes do interior tenham atingido a superfície facilmente no lado mais próximo, mas tenham encontrado dificuldades no lado mais longe. Rochas dos mares são basaltos e muitos são de há 3.8 a 3.1 biliões de anos. Alguns fragmentos nas montanhas datam de há 4.3 biliões de anos e fotos de alta resolução sugerem que alguns fluxos de mares envolvem crateras jovens e podem portanto ter apenas 1 bilião de anos. Os mares têm em média apenas poucas centenas de metros de espessura mas são tão massivos que frequentemente deformam a crusta subjacente o que cria depressões do tipo das
falhas e cordilheiras erguidas.
As montanhas relativamente brilhantes e com muitas crateras são chamadas terras. As crateras e bacias nas montanhas são formadas por impactos de meteoritos e são portanto mais velhos do que os mares, tendo acumulado mais crateras. O tipo de rochas dominante nesta região contém grandes quantidades de feldspato plagioclásico (um mineral rico em cálcio e alumínio) e é uma mistura de fragmentos da crusta quebrados pelos impactos dos meteoritos. Muitas brechas das terras são compostas por fragmentos de brechas ainda mais antigas. Outras amostras de terras são rochas cristalinas de grão fino formadas pela fusão devida ao choque devida às altas pressões de um impacto. Quase todas as brechas das montanhas e fusões por impacto se formaram há cerca de 4.0 a 3.8 biliões de anos. O intenso bombardeamento começou há 4.6 biliões de anos, que é a época estimada para a origem da Lua.
| Estatísticas da Lua |
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| Massa (kg) | 7.349e+22 |
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| Massa (Terra = 1) | 1.2298e-02 |
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| Raio equatorial (km) | 1,737.4 |
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| Raio equatorial (Terra = 1) | 2.7241e-01 |
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| Densidade média (gm/cm^3) | 3.34 |
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| Distância média da Terra (km) | 384,400 |
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| Período rotacional (dias) | 27.32166 |
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| Período orbital (dias) | 27.32166 |
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| Duração média do dia lunar (dias) | 29.53059 |
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| Velocidade orbital média (km/seg) | 1.03 |
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| Excentricidade orbital | 0.0549 |
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| Inclinação do eixo (graus) | 1.5424 |
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| Inclinação orbital (graus) | 5.1454 |
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| Gravidade à superfície no equador (m/seg^2) | 1.62 |
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| Velocidade de escape no equador (km/seg) | 2.38 |
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| Albedo visual geométrico | 0.12 |
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| Magnitude (Vo) | -12.74 |
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| Temperatura média à superfície (dia) | 107°C |
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| Temperatura média à superfície (noite) | -153°C |
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| Temperatura máxima à superfície | 123°C |
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| Temperatura mínima à superfície | -233°C |
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O Interior Lunar
Esta imagem mostra as três maiores divisões do interior lunar, a crusta, o manto e o núcleo. A espessura da crusta lunar varia de dezenas de quilómetros de profundidade (por baixo das bacias dos mares) até mais de 100 quilómetros em algumas regiões altas, com uma espessura média de cerca de 70 quilómetros. O raio do núcleo mede entre 300 e 425 quilómetros. (Copyright 1999 por Calvin J. Hamilton)
Apollo 17 - Vista Completa da Lua
Este disco completo da Lua foi fotografado pela tripulação da Apollo 17 durante a sua passagem a caminho da Terra, após uma missão de alunagem com sucesso em Dezembro de 1972. Os mares vistos nesta foto incluem Serentatis, Tranquillitatis, Nectaris, Foecunditatis e Crisium. (Cortesia NASA)
Lua - Mosaico em Cor Falsa
Esta fotografia da Lua em cor falsa foi obtida pela sonda Galileu em 8 de Dezembro de 1992. O processamento em cor falsa utilizado para criar esta imagem lunar auxilia na interpretação da composição do solo. As áreas que aparecem em vermelho geralmente correspondem a terras altas, enquanto as áreas sombreadas de azul para laranja indicam uma antiga corrente vulcânica de um mar ou oceano lunar. As áreas dos mares mais azuis contêm mais titânio do que as áreas laranja. O mar Tranquillitatis, visto como uma mancha azul escuro à direita, é mais rico em titânio do que o mar Serenitatis, uma área circular um pouco mais pequena imediatamente acima e à esquerda do mar Tranquillitatis. áreas azul e laranja que cobrem uma grande parte no lado esquerdo da Lua nesta vista representam muitas correntes de lava no oceano Procellarum. As pequenas áreas púrpura perto do centro são depósitos piroclásticos formados por erupções vulcânicas explosivas. A cratera recente Tycho, com um diâmetro de 85 quilómetros (53 milhas), está destacada na base da fotografia.
O Lado Mais Longe da Lua
Esta imagem foi obtida pelos astronautas da Apollo 11 em 1969. Mostra o lado da Lua, cheio de crateras, mais afastado da Terra. A maior cratera tem aproximadamente 80 km (50 milhas) de diâmetro. O terreno enrugado visto nesta imagem é típico neste lado da Lua. (Cortesia NASA)
Este mosaico é composto de 1,500 imagens da Clementine da região do polo sul da Lua. A metade superior do mosaico está virado para a Terra. A Clementine mostrou o que parece ser uma grande depressão perto do polo sul lunar (ao centro), evidente pela presença de extensas sombras à volta do polo. Esta depressão provavelmente é uma antiga bacia formada pelo impacto de um asteróide ou cometa. Uma parte significante da área escura perto do polo pode estar em sombra permanente, e suficientemente fria para captar água em forma de gelo de origem cometária.
A bacia de impacto Schrodinger (perto da posição das 4 horas) é uma bacia de dois anéis, com cerca de 320 quilómetros (200 milhas) de diâmetro que é conhecida como a segunda bacia de impacto mais recente na Lua. O centro de Schrodinger está preenchido por lavas. A abertura vulcânica no solo de Schrodinger é um dos maiores vulcões explosivos da Lua. (Cortesia Naval Research Laboratory.)
Apollo 11
A etapa de ascensão do módulo lunar (ML) da Apollo 11, com os astronautas Neil A. Armstrong e Edwin E. Aldrin Jr. a bordo, foi fotografado pelo Módulo de Comando e Serviço (MCS) durante o encontro na órbita lunar. O ML estava a fazer a manobra de aproximação para atracar ao CSM. O astronauta Michael Collins permaneceu no CSM em órbita lunar, enquanto os restantes dois membros da tripulação exploravam a superfície lunar. A área grande de cor escura ao fundo é o mar de Smyth, centrado em 85 graus leste de longitude e 2 graus sul de latitude na superfície lunar (no lado mais próximo). Esta vista está virada para oeste. A Terra eleva-se no horizonte lunar. (Cortesia NASA)
Apollo 11 - Bandeira
O astronauta Edwin E. Aldrin Jr., piloto do módulo lunar, posa para uma fotografia ao lado da bandeira içada dos Estados Unidos durante a actividade extraveicular na superfície lunar. O Módulo Lunar Eagle está à esquerda. As pegadas dos astronautas são claramente visíveis no solo da Lua. Esta foto foi obtida pelo astronauta Neil A. Armstrong, comandante, com uma câmara de 70mm. (Cortesia NASA)
Apollo 11 - A Terra Vista da Lua
Esta vista da Terra elevando-se acima do horizonte da Lua foi obtida da nave espacial Apollo 11. O terreno lunar mostrado é da área do mar de Smyth, no lado mais próximo.(Cortesia NASA)
Apollo 11 - Pegada na Lua
Um close-up da pegada do astronauta no solo lunar, fotografado com uma câmara de 70mm durante a actividade extraveicular(AEV) na Lua.
Apollo 15 - O Veículo Lunar
Esta é uma vista do Veículo Lunar fotografado sozinho contra o fundo lunar desolador durante a actividade extraveícular da Apollo 15 no ponto de alunagem Hadley-Apennine. Esta vista está virada a norte. O lado oeste do Monte Hadley está no extremo acima à direita da foto. O Monte Hadley eleva-se aproximadamente 4,500 metros (14,800 pés) acima do chão. A formação lunar mais visível está aproximadamente a 25 quilómetros (16 milhas) de distância. (Cortesia NASA)
Apollo 17 - O Ponto de Alunagem Taurus-Littrow
Este é o ponto de alunagem da última missão Apollo (Apollo 17). Foi no vale entre os montes Taurus-Littrow na borda sudeste do Mar Serenitatis. Os astronautas Eugene Cernan e Harrison H. Schmitt exploraram o vale com a ajuda de um carro movido a electricidade. Esta imagem mostra Schmitt inspeccionando uma grande rocha que rolou pela montanha adjacente abaixo. (Cortesia NASA)
Apollo 17 - Grande Rocha Lunar
A Terra ao longe é vista acima de uma grande rocha da Lua. Esta foto foi obtida com uma câmara Hasselblad manual pelos dois últimos viajantes lunares do programa Apollo.(Cortesia NASA)
Apollo 17 - Paisagem Lunar
Esta imagem é uma excelente vista do desolado espaço lunar na Estação 4 mostrando o cientista-astronauta Harrison H. Schmitt, piloto do módulo lunar, que está a trabalhar no Veículo Lunar durante a segunda actividade extraveícular da Apollo 17 no ponto de alunagem Taurus-Littrow. Este é o ponto em que Schmitt viu pela primeira vez o solo laranja que é visível nos dois lados do Veículo Lunar, nesta figura. A cratera Shorty está à direita, e o pico ao centro no fundo é a Montanha Família. Vê-se porção de Massif Sul no horizonte no limite esquerdo. (Cortesia NASA)
Apollo 17 - Solo Laranja
Estas esferas de vidro e fragmentos laranja são as partículas mais finas que já foram trazidas da Lua. As partículas variam em dimensão de 20 a 45 microns. O solo laranja foi trazido do ponto de alunagem Taurus-Littrow pela tripulação da Apollo 17. O cientista-astronauta Harrison J. Schmitt descobriu o solo laranja na Cratera Shorty. As partículas laranja, que estão misturadas com grãos pretos e mosqueados, têm aproximadamente a mesma dimensão das partículas que compõem os sedimentos na Terra. A análise química do material do solo laranja mostrou que estas amostras são semelhantes a algumas das amostras trazidas do local da Apollo 11 (Mar da Tranquilidade) algumas centenas de milhas a sudoeste. Tal como essas amostras, é rico em titânio (8%) e óxido de ferro (22%). Mas ao contrário das amostras da Apollo 11, o solo laranja é inexplicavelmente rico em zinco. O solo laranja é provavelmente de origem vulcânica e não o resultado do impacto de um meteorito. (Cortesia NASA)
Borda da Cratera de Impacto Copernicus
Esta imagem de Copernicus foi obtida na Missão Lunar Orbiter 5. Copernicus tem 93 quilómetros de largura e está localizada dentro da bacia Mar Imbrium, a norte do lado próximo da Lua (10° N, 20° graus W.). A imagem mostra o chão, elevações e raios. Os raios de matéria ejectada sobrepõem-se a todos os terrenos adjacentes o que localiza a cratera no seu grupo etário: o sistema Copernicus, o conjunto mais novo de rochas na Lua (Shoemaker e Hackman, 1962, The Moon: Londres, Academic Press, p.289-300).(Cortesia USGS/NASA)
Apollo 17 - Vista Oblíqua de Copernicus
Esta é uma vista oblíqua da grande cratera Copernicus no lado próximo da Lua, fotografado da nave Apollo 17 em órbita lunar. (Cortesia NASA)
Os Planetas Jupiterianos