He sido un niño pequeño que, jugando en la playa, encontraba de tarde en tarde un guijarro más fino o una concha más bonita de lo normal. El océano de la verdad se extendía, inexplorado, delante de mi.
Isaac Newton
Desde Scientific American
Por Wilmot Hess, Robert Kovach, Paul W. Gast y Gene Simmons
Traducción: KC
Nota: Este artículo apareció originalmente en el número de octubre de 1969 de la revista Scientific American. Esta reimpresión es para conmemorar el 40 aniversario de la llegada de la misión Apolo 11 a la Luna.
El éxito de la misión Apolo 11 en poner hombres en la luna y traerlos de vuelta en forma segura con muestras de material lunar, marca el comienzo de lo que promete ser un período fructífero de exploración de la luna por hombres y máquinas. El objetivo será responder a un gran número de preguntas sobre el origen y la evolución de la luna, su geología, su estructura química y física y sobre las partes de su historia que pueden ayudar a entender la historia de otros cuerpos en el sistema solar. El propósito de este artículo es discutir las principales cuestiones de las próximas expediciones tripuladas a la luna y para describir las técnicas que puedan ser empleadas en esas misiones.
En un sentido astronómico de la luna es generalmente considerada como un satélite de la tierra. Desde el punto de vista de los procesos planetarios, sin embargo, la luna puede ser considerada como el más pequeño de los planetas "terrestres" (los otros son la Tierra, Marte, Venus y Mercurio). Debido a que su distancia del sol es aproximadamente igual a la de la tierra, la luna está sujeta a influencias externas similares a las que afectan a la Tierra. El menor tamaño de la luna, sin embargo, implica una historia muy diferente a la de la Tierra.
La mayoría de los procesos a nivel planetario se originan en fuentes internas de energía y en los medios de su disipación. La cantidad de energía interna y los medios de disipación dependen del tamaño del planeta. En la Tierra la disipación de la energía es acompañada por el transporte de fluidos volcánicos del interior de la tierra hacia la superficie, por el desarrollo a largo plazo de una corteza ligera y un núcleo denso y por los grandes movimientos de la corteza, manto y núcleo terrestres. Estos procesos, junto con la erosión y la interacción química de los materiales en la superficie con la atmósfera y la hidrosfera, continuamente destruyen las características de la superficie terrestre. Por ejemplo, incluso los volcanes más grandes acaban nivelados por la erosión en unos pocos millones de años después del cese de su actividad volcánica. Es muy poco probable que cualquiera de las características de la superficie de la tierra original permanezca aún sin cambios. No se conocen ejemplos de estos casos, y casi seguro que ninguno se hallará.
Antes se pensaba que muchas de las características de la superficie de la luna se remontaban al tiempo de su formación. Las vistas detalladas de la superficie lunar proporcionadas por las fotografías de los vehículos espaciales Orbitadores Lunares han disminuido un poco esta posibilidad, ya que indican que la erosión y otros procesos de cambio se llevan a cabo en la luna. El análisis preliminar de las muestras devueltas por el Apolo 11, no obstante, indican que el material es muy antiguo, quizás tres mil millones de años. Las tierras altas pueden ser incluso más antiguas. La posibilidad de que algunos de los materiales situados en la superficie lunar permanezcan químicamente sin cambios desde la formación del planeta sigue siendo elevado.
Las preguntas principales
Las preguntas científicas fundamentales sobre la luna se plantean a menudo en términos de las características terrestres, que son, por supuesto, más familiares. Al preguntar sobre la estructura química y física de la luna a groso modo, por ejemplo, uno se pregunta si la luna es químicamente y mineralógicamente diferente de la tierra. De los procesos tales como vulcanismo que se han producido en la luna, ¿cuál ha sido su historia durante largos períodos de tiempo? ¿La luna tuvo alguna vez atmósfera? ¿Materiales protobiológicos han existido o evolucionado en la luna?
Respuestas a estas preguntas exigen la recuperación y el análisis de muestras de materiales obtenidos de una variedad de regiones en la luna. La mayor parte de los análisis tendrían que hacerse en la tierra. Determinar la edad de una muestra de material lunar o realizar análisis químicos y mineralógicos que requiere de instrumentos que no pueden ser desplegados en la superficie lunar durante los próximos años, sobre todo con poco o ningún conocimiento previo de las características de los materiales a ser analizados.
El estudio de los materiales lunares traídos por la Misión Apolo 11 proporcionará de hecho uno de los retos más interesantes que hayan enfrentado los científicos naturales. ¿En qué medida la historia de la luna y cómo muchos de los procesos de la superficie lunar pueden ser entendidos a partir de unas pocas muestras de material lunar, con la ayuda del conocimiento bastante detallado de la morfología de la superficie obtenidas a partir de fotografías? Las posibilidades son considerables, ya que la superficie lunar no está sujeta a muchos de los procesos químicos que ocurren en la superficie de la tierra, tales como los cambios que acompañan a la erosión y la sedimentación. Además, la distribución de material sobre la superficie de la luna por el impacto de los meteoritos sugiere que una cantidad sustancial de material en cualquier lugar puede provenir desde grandes distancias sin cambios significativos en su composición química.
Esfuerzos para seguir la evolución de la luna, para entender su estructura interna a groso modo y explicar las características de sus principales características morfológicas requerirá el conocimiento de la clase y cantidad de energía liberada por sismos lunares, por el flujo de calor en la superficie y el vulcanismo. La aparición de sismos lunares revelaría algo de la distribución de las tensiones con la profundidad. Las ondas sísmicas procedentes de sismos lunares sería una poderosa herramienta para deducir la distribución de propiedades físicas básicas dependientes de la profundidad. La medición de flujo de calor en la superficie, junto con estimaciones de la distribución de los elementos radiactivos en las rocas lunares, haría posible una determinación de si la energía interna es, de hecho, la causa de actividad volcánica en la luna. Se necesitarán datos provenientes desde una serie de puntos distribuidos ampliamente en la luna para atacar estos problemas.
El problema de los Mascones
Los vehículos espaciales empleados en las misiones Lunar Orbiter no sólo obtuvieron excelentes fotografías de la superficie lunar, sino también produjeron un descubrimiento sorprendente que tiene que ver con el campo gravitacional de la luna. Si la luna fuera un esferoide simétrico, tanto interna como externamente, un satélite se movería a su alrededor en una órbita elíptica bien definida sin problemas de velocidad variable. En realidad la luna, como la tierra, no es un esferoide simétrico, lo cual introduce perturbaciones en las órbitas de los satélites. Más allá de estas perturbaciones, sin embargo, hay otras variables introducidas por variaciones laterales en la densidad de la luna. Mientras los vehículos Lunar Orbiter eran rastreados en sus órbitas, se notó que ganaban velocidad cuando pasaban por encima de los maria anillados de la luna, zonas circulares y oscuras llamadas "mares". El análisis de estos movimientos presentado por Paul M. Muller y William L. Sjogren del Jet Propulsion Laboratory condujo a la conclusión de que a lo largo de las principales maria circulares (Imbrium, Serenitatis, Crisium, y Humorum Nectaris) hay un notable exceso de gravedad.
¿Cuál es la causa de estas variaciones gravitacionales? Las grandes anomalías positivas asociadas a la maria implican concentraciones de masa, ahora abreviadas como "mascones". Un ejemplo de la concentración involucrada es proporcionada por la estimación de que la anomalía gravitacional sobre el Mare Imbrium es equivalente a la producida por una esfera de níquel-hierro 70 kilómetros de diámetro ubicada a una profundidad de 50 kilómetros.
El descubrimiento de los mascones lunares ha dado lugar a mucha especulación y debate sobre su origen. También se ha reactivado el interés en la exploración de los maria lunares, que muchos investigadores habían estimado improbable por no ser científicamente tan interesantes como otras zonas de la luna. ¿Los mascones representan restos de asteroides gigantes de hierro que golpearon a la luna y, posteriormente, fueron enterrados y fragmentados, o fueron formados por algún otro mecanismo?
La mayoría de los estudiosos de la luna favorecen esta última posibilidad. El debate se centra en determinar el mecanismo que podría haber sido el causante. Varios mecanismos se han propuesto: el relleno de una fragmentada corteza lunar de baja densidad, con la lava; un flujo de lava en un cráter de impacto; el afloramiento de material más denso desde las profundidades de la luna en las cuencas gigantes de impacto; incluso la deposición de sedimentos en los maria por agua que fluyó y luego se secó. La última hipótesis conlleva la intrigante implicación de que el agua no sólo existía en la luna en algún momento de su evolución sino que también desempeñó un papel importante en la historia lunar. En cualquier caso, el análisis de las muestras de la luna adquiere mayor importancia como consecuencia de fenómeno mascon. Un resultado interesante de la medición preliminar de las muestras del Apollo 11 es que su densidad de 3,2 a 3,4 gramos por centímetro cúbico, que sería alta para rocas terrestres, puede estar relacionada con la existencia de mascones.
Sitios para la Exploración
El presente plan de la NASA es realizar otras nueve exploraciones tripuladas de la luna durante los próximos tres o cuatro años. Los sitios para las primeras probablemente se determinarán sobre la base de limitaciones similares a las que estaban en vigor para la misión Apolo 11, a saber, que un lugar de aterrizaje debe estar en el lado de la luna visible desde la tierra, de modo que se pueda mantener una constante comunicación por radio entre la tierra y el sitio de alunizaje; que el sitio esté en una región libre de obstáculos, y que sea accesible desde una órbita de retorno libre, es decir, una órbita que permita a los astronautas regresar a la tierra con un mínimo de potencia si el motor principal en el módulo de mando fallase. Estas limitaciones restringen los próximos desembarques a lugares cerca de los mares del ecuador lunar.
Más tarde, sería posible aventurarse más lejos y alunizar en o cerca de otros lugares de especial interés científico. Se están discutiendo un número de plazas como posibilidades para estos alunizajes.
El primer sitio es el pequeño y muy fresco cráter Censorinus. Un alunizaje aquí podría esperar conseguir tres objetivos: establecer la edad de lo que es claramente una muy joven característica en la superficie lunar, para investigar y caracterizar una indiscutible formación de impacto y obtener muestras de material procedente de una región en el altiplano. Un sitio alternativo, que ofrece las mismas posibilidades, es el cráter Mosting C.
El segundo sitio tiene el objetivo más ambicioso de explorar uno de los grandes cráteres. Tal es el cráter Copérnico, que tiene aproximadamente 70 kilómetros de diámetro con picos centrales prominentes en su interior. La eyecciones de este cráter relativamente joven cubren más de una décima parte de la cara anterior de la luna. El relieve dentro del cráter es de más de 15.000 pies [4.572 metros], por lo que es comparable con la mayoría de las zonas montañosas de la tierra. Un emplazamiento alternativo, con características muy similares, es el cráter Tycho. Estos grandes cráteres son de interés no sólo porque representan acontecimientos importantes en la historia de la luna, sino también porque, por analogía con cráteres terrestres mucho más pequeños, deben exponer material de un rango de profundidades de hasta 10 kilómetros, y quizás incluso más. Se ha sugerido que los picos centrales en estos cráteres pueden consistir de material, actualmente en la superficie, que proviene desde profundidades de 10 a 15 kilómetros o más. Por lo tanto, aunque el material en un cráter puede estar mezclado, roto y deformado por los procesos de choque, deberían proporcionar una amplia muestra de los pocos kilómetros externos de la luna y una base para la interpretación de su historia.
En tercer lugar, está la muy interesante región Marius Hills. Es uno de los varios ámbitos en los que las características de construcción, tales como domos y conos de acumuluación son más numerosos que los cráteres de un tamaño comparable. La región también está asociada con uno de los más largos sistemas de crestas lunares, que atraviesa una gran extensión del Oceanus Procellarum en la mitad occidental de la luna. La tectónica de la región es similar a la de los campos volcánicos terrestres como Islandia y las Azores. El establecimiento y la estructura de las colinas de la región Marius indican que se trata de una zona de actividad volcánica de material ígneo que se ha añadido a la superficie a través de las rejillas de ventilación.
El origen y edad de las características aparentemente volcánicas de la región Marius Hills son de gran importancia en la comprensión de la evolución de la superficie lunar. Las características volcánicas terrestres se acumulan en muy poco tiempo en comparación con toda la historia de la tierra. Incluso una región extensa como la cadena volcánica que constituye las islas hawaianas representa un período de menos de 70 millones de años. La edad absoluta y la duración de tiempo que participan en la construcción de cúpulas de Marius Hills será de gran interés en la caracterización de vulcanismo lunar.
La región de Marius Hills es demasiado extensa para ser cubierta en una sola expedición tripulada a la Luna. Afortunadamente, una serie de características de menor escala se puede visitar en varias zonas que no tienen más de 70 kilómetros de diámetro. Una misión en dicha zona podrán realizar una muestra y estudio de una serie de pequeñas cúpulas de 50 a 100 metros de altitud, con laderas convexas y una variedad de características de impacto.
El cuarto candidato es la región de los Montes Apeninos, que se forma cerca de la frontera sureste de Mare Imbrium, así como el noroeste de la rama de una zona triangular delimitada por el alto Mare Imbrium, el límite suroeste del Mare Serenitatis y la parte septentrional de Sinus Aestuum. Los Apeninos se encuentran entre las más impresionantes cadenas montañosas lunares. La parte frontal de los Apeninos se eleva 4,800 metros sobre el nivel de los maria
adyacentes al oeste.
¿Qué se puede aprender sobre la luna al visitar esta zona? Los Apeninos frontales es una de las principales características físicas de la luna, una extensa exposición de sección vertical de varios miles de metros de espesor para la toma de muestras y posterior examen. Aquí está la oportunidad de evaluar lo que puede ser un largo período de la historia lunar. ¿Son las piedras en su forma o física y químicamente heterogéneas? ¿Qué edad tienen? ¿Son estratificadas? Respuestas a estas preguntas podrían tener un efecto profundo en nuestra comprensión de la historia lunar.
En un sentido astronómico de la luna es generalmente considerada como un satélite de la tierra. Desde el punto de vista de los procesos planetarios, sin embargo, la luna puede ser considerada como el más pequeño de los planetas "terrestres" (los otros son la Tierra, Marte, Venus y Mercurio). Debido a que su distancia del sol es aproximadamente igual a la de la tierra, la luna está sujeta a influencias externas similares a las que afectan a la Tierra. El menor tamaño de la luna, sin embargo, implica una historia muy diferente a la de la Tierra.
La mayoría de los procesos a nivel planetario se originan en fuentes internas de energía y en los medios de su disipación. La cantidad de energía interna y los medios de disipación dependen del tamaño del planeta. En la Tierra la disipación de la energía es acompañada por el transporte de fluidos volcánicos del interior de la tierra hacia la superficie, por el desarrollo a largo plazo de una corteza ligera y un núcleo denso y por los grandes movimientos de la corteza, manto y núcleo terrestres. Estos procesos, junto con la erosión y la interacción química de los materiales en la superficie con la atmósfera y la hidrosfera, continuamente destruyen las características de la superficie terrestre. Por ejemplo, incluso los volcanes más grandes acaban nivelados por la erosión en unos pocos millones de años después del cese de su actividad volcánica. Es muy poco probable que cualquiera de las características de la superficie de la tierra original permanezca aún sin cambios. No se conocen ejemplos de estos casos, y casi seguro que ninguno se hallará.
Antes se pensaba que muchas de las características de la superficie de la luna se remontaban al tiempo de su formación. Las vistas detalladas de la superficie lunar proporcionadas por las fotografías de los vehículos espaciales Orbitadores Lunares han disminuido un poco esta posibilidad, ya que indican que la erosión y otros procesos de cambio se llevan a cabo en la luna. El análisis preliminar de las muestras devueltas por el Apolo 11, no obstante, indican que el material es muy antiguo, quizás tres mil millones de años. Las tierras altas pueden ser incluso más antiguas. La posibilidad de que algunos de los materiales situados en la superficie lunar permanezcan químicamente sin cambios desde la formación del planeta sigue siendo elevado.
Las preguntas principales
Las preguntas científicas fundamentales sobre la luna se plantean a menudo en términos de las características terrestres, que son, por supuesto, más familiares. Al preguntar sobre la estructura química y física de la luna a groso modo, por ejemplo, uno se pregunta si la luna es químicamente y mineralógicamente diferente de la tierra. De los procesos tales como vulcanismo que se han producido en la luna, ¿cuál ha sido su historia durante largos períodos de tiempo? ¿La luna tuvo alguna vez atmósfera? ¿Materiales protobiológicos han existido o evolucionado en la luna?
Respuestas a estas preguntas exigen la recuperación y el análisis de muestras de materiales obtenidos de una variedad de regiones en la luna. La mayor parte de los análisis tendrían que hacerse en la tierra. Determinar la edad de una muestra de material lunar o realizar análisis químicos y mineralógicos que requiere de instrumentos que no pueden ser desplegados en la superficie lunar durante los próximos años, sobre todo con poco o ningún conocimiento previo de las características de los materiales a ser analizados.
El estudio de los materiales lunares traídos por la Misión Apolo 11 proporcionará de hecho uno de los retos más interesantes que hayan enfrentado los científicos naturales. ¿En qué medida la historia de la luna y cómo muchos de los procesos de la superficie lunar pueden ser entendidos a partir de unas pocas muestras de material lunar, con la ayuda del conocimiento bastante detallado de la morfología de la superficie obtenidas a partir de fotografías? Las posibilidades son considerables, ya que la superficie lunar no está sujeta a muchos de los procesos químicos que ocurren en la superficie de la tierra, tales como los cambios que acompañan a la erosión y la sedimentación. Además, la distribución de material sobre la superficie de la luna por el impacto de los meteoritos sugiere que una cantidad sustancial de material en cualquier lugar puede provenir desde grandes distancias sin cambios significativos en su composición química.
Esfuerzos para seguir la evolución de la luna, para entender su estructura interna a groso modo y explicar las características de sus principales características morfológicas requerirá el conocimiento de la clase y cantidad de energía liberada por sismos lunares, por el flujo de calor en la superficie y el vulcanismo. La aparición de sismos lunares revelaría algo de la distribución de las tensiones con la profundidad. Las ondas sísmicas procedentes de sismos lunares sería una poderosa herramienta para deducir la distribución de propiedades físicas básicas dependientes de la profundidad. La medición de flujo de calor en la superficie, junto con estimaciones de la distribución de los elementos radiactivos en las rocas lunares, haría posible una determinación de si la energía interna es, de hecho, la causa de actividad volcánica en la luna. Se necesitarán datos provenientes desde una serie de puntos distribuidos ampliamente en la luna para atacar estos problemas.
El problema de los Mascones
Los vehículos espaciales empleados en las misiones Lunar Orbiter no sólo obtuvieron excelentes fotografías de la superficie lunar, sino también produjeron un descubrimiento sorprendente que tiene que ver con el campo gravitacional de la luna. Si la luna fuera un esferoide simétrico, tanto interna como externamente, un satélite se movería a su alrededor en una órbita elíptica bien definida sin problemas de velocidad variable. En realidad la luna, como la tierra, no es un esferoide simétrico, lo cual introduce perturbaciones en las órbitas de los satélites. Más allá de estas perturbaciones, sin embargo, hay otras variables introducidas por variaciones laterales en la densidad de la luna. Mientras los vehículos Lunar Orbiter eran rastreados en sus órbitas, se notó que ganaban velocidad cuando pasaban por encima de los maria anillados de la luna, zonas circulares y oscuras llamadas "mares". El análisis de estos movimientos presentado por Paul M. Muller y William L. Sjogren del Jet Propulsion Laboratory condujo a la conclusión de que a lo largo de las principales maria circulares (Imbrium, Serenitatis, Crisium, y Humorum Nectaris) hay un notable exceso de gravedad.
¿Cuál es la causa de estas variaciones gravitacionales? Las grandes anomalías positivas asociadas a la maria implican concentraciones de masa, ahora abreviadas como "mascones". Un ejemplo de la concentración involucrada es proporcionada por la estimación de que la anomalía gravitacional sobre el Mare Imbrium es equivalente a la producida por una esfera de níquel-hierro 70 kilómetros de diámetro ubicada a una profundidad de 50 kilómetros.
El descubrimiento de los mascones lunares ha dado lugar a mucha especulación y debate sobre su origen. También se ha reactivado el interés en la exploración de los maria lunares, que muchos investigadores habían estimado improbable por no ser científicamente tan interesantes como otras zonas de la luna. ¿Los mascones representan restos de asteroides gigantes de hierro que golpearon a la luna y, posteriormente, fueron enterrados y fragmentados, o fueron formados por algún otro mecanismo?
La mayoría de los estudiosos de la luna favorecen esta última posibilidad. El debate se centra en determinar el mecanismo que podría haber sido el causante. Varios mecanismos se han propuesto: el relleno de una fragmentada corteza lunar de baja densidad, con la lava; un flujo de lava en un cráter de impacto; el afloramiento de material más denso desde las profundidades de la luna en las cuencas gigantes de impacto; incluso la deposición de sedimentos en los maria por agua que fluyó y luego se secó. La última hipótesis conlleva la intrigante implicación de que el agua no sólo existía en la luna en algún momento de su evolución sino que también desempeñó un papel importante en la historia lunar. En cualquier caso, el análisis de las muestras de la luna adquiere mayor importancia como consecuencia de fenómeno mascon. Un resultado interesante de la medición preliminar de las muestras del Apollo 11 es que su densidad de 3,2 a 3,4 gramos por centímetro cúbico, que sería alta para rocas terrestres, puede estar relacionada con la existencia de mascones.
Sitios para la Exploración
El presente plan de la NASA es realizar otras nueve exploraciones tripuladas de la luna durante los próximos tres o cuatro años. Los sitios para las primeras probablemente se determinarán sobre la base de limitaciones similares a las que estaban en vigor para la misión Apolo 11, a saber, que un lugar de aterrizaje debe estar en el lado de la luna visible desde la tierra, de modo que se pueda mantener una constante comunicación por radio entre la tierra y el sitio de alunizaje; que el sitio esté en una región libre de obstáculos, y que sea accesible desde una órbita de retorno libre, es decir, una órbita que permita a los astronautas regresar a la tierra con un mínimo de potencia si el motor principal en el módulo de mando fallase. Estas limitaciones restringen los próximos desembarques a lugares cerca de los mares del ecuador lunar.
Más tarde, sería posible aventurarse más lejos y alunizar en o cerca de otros lugares de especial interés científico. Se están discutiendo un número de plazas como posibilidades para estos alunizajes.
El primer sitio es el pequeño y muy fresco cráter Censorinus. Un alunizaje aquí podría esperar conseguir tres objetivos: establecer la edad de lo que es claramente una muy joven característica en la superficie lunar, para investigar y caracterizar una indiscutible formación de impacto y obtener muestras de material procedente de una región en el altiplano. Un sitio alternativo, que ofrece las mismas posibilidades, es el cráter Mosting C.
El segundo sitio tiene el objetivo más ambicioso de explorar uno de los grandes cráteres. Tal es el cráter Copérnico, que tiene aproximadamente 70 kilómetros de diámetro con picos centrales prominentes en su interior. La eyecciones de este cráter relativamente joven cubren más de una décima parte de la cara anterior de la luna. El relieve dentro del cráter es de más de 15.000 pies [4.572 metros], por lo que es comparable con la mayoría de las zonas montañosas de la tierra. Un emplazamiento alternativo, con características muy similares, es el cráter Tycho. Estos grandes cráteres son de interés no sólo porque representan acontecimientos importantes en la historia de la luna, sino también porque, por analogía con cráteres terrestres mucho más pequeños, deben exponer material de un rango de profundidades de hasta 10 kilómetros, y quizás incluso más. Se ha sugerido que los picos centrales en estos cráteres pueden consistir de material, actualmente en la superficie, que proviene desde profundidades de 10 a 15 kilómetros o más. Por lo tanto, aunque el material en un cráter puede estar mezclado, roto y deformado por los procesos de choque, deberían proporcionar una amplia muestra de los pocos kilómetros externos de la luna y una base para la interpretación de su historia.
En tercer lugar, está la muy interesante región Marius Hills. Es uno de los varios ámbitos en los que las características de construcción, tales como domos y conos de acumuluación son más numerosos que los cráteres de un tamaño comparable. La región también está asociada con uno de los más largos sistemas de crestas lunares, que atraviesa una gran extensión del Oceanus Procellarum en la mitad occidental de la luna. La tectónica de la región es similar a la de los campos volcánicos terrestres como Islandia y las Azores. El establecimiento y la estructura de las colinas de la región Marius indican que se trata de una zona de actividad volcánica de material ígneo que se ha añadido a la superficie a través de las rejillas de ventilación.
El origen y edad de las características aparentemente volcánicas de la región Marius Hills son de gran importancia en la comprensión de la evolución de la superficie lunar. Las características volcánicas terrestres se acumulan en muy poco tiempo en comparación con toda la historia de la tierra. Incluso una región extensa como la cadena volcánica que constituye las islas hawaianas representa un período de menos de 70 millones de años. La edad absoluta y la duración de tiempo que participan en la construcción de cúpulas de Marius Hills será de gran interés en la caracterización de vulcanismo lunar.
La región de Marius Hills es demasiado extensa para ser cubierta en una sola expedición tripulada a la Luna. Afortunadamente, una serie de características de menor escala se puede visitar en varias zonas que no tienen más de 70 kilómetros de diámetro. Una misión en dicha zona podrán realizar una muestra y estudio de una serie de pequeñas cúpulas de 50 a 100 metros de altitud, con laderas convexas y una variedad de características de impacto.
El cuarto candidato es la región de los Montes Apeninos, que se forma cerca de la frontera sureste de Mare Imbrium, así como el noroeste de la rama de una zona triangular delimitada por el alto Mare Imbrium, el límite suroeste del Mare Serenitatis y la parte septentrional de Sinus Aestuum. Los Apeninos se encuentran entre las más impresionantes cadenas montañosas lunares. La parte frontal de los Apeninos se eleva 4,800 metros sobre el nivel de los maria
adyacentes al oeste.
¿Qué se puede aprender sobre la luna al visitar esta zona? Los Apeninos frontales es una de las principales características físicas de la luna, una extensa exposición de sección vertical de varios miles de metros de espesor para la toma de muestras y posterior examen. Aquí está la oportunidad de evaluar lo que puede ser un largo período de la historia lunar. ¿Son las piedras en su forma o física y químicamente heterogéneas? ¿Qué edad tienen? ¿Son estratificadas? Respuestas a estas preguntas podrían tener un efecto profundo en nuestra comprensión de la historia lunar.
Imagen desde Space.com
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