Factos

Modelo da estrutura interna da Lua. Crédito: C. Hamilton
A Lua é o segundo objecto mais brilhante nos céus. As suas dimensões (diâmetro 3474 km - maior que Plutão), e composição (densidade 3.34 g/cm3 - da mesma ordem que Marte) principalmente se comparadas com as da Terra, permitem-nos considerá-la um planeta telúrico. A tabela 1 mostra a comparação da composição química da Lua com a da Terra. Na Tabela 2 podem ser encontrados outros dados de interesse.

Introdução

A Lua é o único planeta que tem uma influência directa sobre a Terra, sensível à escala humana. De facto, como se sabe, as marés são provocadas pela atracção da Lua sobre os oceanos; menos conhecido é que a Terra sólida também sofre o efeito de maré, com variações de altura que atingem dezenas de centímetros. A interacção gravitacional Terra-Lua tem outras consequências interessantes: o efeito de maré atrasa a rotação da Terra cerca de 1,5 mili-segundos por cada 100 anos e afasta a Lua da Terra cerca de 3,8 cm por ano; além disso, é esta interacção gravitacional a responsável por a rotação da Lua ser síncrona com a sua translação. Este facto tem como consequência vermos sempre a mesma face do nosso satélite. Na verdade, os complexos efeitos gravitacionais levam a que a Lua oscile um pouco na sua órbita (movimento de libração), o que nos permite ver cerca de 53% da sua superfície ao longo do ano (mais do que a metade).

Há dois tipos de terrenos predominantes: as “Terras Altas”, muito antigas (da ordem dos 4500 Ma [4.5 Ga]) e muito craterizadas, e os “Maria” (mares), mais jovens (da ordem dos 3000 Ma [3.0 Ga] ou ainda mais novos), que correspondem a enormes crateras de impacto, posteriormente preenchidas por escoadas de lavas basálticas. Note-se que as rochas terrestres com mais de 3.0 Ga são muito raras, pelo que a Lua nos dá informações preciosas sobre a história geológica do Sistema Solar.

Os maria são quase inexistentes no lado escondido da Lua. Isto deve-se provavelmente ao efeito gravitacional da Terra e à espessura da crosta no lado escondido da Lua ser superior ao lado visível, o que fez do lado próximo da Lua a localização preferencial para as erupções vulcânicas. A maior cratera do Sistema Solar é Aitken, junto ao pólo sul lunar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de profundidade.

Tal como na Terra, a estrutura interna da Lua não é uniforme. A crosta, de composição essencialmente anortosítica, pode ter espessuras entre os cerca de 107 km, a norte da cratera Korolev no lado escondido, até ser quase inexistente sob o Mare Crisium. Segue-se o manto que, ao contrário do da Terra, é quase completamente sólido, e o núcleo metálico, com cerca de 680 km de diâmetro.

Missões

A proximidade da Lua à Terra (em média 384 400 km) fez com que fosse o primeiro alvo da exploração planetária. Foi o primeiro objecto extraterrestre onde pousou uma sonda (a sonda soviética Luna 2, em 1959) e, claro, o único a ter sido visitado por seres humanos (Apollo 11, em 1969, e mais cinco missões Apollo, até 1972 e três missões Luna até 1976, Tabela 3). Foi também o único objecto extraterrestre onde se colheram amostras de solos e rochas (um total de 382 kg), depois trazidas para a Terra para análise, onde, 30 anos depois, continuam a ser estudadas. Existem também amostras lunares colhidas na Terra. Trata-se dos meteoritos lunares, rochas arrancadas aquando de grandes impactos na Lua, tal como acontece com Marte. Estes meteoritos tem sido encontrados nos desertos quentes (Saara e Península Arábica) e frios (Antárctida) pois e mais fácil de detectar a existência deste tipo de material devido a pouca, se nenhuma, transformação da superfície pelos Humanos. Existem, de momento, cerca de 27 meteoritos diferentes (Tabela 4), apesar do número de pedras lunares encontradas ser superior (cerca de 51). O que sucede é que inicialmente algumas destas pedras faziam parte do mesmo meteoro que se partiu durante a entrada na atmosfera e queda na superfície da Terra.

Lado visivel da Lua. Imagem de http://www.lpi.usra.edu/research/cla/info/y842

Formação

Até recentemente, havia três teorias para a formação da Lua:
  1. co-acreção, que propunha que a Lua se formou ao mesmo tempo que a Terra a partir da Nebulosa Proto-planetária Solar;
  2. fissão, propunha que o material que forma a Lua se separou de uma Terra ainda em fusão por efeito da rotação;
  3. captura, propunha que a Lua era um pequeno planeta capturado pelo campo gravitacional da Terra.

Imagens obtidas por modelo computacional do impacto e formação da Lua. Crédito: Cameron

Representação artística do momento de impacto da Terra e de 'Theia'. Crédito: William Hartmann
Com os dados obtidos pela análise das rochas lunares, uma nova teoria foi desenvolvida e que é geralmente a mais aceite: a do impacto; esta teoria parte da ideia que a Terra chocou com um objecto pelo menos tão grande como Marte (designado por “Theia”, Halliday [2000]; Hartmann and Davies [1975], Cameron and Ward [1976] and Cameron [1984]) e a Lua formou-se a partir do material então resultante dessa colisão, como se pode ver nas figuras. Neste evento, o planetesimal que atingiu a Terra,atingiu-a tangencialmente no inicio da formação do Sistema Solar, aproximadamente 50 Ma após a sua formação (Halliday, 2000) há cerca de 4500 Ma (4.5 Ga). Esta ideia baseia-se na evidência da similaridade da composição de isótopos de oxigénio entre a Terra e a Lua (Clayton and Mayeda, 1975), a qual sugere que a Terra e a Lua ter-se-ão formado a partir da acreção de material original semelhante. Este evento ocorreu no período em que os planetas terrestres (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte) estavam a ser formados ao longo do disco proto-planetário. Nessa área do Sistema Solar houve um período contínuo de colisões entre objectos, durante o período de crescimento por acreção do material, em que os proto-planetas ficavam cada vez com maior tamanho, formando o interior do sistema solar a uma distância de 0.5 a 1.5 AU.

Nos últimos 30 anos, vários investigadores (ex. Goldreich and Ward [1973], Gaffey [1990], Cuzzi et al. [1993] and Canup and Agnor [1998]) têm sugerido que este período de acreção ocorreu em três partes:
  1. O sistema começou inicialmente com grãos de pó envolvidos numa nébula rica em gás e termina com a formação de corpos, denominados planetésimos, com diâmetros de poucos kms.
  2. Durante o período seguinte, os planetésimos aumentaram de tamanho devido à continuação de colisões (Greenberg et al. [1978], Wetherill and Stewart [1989 and 1993], Wetherill [1990 and 1992] and Weidenschilling et al. [1997]). Este período durou, possivelmente, 100 mil a 1 milhão de anos, finalizando com corpos de tamanho semelhante ao da Lua e denominados de embriões-planetários.
  3. O período final é caracterizado por perturbações gravitacionais mútuas entre embriões-planetários que resultou em grandes impactos e na formação dos planetas terrestres depois de ~100 milhões de anos.

O período curto que separa o início da formação do Sistema Solar e o impacto que resultou na formação da Lua, sugerido pelo modelo computacional de Canup and Agnor (1998 and 2000) , que mostra rápida acreção, requer que a Lua inicialmente tenha ficado total ou parcialmente fundida. Estudos anteriores por Taylor (1982) tinham sugerido a existência de uma crosta feldspática primordial a qual se tinha formado devido a cristalização fraccionada e diferenciação do chamado “oceano magmático lunar” (“lunar magma ocean” [LMO]) o qual cobria o planeta por inteiro. No fundo do LMO, uma camada complementar de composição ultramáfica a dunítica (rica em minerais com elevado teor de Fe e Mg - olivinas e piroxinas) que mais tarde seria a região de onde se originariam os basaltos dos maria.


Tabela 1 - Comparação das composições químicas da Terra e da Lua.
OxidoTerra
(wt%)
Lua
(wt%)
SiO249.943.5
TiO20.160.3
Al2O33.646.0
FeO8.013.0
MgO35.132.0
CaO2.894.5
Na2O0.340.09
K2O0.020.01
     
Tabela 2 - Dados Astronómicos e físicos da Lua
A Lua
Dados Astronómicos
OrbitaTerra
Distância média à Terra (km)384 400
Excentricidade orbital0,0549
Período sideral (dias)27,3217
Inclinação orbital5,145º
Velocidade orbital média (km/s)29,78
Período de rotação (dias)27,3217
Inclinação do eixo de rotação6,68º
Magnitude visual máxima-12,74
Dados Físicos
Raio equatorial (km)1738,1
Massa (kg)0,07349 X 1024
Volume (km3)2,1958 X 1010
Densidade média (g/cm3)3,350
Gravidade à superfície no equador (m/s2)1,62
Velocidade de escape equatorial (km/s)2,38
Temperatura média à superfície (K)~100 - 400
Albedo normal0,12
Momento magnético dipolar (Gauss R3)0
Pressão atmosférica à superfície (mbar)3 X 10-12
Composição da atmosfera He, Ne, H2, Ar



Tabela 3 - Lista de Missões de recolha de amostras lunares.
Missão Região Visitada Tipo de Material mais abundante
Apollo 11SO Mare TranquillitatisBasaltos de mare
Apollo 12Oceanus ProcellarumBasaltos de mare
Apollo 14Formação Fra MauroEjecta da Cratera Imbrium
Apollo 15Mare Imbrium, no região das montanhas Hadley-ApeninasBasaltos mare e vidros vulcânicos
Apollo 16Montanhas Decartes; terras-altas centraisAnortosites das terras-altas
Apollo 17Vale Taurus-Littrow no SE da Bacia de SerenitatisVulcânico e terras-altas
Luna 16Mare FecunditatisBasaltos de mare
Luna 20Terras altas entre Mare Fecunditatis e Mare CrisiumAnortosites das terras-altas
Luna 24Mare CrisiumBasaltos de mare


Tabela 4 - Com a lista das 51 pedras de meteoritos lunares encontrados. Na verdade, só existem 27 amostras de 27 meteoritos diferentes porque varias das pedras encontradas são parte de uma mesma massa inicial. Esta lista pode ser encontrada no Website da Washington Univ. at St. Louis, WUSL.
Nome Ano de Recolha Local de Recolha Massa (g) Tipo de Rocha Provável Origem na Lua
Dhofar 303 2001 Oman 4,15 Brecha de impacto feldspatica Terras Altas
Dhofar 305 2001 Oman 34 Brecha de impacto feldspatica Terras Altas
Dhofar 306 2001 Oman 12.9 Brecha de vidro feldspatico de impacto? Terras Altas
Dhofar 307 2001 Oman 50 Brecha de vidro feldspatico de impacto? Terras Altas
Dhofar 309 2002 Oman 81.3 Brecha de vidro feldspatico de impacto? Terras Altas
Dhofar 310 2002 Oman 10.8 Brecha de vidro feldspatico de impacto?  
Dhofar 311 2002 Oman 4 Brecha de vidro feldspatico de impacto?  
Dhofar 730 2002 Oman 108 Brecha de vidro feldspatico de impacto?  
1153 ? Antartida ? Brecha de impacto feldspatica Terras Altas
Allan Hills 81005 1982 Antartida 31.4 Brecha de impacto feldspatica  
Yamato 791197 1979 Antárctida 52.4 Brecha de regolito feldspatico Lado Visível
Yamato 983885 1999 Antárctida 290 Brecha de regolito feldspatico/mare Lado Visível
Calcalong Creek 1990 Austrália 19 Brecha de regolito feldspatico com basalto  
Queen Alexadra Range 94281 1994 Antárctida 23 Brecha de regolito feldspatico/mare Regolito de mare do Lado Visível
Sayh al Uhaymir 169 2002 Oman 206 Brecha de vidro de impacto mafico rico em KREEP e regolito aderente  
Yamato 793274/981031 1980/99 Antárctida 8.7+186 Brecha de regolito feldspatico/mare Regolito de mare do Lado Visível
Elephant Moraine 87521/96008 1987/96 Antárctida 31+52 Brecha de regolito de babrl de mare Lado Visível
Yamato 793169 1979 Antárctida 6.1 Basalto de mare Lado invisível
Asuka 881757 1988 Antárctida 442 Basalto mare Lado invisível
Northwest Africa 032/479 1999/2001 Marrocos ~300+156 Basalto mare  
Dhofar 287 2001 Oman 154 Basalto mare Mare do lado visível, longe das terras-altas
Northwest Africa 773 2000 Sara Ocidental 633 Brecha de regolito basaltico com clastos de gabro de olivine de cumulus Lado Visível