O objectivo da estratigrafia lunar, como a terrestre, é de integrar unidades geológicas numa coluna estratigráfica aplicável a todo o planeta e correlar esta coluna com idades absolutas (idades obtidas de amostras por métodos isotópicos) assim que vão ficando disponíveis por estudos laboratoriais. A base para a construção desta coluna estratigráfica é o conceito da superposição. No caso lunar este termo refere-se a superposição de crateras (Wilhelms, 1987) estando a cratera mais nova sobre a mais velha. Cada unidade (intervalo) estratigráfica de crateras é caracterizada por uma certa especificação de distribuição de tamanho-frequência (DL) de crateras. Pares de crateras, bacias ou unidades de maria adjacentes podem normalmente ser datados através de observações directas de superposição e transecções com base no simples conceito que a unidade mais nova modifica a mais velha (Wilhelms, 1987). Em alguns casos, a correlação pode cobrir áreas vastas devido a existência de crateras de impacto secundárias (crateras formadas a partir do material de grandes dimensões que foi removido e ejectado devido a um impacto grande, por isso este tipo de crateras tem a mesma idade que a cratera principal).

Presentemente, a coluna estratigráfica lunar é dividida em quatro sequências principais: pré-Nectariano (o mais antigo), Nectariano, Imbrium Inferior, e Imbrium superior até ao Copernicano (mais recente) (Wilhelms, 1987). A definição destas sequências é baseada nos depósitos das bacias de Nectaris, Imbrium e Orientale que são extensivos lateralmente. Esta sequência é subdividida em seis unidades com a seguinte ordem da mais recente até à mais velha:
  1. unidades de crateras Copernicanas são datadas pela frequência e morfologia de crateras muito pequenas que só são visíveis nas fotografias de melhor qualidade de resolução;
  2. unidades de crateras do Eratosteniano são também identificadas usando o método de distribuição de tamanho-frequência. Por outro lado, as unidades dos maria do Eratosteniano e algumas das lentes de vidro de impacto são datadas pelo modelo teórico de determinação de DL baseado no critério de erosão operando em steady-state (Wilhelms, 1987);
  3. as unidades de maria do Imbrium Superior são fáceis de identificar usando o modelo DL;
  4. apenas algumas das crateras do Imbrium Inferior e Superior são suficientemente grandes para validade estatística de identificação de idade usando o método tamanho-frequencia. Estas crateras são normalmente datadas a partir da avaliação da degradação das subunidades;
  5. os materiais das bacias do Imbrium Inferior, Orientale e Imbrium, são suficientemente extensivos e jovens, e existe uma elevada quantidade de fotografias que permite a datação pelo método de superposição de crateras;
  6. como o ‘steady state’ aumenta para unidades mais velhas e crateras com mais do que 20 km de diâmetro são consideradas válidas como indicadores para todos os períodos Nectariano e pré-Nectariano (as duas unidades estratigráficas mais velhas).
Crateras maiores que 20 km de diâmetro são suplementadas por identificação usando o método tamanho-frequência.

Terras-Altas

Os efeitos dos impactos no processo de formação das bacias no inicio da historia da Lua são encontrados por toda a Lua e visíveis a níveis diferentes. Estes eventos não são responsáveis pela formação das crateras de multi-aneis com > 1000 km de diâmetro, mas também pela formação das grandes variações em topografia (i.e. as montanhas formadas a partir dos anéis e dos mantos de ejecta assim como as despressões na crosta original que foram posteriormente preenchidas com os basaltos dos maria). Mais, estes impactos foram responsáveis pelo quebrar e triturar da superfície lunar (um tipo de “erosão”) até profundidades de 20 km no processo de formação da camada de regolito (solo lunar) que tem em média cerca de 4-5 m cobrindo toda a superfície da Lua. Apesar do grande número de rochas das terras-altas na colecção Apollo e Luna não preservarem a sua idade de cristalização original, e mostrarem em vez disso, a idade em que os isótopos foram reiniciados e a idade obtida corresponder a esse evento, varias rochas lunares datadas dão idades superiores a 3.9 Ga. A maioria destas rochas de idade superior são rochas ígneas plutónicas que foram formadas ou durante o período de diferenciação lunar (anortosites ferricas) ou foram formadas por processos mais tardios como por exemplo o revirar do manto (troctolites, norites, grabronorites, granitos, granodiorites).

Na tabela abaixo encontra-se um resumo das idades até agora determinadas das amostras obtidas pelas missões Apollo e Luna. Para um estudo mais compreensivo, sugere-se que o leitor consulte Papike et al. (1998). O intervalo de idades sugere que o “segundo período de magmatismo” na Lua começou apenas 100 Ma após a sua formação. Este período durou pelo menos 650 Ma, mas é provável que tenha durado mais (até há 1000 milhões de anos)

Resumo das idades determinadas para rochas das terras-altas (Papike et al. [1998] e referências ai listadas).
Tipo de Rocha Idade (Ga) Método Missões
Anortosite Ferrica   4.33-4.56 Ar-Ar, Sm-Nd, U-Pb, Pb-Pb Apollo 16, Luna 20
Rochas ricas em Mg Troctolites 4.19-4.27 Ar-Ar, Rb-Sr, Sm-Nd, U-Pb, Pb-Pb Apollo 14, Apollo 17
 Dunites 4.47 0.10 Rb-Sr Apollo 17
 Norites 4.11-4.46 Ar-Ar, Rb-Sr, Sm-Nd, U-Pb, Pb-Pb Apollo 14, Apollo 15, Apollo 17
 Gabronorites 4.18-4.23 Sm-Nd Apollo 16, Apollo 17


Maria

O vulcanismo na Lua, como mencionado anteriormente, teve inícios contemporâneos ao plutonismo nas terras-altas. Os basaltos-KREEP e basaltos com elevado teor de Al foram expelidos antes da formação das bacias grandes.

Na tabela seguinte encontra-se um resumo das idades para rochas basálticas obtidas nas missões Apollo e Luna. Para uma apreciação mais completa das idades e tipo de amostras, sugere-se a consulta de Stöffler and Ryder (2001) e referências ai listadas.

Resumo das idades determinadas para rochas basálticas dos maria (Stöffler e Ryder [2001] e referências ai listadas).
Tipo de Rocha Idade (Ga) Missões
Rochas alcalinas4.03-4.34A14, A16
Basaltos KREEP
quartzo-monzodiorite
3.82-3.86
3.93-4.08
4.30±0.04
A15
A17
A15
Basaltos Elevado-K3.58±0.01A11
Basaltos elevado-Ti (B1-3)3.70±0.02
Basaltos High-Ti basalt (B2)3.80±0.02
Basalto elevado-Ti (D)3.85±0.01
Olivine basalt3.22±0.04A12
Basalto de Pigeonite3.15±0.04
Basalto de Ilmenite3.17±0.02
Basalto Feldspático3.20±0.08
Basalto Ol-norm3.30±0.02A15
Basalto Qz-norm3.35±0.01
Basalto Picritico3.25±0.05
Basalto Ilmenite3.35±0.04
Vidro verde3.3-3.4
Vidro amarelo3.62±0.07
Basalto feldspático3.74±0.05A16
Elevado-Ti (A)3.75±0.01A17
Elevado -Ti (B1/2)3.70±0.02
Elevado -Ti (C)3.75±0.07
Elevado -Ti (D)3.85±0.04
Vidro laranja3.5-3.6
Basalto Aluminouso3.41±0.04L16
Basalto muito baixo-Ti3.22±0.02L24


Meteoritos Lunares (Lunatites)

Meteorito basáltico lunar Northwest Africa 032 (NWA032).
Desde meados dos anos oitenta, meteoritos lunares encontrados nos desertos quentes e gelados da Terra têm vindo a suplementar a colecção de amostras obtidas pelas missões Apollo e Luna. Este tipo de amostras não só aumenta a quantidade de material disponível, mas também aumneta a representatividade da amostragem. As missões Apollo e Luna não visitaram mais do que 5% da superfície lunar, e os locais onde “lunaram” estavam restritos à região equatorial do lado visível. Por outro lado, os meteoritos lunares podem ter tido origem em qualquer parte da superfície da Lua, até mesmo do lado não-visível. Portanto, este tipo de entrega de material lunar incrementa a área da superfície da Lua de onde se tem amostras. Presentemente, cerca de 27 meteoritos lunares foram reconhecidos e na maioria são exemplos das terras-altas em forma do que se denomina brecha, mas também há 4 basaltos de maria. As amostras de onde a determinação de idade é mais simples são aquelas constituídas apenas por uma única litologia (tipo de rocha), por isso brechas de regolito polimictas (com mais do que um tipo de rocha), com os seus diversos componentes, composição química e historia podem dar mais do que uma idade e os dados obtidos são difíceis de interpretar. Por outro lado, as idades obtidas de meteoritos basálticos, com uma só litologia são normalmente de interpretação directa assim como mais informativos relativo ao estudo da evolução domanto pois a idade obtida é representativa de algum evento magnático na Lua.

Na tabela abaixo encontra-se o resumo das idades determinadas para meteoritos basálticos encontrados nos desertos terrestres. De momento, o número de idades determinadas para este tipo de meteoritos e limitada, mas quantos mais meteoritos forem encontrados, maior será a possibilidade de encontrar alguns que sejam de composição basáltica, o que aumentará o numero de idades determinadas para este tipo de rocha.

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

Resumo das idades determinadas para meteoritos das terras-altas.
Amostra Tipo de Rocha Material Analisado 40Ar/39Ar
(Ga)
Allan Hills 81005 Brechas de regolito feldsp. Bulk 4.3±0.9
Dar Al Gani 262 Brechas de regolito feldsp. Vidro de impacto 2.43-4.12
Dar Al Gani 400 Felds. Impact melt or regolith breccia Vidro de impacto 2.92-3.47
Dhofar 025 Felds. Impact melt breccia Vidro de impacto 0.564-4.012
Dhofar 026 Felds. Granulitic or impact melt breccia Vidro de impacto 0.569±0.11
Dhofar 081 Felds.fragmental/ breccia Bulk -
MacAlpine Hills 88104/88105 Brechas de regolito feldsp. Vidro de impacto 3.01-4.04
3.55 0.40
Queen Alexander Range 93069 Felds.fragmental/ regolith breccia Vidro de impacto 3.02-4.04
Yamato 791197 Felds. regolith breccia Bulk 4.07±0.18
Yamato 86032 Felds.fragmental/ regolith breccia Bulk 3.70-4.0

Resumo das idades determinadas para meteoritos basálticos (Thalmann et al. [1996] e Fernandes et al. 2003a e 2003b).
Meteorito Idade (Ga) Tipo de Rocha
Asuka 881757 3.87+-0.06 Basalto (Gabroico)
Yamato 793169 3.30-3.80* Basalto
NWA032 2.80 Basalto
NWA773 2.91 Cúmulo de olivina + Basalto com baixo-Ti

Como acima referido, a composição complexa dos meteoritos com material das terras-altas (na maioria são compostos de regolito e mais do que uma litologia) faz com que as idades determinadas não sejam únicas. Várias tentativas têm sido feitas por diferentes grupos de investigação em amostras representativas de todo o meteorito (incluíram porções de todas as litologias que possam compor cada um dos meteoritos (Eugster et al. [1986 e 1989] e Kaneoka e Takaoka [1986]), ou só vidros cristalinos de impacto dentro de meteoritos (Cohen et al. [2000] e Fernandes et al. 2000). Na Tabela 8 em baixo, encontra-se uma lista de idades obtidas usando o método de datação Ar-Ar (mais propriamente escrito como 40Ar/39Ar) para alguns meteoritos compostos de brechas de material das terras-altas.