Space Scoops

	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.

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.

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.

Até recentemente, havia três teorias para a formação da Lua:

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.