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Domingo, 27 de marzo de 2005
La luna ha fascinado a la humanidad a trav?s de los tiempos. Mediante la simple observaci?n con el ojo desnudo, uno puede distinguir dos grandes tipos de terrenos: las mesetas relativamente brillantes y las llanuras m?s oscuras. A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astr?nomos tempranos realizaron observaciones telesc?picas, notando un solapamiento casi infinito de cr?teres. Se ha sabido tambi?n durante m?s de un siglo que la Luna es menos densa que la Tierra. Aunque se han averiguado muchas cosas sobre la Luna antes de la edad espacial, esta nueva era ha revelado muchos secretos dificilmente imaginables antes de esta ?poca. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. Esto conduce a una mayor comprensi?n de los procesos geol?gicos y una mejor apreciaci?n de la complejidad de los planetas terrestres.

El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirti? en el primer hombre que pis?n la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misi?n Apollo 11. Ellos y otros caminantes lunares experimentaron los efectos de la falta de atm?fera. Se emplearon las comunicaciones por radio ya que las ondas de sonido s?lo pueden ser o?das cuando viajan a trav?s de un medio como el aire. El cielo lunar es siempre negro debido a que la difracci?n de la luz requiere la presencia de una atm?sfera. Los astronautas tambi?n experimentaron la diferencia gravitacional. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre; un hombre que pese unos 82 kilogramos (180 libras) en la Tierra, pesar? s?lo 14 kilogramos (30 libras) en la Luna.

La Luna est? a 384,403 kil?metros (238,857 millas) de la Tierra. Su di?metro es 3,476 kil?metros (2,160 millas). Tanto la rotaci?n de la Luna como su revoluci?n alrededor de la TIerra duran 27 d?as, 7 horas y 43 minutos. Esta rotaci?n s?ncrona est? causada por la distribuci?n asim?trica de la masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar permanentemente girado hacia la Tierra. Las liberaciones ?pticas han sido observadas mediante telescopios desde mediados del siglo XVII. Liberaciones muy peque?as pero reales (m?ximo aproximado de 0?.04) son causadas por el efecto de la gravedad solar y la excenctricidad de la ?rbita terrestre, perturbando la ?rbita de luna y permitiendo la preponderancia c?clica del momento torsor en las direcciones norte-sur y este-oeste.

Cuatro estaciones s?smicas alimentadas por energ?a nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apollo para recoger datos sobre el interior de la Luna. S?lo existe una actividad tect?nica residual debida al enfriamiento y a la acci?n de las mareas, pero otros lunamotos han sido causados por impactos de meteoros y objetos artificiales, como la destrucci?n deliberada del M?dulo Lunar contra la superficie lunar. Los resultados obtenidos han demostrados que la Luna tiene una corteza de unos 60 kil?metros (37 millas) de espesor en el centro de lado cercano. Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituir?a el 10% del volumen lunar comparados con menos del 1% de la Tierra. Las determinaciones s?smicas de la existencia de una corteza y un manto en la Luna indican que se trata de una planeta estratificado con diferencicaci?n por procesos ?gneos. No hay evidencia de la existencia de un n?cleo rico en hierro si no es peque?o. La informaci?n s?smica ha influido en las teor?as sobre la formaci?n y evoluci?n de la Luna.

La Luna fue fuertemente bombardeada en su historia temprana, lo que origin? que muchas de las rocas originales de la antigua corteza se mezclaran, fundieran, enterraran o desaparecieran. Los impactos mete?ricos aportaron una gran variedad de rocas "ex?ticas" a la Luna, de tal forma que las muestras obtenidas en s?lo 9 de las zonas produjeron muchos tipos diferentes de rocas para su estudio. Los impactos tambi?n sacaron a la luz rocas lunares situadas a gran profundidad y distribuyeron sus fragmentos sobre amplias zonas alejadas de su origen, haci?ndolas m?s accesibles. La corteza subyacente fue tambi?n adelgazada y fragmentada, permitiendo que el basalto fundido del interior alcanzara la superficie. Como la Luna no tiene ni atm?sfera ni agua, los componentes de los suelos no se deterioran qu?micamente como lo har?an en la Tierra. Rocas con m?s de 4,000 millones de a?os todav?a existen all?, permitiendo la obtenci?n de informaci?n sobre la historia temprana del sistema solar que no est? disponible en la Tierra. La actividad geol?gica en la Luna consiste en un grandes impactos ocasionales y la formaci?n continua de los regolitos. Sin embargo, se considera que est? geol?gicamente muerta. Con una historia temprana tan activa de bombardeo y un final relativamente abrupto de los grandes impactos, la Luna se considera fosilizada en el tiempo.

Los Apollo y el resto de misiones lunares han vuelto a la Tierra con 382 kilogramos (840 libras) de rocas y suelos. A partir de estos se han estudiado tres grandes tipo de materiales superficiales: los regolitos, los mares y las terrazas. El bombardeo de micrometeoritos ha pulverizado concienzudamente las rocas superficiales produciendo unos detritus de grano fino denominados regolitos. Los regolitos, o suelo lunar, son granos minerales no consolidados, fragmentos de roca y una combinaci?n de estos que han sido soldados en forma de cristal por los impactos. Se puede encontrar sobre toda la superficie lunar, con la excepci?n de las paredes inclinadas de los valles y cr?teres. Tienen de 2 a 8 metros (7 a 26 pies) de espesor en los mares y puede sobrepasar los 15 metros (49 pies) en las terrazas, dependiendo del tiempo que haya estado expuesta la roca subyacente al bombardeo de meteoritos.

Los oscuros mares, con relativamente pocos cr?teres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. Esta concetraci?n podr?a ser debida al hecho de que el centro de masas de est? desplazado de su centro geom?trico unos 2 kil?metros (1.2 millas) en direcci?n a la Tierra, probablemente debido a que la corteza es m?s gruesa en el lado oscuro. Es posible, por lo tanto, que los magmas de basalto procedentes del interior hayan alcanzado facilmente la superficie en el lado cercano. pero encotraron dificultades en el lado lejano. Las rocas de los mares son basaltos y la mayor?a tiene una edad que va de 3,100 a 3,800 millones de a?os. Algunos fragmentos en las brechas de las mesetas tienen una edad de 4,300 millones de a?os y las fotograf?as de alta resoluci?n sugieren que algunos flujos en los mares rodean cr?teres j?venes y, por lo tanto, podr?an tener una edad de 1,000 millones de a?os. Los mares tienen un espesor medio de pocos cientos de metros pero son tan masivos que frecuentemente deforman la corteza subyacente lo que produce depresiones parecidas a fallas y cordilleras levantadas.

Las mesetas relativamente brillantes, cuibertas de cr?teres son llamadas terrazas. Los cr?teres y cuencas de las mesetas se forman por los impactos de meteoritos y son, por lo tanto, m?s viejos que los mares, habiendo acumulado m?s cr?teres. El tipo de roca dominante en esta regi?n contiene altos ?ndices de feldespato plagiocl?sico (un mineral rico en calcio y aluminio) y son mezcla de fragmentos brechados por los impactos de meteoritos. La mayor?a de las brechas de las terrazas est?n compuestas por fragmentos de brechas todav?a m?s viejos. Otras muestras de las terrazas son las rocas cristalinas de grano fino formadas por fusi?n de impacto debido a las altas presiones que se generan en los impactos. Casi todas las brechas de las terrazas y la masa fundida por los impactos se form? hace 3,800 o 4,000 millones de a?os. El intenso bombardeo empez? hace 4,600 millones de a?os, que es la edad estimada del origen de la Luna.


La Luna en N?meros

Masa (kg) 7.349e+22
Masa (Tierra = 1) 1.2298e-02
Radio ecuatorial (km) 1,737.4
Radio ecuatorial (Tierra = 1) 2.7241e-01
Densidad media (gm/cm^3) 3.34

Distancia media desde la Tierra (km) 384,400
Per?odo rotacional (d?as) 27.32166
Per?odo orbital (d?as) 27.32166
Velocidad orbital media (km/seg) 1.03

Excentricidad orbital 0.05
Inclinaci?n del eje (grados) 6.68
Inclinaci?n orbital (grados) 18.3-28.6

Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2) 1.62
Velocidad de escape en el ecuador (km/seg) 2.38

Albedo geom?trico visual 0.12
Magnitud (Vo) -12.74
Temperatura media de la superficie (d?a) 107?C
Temperatura media de la superficie (noche) -153?C
Temperatura m?xima de la superficie 123?C
Temperatura m?nima de la superficie -233?C


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