A interacção gravitacional entre a Terra e a Lua acabou por “prender” a Lua de tal forma que o mesmo hemisfério fica sempre voltado para nós. Ainda assim, isto não significa que a Lua não rode: ela roda, apenas demora exactamente o mesmo tempo a completar uma rotação em torno do seu eixo do que a dar uma volta completa à Terra.
Este fenómeno chama-se rotação síncrona. E, no lado oculto (o hemisfério voltado para longe da Terra), existe uma cicatriz gigantesca: a bacia do Polo Sul–Aitken, uma das maiores estruturas de impacto de todo o Sistema Solar. A bacia estende-se por mais de 1 930 km de norte a sul e cerca de 1 600 km de leste a oeste.
A bacia do Polo Sul–Aitken e o que revela sobre a Lua primitiva
Esta cratera antiquíssima terá sido formada há aproximadamente 4,3 mil milhões de anos, quando um asteróide de grandes dimensões atingiu a Lua jovem com um golpe de raspão, escavando profundamente a crosta.
Um estudo recente da Universidade do Arizona indica que esta estrutura colossal pode guardar pistas decisivas sobre a formação e a evolução inicial da Lua - pistas essas que ganham ainda mais importância à luz do que as missões Artemis pretendem explorar.
A “assinatura” em forma de gota e a direcção real do impacto (Artemis)
Jeffrey Andrews-Hanna e a sua equipa chegaram a esta conclusão ao analisarem com grande detalhe a geometria da bacia do Polo Sul–Aitken. Muitas bacias de impacto gigantes, espalhadas por vários mundos do Sistema Solar, apresentam um padrão recorrente: uma forma semelhante a uma gota, que afunila na direcção para onde o impactor seguia após o choque.
Durante anos, admitiu-se que o asteróide teria chegado pelo sul. Porém, a nova análise mostra que a bacia afunila para sul, o que implica o contrário: o corpo terá vindo do norte. À primeira vista, parece uma correcção subtil - mas as consequências para o que os astronautas da Artemis poderão observar e recolher no terreno são profundas.
Porque a direcção do choque muda o que fica à superfície
As crateras de impacto não espalham o material escavado de forma uniforme. A extremidade a jusante (na direcção do movimento do impactor) tende a ficar soterrada sob uma camada espessa de ejeta - detritos projectados a partir de grandes profundidades durante a colisão. Já a extremidade a montante recebe, regra geral, muito menos desse material.
Como as missões Artemis têm como objectivo áreas próximas do rebordo sul da bacia, esta revisão da direcção do impacto sugere que os astronautas poderão aterrar exactamente no local mais favorável para estudar materiais provenientes do interior profundo da Lua - quase como obter uma “amostra de núcleo” geológico, mas sem perfuração.
Além disso, a escolha do local de amostragem pode ser determinante para distinguir entre rochas formadas localmente e fragmentos transportados pela ejeta. Em missões de regresso de amostras, esta diferença é crucial: um único fragmento pode conter informação sobre camadas lunares que, de outra forma, permaneceriam inacessíveis.
O oceano global de magma e o enigma do KREEP
A parte mais entusiasmante desta história está no tipo de material que pode ter sido escavado. Nos primórdios, a Lua terá sido coberta por um oceano global de magma. À medida que essa camada fundida arrefeceu e cristalizou ao longo de milhões de anos, os minerais mais densos afundaram e formaram o manto, enquanto os minerais mais leves ascenderam e deram origem à crosta.
No entanto, certos elementos resistiram a integrar-se nos minerais sólidos e foram-se acumulando no “resto” líquido final do magma. Esses elementos - potássio, elementos de terras raras e fósforo - são conhecidos em conjunto pela sigla KREEP e só solidificaram nas fases derradeiras do arrefecimento.
O grande enigma sempre foi perceber porque é que o KREEP ficou concentrado quase por completo no lado visível (o hemisfério voltado para a Terra). Por ser rico em elementos radioactivos, este material gerou calor interno suficiente para alimentar um vulcanismo intenso, criando as vastas planícies basálticas escuras que compõem a “face” familiar da Lua vista da Terra.
Entretanto, o lado oculto manteve-se muito mais craterizado e, em grande medida, quase sem vulcanismo.
Crosta mais espessa no lado oculto e a pista do tório
O novo trabalho propõe uma explicação assente numa assimetria fundamental: a crosta lunar terá de ser significativamente mais espessa no lado oculto, um desequilíbrio que continua a não ser totalmente compreendido. Segundo a equipa, à medida que a crosta do lado oculto se tornava mais espessa, terá comprimido o oceano de magma remanescente por baixo, empurrando-o em direcção ao lado visível, onde a crosta seria mais fina.
A bacia do Polo Sul–Aitken fornece um teste importante a este cenário. A flanco ocidental da bacia apresenta concentrações elevadas de tório, um elemento cuja presença é típica de material rico em KREEP, enquanto o lado oriental não mostra o mesmo padrão.
Esta diferença sugere que o impacto terá atravessado a crosta numa zona-limite: um local onde ainda existia, sob partes do lado oculto, uma camada fina e irregular de magma enriquecido em KREEP. A colisão teria, assim, “aberto uma janela” para uma região de transição entre a área rica em KREEP do lado visível e a crosta mais comum do lado oculto.
O que as amostras da Artemis podem confirmar
Se os astronautas da Artemis recolherem amostras nessa região radioactiva e as trouxerem para a Terra, os investigadores poderão avaliar estes modelos com um nível de detalhe sem precedentes, comparando assinaturas químicas e isotópicas com a geologia local e a distribuição da ejeta.
Essas rochas poderão, por fim, clarificar como a Lua passou de um corpo globalmente fundido para um mundo geologicamente diverso, em que dois hemisférios, tão diferentes entre si, preservam versões complementares - e por vezes contraditórias - do mesmo passado.
Esta investigação foi publicada na revista Nature.
Este artigo foi originalmente publicado no Universo Hoje.
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