Lluna
l'únic satèl·lit natural de la Terra / From Wikipedia, the free encyclopedia
La Lluna és l'únic satèl·lit natural de la Terra, juntament amb la qual forma el sistema satel·litari Terra-Lluna. Té aproximadament una quarta part del diàmetre de la Terra, magnitud comparable a l'amplada del continent australià.[8] És el cinquè satèl·lit més gros del sistema solar, amb una mida que supera la de qualsevol planeta nan conegut, així com el satèl·lit més gros (i massiu) en proporció al seu planeta.[nota 1] La Lluna és un objecte de massa planetària que formà un cos rocós ben diferenciat, cosa que en fa un planeta satèl·lit segons la definició geofísica de «planeta».[9] Disposa d'una atmosfera, una hidrosfera i un camp magnètic negligibles. Té una gravetat superficial d'aproximadament una sisena part la de la Terra (0,1654 g). Io, un dels satèl·lits de Júpiter, és l'únic satèl·lit del sistema solar amb una major densitat i gravetat a la superfície.
Aquest article tracta sobre el satèl·lit de la Terra. Vegeu-ne altres significats a «Lluna (desambiguació)». |
Lluna | |||||
---|---|---|---|---|---|
Tipus | satèl·lit natural planetari, satèl·lit de massa planetària i satèl·lit regular | ||||
Epònim | llum | ||||
Cos pare | Terra | ||||
Es troba a | Lluna | ||||
Creació | fa 4.527 milions d'anys | ||||
Dades orbitals | |||||
Tipus d'òrbita | òrbita el·líptica alta | ||||
Apoàpside | 405.500 km | ||||
Periàpside | 363.300 km | ||||
Semieix major a | 384.400 km | ||||
Excentricitat e | 0,0567 | ||||
Període orbital P | 27,32 d[1] | ||||
Període sinòdic | 29,53059 d | ||||
Velocitat orbital mitjana | 1,022 km/s | ||||
Inclinació i | 5,145 ° ↔ eclíptica | ||||
Longitud del node ascendent Ω | Regressió d'una revolució en 18,6 anys | ||||
Característiques físiques i astromètriques | |||||
Distància de la Terra | 385.000,5 km [2] | ||||
Radi | mitjana: 1.737,1 km línia equatorial: 1.738,14 km pol geogràfic: 1.735,97 km | ||||
Diàmetre | 3.476,2 km[3] | ||||
Aplatament | 0,00125 | ||||
Magnitud aparent (V) | −12,74[4] | ||||
Diàmetre angular | 34,1 ′[5] | ||||
Àrea de superfície | 37.930.000 km²[4] | ||||
Massa | 73,4767 Yg[6] | ||||
Volum | 21.968.000.000 m³ | ||||
Densitat mitjana | 3,344 g/cm³[5] | ||||
Rotació sideral | 27,3 d | ||||
Velocitat de rotació equatorial | 4,627 m/s | ||||
Gravetat superficial equatorial | 1,62 m/s² | ||||
Velocitat d'escapament | 2,38 km/s | ||||
Obliqüitat | 1,5424° respecte a l'eclíptica 6,687° respecte al pla orbital[7] | ||||
Albedo | 0,136 (radiància espectral) | ||||
Temperatura de superfície |
| ||||
Pressió superficial | 10−7 Pa (dia) 10−10 Pa (nit) | ||||
Composició atmosfèrica | |||||
Part de | sistema Terra-Lluna | ||||
Format per |
La Lluna es troba en rotació síncrona amb la Terra: sempre li mostra la mateixa cara, amb la seva cara visible marcada pels foscs mars volcànics que emplenen les valls entre els brillants altiplans de l'escorça i els prominents cràters d'impacte. És l'objecte més lluminós del cel després del Sol. Encara que apareix com un cos d'un blanc molt brillant, la seva superfície és fosca i d'una reflectància tan sols una mica superior a la de l'asfalt. La seva prominència en el cel i el seu cicle regular de fases l'han convertida, des de l'antiguitat, en una important influència cultural sobre el llenguatge, el calendari, l'art i la mitologia. La influència gravitatòria de la Lluna produeix les marees oceàniques i el petit allargament del dia. La distància orbital del satèl·lit és, actualment, d'unes trenta vegades el diàmetre terrestre, la qual cosa li confereix una mida aparent al cel aproximadament igual que la del Sol; aquest fet li permet cobrir el Sol gairebé completament de manera precisa durant un eclipsi solar. La distància lineal de la Terra a la Lluna augmenta a un ritme de 3,82 ± 0,07 cm per any.
Es creu que la Lluna es va formar fa uns 4.500 milions d'anys, no gaire més tard que la Terra. Encara que s'han proposat moltes hipòtesis pel que fa al seu origen, la teoria més acceptada a l'actualitat és que la Lluna és un producte de les restes d'un impacte gegantí entre la Terra i un cos de la mida de Mart.
La Lluna és l'únic cos celeste, a part de la Terra, que els humans han trepitjat mai. El Programa Luna de la Unió Soviètica va ser el primer a arribar a la Lluna amb una nau espacial no tripulada l'any 1959. D'altra banda, el Programa Apollo de la NASA dels Estats Units ha estat l'únic que va aconseguir portar-hi missions tripulades, començant per l'Apollo 8 el 1968 i continuant amb sis aterratges tripulats entre 1969 i 1972, el primer dels quals l'Apollo 11. Aquestes missions van retornar amb més de 380 kg de roques lunars, que van ser utilitzades per a comprendre millor l'origen del satèl·lit, la formació de la seva estructura interna i la seva història subseqüent.
Després de la missió Apollo 17 del 1972, la Lluna tan sols ha estat visitada per naus no tripulades, la majoria de les quals han estat missions orbitals. Des del 2004, el Japó, la Xina, l'Índia, els Estats Units i l'Agència Espacial Europea han enviat naus en òrbita lunar que han contribuït a confirmar la descoberta de gel lunar en cràters permanentment a l'ombra als pols, i també confinat dins de la regolita lunar. L'era post-Apollo també ha vist dues missions amb astromòbils: la missió soviètica final Lunokhod del 1973 i la missió xinesa Chang'e 3, la qual va desplegar el seu astromòbil Yutu el 14 de desembre del 2013.
S'han planejat futures missions tripulades a la Lluna, finançades tant per governs com per fons privats. La Lluna roman, gràcies a l'empara del tractat de l'espai exterior, un indret lliure d'exploració per a totes les nacions per a propòsits pacífics.
En català, el nom propi del satèl·lit natural de la Terra és «la Lluna». El nom «Lluna» prové del llatí «lūna», que té l'arrel «*luc-» de «lucēre», «lluir».[10] Al mateix temps, «lluna», és una contracció de «Lucina» que significa «brillar» o «il·luminar».[11] Els adjectius per a designar pertinença a la Lluna són «lunar» (del llatí «lunaris») i «selènic» (del grec antic «Σελήνη», «selḗnē», «Lluna»).[12][13] El gentilici de la Lluna és «selenita».[14][15][16]
S'han proposat molts mecanismes mitjançant els quals es podria haver format la Lluna fa 4.527 ± 10 milions d'anys, uns 30-50 milions d'anys després de l'origen del sistema solar.[18] Unes investigacions recents indiquen una edat una mica més jove, d'entre 4.400 i 4.450 milions d'anys.[19][20] Aquests mecanismes inclogueren l'escissió de la Lluna de l'escorça terrestre a causa de la força centrífuga[21] (que requeriria una rotació inicial massa gran de la Terra),[22] la captura gravitacional d'una Lluna formada prèviament[23] (que requeriria una atmosfera terrestre major inviable per dissipar l'energia de la Lluna passant)[22] i la formació simultània de la Terra i la Lluna en el disc d'acreció primordial (cosa que no explica l'esgotament del ferro metàl·lic a la Lluna).[22] Aquestes hipòtesis tampoc no són capaces d'explicar l'alt moment angular del sistema Terra-Lluna.[24]
La hipòtesi que preval a l'actualitat és que el sistema Terra-Lluna es va formar com a resultat d'un impacte gegant en el qual un cos de la mida de Mart (anomenat Teia) col·lidí amb la recentment formada proto-Terra, enviant material en òrbita al seu voltant que es va anar acumulant per acabar formant la Lluna.[25] Aquesta hipòtesi és potser la que millor explica els indicis que se'n coneixen fins ara, encara que no ho fa del tot perfectament. Divuit mesos abans d'un congrés del 1984 sobre l'origen lunar, Bill Hartmann, Roger Phillips i Jeff Taylor reptaren els seus col·legues científics: «teniu divuit mesos. Torneu a les vostres dades de l'Apollo, torneu al vostre ordinador, feu el que calgui fer, però decidiu-vos. No vingueu al nostre congrés excepte que tingueu quelcom a dir sobre el naixement de la Lluna». En aquest congrés del 1984 a Kona (Hawaii, Estats Units), la hipòtesi del gran impacte emergí com la més popular. «Abans del congrés, hi havia partidaris de les tres teories «tradicionals» juntament amb algunes poques persones que començaven a prendre's l'impacte gegant seriosament, i hi havia un enorme volum de gent al mig d'aquestes dues posicions que no creia que el debat fos mai resolt. Després [del congrés], hi havia només dos grups: els del gran impacte i els agnòstics».[26]
Es creu que els impactes gegants haurien estat normals durant els inicis del sistema solar. Les simulacions per ordinador que modelen aquest tipus d'impactes són congruents amb les mesures del moment angular del sistema Terra-Lluna i la petita mida del nucli lunar. Aquestes simulacions també mostren que la majoria de la Lluna es va formar a partir del cos que va impactar i no pas a partir de la proto-Terra.[27] Nogensmenys, alguns estudis més recents suggereixen que més part de la Lluna prové de la Terra i no del cos que impactà.[28][29][30] Els meteorits demostren que altres cossos del sistema solar interior, tals com Mart i Vesta, tenen composicions isotòpiques d'oxigen i de tungstè molt diferents de les terrestres, mentre que la Terra i la Lluna les tenen gairebé idèntiques. La mescla postimpacte del material vaporitzat entre la formació de la Terra i la Lluna podria haver igualat les seves composicions isotòpiques,[31] tot i que això encara resta sota debat.[32]
La gran quantitat d'energia alliberada durant el gran impacte i la reacreció subseqüent de material a l'òrbita terrestre hauria fos la capa més externa de la Terra, formant un oceà de magma.[33][34] La recentment formada Lluna també hauria tingut el seu propi oceà de magma lunar; les estimacions pel que fa a la seva profunditat van des dels 500 km fins al radi sencer de la Lluna.[33]
- Antigues fosses tectòniques – estructura rectangular (visible – topografia – gradients de gravetat del GRAIL) (1 d'octubre de 2014).
- Antigues fosses tectòniques – context.
- Antigues fosses tectòniques – Primer pla (concepte de l'artista).
Tot i la seva exactitud explicant molts aspectes dels indicis, encara hi ha algunes dificultats que no són explicades completament per la hipòtesi del gran impacte, la majoria de les quals tenen relació amb la composició lunar.[35] El 2001, un equip del Carnegie Institute de Washington (Estats Units) va publicar la mesura més precisa fins al moment de la composició isotòpica de les roques lunars.[36] Per a sorpresa seva, l'equip d'investigadors va trobar que les roques del Programa Apollo tenien una composició isotòpica idèntica a la de roques terrestres i diferent de gairebé tots els altres cossos del sistema solar. Com que la majoria del material que va anar a parar a l'òrbita terrestre per a formar la Lluna es creia que provenia de Teia, l'observació dels científics estatunidencs va ser del tot inesperada. El 2007, investigadors del California Institute of Technology van anunciar que hi havia menys d'un 1% de probabilitat que Teia i la Terra tinguessin composicions isotòpiques idèntiques.[37] Finalment, una anàlisi del 2012 dels isòtops del titani en mostres lunars del Programa Apollo va demostrar que la Lluna té la mateixa composició que la Terra,[38] la qual cosa entra en conflicte amb la hipòtesi del gran impacte respecte a allò que s'esperaria si la Lluna s'hagués format lluny de l'òrbita terrestre o a partir de Teia i, per tant, amb els resultats dels estudis citats anteriorment. Tanmateix, variacions de la hipòtesi del gran impacte podrien explicar aquestes dades.
El gener del 2017 es va publicar un estudi de l'Institut Weizmann de Ciències d'Israel defensant que la Lluna es podria haver format per diverses col·lisions contra la Terra durant milions d'anys i no per un gran impacte d'un cos contra el nostre planeta com es pensava.[39][40]
Cronologia de la geologia lunar
Estructura interna
Compost | Fórmula | Composició (percentatge en pes) | |
---|---|---|---|
Mars | Altiplans | ||
Sílice | SiO₂ | 45,4% | 45,5% |
Alúmina | Al₂O₃ | 14,9% | 24,0% |
Calç | CaO | 11,8% | 15,9% |
Òxid ferrós | FeO | 14,1% | 5,9% |
Magnèsia | MgO | 9,2% | 7,5% |
Diòxid de titani | TiO₂ | 3,9% | 0,6% |
Òxid de sodi | Na₂O | 0,6% | 0,6% |
Total | 99,9% | 100,0% | |
Element | Símbol | Composició (percentatge atòmic) | |
Mars | Altiplans | ||
Oxigen | O | 60,3% | 61,1% |
Silici | Si | 16,9% | 16,3% |
Titani | Ti | 1,1% | 0,15% |
Alumini | Al | 6,5% | 10,1% |
Ferro | Fe | 4,4% | 1,8% |
Magnesi | Mg | 5,1% | 4,0% |
Calci | Ca | 4,7% | 6,1% |
Sodi | Na | 0,4% | 0,4% |
Total | 99,4% | 99,95% |
La Lluna, l'únic satèl·lit natural de la Terra,[42] és un cos diferenciat: té escorça, mantell i nucli diferents geoquímicament. La Lluna té un nucli interior sòlid ric en ferro, d'un radi d'uns 160 quilòmetres i un nucli extern compost principalment de ferro líquid d'aproximadament 350 quilòmetres de radi. Al voltant del nucli, hi ha una capa límit parcialment fosa d'un radi d'uns 587 quilòmetres.[43] Es creu que aquesta estructura es va desenvolupar a partir de la cristal·lització fraccionada d'un oceà de magma global poc després de la formació de la Lluna, fa 4.500 milions d'anys.[44] La cristal·lització d'aquest oceà de magma hauria creat un mantell màfic a partir de la precipitació i l'enfonsament dels minerals olivina, clinopiroxè i ortopiroxè; després que prop de tres quartes parts de l'oceà de magma hagués cristal·litzat, els minerals plagioclasa de menor densitat es podien formar i surar en una crosta a la part superior.[45] Els darrers líquids a cristal·litzar haurien estat inicialment compresos entre l'escorça i el mantell, amb una gran abundància d'elements incompatibles i elements productors de calor.[46] D'acord amb això, la cartografia geoquímica des de l'òrbita mostra que l'escorça és en gran part anortosita,[47] i les mostres de roques lunars de les laves d'inundació que sortiren a la superfície, provinents de la fusió parcial del mantell, confirmen la composició del mantell màfic, que és més ric en ferro que el de la Terra. Tècniques geofísiques indiquen que l'escorça té un gruix mitjà d'entre 40 i 50 km.[48]
La Lluna és el segon satèl·lit més dens del sistema solar després de Io.[49] No obstant això, el nucli interior de la Lluna és petit, d'un radi d'uns 160 km o menys;[43] això és només un 10% del radi de la Lluna. La seva composició no està ben delimitada, però és probable que sigui de ferro metàl·lic aliat amb una petita quantitat de sofre i níquel; anàlisis de la rotació variable en el temps de la Lluna indiquen que està, com a mínim, parcialment fos.[50]
Geologia de la superfície
La topografia de la Lluna ha estat mesurada amb altimetria làser i anàlisi estereoscòpica.[51] La característica topogràfica més visible de la Lluna és la conca Pol sud-Aitken de la cara oculta, d'uns 2.240 km de diàmetre: el cràter més gran de la Lluna i el cràter més gran conegut del sistema solar.[52][53] A 13 km de profunditat, el seu fons és el punt més baix de la superfície lunar.[52][54] Les majors elevacions de la superfície de la Lluna estan localitzades al nord-est; s'ha suggerit que aquesta àrea podria haver estat aprimada per l'impacte de la formació obliqua de la conca del Pol sud-Aitken.[55] Altres conques de gran impacte, tals com el mare Imbrium, el mare Serenitatis, el mare Crisium, el mare Smythii i el mare Orientale, també tenen elevacions i depressions localment importants.[52] La cara oculta de la Lluna és de mitjana 1,9 km més alta que la cara visible.[56]
Característiques volcàniques
Les planes lunars fosques i relativament monòtones que es poden veure clarament a ull nu s'anomenen mars, perquè els astrònoms de l'antiguitat creien que estaven plenes d'aigua.[57] Actualment, se sap que són vastes piscines solidificades d'antiga lava basàltica. Encara que aquest material és similar al basalt terrestre, el basalt lunar té molta més abundància de ferro i li manquen completament minerals alterats per l'aigua.[58][59] La majoria d'aquestes laves van erupcionar o es van escolar dins de les depressions associades amb conques d'impacte. Moltes províncies geològiques que contenen volcans escut i cúpules volcàniques es troben prop dels mars de la cara visible.[60]
Els mars es troben de manera gairebé exclusiva a la cara visible de la Lluna; cobreixen un 31% d'aquesta cara, en contraposició a les poques taques disseminades de la cara no visible, que en cobreixen tan sols un 2%.[61] Es creu que això pot ser causat per una concentració d'elements productors de calor sota l'escorça a la cara visible, tal com es veu als mapes geoquímics obtinguts per l'espectròmetre de raigs gamma del Lunar Prospector, elements que haurien causat que el mantell de sota s'escalfés, es fongués parcialment, sortís a la superfície i erupcionés.[45][62][63] La majoria dels mars basàltics de la Lluna van erupcionar durant el període imbrià, fa entre 3.000 i 3.500 milions d'anys, encara que algunes mostres datades radiomètricament són de fa 4.200 milions d'anys[64] i les erupcions més recents, datades mitjançant comptatge de cràters, sembla que són de tan sols fa 1.200 milions d'anys.[65]
Les regions de color més clar de la Lluna s'anomenen terres o altiplans, ja que són més elevades que la majoria dels mars. Per datació radiomètrica, s'ha establert que es van formar fa 4.400 milions d'anys, i poden representar els cúmuls de plagioclasa de l'oceà de magma lunar.[64][65] Al contrari que la Terra, no es creu que s'hagin format importants muntanyes lunars com a resultat d'esdeveniments tectònics.[66]
La concentració de mars a la cara visible segurament reflecteix el fet que l'escorça lunar dels altiplans és substancialment més gruixuda a la cara oculta; es podria haver format en un impacte a baixa velocitat d'una segona lluna terrestre unes quantes desenes de milions d'anys després de la seva formació.[67][68]
Cràters d'impacte
Cràter | [69] Diàmetre (km) | Profunditat (km) |
---|---|---|
Conca del Pol Sud–Aitken | 2500 | 13 |
Imbrium | 1160 | 2,9 |
Orientale | 930 | 6,04 |
Serenitatis | 920 | 2,14 |
Australe | 880 | 2,13 |
Nectaris | 860 | 5,38 |
Crisium | 740 | 4,57 |
Smythii | 740 | 5 |
Mutus–Vlacq | 700 | 3 |
Humboldtianum | 650 | 4,2 |
Mendel–Rydberg | 630 | 5,24 |
Hertzsprung | 570 | 5,31 |
Ingenii | 560 | 4,5 |
L'altre procés geològic important que ha afectat la superfície de la Lluna són els cràters d'impacte:[70] tals cràters es formen quan asteroides i cometes col·lideixen amb la superfície lunar. S'estima que hi ha més o menys 300.000 cràters més amples d'1 km tan sols a la cara visible de la Lluna.[71] Alguns d'aquests tenen noms en honor d'investigadors, científics, artistes i exploradors.[72] La cronologia de la geologia lunar es basa en les característiques geològiques d'impacte més prominents, entre les quals hi ha Nectaris, Imbrium i Orientale, estructures caracteritzades per múltiples anells de material aixecat, normalment des de centenars fins a milers de quilòmetres de diàmetre i associades amb una ampla plataforma de dipòsits d'ejecció que formen un horitzó estratigràfic regional.[73] La manca d'atmosfera, la meteorologia i els processos geològics recents signifiquen que molts d'aquests cràters estan ben preservats. Encara que només s'han datat de manera definitiva unes poques conques de múltiples anells, són molt útils per a assignar edats relatives. Com que els cràters d'impacte s'acumulen a una taxa gairebé constant, el comptatge del nombre de cràters per unitat d'àrea es pot utilitzar per a estimar l'edat de la superfície.[73] Les edats radiomètriques de roques foses per impacte recollides durant les missions Apollo es troben entre 3.800 i 4.100 milions d'anys d'antiguitat: aquesta dada ha estat utilitzada per a defensar un hipotètic gran bombardeig tardà.[74]
L'escorça de la Lluna és coberta per una superfície ben esmicolada i sotmesa a jardineria per impactes, que es coneix amb el nom de regolita, formada a partir de processos d'impacte. La regolita més fina –el sòl lunar de vidre de diòxid de silici– té una textura com la de la neu i fa una olor semblant a la de pólvora gastada.[75] La regolita de superfícies més antigues és, en general, més espessa que la de superfícies més joves: varia en gruix des de 10-20 m als altiplans fins a 3–5 m als mars.[76] Sota la capa de regolita finament comminutada, hi ha la capa de megaregolita, una capa d'un llit rocós altament fracturat de quilòmetres de gruix.[77]
Remolins lunars
Els remolins lunars són característiques enigmàtiques que es troben a la superfície de la Lluna, que es caracteritzen per una albedo elevada, que sembla òpticament immadur (és a dir, les característiques òptiques d'una regolita relativament jove), i sovint presenten una forma sinuosa. La seva forma curvilínia s'accentua sovint per regions d'albedo baixes que venten entre els remolins brillants.
Presència d'aigua
L'aigua líquida no pot persistir a la superfície lunar. Quan s'exposa a la radiació solar, l'aigua es descompon ràpidament mitjançant un fenomen anomenat «fotodissociació» i es perd cap a l'espai. Tanmateix, des de la dècada del 1960, els científics han mantingut la hipòtesi que l'aigua en forma de gel podria ser dipositada per impactes de cometes o ser possiblement produïda per la reacció de roques lunars riques en oxigen i hidrogen del vent solar, la qual cosa deixaria traces d'aigua que possiblement podrien sobreviure en els cràters freds i permanentment a l'ombra de qualsevol dels dos pols de la Lluna.[78][79] Les simulacions per ordinador suggereixen que fins a 14.000 km² de la superfície estarien en ombra permanent.[80] La presència de quantitats utilitzables d'aigua a la Lluna és un factor important pel que fa a l'habitabilitat lunar; l'alternativa, consistent a transportar aigua des de la Terra, seria massa costosa.[81]
En els darrers anys s'ha trobat que existeixen empremtes d'aigua a la superfície lunar.[82] El 1994, l'experiment de radar biestàtic de la nau espacial Clementine va indicar l'existència de petites quantitats glaçades d'aigua prop de la superfície. Tanmateix, observacions de radar posteriors de l'observatori d'Arecibo van suggerir que aquestes troballes podrien consistir en roques expulsades de cràters d'impacte recents.[83] El 1998, l'espectròmetre de neutrons del Lunar Prospector va indicar que hi ha grans concentracions d'hidrogen al primer metre de profunditat de la regolita prop de les regions polars.[84] El 2008, una anàlisi de gotes de lava volcànica duta a la Terra per l'Apollo 15 va mostrar l'existència de petites quantitats d'aigua a l'interior de les gotes.[85]
La nau espacial Chandrayaan-1 del 2008 va confirmar l'existència d'aigua en forma de gel a la superfície utilitzant l'instrument de bord Moon Mineralogy Mapper. L'espectròmetre va observar línies d'absorció comunes amb l'hidroxil en la llum solar reflectida, la qual cosa demostra que hi ha grans quantitats d'aigua gelada a la superfície lunar. La nau espacial també va mostrar que les concentracions poden ser tan altes com de 1.000 ppm.[86] El 2009, l'LCROSS va enviar un mòdul de descens de 2.300 kg en un cràter polar permanentment a l'ombra, el qual va detectar com a mínim 100 kg d'aigua en un plomall de material expulsat.[87][88] Una altra anàlisi de les dades de l'LCROSS van mostrar que la quantitat d'aigua detectada era més propera als 155 kg (± 12 kg).[89]
El 2011, alguns científics informaren[90] que es van trobar 615-1.410 ppm d'aigua en inclusions de fosa de la mostra lunar 74220, el famós «sòl de vidre taronja» d'alt contingut en titani i d'origen volcànic, pres durant la missió de l'Apollo 17 l'any 1972. Les inclusions es van formar en erupcions explosives a la Lluna aproximadament fa 3.700 milions d'anys. Aquesta concentració és comparable amb la del magma en el mantell superior terrestre.
Camp gravitatori
El camp gravitatori de la Lluna ha estat mesurat mitjançant el rastreig del desplaçament Doppler de senyals de ràdio emesos per naus en òrbita. Les característiques principals de la gravetat lunar són les concentracions de massa, grans anomalies gravitatòries que s'associen amb algunes de les grans conques d'impacte, parcialment causades pels densos fluxos de lava basàltica que les omplen.[92][93] Aquestes anomalies influencien en gran manera l'òrbita de naus espacials al voltant de la Lluna.[94]
Camp magnètic
La Lluna té un camp magnètic a la superfície d'uns 1-100 nanoteslas, menys d'una centèsima part del camp magnètic terrestre. No té un camp magnètic global dipolar –el qual seria generat per un nucli geodinamo de metall líquid– sinó que només té magnetització d'escorça, probablement adquirida als inicis de la història lunar, quan encara operava una geodinamo.[95][96] Alternativament, part de la magnetització que hi roman pot provenir dels camps magnètics transitoris generats durant grans esdeveniments d'impacte mitjançant l'expansió d'un núvol de plasma generat per impacte en presència d'un camp magnètic ambiental; això és recolzat per la localització aparent de les magnetitzacions d'escorça més importants prop dels antípodes de les conques d'impacte gegants.[97]
Atmosfera
La Lluna conté una tènue atmosfera amb una massa total de menys de 10 tones mètriques.[99] La pressió superficial d'aquesta petita massa és d'unes 3×10−15 atm (0,3 nPa), la qual varia durant el dia lunar. Les seves fonts inclouen la desgasificació i la polvorització catòdica, és a dir, l'alliberament d'àtoms a causa del bombardeig de sòl lunar amb ions del vent solar.[100] S'hi han detectat element com el sodi i el potassi, produïts per la polvorització catòdica, que també es troben en atmosferes d'altres cossos com Mercuri i Io; heli-4 del vent solar; i argó-40, radó-222 i poloni-210, desgasificats després de la seva creació mitjançant desintegració radioactiva dins de l'escorça i el mantell.[101][102] L'absència d'espècies neutrals (àtoms o molècules) com l'oxigen, el nitrogen, el carboni, l'hidrogen i el magnesi, les quals es troben presents en la regolita, no ha estat encara compresa.[101] El vapor d'aigua va ser detectat per la Chandrayaan-1 i es va descobrir que variava segons la latitud, amb un màxim als ~60–70 graus; possiblement, és generat a partir de la sublimació d'aigua gelada en la regolita.[103] Aquests gasos poden bé retornar a la regolita, a causa de la gravetat lunar, bé ser perduts a l'espai, ja sigui a causa de la pressió de radiació solar o bé, si estan ionitzats, ser arrossegats pel camp magnètic del vent solar.[101]
Antiga atmosfera més gruixuda
L'octubre de 2017, els científics de la NASA al Centre de Vol Espacial Marshall i el Lunar and Planetary Institute a Houston van anunciar la seva troballa, basada en estudis de mostres de magma de Lluna recollides per les missions Apollo, que la Lluna havia tingut una atmosfera relativament gruixuda durant un període de 70 milions d'anys entre fa 3.000 i 4.000 milions d'anys. Aquesta atmosfera, derivada dels gasos expulsats de les erupcions volcàniques lunars, era el doble del gruix de l'actual atmosfera de Mart. L'antiga atmosfera lunar es va acabar eliminant pels vents solars i es va dissipar a l'espai.[104]
Estacions
L'obliqüitat de la Lluna respecte a l'eclíptica és tan sols d'1,5424°,[105] molt menor que la de 23,44° de la Terra. A causa d'això, la il·luminació solar de la Lluna varia molt menys amb l'estacionalitat, i les seves característiques topogràfiques tenen un paper crucial en els efectes de les estacions.[106] En imatges preses per la nau Clementine el 1994, es pot veure que quatre regions muntanyoses al voltant del cràter Peary del pol nord lunar poden romandre il·luminades durant tot el dia lunar sencer, la qual cosa crea pics de llum eterna. No existeix cap regió similar al pol sud lunar. Paral·lelament, hi ha llocs que romanen en ombra permanent al fons de molts cràters polars,[80] els quals són extremament freds: la Lunar Reconnaissance Orbiter va mesurar les temperatures estivals més baixes al pol sud, que foren de 35 K (−238 °C)[107] i de només 26 K prop del solstici d'hivern al cràter Hermite del pol nord; aquesta darrera temperatura és la més baixa mesurada mai per una nau espacial en el sistema solar, fins i tot menor que la mesurada a la superfície de Plutó.[106]