La Luna

El sistema de diques de Parry-Fra Mauro

En la región de los cráteres de Fra Mauro, Bonpland y Parry encontramos uno de los complejos igneos más interesantes de la Luna. Se trata de un sistema de diques que casi alcanzan la superficie de la corteza. Un dique es una estructura ígnea intrusiva de forma laminar, una fisura rellena de magma y gases que puede propagarse hacia la superficie de manera que el magma avanza entre los cuerpos rocosos separandolos. En su ascenso los magmas acaban cristalizando y por lo tanto detienen su propagación. Este proceso de enfriamiento depende fundamentalmente de la sobrepresión a la que están sometidos, de la temperatura original de los magmas, de las velocidades de flujo y de la anchura del dique. En diques delgados el magma ascendente se enfria con mayor celeridad que en los anchos.

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Imagen capturada con un telescopio Celestron C8 y una cámara DMK31AF03.AS desde Madrid el 25 de julio de 2008

En el manto profundo pueden generarse masas ascendentes de magmas muy calientes, son los llamados penachos. Por otro lado las masas de magma sobrecalentado suele tener una densidad menor que las masas que la srodean y ascienden como grandes burbujas (diapiros). Los materiales de la corteza, por su homogeneidad y baja densidad, actúan como una barrera para estos penachos térmicos ascendentes y fundidos de basaltos procedentes del manto. De manera que estos diapiros y cuerpos de magna quedan atrapados bajo 60-80km de corteza. Cuando en ellos se alcanza una sobrepesión determinada, desde la zona de origen surgen diferentes conjuntos de diques se propagan hacia la superficie. Literalmente, la corteza se fisura y la lo largo de esas fisuras fluyen a presión los magmas. Si los diques avanzan con una sobrepesión moderada apenas alcanzan las capas más bajas de la corteza donde se enfrían y estabilizan, pero si en ellos hay núcleos de alta presión, las fisuras se propagan hastacerca de la superficie donde pueden sufrir diferentes procesos.

Si los volúmenes y flujos de magmas que alcanzan la superficie son muy elevados, se pueden producir erupciones fisurales con derrames prolongados en el tiempo de abundantes lavas como los que se produjeron durante las erupciones basálticas que rellenaron las grandes cuencas de impacto como la de Imbrium. En este caso, se suelen formar complejos de rilles sinuosos, a manera de cauces de ríos, por los que fluyen las lavas desde las fuentes de origen hacia las áreas más deprimidas de los fondos de cuenca.

Sin embargo, si los volúmenes de magmas son moderados, al alcanzar la superficie de la corteza pueden producir esfuerzos tensionales localizados en una región restringida que acaban dando lugar a sistemas de graben con focos puntuales de erupción y efusión de lavas, gases o piroclastos.

Un graben o fosa tectónica es una larga depresión en forma de trinchera, en la que los flancos se corresponden con sendas fallas entre las cuales el terreno se ha hundido por efecto de fuerzas de distensión que separan los terrenos situados a ambos lados del graben. Los graben lunares suelen recibir el nombre latino de “rima" (plural rimae). En muchas ocasiones, estos graben son la expresión superficial de los diques que se propagan kilómetros o centenares de metros por debajo de ellos.

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Bloque diagrama de un graben lunar. La textura procede de una imagen LROC (NASA) de Rima Hyginus, justo al este del cráter Hyginus.

Uno de estos sistemas de graben formados por el avance de diques hacia la superficie lo encontramos en los fondos de los cráteres Bonpland, Fra Mauro y Parry. En estos cráteres se encuentra un sistema de rimae (graben) con evidencia de erupciones puntuales y depósitos de piroclastos asociados a las mismas.

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En el caso particular de Rima Parry V, encontramos un sistema de pequeños conos volcánicos alineados en el fondo del graben (punto b en la imagen siguiente). En nuestra fotografía no se aprecian los conos como tales, pero si son manifiestas las manchas oscuras debidas a los piroclastos asociados. Jackson y Wilson (1997) proponen para este punto erupciones intermitentes de tipo estromboliano. Estas erupciones serían el resultado de procesos de degasificación de magmas situados a poca profundidad. Head y Wilson (1993) determinaron que la parte superior del dique de Rima Parry V se encuentra a apneas unos 650m de la superficie, que su anchura es de unos 150m y que su zona de origen se encontraba al menos a 50km de profundidad. Recordemos que la corteza lunar tiene en esta región un espesor de unos 65km.

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En esta imagen hemos marcado los puntos de erupciones volcánicas descritos por Jackson y Wilson (1997). El más llamativo es el marcado como b, en el extremo sur de Rima Parry V, casi en contacto con las paredes sur del cráter Fra Mauro. En este punto de Rima Parry V, tanto el fondo del graben como parte de la superficie externa están tapizados con un manto uniforme de piroclastos oscuros. El punto c se corresponde a la intersección de Rima Parry V y Rima Parry I y es otro de los puntos identificados de erupciones. En el punto a (también en Rima Parry V, pero en el extremo norte de Bonpland) puede identificarse también un ligero oscurecimiento de la superficie.

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Depósitos de piroclastos (mancha oscura situada a la izquierda del centro de la imagen) en el extremo sur de Rima Parry V, junto al borde S del cráter Fra Mauro. Rima Parry I aparece a su derecha. Imagen del Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC) Act-React quickmap

Patricio Domínguez

Febrero 2013