miniaturadeimagen| Las llanuras lunares oscuras y relativamente monótonas, que se ven claramente a simple vista, son vastos estanques solidificados de lava antigua llamados mares. El vulcanismo lunar está representado por la presencia de volcanes, depósitos piroclásticos y vastas llanuras de lava en la superficie lunar. Los volcanes suelen tener forma de pequeñas colinas y conos que forman grandes complejos volcánicos y sistemas aislados. Las calderas, estructuras de colapso a gran escala que generalmente se forman al final de un episodio eruptivo volcánico, son excepcionalmente raras en la Luna. Los depósitos piroclásticos lunares son el resultado de erupciones de fuentes de lava de magmas basálticos cargados de volátiles que ascienden rápidamente desde fuentes profundas del manto y entran en erupción como una pulverización de magma, formando rocas microscópicas vitrificadas. Sin embargo, también se cree que existen depósitos piroclásticos menos comunes formados por erupciones explosivas no basálticas. Las llanuras de lava lunar cubren grandes franjas de la superficie y consisten principalmente en voluminosos flujos basálticos, que tienen una serie de características volcánicas relacionadas con el enfriamiento de la lava, incluidos tubos de lava, rimae y crestas arrugadas.
La Luna ha estado volcánicamente activa durante gran parte de su historia, y las primeras erupciones volcánicas ocurrieron hace unos 4200millones de años. El vulcanismo fue más intenso entre hace 3800 y 3000millones de años, tiempo durante el cual se crearon gran parte de las llanuras de lava. En un principio se pensó que esta actividad había desaparecido hace unos mil millones de años, pero evidencias más recientes sugieren que pudo haber ocurrido vulcanismo a menor escala en los últimos 50millones de años. Hoy en día, la Luna no tiene volcanes activos, aunque una cantidad significativa de magma puede persistir bajo la superficie lunar.
Primeras observaciones En 1610, el astrónomo italiano Galileo Galilei malinterpretó las llanuras de lava lunares como mares mientras observaba la Luna a través del primer telescopio del mundo. Por lo tanto, Galilei los apodó mares, por la palabra latina que significa «mar». Las depresiones en forma de cuenco distribuidas por todo el paisaje lunar fueron sugeridas por primera vez como volcanes en 1665 por el químico británico Robert Hooke. Su origen volcánico se vio reforzado por su similitud con los cráteres de los Campos Flégreos en Italia, aunque mucho más grandes. El astrónomo francés Pierre Puiseux propuso que los cráteres eran cúpulas volcánicas colapsadas que habían expulsado todos sus gases. Pierre-Simon Laplace, otro astrónomo francés, propuso en el que los meteoritos eran proyectiles volcánicos expulsados por los cráteres lunares durante las grandes erupciones. El astrónomo británico William Herschel, en uno de sus primeros artículos, afirmó haber visto tres volcanes en la Luna a finales del , que más tarde resultaron ser luz cenicienta.
El origen de los cráteres lunares siguió siendo controvertido durante la primera mitad del , y los partidarios de los volcanes argumentaban que los rayos brillantes que salían en abanico de algunos cráteres eran vetas de ceniza volcánica similares a las encontradas en el monte Aso en Japón. Los astrónomos también informaron sobre destellos de luz y nubes rojas sobre los cráteres Alfonso y Aristarco. Las pruebas recopilada durante el programa Apolo (1961-1972) y de naves espaciales no tripuladas del mismo período demostró de manera concluyente que el impacto meteórico, o el impacto de asteroides en el caso de cráteres más grandes, fue el origen de casi todos los cráteres lunares y, por implicación, también de la mayoría de los cráteres de otros cuerpos estelares.
Características miniaturadeimagen| Antiguos flujos de lava endurecidos de Mare Imbrium que forman crestas arrugadas. Después de la formación de cráteres por impacto, el vulcanismo es el proceso más dominante que ha modificado la corteza lunar. Gran parte de esta modificación se ha conservado debido a la falta de placas tectónicas, de modo que la superficie lunar ha cambiado de manera insignificante a lo largo de su historia geológica. El vulcanismo lunar se ha limitado principalmente a la cara visible, donde las llanuras de lava basáltica son la región volcánica dominante. Por el contrario, las áreas topográficas elevadas, como domos, conos y escudos, representan sólo una pequeña fracción del registro volcánico lunar. Se han encontrado volcanes y llanuras de lava a ambos lados de la Luna.
Llanuras de lava derecha|miniaturadeimagen| La mayor parte de la región oscura es Oceanus Procellarum y mares más pequeños, como Imbrium y Serenitatis, que se encuentran dentro de su perímetro. A la izquierda de la línea central está el mare Procellarum propiamente dicho. Los mares lunares son grandes llanuras basálticas que cubren más del 15% de la superficie de la Luna. Son las regiones volcánicas más obvias de la Luna y aparecen como rasgos topográficos oscuros cuando se ven a simple vista. Muchos tienden a cubrir la superficie de grandes cuencas de impacto y, por lo tanto, suelen tener un contorno circular, con algunos mares más pequeños llenando el fondo de los cráteres de impacto. Los principales mares lunares varían en tamaño desde más de 200km a aproximadamente 1400km y sólo son superados por el Oceanus Procellarum, de mayor tamaño, que tiene un diámetro de aproximadamente 2590km. Por lo general, su grosor varía entre 500 y 1500m, con flujos de lava individuales que varían de 10 a 20m de espesor. Esto sugiere que cada mare es producto de varios eventos eruptivos superpuestos.
Las edades de los mares basálticos se han determinado tanto mediante datación radiométrica directa como mediante la técnica de recuento de cráteres. Las edades radiométricas oscilan entre 3,16 y 4,2mil millones de años, mientras que las edades más recientes determinadas a partir del recuento de cráteres son de aproximadamente 1,2mil millones de años. Sin embargo, la mayoría de los mares basálticos parecen haber entrado en erupción hace entre 3 y 3500millones de años. Las pocas erupciones que ocurrieron en la cara oculta son antiguas, mientras que los flujos más recientes se encuentran dentro del Oceanus Procellarum en la cara visible. Si bien muchos entraron en erupción o fluyeron hacia cuencas de impacto bajas, la mayor extensión de regiones volcánicas, la mencionada Oceanus Procellarum, no corresponde a ninguna cuenca de impacto conocida.
La razón por la que los mares basálticos se encuentran predominantemente en el hemisferio visible es aún objeto de debate en la comunidad científica. Según los datos obtenidos por la misión Lunar Prospector, parece que una gran proporción de los elementos productores de calor de la Luna (en forma de KREEP) se encuentran dentro de las regiones de Oceanus Procellarum y la cuenca del Mare Imbrium, una provincia geoquímica única conocida ahora conocida como Procellarum KREEP Terrane, si bien el incremento de calor dentro de la región está ciertamente relacionado con la longevidad y la intensidad del vulcanismo encontrado allí, aunque no se ha llegado a un acuerdo sobre el mecanismo por el cual el KREEP se concentró dentro de esta región.
Ejemplos derecha|miniaturadeimagen| Mare Moscoviense derecha|miniaturadeimagen| Mare de William Henry Smyth Nombre en latínNombre en español Lat.Long.DiameterMare AustraleMar Austral47.77° S91.99° EMare CognitumMar Conocido10.53° S22.31° WMare CrisiumMar de la Crisis16.18° N59.1° EMare FecunditatisMar de la Fertilidad7.83° S53.67° EMare FrigorisMar del Frío57.59° N0.01° EMare HumboldtianumMar deAlexander von Humboldt56.92° N81.54° EMare HumorumMar de la Humedad24.48° S38.57° WMare ImbriumMar de la Lluvia34.72° N14.91° WMare IngeniiMar del Ingenio33.25° S164.83° EMare MarginisMar Marginal12.7° N86.52° EMare MoscovienseMar de Moscovia.27.28° N148.12° EMare NectarisMar del Néctar15.19° S34.6° EMare NubiumMar de las Nubes20.59° S17.29° WMare OrientaleMar Oriental19.87° S94.67° WMare SerenitatisMar de la Serenidad27.29° N18.36° EMare SmythiiMar deWilliam Henry Smyth1.71° N87.05° EMare TranquillitatisMar de la Tranquilidad8.35° N30.83° EMare VaporumMar de los Vapores13.2° N4.09° E
Volcanes En la Luna hay varias áreas de domos y conos, pero es probable que esas regiones se hayan formado de manera diferente a las de la Tierra, ya que debido a que la gravedad en la Luna es sólo una sexta parte del terrestre, el vulcanismo lunar es capaz de lanzar material eyectado mucho más lejos, dejando poco acumulado cerca de la fisura, y en lugar de un cono volcánico, estas erupciones lunares forman una capa ancha y delgada alrededor de la fisura. En la Tierra, los domos de lava se forman a partir de lavas pastosas y muy viscosas. Las lavas basálticas son más líquidas y tienden a formar flujos de lava amplios y planos. En la Luna, la mayoría de domos y conos parecen estar hechos de basalto, así que es poco probable que se hayan formado a partir de lavas espesas no basálticas al igual que las colinas terrestres. En cambio, los lunares pueden señalar lugares donde los basaltos en erupción apenas se fundieron. izquierda|miniaturadeimagen| Vista aérea de las colinas Marius izquierda|miniaturadeimagen| Mons Rümker, un complejo volcánico en Oceanus Procellarum Los domos lunares rara vez se encuentran aislados. En cambio, se forman más comúnmente en grupos a lo largo de las llanuras de lava lunar. Un ejemplo destacado son las colinas Marius, uno de los complejos volcánicos más grandes de la Luna. Consisten en varios conos y domos que ocupan la cima de un amplio oleaje topográfico, que puede ser el equivalente lunar de un volcán en escudo. El complejo se eleva de 100 a 200m de altura sobre las llanuras circundantes y forma una meseta de lava 35000km2. Han sido identificados un total de 59conos y 262domos con diámetros que van de 2 a 25km.
Mons Rümker es un complejo más pequeño similar en apariencia a las colinas Marius. Comprende una meseta con una superficie de aproximadamente 2000km2 y se eleva de 200 a 1300m sobre la superficie circundante. Se han identificado tres unidades principales de basalto en él, con edades comprendidas entre 3,51 y 3,71mil millones de años, aunque las regiones volcánicas más recientes pueden ser los domos elevados sobre la superficie de la meseta, ya que muestran indicios de haber estado activos hasta el período Eratosteniano. Más de 20domos cubren la meseta y son las formaciones volcánicas más destacadas de Mons Rümker.
Los domos Gruithuisen en el noroeste del mare Imbrium constan de dos sistemas volcánicos: Mons Gruithuisiien Gamma al norte y Mons Gruithuisen Delta al sur. Están situados en el borde de un cráter de impacto y difieren en color de las rocas circundantes. Estos domos pueden señalar un caso raro de vulcanismo no basáltico en la Luna. Mons Hansteen, un montículo de forma aproximadamente triangular en el margen sur del Oceanus Procellerum, es otro ejemplo de un raro volcán lunar no basáltico. Consiste en material con alto contenido en sílice que hizo erupción hace aproximadamente entre 3.500 y 3700millones de años desde fisuras a lo largo de fracturas con tendencia noreste, noroeste y suroeste.