Recreación de la formación de la Luna.
Hace unos 4500 millones de años un planeta algo menor que la recién formada Tierra, que entonces tenía menos masa que actualmente, colisionó con la Tierra.
Por Manuel Jiménez Cepero
El núcleo del planeta impactor se anexionó a la Tierra mientras que su manto y parte de la corteza terrestre formaron un anillo de escombros orbitando alrededor de la Tierra. En un periodo geológicamente corto de tiempo, los escombros se unieron para formar la Luna.
Al comienzo de su formación, la Luna tenía un manto de centenares de km de profundidad de magma fundido. El magma fue diferenciándose cayendo los minerales máficos, más pesados, al fondo y manteniéndose a flote los minerales félsicos, menos densos. Naturalmente, las corrientes convectivas hacían que los materiales se mezclaran y no había una división clara entre los más densos y los más livianos. A medida que la superficie se enfriaba se iba formando una corteza sólida constituida fundamentalmente de anortosita. Probablemente, hace unos 4400 millones de años, la Luna ya tenía una corteza sólida de algunos km de espesor. Por aquel entonces, la gran mayoría de los escombros ya habían sido barridos por la Luna.
Su rotación, que entonces estaba mucho más cerca de la Tierra, fue capturada por nuestro planeta de forma que la Luna siempre nos muestra la misma cara. Debajo de la corteza sólida, el magma se sentía atraído por la Tierra en un efecto de marea. Por este motivo la corteza sólida es más delgada en la cara visible que en la oculta.
Hace unos 4100 millones de años algo sucedió más allá de la órbita de Marte que provocó que muchos asteroides del cinturón del sistema solar cambiaran sus órbitas y se volvieran muy elípticas interceptando las de los planetas interiores. Estos pequeños planetas o trozos de roca fueron colisionando con los planetas interiores y con la Luna. Durante unos 300 millones de años la Tierra y la Luna estuvieron sometidos a un bombardeo de miles de asteroides. Las grandes cuencas de la Luna y, prácticamente, todos los cráteres mayores de 100 km se formaron en esa época. Los continuos impactos, junto al calor radiactivo de los núcleos de los asteroides que penetraron decenas de kilómetros dentro de la corteza lunar hicieron que bajo la corteza se concentraran grandes bolsas de magma, cuya presión terminó por fracturar la corteza sólida y hacer que la lava basáltica aflorara a la superficie por los puntos más frágiles, que en su mayor parte eran las cuencas de los grandes impactos. Sin embargo, tres de los grandes mares lunares no parecen corresponderse con cuencas de impacto.
En el año 2011 la NASA lanzó un par de sondas destinadas a hacer un mapa gravitatorio de la Luna para localizar las zonas de mayor densidad de masa su corteza. El estudio gravitacional mostró que la lava basáltica, más densa que la anortosita, del oceáno Procellarum, del mare Frigoris y del mare Tranquilitatis había fluido hacia la superficie por grandes fisuras de centenares de kilómetros no relacionadas con cuencas de impacto.
En la parte sur de la cara oculta hay una vieja cuenca de impacto que es la mayor de la Luna, la polo sur-Aitken. Las grandes fisuras bordean la zona opuesta a la cuenca Aitken. Parece como si en una Luna recién formada y con una corteza sólida no demasiado profunda, la onda expansiva del impacto del asteroide que formó la cuenca Aitken produjo grandes fisuras internas en la parte opuesta. Centenares de millones de años después el aumento de la presión del magma terminó de romper la corteza por esas fisuras internas y la lava salió fluyendo como un mar.
En las muestras de los mares lunares traídas por las misiones Apolo americanas y las sondas Luna soviéticas se han encontrado dos tipos de basaltos: Ricos en óxido de Ti, traídos por las misiones apolo 11 y 17, los más antiguos con edad entre 3850 y 3500 millones de años, y pobres en Ti, recogidos por los apolos 12 y 15 y Luna 16, con edad entre los 3400 y 3150 millones de años.
La teoría más aceptada para la diferencia de magmas es que corresponden a distintas profundidades. Cuanto más profundo es el origen del magma menos titanio tiene. Los de bajo contenido en Ti, que resultan ser los más jóvenes, pudieron formarse a una profundidad entre 200 y 500 km y los de alto contenido en Ti, más antiguos, a menos de 150 km. Curiosamente los magmas más profundos son más jóvenes debido, probablemente, a que el grosor de la corteza sólida de la Luna ha ido aumentando con el tiempo y las bolsas de magma han ido bajando en profundidad. En 2013 una nave china alunizó en la zona norte del mare Imbrium, cerca de Sinus Iridum y analizó mediante técnicas radiométricas el contenido en titanio del suelo encontrando una concentración de Ti intermedia.
Hay evidencias ópticas de basaltos más jóvenes de unos 2500 millones de años pero no se tienen muestras. Sería interesante saber el contenido en titanio de estos basaltos más jóvenes para saber si corresponden a lavas profundas que han subido por fisuras en la corteza o a refundiciones de roca por impactos de meteoritos.
La relación entre la proporción de luz visible y luz ultravioleta reflejada por la superficie lunar depende de la cantidad de metales, como el hierro y el titanio que posea el suelo. Ya la sonda Clementine en 1994 elaboró un mapa lunar con las distintas cantidades de titanio, pero las imágenes mucho más precisas del LRO han permitido elaborar un mapa más detallado.
En las muestras traidas por los Apolo 12, 14 y 15 se encontró un tipo especial de rocas félsicas con alto contenido en potasio, elementos de tierras raras como el torio y el uranio y también con bastante fósforo. A este tipo de roca se le llamó KREEP (K de potasio, REE de elementos de tierras raras en inglés y P de potasio). La primera teoría para explicar este tipo de rocas fue que, en el proceso de enfriamiento de la Luna, debajo de la capa anortosítica se formó una fina capa fundida donde abundaban minerales ricos en potasio, elementos raros como el uranio y el torio y el fósforo. En el magma líquido los elementos están ionizados, cuando la temperatura y la presión bajan y se empiezan a formar enlaces y una red cristalina, los iones con un radio atómico grande o con mucha carga no encajan con facilidad en los huecos de la red, por lo que permanecen más tiempo en el magma líquido. El potasio y el fósforo tienen radios atómicos elevados y el uranio y el torio suelen estar muy ionoizados por lo que tienen alta carga. Por este motivo se concentraron en una fina capa llamada KREEP. Sin embargo, las muestras de los Apolos 11, 16 y 17 apenas contenían KREEP. Parecía que la capa de KREEP no era uniforme en la Luna.
En 1998 se puso en órbita alrededor de la Luna la sonda Lunar Prospector equipada, entre otros aparatos científicos, con un espectrómetro de radiación gamma para medir la concentración de torio, asociado al KREEP, en la superficie lunar. La prospector demostró que la distribución de torio en la Luna se centra en un área que abarca el mare Imbrium y gran parte del océano Procellarum.
Actualmente se piensa que el KREEP se formó a partir de la solidificación de refundidos de rocas originados en los impactos de las grandes cuencas, en especial la cuenca Imbrium.
Las muestras traídas del Apolo 14 contienen mucho KREEP y también un tipo de basalto rico en aluminio que pueden ser indicativos de un refundido local de la corteza producido por la metralla de Imbrium.
En las muestras de los mares de la Tranquilidad y de la Serenidad no se encontraron rocas KREEP debido, probablemente a que las inundaciones de lavas ricas en hierro, magnesio y óxido de hierro y titanio (Ilmenita) correspondientes a basaltos más profundos las han ocultado.
Desde hace unos 3000 millones de años no se producen en la Luna cráteres superiores a los 100 km ni grandes inundaciones de lava. El último gran cráter datado con cierto rigor es el cráter Tycho de 86 km que se formó hace 110 millones de años, cuando los dinosaurios poblaban la Tierra.
