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Hay varias teorías sobre la formación de la Luna. De todas ellas, la más convincente y la que concuerda mejor con todas las evidencias de que se dispone, es la que dice que poco después de que la Tierra se formó, un planetesimal de dimensiones comparables a las de Marte, chocó con la Tierra, arrancando literalmente la capa superficial, rica en elementos de baja densidad. Buena parte de esos escombros, que quedaron orbitando nuestro planeta, habrían formado la Luna, siguiendo un proceso de acreción. Por medio de este modelo se puede explicar aceptablemente todas las características que diferencian la Luna de la Tierra. De ellas, una o varias quedan sin justificar en cada uno de los modelos alternativos. En particular, la notoria coincidencia de contenidos de isótopos de elementos livianos entre ambos cuerpos, así como la aparentemente contradictoria diferencia de densidades entre la Luna (3,341 g/cm3) y la Tierra (5,518 g/cm3), motivada principalmente por la cantidad porcentual de hierro en sus núcleos, que guarda una relación 1 a 4 favorable a la Tierra. El impacto habría ocurrido apenas formada la Tierra, ya que los minerales más antiguos de ambos cuerpos datan de fechas similares, hace unos 4.600 millones de años (con un error de 100 millones de años). El planetesimal debería tener al menos 1/10 de la masa de la Tierra, circunstancia considerada como fácilmente posible, aún cumpliendo ciertas restricciones respecto a su velocidad relativa a la Tierra. La destrucción mutua de los cuerpos colisionantes habría comenzado cuando el planetesimal se acercó lo suficiente como para que la gravedad terrestre atrajera su superficie con una fuerza capaz de arrancarle partes, a una distancia que se llama Límite de Roche de la Tierra. La colisión con trayectoria descentrada, se desarrolla en término de horas y acelera el giro de la Tierra en dirección antihoraria, observándola desde el polo N. Los escombros resultantes quedan en su mayor parte formando un disco de acreción girando en torno a la Tierra con un plano principal que no coincide con el del ecuador terrestre. Durante unos 100 años los fragmentos se calientan y sufren el efecto de fuertes mareas, que progresivamente los aceleran y distancian de la Tierra. Al sobrepasar el límite de Roche de la Tierra, los escombros comienzan a reunirse por efecto de la gravedad, hasta integrar el cuerpo Lunar. La relativa celeridad de esta etapa permitiría generar y acumular el calor necesario (proveniente de las deformaciones por compresión y de la emisión radiogénica), para producir la fusión de la mayor parte de la masa implicada (océano de magma), fase indispensable para comprender la configuración de los minerales lunares. Despliegue de conceptos Teorías sobre la formación de la Luna Las teorías sobre el origen de la Luna enfocan cuatro posibilidades: Captura: Se formó en una órbita heliocéntrica en otro lugar del sistema solar, y luego fue capturada en órbita geocéntrica. Coacreción: Se formó a partir de planetesimales y partículas menores capturadas en órbita geocéntrica. Fisión: Resultó de la fisión de la Tierra, que rotaba suficientemente rápido como para tornarse inestable. Impacto: El
choque sesgado de un planeta con la Tierra (alcanza con una masa de 1/10
de la de la Tierra), proyectó fragmentos en una órbita geocéntrica,
que formaron la Luna por un proceso de acreción. Una variante resultaría
de considerar el caso en que el planeta, sin impactar con la Tierra, se
hubiera internado dentro del límite de Roche de la Tierra, y los
fragmentos desprendidos del lado del planeta enfrentado a la Tierra, habrían
formado la Luna por acreción.
La factibilidad
de las teorías se aprecia por lo bien, que cada una de ellas,
explica los fenómenos vinculados al proceso. De ellos, los principales
son:
Uno de los modelos de impacto más recientes fue presentado por Robin Canup y Erik Asphaug. Los registros sísmicos
indican que la corteza lunar tiene un espesor de unos 60 km y está
formada de gabro anortosítico,
que está compuesto principalmente de minerales de feldespato.
La velocidad de las ondas sísmicas hasta los 25 km de profundidad,
corresponde a rocas superficiales intensamente fracturadas por los impactos.
Desde los 60 a 1.300 km se asemeja a roca densa, gabro, rica en olivinos
y similar a las rocas del manto terrestre.
Por su tamaño
menor que la Tierra, la Luna se enfrió mucho más rápido,
formando la actual litósfera de 1000 km de espesor. Tal espesor
impide que haya movimientos tectónicos, que no deformaron los rasgos,
como cráteres y llanuras de lava, desde hace más de 3000
millones de años. La casi ausencia de fallas por compresión
o extensión, sugieren un proceso de enfriamiento y contracción
continuo.
Obsérvese, que la corteza en el lado oculto, tiene un espesor dos veces mayor que en el lado visible. Y esto podría ser la causa de que el lado oculto casi no presente mares, al no permear el magma interior a través de la corteza más gruesa. El campo magnético existió hace 3.800 millones de años, en correspondencia con la formación de los mares y la fusión del núcleo. Su baja intensidad, indica que el núcleo, relativamente pequeño, no alcanzó la temperatura correspondiente a una fusión completa, que permitiera las corrientes de convección que originarían la dínamo que daría lugar a un campo más intenso. Craterización La gran mayoría
de los impactos meteóricos, tanto los que al ser inundados formaron
los mares, como los que formaron cráteres y casi todos los rasgos
que presenta hoy la topografía Lunar, se produjeron hace 3.900 millones
de años, durante un período de sólo unos 200 millones
de años.
Los sismógrafos instalados por las misiones Apolo, detectaron, durante 8 años, un promedio de 80 a 150 impactos de meteoros, de masas entre 150 gramos y una tonelada. Detectaron también, la ocurrencia de lunamotos, con máximos valores en coincidencia con la luna llena o luna nueva, lo que permite relacionar su origen con las mareas, que producen deformaciones gravitacionales mayores cuando se alinean la Luna, la Tierra y el Sol.
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