La idea de que la Luna es el producto de una formidable colisión entre la Tierra primigenia y un planetesimal de tamaño del Marte, ha sido considerada como ciencia respetable por más de una década. Y hoy hay consenso sobre el enfoque porque ninguna otra teoría reconcilia mejor tantos aspectos sobre la Tierra y la Luna y provee una explicación relativamente clara de cómo surgió nuestro satélite. 

      Pero hubo pocos intentos de modelar directamente todos los complejos procesos físicos que ocurren durante un impacto planetario. Cameron fue el primero en sugerir la teoría de un gigantesco impacto. Hartmann fue otro de los principales proponentes de la idea en sus comienzos. Cameron y sus colaboradores han liderado los esfuerzos hacia un modelo numérico del impacto y su visión ha sido muy influyente.

      Ahora, sin embargo, gracias al avance de la tecnología de las computadoras y al desarrollo de mejores algoritmos matemáticos, otros grupos han sido capaces de simular colisiones entre planetas. Canup y Asphaug abren camino en esta nueva era, describiendo el desarrollo de un impacto gigante en términos que en varios aspectos difieren de los últimos resultados de Cameron. 

      La simulación computarizada de impactos a escala planetaria no es tarea para modelistas sin inspiración. Estas colisiones no solo comprometen todos los detalles de la física de impactos, fusión y vaporización, sino que las interacciones gravitacionales mutuas entre todo ese líquido ardiente en el espacio, también deberá ser considerada. Más aún, para que la Luna reciba el momento angular que la mantenga en órbita, el impacto deberá ser sesgado y no centrado, de manera que el planteo debe ser tridimensional. Escuadrones de físicos en los Estados Unidos, en la Unión Soviética y otros lugares se empeñaron por más de 50 años para lograr computadoras y programas tridimensionales que pudieran manejar adecuadamente los efectos de impactos y explosiones bajo condiciones relativamente simples en las cuales la gravedad no es considerada. El agregado de la gravedad mutua a esos programas plantea un desafío formidable.
Recientemente surgió un enfoque llamado SPH (smooth particle hydrodynamics, que en español podría ser Hidrodinámica de Partículas Contínua), que en principio puede abarcar a ambos, la física de choques y la gravitatoria. Benz y Cameron fueron los primeros en aplicar este método al estudio del origen de la Luna. Otros modelos incipientes se apoyaron en los programas convencionales de hidráulica que incorporan centros de gravedad, pero no gravedad mutua, y así sólo logran modelar las fases iniciales del impacto.
El método SPH implica subdividir la prototierra y el objeto que la chocó en muchos pequeños bloques llamados “partículas”, y luego calcular las interacciones entre ellas. Los resultados serán tanto más precisos cuanto mayor sea el número de partículas empleado. Debido a las limitaciones de las computadoras, las primeras simulaciones fueron hechas con unos pocos miles de partículas. Pasaron varios años antes de que los investigadores notaran que se requerían muchas más partículas de las adoptadas originalmente. Una de las razones por las que Canup y Asphaug obtuvieron resultados diferentes de los del equipo de Cameron fue que emplearon un mínimo de 20.000 partículas y así mejoraron la resolución en los cálculos de las ondas de choque y demás aspectos físicos de la colisión.

      Apoyado en sus últimas simulaciones, Cameron había sostenido que la colisión que originó la Luna había ocurrido cuando la Tierra se encontraba a medio formar, cerca de 30 millones de años luego de la formación de los primeros meteoritos, ya que se formó por la acreción del material del sistema solar primigenio. Esta afirmación no permite entender cómo continuó formándose la Tierra y la Luna después del impacto, a partir del mismo material con un alto contenido de hierro, sin aumentar la proporción de hierro en el núcleo lunar por encima de la que realmente tiene. La mayoría de las simulaciones de Cameron emplearon sólo 3000 partículas. Canup y Asphaug, empleando conjuntos mucho más densos, encontraron que un impacto en una Tierra completamente formada, unos 50 a 70 milones de años después de los primeros meteoritos, pudo desprender suficiente masa como para formar la Luna actual y así queda levantada la imposibilidad de explicar el bajo contenido de hierro de la Luna.

      No obstante lo alentadores que son estos resultados, todavía no constituyen la última palabra. Uno de los pilares en que se fundamenta cualquier programa de física de choques es la ecuación de estado, una relación termodinámica entre la energía interna, la densidad y la presión. Desgraciadamente, esta ecuación no está bien definida para los complejos silicatos principales componentes de la Tierra y la Luna. Diversas dificultades han aparecido recientemente con las ecuaciones de estado más sofisticadas en uso en un programa llamado ANEOS. Canup y Asphaug evitaron estas dificultades empleando una ecuación creada anteriormente por J. H. Tillotson. Aunque fue pensada para cálculos de impacto, esa ecuación de estado tiene varios inconvenientes, incluyendo la falta de una distinción clara entre las fases sólida líquida y de vapor. Por eso, aunque la presión de vapor parece haber favorecido la puesta en órbita de material, Canup y Asphaug sólo pueden evaluar su influencia mediante una especie de promedio entre los estados líquido y vaporizado. Este es un aspecto que requiere más afinación.

      Aunque no se llegó todavía a una simulación definitiva del impacto que formó la Luna, los signos son alentadores. Gracias a la evolución conjunta de las computadoras y los algoritmos de simulación, los medios para modelar sucesos de este tipo pueden encontrarse ahora en el escritorio de casi cualquier científico. Espero pronto el ingreso de nuevos expositores en este fértil combate científico.