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 La  formación  de  la  Luna


Sinopsis de cómo se formó la Luna

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:
  

La masa de la Luna es mayor, con relación a su planeta, que la de las demás lunas del sistema solar con excepción de Caronte;
El momento angular del conjunto Tierra - Luna, de 3,45 x 1041 rad g cm2/seg es notoriamente elevado respecto a los valores de los demás planetas;
Bajo tenor de elementos volátiles (como hidrógeno, helio, gases nobles, vapor de agua) y abundancia de refractarios (como Ca, 
Al, Ti, Ba, Sr, Sc, Y, y las tierras raras);
La escasez de hierro en el núcleo, que contiene 1/4 del porcentaje del de la Tierra;
La concentración de isótopos del oxígeno, es idéntica a la de la Tierra, a pesar de que varía con la distancia al Sol para los distintos planetas;
Mantos lunar y terrestre con parecida distribución de silicatos y silicatos metálicos ;
Formación del océano de magma, para explicar por flotación, la existencia de placas de materiales livianos (piroxenos y olivinos);
Factibilidad física.


El cuadro que sigue sintetiza el grado de acierto con que las distintas teorías explican los fenómenos mencionados:
 
 

 
Captura
Coacreción
Fisión
Impacto
Mayor masa relativa
Muy bueno
Muy bueno
Regular
(en estudio)
Gran momento angular
Bueno
Inaceptable
Inaceptable
Muy bueno
Bajo tenor de elementos volátiles y alto de refractarios
Inaceptable
Bueno
Muy bueno
Muy bueno
Núcleo con poco hierro
Inaceptable
Regular
Excelente
(en estudio)
Isótopos del oxígeno
Muy bueno
Excelente
Excelente
Muy bueno
Composición de mantos
Bueno
Regular
Excelente
Bueno
Océano de lava
Regular
Bueno
Excelente
Excelente
Factibilidad física
Regular
Bueno
Inaceptable
(en estudio)

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.

Estos datos sugieren que la Luna, con una composición inicial similar a la del manto terrestre, se habría fundido tempranamente, pero sin llegar a una estratificación tan neta como la de la Tierra. Las capas exteriores de la Luna se habrían fundido hasta una profundidad de 400 km, posiblemente por efecto de inducción magnética o el mismo impacto que la formó. Durante ese proceso, flotaron hasta la superficie los feldespatos menos densos. La total solidificación demoró no más de 400 millones de años. Por debajo de los 400 km de profundidad, el calentamiento de origen radioactivo llevó a la fusión del interior que dio lugar a las lavas que inundaron los mares, hace más 3.500 millones de años.

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.
El estudio detallado de la geología lunar permite justificar el proceso hasta aquí descrito. 

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. 
En la animación (aprox 190 kB  y  100 segundos de duración) se explica y muestra como pudo ser la secuencia de los mismos.

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.


Las mareas se manifiestan por una leve deformación o abultamiento de la forma “de revolución” de la Tierra, debido a la gravedad lunar.
La rotación de la Tierra en torno a su eje, cumple 29,5 vueltas por cada vuelta de la Luna en su órbita. Esto hace que la Tierra arrastre el abultamiento por delante de la dirección en que se enfrenta a la Luna. Esta, a su vez, al atraer gravitatoriamente a dicho abultamiento, produce un leve pero permanente frenado en el giro de la Tierra (de 2 milisegundos por siglo), mientras que la atracción del abultamiento sobre la Luna, aumenta su velocidad de giro orbital, distanciándola de la Tierra (en un promedio de 4 cm por año). A medida que la Luna se distancia más, su período (mes lunar) aumenta, como prevé la 3ª ley de Kepler. Los modelos matemáticos indican que el día de la Tierra y el mes lunar llegarán a coincidir cuando su duración se acerque a los 47 días actuales de la Tierra.
Se encontró confirmación paleontológica de que en la era Cenozoica, hace 50 millones de años, el período sinódico de la Luna era de 29,0 días (hoy es 29,5). En tanto que en la era Paleozoica, hace 400 millones de años, el día terrestre duraba 22 horas actuales. La extrapolación hasta 4.500 millones de años atrás, revela que el día duraba apenas algo más de 5 horas actuales.

Glosario




Anortosita

Feldespatos formados en las profundidades.
 

Feldespato

Minerales de silicato de aluminio, que constituyen hasta un 60% de la corteza terrestre. Por ejemplo: NaAlS3O8  KAl3O8  y  CaAlSi3O8
 

Gabro

Tipo de basalto de cristales más gruesos que se forma cuando el magma se consolida en las profundidades.
 

Límite de Roche

Distancia crítica entre dos cuerpos, dentro de la cual, las fuerzas de marea que surgen en el menor, son capaces de desintegrarlo.
 

Olivino (o peridoto)

Mineral formado por una mezcla de Fe2SiO4  y  MgSiO4
 

Piroxeno

Familia de silicato mineral cuya composición integrada por los elementos A y B, responde a la fórmula general  AB(Si2O6) pudiendo ser A y B el mismo elemento. Ejemplo: Mg2(Si2O6)
 

Planetesimales

Son cuerpos cuyas dimensiones abarcan desde fracciones de milímetros hasta los cientos de kilómetros de diámetro, (pudiendo para ciertas aplicaciones considerárselos de hasta miles de kilómetros de diámetro) y que se formaron durante el proceso de acreción de los planetas, a partir de la nebulosa solar.
 

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