Luna

4.1

Formación por fisión de la Tierra

La versión moderna de esta teoría propone que la Luna fue expulsada espontáneamente de la Tierra cuando esta estaba recién formada y giraba con rapidez sobre su eje. Esta hipótesis gana adeptos, en parte porque la densidad del satélite es la misma que la de las rocas del manto superior de la Tierra, justo bajo la corteza. Sin embargo, esta teoría presenta una dificultad: el momento angular de la Tierra, para lograr inestabilidad rotacional, tendría que haber sido mayor que el momento angular del sistema actual Tierra-Luna. De acuerdo con los principios básicos de la mecánica, la cantidad total del momento angular en un sistema aislado como lo es el sistema Tierra-Luna permanece constante.

4.2

Formación en una órbita cercana a la Tierra

Esta teoría propone que la Tierra, la Luna y los demás cuerpos del Sistema Solar se condensaron independientemente de la enorme nube de gases fríos y partículas sólidas que constituyeron la nebulosa solar primordial. La mayor parte de este material, finalmente, se acumuló en el centro para formar el Sol.

4.3

Formación de la Luna lejos de la Tierra

De acuerdo con esta teoría, se supone la formación independiente de la Tierra y la Luna, como en la anterior hipótesis; sin embargo, establece que la Luna se formó en un lugar diferente del Sistema Solar, alejado de la Tierra. Se presupone entonces que las órbitas de ambos las arrastraron y aproximaron, de forma que la Luna fue atraída a una órbita permanente alrededor de la Tierra.

4.4

Impacto planetesimal

Esta teoría, que se publicó por primera vez en 1975, presupone que al principio de su historia, hace unos 4.000 millones de años, la Tierra fue golpeada por un enorme cuerpo llamado planetésimo. El impacto catastrófico expulsó partes de la Tierra y de este cuerpo, situándolas en la órbita terrestre, donde los detritos del impacto se reunieron formando la Luna. Esta hipótesis, después de numerosas investigaciones con las rocas lunares durante las décadas de 1970 y 1980, se convirtió en la teoría más aceptada sobre el origen de la Luna. En la década de 1990 se realizaron también simulaciones por ordenador que permitieron explicar algunos fenómenos del choque y, en 2001, un equipo de investigadores estadounidenses utilizó un complejo y más avanzado programa informático que reproducía prácticamente todos los elementos presentes en el impacto. El resultado de esta última investigación, con nuevos datos sobre el movimiento, tamaño y composición de los cuerpos implicados en el choque, reafirma la teoría del impacto planetesimal.

5

Exploración lunar

A partir del siglo XIX, las exploraciones visuales con telescopios de gran potencia han permitido obtener un conocimiento muy amplio del lado visible de la Luna. El lado no visible se mostró al mundo por primera vez en octubre de 1959 con las fotografías tomadas por la nave espacial soviética Luna 3, que mostraron que el lado oculto es similar al visible, excepto en que los grandes mares lunares están ausentes. Ahora sabemos que los cráteres cubren toda la superficie lunar, desde los de tamaños gigantescos que rodean los mares, hasta los de tamaños microscópicos. Las fotografías de las naves espaciales estadounidenses —Rangers 7, 8 y 9 y Lunar Orbiter 1 y 2— de 1964 y 1966 confirman estas conclusiones. La Luna tiene aproximadamente 3 billones de cráteres de más de 1 m de diámetro.

Los alunizajes con éxito de las sondas no tripuladas de la serie estadounidense Surveyor y de la soviética Luna en la década de 1960 y, finalmente, los alunizajes tripulados del programa estadounidense Apolo, hicieron realidad las mediciones directas de las propiedades físicas y químicas de la Luna. Los astronautas del Apolo recogieron rocas, sacaron miles de fotografías y colocaron una serie de instrumentos que enviaron información a la Tierra por telemetría de radio. Estos instrumentos midieron la temperatura y la presión gaseosa en la superficie; la radiación de calor desde el interior de la Luna; las moléculas e iones de los gases calientes emitidos desde la corona solar, es decir, el viento solar (véase Cinturones de radiación); los campos magnéticos y gravitacionales de la Luna, y las vibraciones sísmicas causadas por terremotos, desprendimientos de tierra e impactos de meteoritos. Mediante rayos láser se midió la distancia exacta entre la Tierra y la Luna.

Tras analizar las rocas se ha sabido que la Luna tiene 4.600 millones de años, más o menos los mismos que la Tierra y que el resto del Sistema Solar. Las rocas de los mares lunares se formaron cuando la roca derretida se solidificó hace entre 3.160 y 3.960 millones de años, y se parecen a los basaltos terrestres, un tipo de roca volcánica muy frecuente, pero con algunas diferencias importantes. Las pruebas indican que las regiones lunares elevadas, o continentes, pueden estar formadas de una roca ígnea plutónica menos densa llamada anortosita, formada casi por completo por plagioclasa mineral (véase Feldespato). Otros tipos de muestras lunares importantes incluyen los cristales, brechas (ensamblajes complejos de fragmentos de rocas cementados conjuntamente por la acción del calor o la presión, o por ambos) y suelo o regolita (fragmentos rocosos muy finos producidos por miles de millones de años de bombardeos de meteoritos). Ver Geología; Rocas ígneas.

El campo magnético de la Luna no es tan intenso o amplio como el de la Tierra. Algunas rocas lunares son débilmente magnéticas, lo que indica que se solidificaron en un campo magnético más intenso. Las mediciones magnéticas, entre otras, señalan una temperatura interna de hasta 1.600 °C, que está por encima del punto de fusión de la mayoría de las rocas lunares. Los registros sísmicos sugieren que algunas regiones cercanas al núcleo lunar podrían estar constituidas por materiales fundidos.

Los sismómetros situados en la superficie han registrado, también, señales que muestran impactos de meteoritos, en una proporción de 70 a 150 por año, con masas desde 100 g hasta 1.000 kg. Por tanto, la Luna sigue siendo bombardeada por meteoritos (aunque no con tanta frecuencia como en el pasado), lo que puede resultar problemático para las futuras bases permanentes. La superficie está cubierta por una capa de grava, que puede tener una profundidad de varios kilómetros en los mares y una profundidad todavía desconocida en las regiones elevadas. Se cree que esta grava se ha formado por los impactos de meteoritos.

La atmósfera es tan tenue que no se puede reproducir ni en las mejores cámaras de vacío situadas en la Tierra.

Los seis alunizajes tripulados —las misiones Apolo 11, 12 y de la 14 a la 17— trajeron a la Tierra muestras de roca y de suelo, en total 384 kg. Y no fue sino hasta la última misión, la del Apolo 17, cuando entre la tripulación de astronautas se incluyó a un geólogo, Harrison Schmitt, quien invirtió 22 horas en explorar la región del valle de Taurus-Littrow, completando un recorrido de 35 km en un vehículo lunar. Hoy continúan los análisis intensivos sobre los datos y las rocas obtenidas en las misiones lunares. Está previsto que el ser humano vuelva a la Luna en 2018, según anunció la NASA, en septiembre de 2005, dentro de su programa de exploración lunar.

A finales de 1996 un grupo de científicos estadounidenses anunció la posible existencia de hielo (probablemente agua helada) en la cara oscura. El descubrimiento se basó en las señales de radar enviadas en 1994 por la sonda Clementine a la superficie. El 5 de marzo de 1998 la NASA anunció que los datos obtenidos por la sonda Lunar Prospector —lanzada dos meses antes— parecían confirmar la existencia de agua helada en el satélite. En julio de 1999 se provocó la destrucción de la sonda contra un cráter de la superficie lunar con el fin de poder comprobar esta hipótesis. Dos meses y medio más tarde, tras un intenso análisis de los datos obtenidos a partir del impacto, la NASA reconoció no haber encontrado rastros de agua en el satélite, aunque no descartó totalmente la teoría sobre la posible existencia de agua en la Luna.

La primera misión lunar europea, la SMART-1, fue lanzada por la Agencia Espacial Europea el 27 de septiembre de 2003 desde el centro espacial de Kourou (Guayana Francesa) a bordo de un cohete Ariane 5, que transportaba también dos satélites de comunicaciones. Durante su viaje en espiral hacia la Luna, de unos 100 millones de kilómetros, la sonda efectuó 332 órbitas alrededor de la Tierra. El 15 de noviembre de 2004 la SMART-1 realizó su primera órbita lunar y unos meses más tarde, tras una serie de sucesivos ajustes, se consiguió estabilizar la órbita y hacerla operativa. En enero de 2005 sus cámaras ya habían captado las primeras imágenes cercanas de la superficie lunar, a una altura de entre 1.000 y 5.000 kilómetros. Las mediciones realizadas por su espectrómetro de rayos X D-CIXS permitieron, a mediados de 2005, la detección de calcio en la Luna por primera vez. La misión, que en principio tenía una duración de seis meses, se amplió hasta el 3 de septiembre de 2006, fecha en la que se produjo el impacto de la sonda contra la superficie del satélite. El choque fue programado para que pudiera ser observado por potentes telescopios terrestres. La SMART-1, además de proporcionar gran cantidad de información sobre la morfología y la composición mineral de la superficie lunar, permitió probar con éxito su nuevo sistema de propulsión (propulsión eléctrica por iones o propulsión iónica), así como diversos instrumentos científicos miniaturizados y técnicas avanzadas de comunicación.

Japón Lanzó su primera misión lunar, Kaguya, en septiembre de 2007. La sonda, que consta de un orbitador principal y dos satélites, tiene como objetivo principal recoger información sobre el origen y composición de la Luna, según anunció la agencia japonesa JAXA (Japanese Aerospace Exploration Agency). Está previsto que la misión se mantenga operativa durante un año.

En octubre de 2007 China inició su carrera espacial hacia la Luna con el lanzamiento de la sonda Chang E I. El objetivo de la misión es estudiar la composición del suelo lunar durante un año y realizar un mapa tridimensional del satélite.