Última actualización 12 de agosto de 2025

Los Orígenes de la Luna: Del Caos a su Formación

El Enigma de los Orígenes Lunares

Durante siglos, el origen de la Luna ha sido un profundo misterio. Las primeras teorías incluían la captura gravitacional, la co-formación con la Tierra e incluso la fisión terrestre. Sin embargo, el análisis de las muestras lunares traídas por las misiones Apolo revolucionó nuestra comprensión, llevando a la hipótesis dominante hoy: el impacto gigante con Theia.

Hipótesis sobre el origen de la Luna antes de las misiones Apolo
Hipótesis	Período	Argumentos Principales	Problemas Mayores	Principales Defensores
Fisión Terrestre	1878-1960	Similitud composicional supuesta Explicación de la Cuenca del Pacífico Compatibilidad con el momento angular	Rotación inicial de la Tierra demasiado rápida requerida Mecanismo de fisión poco creíble Cuenca del Pacífico demasiado joven geológicamente	George Darwin (hijo de Charles Darwin), Harold Jeffreys
Captura Gravitacional	1909-1969	Permite una composición diferente Explica la inclinación orbital	Probabilidad dinámica extremadamente baja Requiere un frenado atmosférico improbable Incompatible con la similitud isotópica revelada más tarde	Thomas Jefferson Jackson See, Gordon MacDonald
Co-formación (Acreción Binaria)	1940-1969	Proceso natural en el modelo nebular Análogos observados en otros sistemas	No explica la baja densidad lunar Difícil de justificar el momento angular actual Composición demasiado diferente de la esperada	Carl Friedrich von Weizsäcker, Gerard Kuiper
Precipitación (Condensación)	1960-1969	Modelo simple de formación rápida Compatibilidad con ciertos modelos térmicos	Incapaz de explicar las diferencias composicionales Problemas con la distribución de elementos volátiles	Harold Urey

Fuente: Archivos Históricos de la NASA, Journal for the History of Astronomy (2004), Annual Review of Earth and Planetary Sciences (1975)

La Hipótesis del Impacto Gigante

Según esta teoría, hace aproximadamente 4.5 mil millones de años, un cuerpo celeste del tamaño de Marte, llamado Theia, chocó con la proto-Tierra. Este impacto cataclísmico vaporizó parte del manto terrestre y eyectó escombros a la órbita. En solo unos siglos, estos escombros se agregaron para formar nuestra Luna.

Evidencias Geoquímicas del Impacto Gigante

Los análisis isotópicos revelan una notable similitud entre la composición de la Luna y la del manto terrestre, particularmente para los isótopos de oxígeno (\(^{16}O\), \(^{17}O\), \(^{18}O\)). Esta similitud sugiere fuertemente un origen común, apoyando la hipótesis del impacto.

Tabla de Evidencias de la Hipótesis del Impacto Gigante
Tipo de Evidencia	Observación	Interpretación	Implicaciones para el Impacto	Referencias Clave
Isótopos de Oxígeno	Δ¹⁷O idéntico a ±0.016‰ entre Tierra y Luna	Mismo reservorio de origen para los materiales	Theia y la proto-Tierra debían tener composiciones isotópicas similares	Wiechert et al. (2001), Science
Elementos Siderófilos	Déficit de elementos siderófilos (Ni, Co, W) en el manto lunar	Agotamiento debido al núcleo metálico de Theia	La Luna se formó principalmente a partir del manto del impactador y de la Tierra	Ringwood (1979), EPSL
Volátiles	Empobrecimiento marcado en K, Na, Pb en comparación con la Tierra	Evaporación durante el impacto de alta energía	Temperaturas >2000K necesarias durante la acreción	Day & Moynier (2014), Phil. Trans.
Relaciones Fe/Mn	Fe/Mn ∼70 idéntico en basaltos lunares y terrestres	Mismo proceso de formación del manto	Fuente común para los materiales del manto	Drake et al. (1989), GCA
Isótopos de Titanio	ε⁵⁰Ti idéntico a ±0.05 ε-unidades	Mezcla completa de reservorios después del impacto	Homogeneización eficiente del disco de acreción	Zhang et al. (2012), Nature
Isótopos de Tungsteno	Exceso de ¹⁸²W en rocas lunares (∼27 ppm)	Diferenciación temprana en los primeros 60 millones de años	Formación rápida después del impacto gigante	Touboul et al. (2015), Nature
Relación Mg/Si	∼1.2 más alta que en condritas	Enriquecimiento en forsterita (Mg₂SiO₄)	Fusión parcial selectiva durante el impacto	Taylor & Jakes (1974), Proc. LSC

Fuentes: Wiechert et al. (2001), Ringwood (1979), Day & Moynier (2014), Zhang et al. (2012), Touboul et al. (2015)

La Formación Esférica de la Luna

Proceso de Acreción

Tras el impacto, los escombros eyectados entraron en órbita alrededor de la Tierra. Bajo el efecto de la gravedad, estos escombros comenzaron a agruparse para formar cuerpos cada vez más grandes. Este proceso, llamado acreción, finalmente condujo a la formación de la Luna.

N.B.: La Luna probablemente alcanzó el 90% de su masa actual en menos de 100 años, pero tardó hasta 10 millones de años en enfriarse por completo y adquirir su estructura interna definitiva.

Enfriamiento y Diferenciación

Una vez formada, la Luna se encontraba inicialmente en un estado fundido debido a la energía liberada durante el impacto y la acreción. Con el tiempo, se enfrió y sufrió un proceso de diferenciación, donde los materiales más densos se hundieron hacia el centro para formar el núcleo, mientras que los materiales menos densos formaron la corteza.

Formación de la Superficie Lunar

La superficie de la Luna que observamos hoy es el resultado de miles de millones de años de evolución. Los cráteres, los mares lunares (o "maria") y las montañas son características que dan testimonio de su compleja historia geológica. Los impactos de meteoritos, la actividad volcánica y las fuerzas de marea desempeñaron un papel en la formación de la superficie lunar.

Cronología de la Formación

Cronología de la formación de la Luna
Fase	Tiempo tras el impacto	Evento clave
Disco de escombros	0-10 años	Materiales en órbita caótica
Condensación	10-100 años	Solidificación de vapores
Acreción	100-1000 años	Formación de los primeros planetesimales
Esferificación	1000-10,000 años	Equilibrio gravitacional
Diferenciación	10,000-1M años	Formación del manto y la corteza

La Formación Esférica de la Luna

Proceso de Acreción

Tras el impacto, los escombros eyectados entraron en órbita alrededor de la Tierra. Bajo el efecto de la gravedad, estos escombros comenzaron a aglomerarse para formar cuerpos cada vez más grandes. Este proceso, llamado acreción, finalmente condujo a la formación de la Luna.

N.B.: La Luna probablemente alcanzó el 90% de su masa actual en menos de 100 años, pero tardó hasta 10 millones de años en enfriarse completamente y adquirir su estructura interna definitiva.

Enfriamiento y Diferenciación

Una vez formada, la Luna estaba inicialmente en un estado fundido debido a la energía liberada durante el impacto y la acreción. Con el tiempo, se enfrió y experimentó un proceso de diferenciación, donde los materiales más densos se hundieron hacia el centro para formar el núcleo, mientras que los materiales menos densos formaron la corteza.

Formación de la Superficie Lunar

La superficie de la Luna que observamos hoy es el resultado de miles de millones de años de evolución. Los cráteres, los mares lunares (o "maria") y las montañas son características que atestiguan su compleja historia geológica. Los impactos de meteoritos, la actividad volcánica y las fuerzas de marea han desempeñado un papel en la formación de la superficie lunar.

Cronología de la Formación

Tabla de la cronología de la formación de la Luna
Fase	Duración después del impacto	Evento clave
Disco de escombros	0-10 años	Materiales en órbita caótica
Condensación	10-100 años	Solidificación de vapores
Acreción	100-1000 años	Formación de los primeros planetesimales
Esferización	1000-10,000 años	Equilibrio gravitacional
Diferenciación	10,000-1M años	Formación del manto y la corteza