¿A qué se debe la asimetría entre las dos caras de la Luna?

Redacción

La historia del sistema Tierra-Luna continúa siendo misteriosa. Los científicos creen que se formaron cuando un cuerpo del tamaño de Marte colisionó con la proto-Tierra. La Tierra terminó siendo la hija mayor de esta colisión y retuvo suficiente calor para volverse tectónicamente activa. La Luna, al ser más pequeña, probablemente se enfrió más rápido y se “congeló” desde el punto de vista geológico. Pero el aparente dinamismo temprano de la Luna desafía esta idea.

Nuevos datos sugieren que esto se debe a que los elementos radiactivos se distribuyeron de forma única después de la catastrófica colisión que formó nuestro satélite. La luna de la Tierra, junto con el Sol, es un objeto dominante en nuestro cielo y ofrece muchas características observables que han mantenido a los científicos ocupados tratando de explicar cómo se formó nuestro planeta y el sistema solar. La mayoría de los planetas de nuestro sistema solar tienen satélites. Por ejemplo, Marte tiene dos lunas, Júpiter tiene 79 y Neptuno tiene 14. Algunas lunas son heladas, otras son rocosas, algunas siguen siendo geológicamente activas y otras relativamente inactivas. Cómo los planetas obtuvieron sus satélites y por qué tienen las propiedades que tienen son preguntas que podrían arrojar luz sobre muchos aspectos de la evolución del sistema solar temprano.

La Luna es un cuerpo rocoso relativamente frío, con una cantidad limitada de agua y escaso procesamiento tectónico. Los científicos creen actualmente que el sistema Tierra-Luna se formó cuando un cuerpo del tamaño de Marte llamado Theia – que en la mitología griega era la madre de Selene, la diosa de la Luna – colisionó catastróficamente con la proto-Tierra, causando que los componentes de ambos cuerpos se mezclaran.

Se cree que los escombros de esta colisión se separaron bastante rápidamente, quizás durante unos pocos millones de años, para formar la Tierra y la Luna. La Tierra terminó siendo más grande y evolucionó de forma ideal en cuanto a que su tamaño fue el adecuado para convertirse en un planeta dinámico con una atmósfera y océanos. La Luna de la Tierra, en cambio, terminó siendo más pequeña y no tenía suficiente masa para albergar estas características. Por lo tanto, la retención de sustancias volátiles como el agua o los gases que forman nuestra atmósfera, o la retención de suficiente calor interno para mantener el vulcanismo y la tectónica planetaria a largo plazo, dependieron de la forma en que se produjo la colisión entre la Tierra y la Luna. Décadas de observaciones han demostrado que la historia de la Luna fue mucho más dinámica de lo esperado; parece que hubo actividad volcánica y magnética en un momento tan reciente como hace 1.000 millones de años, mucho más tarde de lo que se suponía.

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La composición del lado cercano de la Luna es extrañamente diferente de la de su lado lejano, y los científicos creen que finalmente entienden por qué. (Foto: NASA/NOAA)

Una pista de por qué el lado cercano y el lejano de la Luna son tan diferentes proviene de la fuerte asimetría observada en sus características superficiales. En el lado cercano de la Luna, perpetuamente orientado a la Tierra, en cualquier noche o día, uno puede observar zonas oscuras y claras a simple vista. Los primeros astrónomos llamaron a estas regiones oscuras “maria”, que en latín significa “mares”, pensando que eran cuerpos de agua por analogía con la Tierra. Usando telescopios, los científicos fueron capaces de descubrir hace más de un siglo que no eran de hecho mares, sino más bien cráteres o rasgos volcánicos.

En ese entonces, la mayoría de los científicos asumieron que el lado lejano de la Luna, que nunca habían podido ver, era más o menos como el lado cercano.

Sin embargo, debido a que la Luna está relativamente cerca de la Tierra, a solo unos 380.000 km de distancia, fue el primer cuerpo del sistema solar que los humanos pudieron explorar, primero usando naves espaciales no tripuladas y luego “en persona”. A finales de los 50 y principios de los 60, las sondas espaciales no tripuladas lanzadas por la URSS dieron las primeras imágenes del lado lejano de la Luna, y los científicos se sorprendieron al encontrar que los dos lados eran muy diferentes. El lado lejano casi no tenía maria. Solo el 1% del lado lejano estaba cubierto de maria comparado con el 31% del lado cercano. Los científicos estaban desconcertados, pero sospechaban que esta asimetría ofrecía pistas de cómo se formó la Luna.

A finales de los años 60 y principios de los 70, las misiones Apolo de la NASA hicieron aterrizar seis naves espaciales en la Luna, y los astronautas trajeron 382 kg de rocas lunares para intentar comprender el origen de la Luna mediante análisis químicos. Teniendo las muestras en la mano, los científicos rápidamente descubrieron que la relativa oscuridad de estas zonas se debía a su composición geológica y que, de hecho, eran atribuibles al vulcanismo. También identificaron un nuevo tipo de firma rocosa que denominaron KREEP – abreviatura inglesa de roca enriquecida en potasio (símbolo químico K), elementos de tierras raras (REE, que incluye cerio, disprosio, erbio, europio y otros elementos que son raros en la Tierra) y fósforo (símbolo químico P) – que se asoció con los maria. Pero por qué el vulcanismo y esta firma KREEP debían estar distribuidos tan desigualmente entre los lados cercano y lejano de la Luna, nuevamente suponía un rompecabezas.

Ahora, usando una combinación de observación, experimentos de laboratorio y modelos de computadora, unos científicos del Instituto de Ciencias de la Vida en la Tierra en el Instituto Tecnológico de Tokio, la Universidad de Florida, el Instituto Carnegie para la Ciencia, la Universidad Towson, el Centro Espacial Johnson de la NASA y la Universidad de Nuevo México han traído algunas nuevas pistas sobre cómo la Luna obtuvo su asimetría en los lados cercano y lejano. Estas pistas están vinculadas a una importante propiedad de KREEP.

El potasio (K), el torio (Th) y el uranio (U) son, de manera importante para esta historia, elementos radioactivamente inestables. Esto significa que ocurren en una variedad de configuraciones atómicas que tienen un número variable de neutrones. Estos átomos de composición variable se conocen como “isótopos“, algunos de los cuales son inestables y se deshacen para generar otros elementos, produciendo calor.

El calor de la desintegración radiactiva de estos elementos puede ayudar a derretir las rocas en las que están contenidos, lo que puede explicar en parte su co-localización.

Este estudio muestra que, además de un mayor calentamiento, la inclusión de un componente KREEP en las rocas también reduce su temperatura de fusión, lo que aumenta la actividad volcánica esperada de los modelos de desintegración simplemente radiogénica. Debido a que la mayoría de estos flujos de lava fueron emplazados a principios de la historia de la Luna, este estudio también añade limitaciones sobre el tiempo de la evolución de la Luna y el orden en que varios procesos ocurrieron en ella.

Este trabajo requería la colaboración entre los científicos teóricos y experimentales. Después de realizar experimentos de fusión a alta temperatura de rocas con varios componentes de KREEP, el equipo analizó las implicaciones que esto tendría en el tiempo y el volumen de la actividad volcánica en la superficie lunar, proporcionando una importante información sobre las primeras etapas de la evolución del sistema Tierra-Luna.

El coautor Matthieu Laneuville comenta: “Debido a la relativa falta de procesos de erosión, la superficie de la Luna contiene registrados eventos geológicos de la historia temprana del sistema solar. En particular, las regiones en el lado cercano de la Luna tienen concentraciones de elementos radiactivos como U y Th a diferencia de cualquier otro lugar en la Luna. Comprender el origen de estos enriquecimientos locales de U y Th puede ayudar a explicar las primeras etapas de la formación de la Luna y, como consecuencia, las condiciones en la Tierra temprana”.

Los resultados de este estudio sugieren que los mares enriquecidos de la Luna han influido en la evolución lunar desde que se formó el satélite. Laneuville cree que podrían encontrarse pruebas de este tipo de procesos no simétricos y auto-amplificados en otras lunas de nuestro sistema solar, y que estas podrían ser ubicuas en cuerpos rocosos en todo el universo.

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