Agua y atmósfera lunar

Durante décadas se consideró que la Luna era un cuerpo completamente seco y sin atmósfera. Sin embargo, desde principios del siglo XXI, múltiples misiones espaciales han transformado esta visión, revelando que el satélite terrestre alberga agua en diversas formas y cantidades, así como una tenue exosfera formada por gases muy dispersos. Hoy sabemos que el agua puede encontrarse tanto en depósitos de hielo en los polos, como en forma de moléculas adsorbidas en la superficie o en minerales hidratados de origen volcánico.

En esta página abordamos la presencia de agua en la Luna, desde los primeros descubrimientos hasta los hallazgos más recientes, exploramos la distribución del hielo en los polos lunares y otras fuentes y mecanismos de formación del agua lunar como los minerales hidratados en zonas ecuatoriales, la interacción del viento solar con el regolito, la dinámica del agua en la superficie lunar y el comportamiento de la exosfera lunar. Cada bloque aporta una pieza al complejo rompecabezas que representa la evolución térmica, química y geológica del satélite, con implicaciones directas en la futura exploración tripulada y la utilización de recursos in situ.

Presencia de agua en la Luna: evolución del conocimiento científico

Durante gran parte del siglo XX, la Luna fue considerada un cuerpo completamente seco. Esta concepción se consolidó especialmente tras el análisis de las muestras traídas por las misiones Apolo entre 1969 y 1972, cuyos estudios petrográficos y geoquímicos no identificaron presencia significativa de agua en forma líquida o mineral. El vacío casi absoluto en la superficie y la falta de atmósfera hicieron suponer que cualquier forma de agua habría sido expulsada al espacio hace miles de millones de años, y que el entorno lunar era incompatible con la retención de volátiles.

Esta idea de una Luna árida comenzó a cambiar a medida que mejoraron las técnicas analíticas en laboratorio y se lanzaron nuevas misiones orbitales con instrumentación más sensible. A partir de la década de 2000, algunos estudios revisaron muestras lunares con espectrometría de masas de alta precisión y descubrieron trazas de agua en inclusiones vítreas de origen volcánico, indicando que el manto lunar podría contener pequeñas cantidades de agua incorporada durante la formación del satélite.

El cambio más notable en la comprensión científica se produjo a partir de 2008, cuando nuevos análisis en los laboratorios de Carnegie Institution y Brown University detectaron agua en forma de hidroxilo (OH−) en diminutos fragmentos de cristal hallados en muestras del Apolo 15 y Apolo 17. Estos resultados, publicados en revistas científicas como Nature y Science, abrieron la puerta a reinterpretar parte del registro geológico lunar, al demostrar que el agua no solo podía haber llegado por cometas o meteoritos, sino que también pudo estar presente en el interior desde etapas tempranas de su formación.

De manera paralela, misiones orbitando la Luna o realizando sobrevuelos, como Cassini, Deep Impact y Chandrayaan-1, registraron por primera vez señales espectrales compatibles con agua o hidroxilos en la superficie lunar. Estos hallazgos fueron confirmados posteriormente por instrumentos como el Moon Mineralogy Mapper (M³) de la NASA, a bordo de Chandrayaan-1, que observó firmas de absorción de agua en el rango infrarrojo en diversas regiones de la superficie, sobre todo en latitudes altas.

En 2009, la misión LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite) provocó un impacto controlado sobre el cráter Cabeus, en el polo sur lunar, con el objetivo de analizar los gases y partículas expulsadas desde una región permanentemente en sombra. El espectrómetro ultravioleta a bordo del satélite reveló la presencia de vapor de agua, confirmando la existencia de hielo superficial o subsuperficial. Este experimento proporcionó una prueba directa de depósitos de agua en la región polar, consolidando la idea de que el satélite no es completamente seco y que ciertas regiones podrían conservar agua estable a lo largo de escalas de tiempo geológicas.

La evolución del conocimiento científico sobre la presencia de agua en la Luna ha sido, por tanto, un proceso gradual y multidisciplinar, que ha pasado de una concepción de completa aridez a una visión mucho más compleja. Hoy se considera que el agua lunar puede estar presente en distintas formas, distribuciones y orígenes, y que su estudio es esencial no solo para comprender la historia térmica y geológica del satélite, sino también para evaluar su utilidad como recurso en futuras misiones humanas y robóticas.

Presencia de agua en los polos lunares

La detección de agua en forma de hielo en los polos lunares representa uno de los descubrimientos más significativos en la investigación reciente de la Luna. Desde hace décadas se sospechaba que podrían existir reservorios de agua congelada en las regiones polares, especialmente en las zonas permanentemente en sombra de cráteres profundos donde la luz solar nunca incide directamente. Estas trampas frías, con temperaturas inferiores a 110 K, permiten la retención de volátiles como el agua durante escalas de tiempo geológicas.

Las primeras pistas vinieron de Clementine en 1994 y más tarde de Lunar Prospector, que detectó firmas de hidrógeno compatibles con la presencia de hielo. Pero no fue hasta 2009, con la misión LCROSS, cuando se obtuvo la primera confirmación directa de la existencia de hielo de agua en el polo sur lunar. El análisis del penacho de material eyectado por el impacto controlado del cohete Centauro en el cráter Cabeus reveló no solo agua, sino también amoníaco, dióxido de carbono, mercurio y compuestos orgánicos volátiles. En ese mismo experimento, la concentración de hielo estimada en el regolito era del 5,6%, una cifra suficiente para contemplar una futura explotación del recurso, aunque limitada en términos prácticos.

El conocimiento más reciente, sin embargo, permite matizar este escenario. En el cráter Cabeus, uno de los más ricos en contenido de hielo, se estima que podrían existir entre 20 y 50 millones de toneladas de agua hasta un metro de profundidad. El cráter Shackleton, en cambio, albergaría entre 1 y 4 millones de toneladas. Aunque en conjunto se estima que los polos lunares podrían almacenar cientos de millones de toneladas de agua en forma de hielo, estas cifras, lejos de ser despreciables, siguen siendo modestas considerando la proyección de un uso continuado en futuras bases habitadas. El recurso no es renovable y su explotación deberá realizarse con una planificación a largo plazo.

Las regiones en sombra permanente (PSR) concentran la mayor parte de estos depósitos. La orientación del eje lunar, prácticamente perpendicular al plano orbital, genera que muchas depresiones cerca de los polos nunca reciban luz directa, manteniéndose a temperaturas inferiores a los 100 K. Este frío extremo impide que el hielo sublimado vuelva a escapar al espacio. Sin embargo, el hielo detectado no suele estar puro ni depositado en capas, sino mezclado con regolito. La extracción, por tanto, requerirá tecnologías de minería, procesamiento térmico y gestión de residuos, todo ello en un entorno de baja gravedad y sin atmósfera.

Una novedad sustancial la ha aportado China con la misión Chang’e 5. Lanzada en 2020, trajo de vuelta las primeras muestras lunares desde los años 70, recolectadas en la región de Mons Rümker, situada en el Oceanus Procellarum. En 2022, análisis espectroscópicos in situ confirmaron la presencia de hasta 180 ppm de agua en una de las rocas, una concentración mucho mayor que la observada hasta entonces fuera de los polos. En 2024, el análisis directo de las muestras en laboratorios terrestres reveló algo aún más inesperado: un mineral hidratado con hasta un 41% en masa de agua, identificado como cloruro de magnesio hidratado con ion amonio [(NH₄)MgCl₃·6H₂O].

Este hallazgo es notable por dos motivos. Primero, demuestra la existencia de minerales hidratados con un contenido en agua muy superior al de los hielos superficiales detectados en cráteres polares. Segundo, introduce la presencia del ion amonio (NH₄⁺), cuya detección apunta a una historia de procesos geoquímicos y posiblemente volcánicos más complejos de lo que se asumía. Además, este tipo de compuestos podrían tener aplicaciones futuras en biociencias lunares, ya que el nitrógeno es aún más escaso que el agua en el entorno lunar y clave para el cultivo de vegetales en invernaderos.

Estos nuevos datos sugieren que, si bien los polos siguen siendo la fuente más accesible de agua en estado sólido, los minerales hidratados en regiones ecuatoriales podrían convertirse en una alternativa viable si se logra localizarlos en abundancia. La principal dificultad radica en que la liberación del agua ligada químicamente en estos minerales requerirá procesos térmicos intensivos, lo que implica grandes requerimientos energéticos y técnicas avanzadas de tratamiento del regolito. Antes de explotar este recurso, será necesario realizar un mapeo geológico detallado que permita identificar zonas ricas en minerales hidratados.

Por otro lado, parte del hidrógeno detectado en latitudes medias y ecuatoriales no proviene de hielo ni minerales, sino de la interacción directa entre el viento solar y el regolito. Este fenómeno genera moléculas de hidroxilo (OH⁻) en la superficie lunar durante el día, en un ciclo que parece estar gobernado por la temperatura. Las observaciones del instrumento M³ en la misión Chandrayaan-1 revelaron una mayor concentración de estas moléculas en las zonas frías del amanecer y el anochecer lunar, indicando una migración superficial y efímera del agua sobre la superficie lunar.

En conjunto, el panorama actual de la distribución del agua en la Luna es más diverso y complejo de lo que se creía. Además de los depósitos de hielo en sombra permanente de los polos, existen trazas de agua generadas por la interacción solar, minerales hidratados con elevadas concentraciones de H₂O y procesos dinámicos de migración y redeposición. Este escenario obliga a replantear los modelos de evolución volátil de la Luna, su interacción con el entorno espacial y su aprovechamiento en futuras misiones.

Fuentes y mecanismos de formación del agua lunar

El agua presente en la superficie y el subsuelo lunar proviene de varios procesos distintos, tanto externos como internos. Uno de los mecanismos principales es la interacción del viento solar con el regolito. Los protones solares, al colisionar con el oxígeno de los minerales lunares, generan moléculas de hidroxilo (OH⁻) o pequeñas cantidades de agua (H₂O). Este proceso es constante, aunque su eficiencia depende de la composición del terreno, la porosidad superficial y la temperatura. Esta fuente explica la presencia generalizada de señales de agua en las zonas iluminadas, aunque en concentraciones extremadamente bajas.

Otra vía es el impacto de cometas y asteroides que transportan compuestos volátiles. Aunque la mayoría del agua aportada por estos impactos se habría evaporado, una pequeña parte pudo quedar atrapada en regiones frías o enterrada bajo capas de regolito. Especialmente en el pasado, durante el Bombardeo Intenso Tardío, este tipo de eventos habría sido más frecuente.

También se han identificado signos de agua vinculados al interior lunar. Muestras recolectadas en misiones como Apolo y Chang’e 5 han revelado la presencia de minerales hidratados, como el cloruro de magnesio detectado en Oceanus Procellarum. En estos casos, el agua no se encuentra libre, sino incorporada en la estructura del mineral, producto del enfriamiento del magma lunar. Esto sugiere que una fracción del agua lunar pudo haber estado presente desde la formación del satélite.

Finalmente, algunos depósitos piroclásticos presentan indicios espectrales de compuestos hidroxilados, lo que apunta a un transporte de volátiles durante erupciones explosivas. Sin embargo, se debate si su origen es magmático o posterior. En conjunto, la combinación de viento solar, impactos antiguos y procesos volcánicos ha dejado una huella compleja y heterogénea de agua en la Luna, con implicaciones directas para futuras misiones de exploración y aprovechamiento de recursos.

Dinámica del agua en la superficie lunar

La existencia de agua en la superficie de la Luna no implica que este recurso permanezca inmóvil o confinado a regiones específicas. Aunque la Luna carece de una atmósfera significativa y su presión superficial es casi nula, diversos experimentos han demostrado que existe una forma de ciclo del agua, muy distinto del terrestre pero con movilidad detectada. Este comportamiento depende principalmente de la temperatura, la iluminación solar y la latitud.

Uno de los primeros indicios de esta dinámica provino de las observaciones realizadas por el instrumento M³ de Chandrayaan-1. Las bandas de absorción características de agua (en torno a 2,8–3,0 μm) mostraban una variación diurna en su intensidad, especialmente a latitudes medias y altas. Esto sugiere que el agua y el hidroxilo se forman, migran o se reorganizan diariamente en función de la temperatura superficial. Cuando el regolito se calienta con la luz solar, parte de estas moléculas se descomponen o se subliman; durante la noche lunar, se reabsorben o se vuelven a formar por interacción con el viento solar.

Esta dinámica fue también sugerida por los datos recogidos por el orbitador LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), que midió variaciones térmicas y de albedo en zonas con mayor presencia de agua superficial. Las zonas con retención de agua suelen mostrar cambios menores de temperatura entre el día y la noche lunar, lo que indica una interacción térmica distinta debida al contenido de agua o grupos hidroxilo adheridos a los granos minerales.

Las moléculas de agua que se subliman o se liberan por descomposición fototérmica pueden desplazarse sobre la superficie lunar siguiendo trayectorias balísticas, es decir, describiendo arcos breves antes de volver a condensarse en zonas más frías. Esto se ha planteado como un posible mecanismo de transporte hacia los polos, donde el agua podría acumularse en los cráteres en sombra permanente. Estas regiones, al estar protegidas de la luz solar directa desde hace miles de millones de años, actúan como trampas frías capaces de conservar el hielo de agua en forma estable.

Experimentos de laboratorio sobre regolito simulado han demostrado que, en condiciones similares a las de la Luna, las moléculas de agua se adsorben en la superficie de los granos minerales cuando la temperatura es baja. Este fenómeno de adsorción reversible explicaría la fluctuación observada desde órbita sin necesidad de una fuente constante de agua líquida o hielo.

Además, se ha propuesto que algunos protones del viento solar, al impactar contra el oxígeno de los óxidos minerales del regolito, pueden generar directamente grupos hidroxilo (OH⁻) o incluso moléculas de H₂O. La eficacia de este proceso depende de la mineralogía local y de la exposición a la radiación, lo que explicaría la variabilidad espacial y temporal de la señal espectral de agua.

En este contexto, la Luna presenta un entorno de movilidad molecular limitado pero real, en el que el agua puede desplazarse en forma de vapor, adherirse temporalmente al regolito o migrar lentamente hacia los polos. Aunque este ciclo no incluye precipitaciones ni cuerpos de agua líquida, sí representa un sistema dinámico con importantes implicaciones para la distribución futura de recursos, la selección de lugares de aterrizaje y la comprensión de la interacción entre la superficie lunar y el medio interplanetario.

Exosfera lunar y presencia de gases

La Luna está rodeada por una envoltura extremadamente tenue de gases conocida como exosfera, compuesta por átomos individuales que raramente colisionan entre sí. A diferencia de una atmósfera convencional, esta capa no dispersa la luz, no retiene calor ni proporciona protección frente a impactos o radiación. Su presencia es, sin embargo, científicamente muy relevante, ya que refleja procesos físicos activos en la superficie y su entorno inmediato.

Una de las principales fuentes de partículas en la exosfera es el viento solar, un flujo continuo de protones y electrones emitidos por el Sol que impacta sin obstáculos contra la superficie lunar. Estos protones, al colisionar con los minerales del regolito —especialmente silicatos que contienen oxígeno—, pueden romper enlaces químicos y generar radicales hidroxilo (OH⁻) o incluso moléculas de agua (H₂O). Este fenómeno ha sido confirmado mediante espectroscopía infrarroja por instrumentos orbitales como el Moon Mineralogy Mapper a bordo de Chandrayaan-1, que reveló firmas de agua superficial especialmente en zonas frías de altas latitudes.

Además de participar en la formación de hidroxilo, el viento solar provoca la liberación de partículas neutras y cargadas desde el regolito mediante procesos como la fotodesorción, el sputtering o la desgasificación térmica. Estos mecanismos enriquecen la exosfera con elementos como sodio (Na), potasio (K), helio (He), neón (Ne) y argón (Ar), algunos de los cuales fueron medidos desde la superficie por los experimentos del Apolo y, más recientemente, por la sonda LADEE de la NASA. En particular, el argón parece tener un origen radiogénico, asociado a la desintegración del potasio-40 en el interior lunar.

La densidad de esta exosfera varía con el ciclo diurno. Durante el día, las temperaturas extremas favorecen la desorción de átomos, mientras que durante la noche algunos de estos elementos migran hacia zonas más frías, particularmente hacia cráteres en sombra permanente de los polos, donde pueden quedar atrapados. Este fenómeno contribuye a la acumulación de volátiles como agua, dióxido de carbono y compuestos nitrogenados en trampas térmicas, procesos que son esenciales para entender la dinámica superficial lunar y sus recursos potenciales.

También se ha observado que los micrometeoritos que impactan constantemente la Luna contribuyen a enriquecer la exosfera, ya que volatilizan material superficial y remueven las capas más externas del regolito en un proceso conocido como impact gardening. Esta constante renovación de la superficie expone minerales frescos y facilita nuevas interacciones químicas.

Aunque extremadamente delgada, la exosfera lunar es un laboratorio natural para estudiar cómo interactúan los cuerpos sin atmósfera con su entorno espacial. Sus características no solo ayudan a entender mejor la evolución de la Luna, sino también la de otros cuerpos similares como Mercurio, los asteroides y varias lunas de planetas gigantes. Además, conocer en detalle su composición será crucial para las futuras misiones humanas y robóticas, especialmente aquellas que planean aprovechar recursos in situ.

Implicaciones científicas y tecnológicas del agua lunar

El descubrimiento de agua en la Luna, tanto en forma de hielo en los polos como en minerales hidratados y moléculas de hidroxilo distribuidas por toda la superficie, ha redefinido profundamente la planificación de futuras misiones lunares. Las implicaciones abarcan desde los aspectos más fundamentales de la geología planetaria hasta las estrategias de sostenibilidad para la presencia humana fuera de la Tierra.

Desde el punto de vista científico, la detección de agua ha obligado a reconsiderar los modelos clásicos de evolución térmica y geoquímica de la Luna. Durante décadas, se asumió que el satélite había perdido la totalidad de sus volátiles poco después de su formación, debido a su baja gravedad y la falta de atmósfera. Sin embargo, la identificación de minerales hidratados en el interior de muestras lunares, como los traídos por la misión Chang’e 5, indica que parte del agua pudo quedar atrapada en el manto desde las primeras etapas de diferenciación planetaria. Esta posibilidad sitúa a la Luna en un nuevo contexto en cuanto a la retención de agua en cuerpos pequeños y sin atmósfera, lo que obliga a revisar las teorías sobre su formación por impacto gigante y la posterior evolución del magma oceánico lunar.

Además, los datos aportados por misiones como Chandrayaan-1, LRO, LCROSS o Chang’e 6 han puesto de manifiesto la diversidad de fuentes de agua presentes en el satélite, desde el viento solar hasta depósitos primitivos o procedentes de impactos cometarios. Esta multiplicidad de orígenes tiene consecuencias directas en la interpretación de los procesos geológicos de superficie, en la migración de volátiles a lo largo de la historia lunar y en la posibilidad de evolución química en presencia de agua incluso a escalas microscópicas. El hallazgo reciente de hematita en zonas polares, un óxido de hierro cuya formación requiere la presencia de agua y oxígeno, sugiere interacciones químicas más complejas de lo esperado en un entorno considerado tradicionalmente inerte.

En el ámbito tecnológico, la presencia de agua en la Luna plantea un escenario radicalmente distinto para la exploración espacial. El agua no solo es un recurso esencial para la vida humana —bebida, oxígeno mediante electrólisis o cultivo de plantas—, sino también para la producción de combustible en forma de hidrógeno y oxígeno líquido. La posibilidad de extraer agua in situ elimina la necesidad de transportar toneladas de masa desde la Tierra, con el consiguiente ahorro de costes y aumento de autonomía.

Los depósitos de hielo detectados en cráteres en sombra permanente del polo sur lunar son hoy el objetivo prioritario de múltiples agencias espaciales. La NASA, a través del programa Artemis y las misiones CLPS, prevé desplegar robots de prospección y eventualmente módulos habitables en esta región. Sin embargo, la extracción de agua en estos ambientes plantea grandes retos: temperaturas inferiores a −160 °C, escasa energía solar disponible, terreno abrupto y mezcla del hielo con regolito rocoso que exige métodos térmicos o mecánicos avanzados. Estudios recientes han propuesto el uso de reactores de microondas, láseres térmicos o reactores solares para calentar el suelo y liberar el vapor de agua.

La alternativa de aprovechar minerales hidratados en latitudes medias o ecuatoriales —como el cloruro de magnesio hidratado hallado por Chang’e 5— es prometedora, pero exige tecnologías aún más sofisticadas. Estos minerales requieren alcanzar temperaturas superiores a los 500 °C para liberar el agua químicamente ligada, lo que implica un alto consumo energético y sistemas industriales complejos. A cambio, su explotación permitiría ubicar bases en zonas más estables, iluminadas y con mejor visibilidad de la Tierra.

Otra implicación estratégica es la necesidad de cartografiar con precisión los recursos hídricos lunares. Las futuras misiones de reconocimiento deberán incorporar espectrómetros, radares de penetración y estaciones geológicas capaces de identificar la distribución y forma del agua: si se trata de hielo puro, regolito húmedo, minerales hidratados o compuestos con OH⁻. Esta cartografía no solo servirá para elegir lugares de aterrizaje con recursos, sino también para establecer perímetros de conservación, ya que estos depósitos, una vez explotados, no se reponen. La gestión sostenible del recurso será clave si se aspira a una presencia lunar permanente.

En conjunto, el agua en la Luna representa un recurso estratégico de primer orden. No solo posibilita la vida y operación local, sino que puede convertir a la Luna en una plataforma logística para misiones a Marte y más allá. El desarrollo de infraestructuras para el almacenamiento y transformación del agua lunar podría convertirla en el primer ejemplo de utilización de recursos espaciales («In Situ Resource Utilization», ISRU) a escala operativa.

Por tanto, su estudio no se limita al interés científico, sino que define una nueva fase de la exploración espacial, en la que la viabilidad de colonizar otros mundos dependerá del conocimiento detallado y el aprovechamiento responsable de los recursos disponibles en ellos.