Formación y estructura interna de la Luna

La Luna, nuestro único satélite natural, es también uno de los cuerpos más estudiados del sistema solar. Su estructura interna revela una historia compleja de diferenciación, vulcanismo y enfriamiento progresivo, que puede reconstruirse gracias a datos sísmicos, análisis de gravedad, espectroscopía orbital y muestras traídas por las misiones Apolo. A lo largo de esta sección, exploraremos cómo se formó y evolucionó su interior, desde sus orígenes hasta su estado actual, casi inerte.

Comenzamos repasando las hipótesis actuales sobre el origen y evolución temprana, para después analizar la corteza lunar, el manto y el núcleo metálico, estructuras que nos hablan de un pasado dinámico. También veremos cómo la superficie lunar conserva huellas de procesos antiguos, y concluiremos con una síntesis de las implicaciones de esta estructura para entender la evolución térmica de cuerpos planetarios similares.

Origen y evolución temprana de la Luna

La Luna se formó durante los primeros 100 millones de años del sistema solar, en un contexto de colisiones violentas entre cuerpos protoplanetarios. La hipótesis más aceptada sobre su origen es la del gran impacto, según la cual un objeto de tamaño similar a Marte, denominado Theia, colisionó contra la joven Tierra hace aproximadamente 4.500 millones de años. Esta colisión expulsó una gran cantidad de material al espacio, formando un disco de escombros alrededor del planeta. Con el tiempo, este material se fue acumulando por acreción hasta formar un satélite secundario: la Luna.

Las simulaciones hidrodinámicas por ordenador, desarrolladas desde finales del siglo XX, han demostrado que este escenario es capaz de explicar varias propiedades fundamentales de la Luna: su tamaño, su momento angular, la inclinación de su órbita y su composición química. Uno de los aspectos más significativos que respalda esta hipótesis es la similitud isotópica entre la Tierra y la Luna, especialmente en los isótopos de oxígeno, titanio y silicio. Las rocas lunares analizadas desde las misiones Apolo muestran que ambos cuerpos comparten un origen a partir del mismo reservorio planetario, aunque con diferencias en la concentración de elementos volátiles y siderófilos.

Este modelo de formación también implica una importante evolución térmica durante los primeros millones de años. El impacto habría generado suficiente energía como para fundir gran parte del material acumulado en la Luna incipiente, dando lugar a un océano de magma global. Este océano cubría probablemente toda o casi toda la superficie lunar en su fase inicial. La cristalización de este océano magmático es el proceso que define la estructura interna actual de la Luna, ya que produjo la diferenciación de materiales en capas por densidad.

A medida que el océano se enfriaba, los minerales más densos, como el olivino y los piroxenos ricos en hierro y magnesio, cristalizaron primero y se hundieron, acumulándose en la región inferior del manto. Posteriormente, se formaron feldespatos cálcicos (plagioclasas), menos densos, que flotaron hacia la superficie y generaron la corteza primordial, compuesta mayoritariamente por anortosita. Esta secuencia estratigráfica explica por qué la corteza lunar es rica en plagioclasa, mientras que el manto contiene los silicatos máficos más pesados.

El espesor de la corteza lunar es variable: se estima en torno a los 30 km en la cara visible y hasta 60 km en la cara oculta. Esta asimetría probablemente se originó durante la etapa de cristalización del océano de magma, influida por las condiciones térmicas iniciales y la proximidad gravitacional con la Tierra. Modelos térmicos recientes sugieren que el hemisferio cercano recibió mayor flujo de calor desde el planeta, favoreciendo una cristalización más rápida y una corteza más delgada.

Una consecuencia directa de esta evolución diferenciada es la distribución de los mares lunares. Las grandes cuencas rellenas de basaltos se concentran casi exclusivamente en la cara visible, donde la corteza es más delgada y permitió el ascenso de magma durante las fases posteriores de vulcanismo. Estos basaltos de los “mares” fueron generados por fusiones parciales del manto a profundidades intermedias, y afloraron a la superficie a través de fracturas causadas por impactos o por tensiones internas.

A pesar de que el vulcanismo fue un proceso posterior, su origen está íntimamente ligado a las condiciones iniciales del satélite. Las diferencias en la composición de los basaltos marinos, observadas en las muestras de Apolo y en los datos espectroscópicos orbitales, reflejan la heterogeneidad química heredada del océano de magma primitivo y del enfriamiento desigual del interior lunar.

El registro geológico temprano de la Luna también incluye los efectos del Bombardeo Intenso Tardío, un episodio que ocurrió entre hace 4.100 y 3.800 millones de años y durante el cual múltiples grandes impactos remodelaron la superficie del sistema solar interior. En la Luna, este evento generó cuencas como Imbrium, Serenitatis, Nectaris o la cuenca Aitken del Polo Sur. Estas estructuras profundas modificaron localmente la corteza, excavando material del manto y creando condiciones térmicas que favorecieron el inicio del vulcanismo mareal.

Estos impactos también contribuyeron a redistribuir material superficial, a fracturar la corteza y a crear zonas de debilidad estructural que facilitaron el ascenso de magmas. Los depósitos piroclásticos y los flujos de lava basáltica que se superponen a estas cuencas son testimonio de una interacción compleja entre la evolución estructural y la actividad ígnea.

La combinación de un origen catastrófico, la diferenciación interna impulsada por el enfriamiento magmático y la alteración superficial causada por impactos permite explicar la estructura por capas que hoy conocemos. La Luna es un cuerpo que, a pesar de carecer de atmósfera y de tectónica activa como la Tierra, conserva el registro fósil de los procesos planetarios más tempranos y fundamentales. El estudio de su evolución interna es esencial para comprender la historia térmica de los cuerpos rocosos sin atmósfera del sistema solar.

La corteza lunar: composición y estructura

La corteza de la Luna constituye la capa externa sólida que recubre el satélite, formada principalmente durante las primeras fases de su evolución térmica tras la cristalización del océano de magma global. Este proceso, ocurrido durante los primeros cientos de millones de años de la historia lunar, generó una separación de materiales por densidad. A medida que el magma se enfriaba, los cristales más ligeros, como la plagioclasa cálcica, ascendieron hacia la superficie, acumulándose para formar una corteza primordial rica en anortositas, mientras que los minerales más densos se hundieron hacia el manto. Esta diferenciación temprana es responsable de las propiedades composicionales únicas que hoy se observan en la superficie lunar.

Desde el punto de vista geoquímico, la corteza lunar se compone en su mayoría de anortosita, una roca ígnea formada por cristales de plagioclasa cálcica (CaAl₂Si₂O₈). Esta predominancia es especialmente notable en las tierras altas lunares, que representan las regiones más antiguas y elevadas del satélite. Estas áreas se observan desde la Tierra como zonas de mayor albedo, ya que la anortosita refleja más luz que los basaltos oscuros que conforman los mares. Además de plagioclasa, la corteza también contiene trazas de piroxenos, olivino y otros minerales máficos, aunque en menor proporción. Las muestras traídas por las misiones Apolo y Luna han confirmado esta composición general, complementada con estudios espectroscópicos desde órbita.

Uno de los aspectos más notables de la corteza lunar es su asimetría hemisférica. Los datos obtenidos por las misiones GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) y LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) han revelado que la corteza es más delgada en la cara visible, con espesores promedio cercanos a los 30–35 km, y considerablemente más gruesa en la cara oculta, donde puede superar los 60 km. Esta diferencia no se debe únicamente a la acumulación de impactos o a procesos erosivos, sino que parece tener un origen primordial, posiblemente vinculado a condiciones térmicas diferentes durante la cristalización del océano de magma.

Existen varias hipótesis que intentan explicar esta asimetría. Una de ellas plantea que la proximidad de la Luna a la Tierra primitiva durante su formación influyó en el enfriamiento diferencial de sus hemisferios. El hemisferio cercano habría estado expuesto a mayor radiación térmica, lo que habría ralentizado la cristalización de la plagioclasa en esa zona, generando una corteza más delgada. Otra posibilidad es que el hemisferio lejano haya acumulado más material anortosítico flotante, al haber sido menos afectado por el calor terrestre. Esta distribución desigual podría haber condicionado la evolución posterior del satélite, facilitando el ascenso de magma solo en la cara visible, donde se concentran casi todos los mares basálticos.

En términos estructurales, la corteza está marcada por una gran variedad de accidentes geológicos, muchos de ellos resultado de impactos de alta energía. Estos impactos fracturaron y modificaron la corteza primitiva, generando cuencas multianillo, cráteres complejos y zonas de brechas y materiales fundidos. Algunas de estas estructuras, como la cuenca de Imbrium o la de Aitken en el polo sur, tienen una profundidad tal que podrían haber penetrado hasta el manto superior, excavando materiales más antiguos que afloran en la actualidad.

A escala más local, la corteza está atravesada por dorsales, escarpes, fallas y fisuras volcánicas que reflejan su evolución tectónica posterior. Las observaciones de LRO y datos altimétricos han permitido mapear con gran precisión estas estructuras, muchas de las cuales se relacionan con procesos de contracción global. A medida que el interior de la Luna se enfrió, el volumen del satélite disminuyó, provocando que la corteza se comprimiera en algunos sectores. Esto dio lugar a escarpes como Rupes Cauchy o Rupes Recta, que forman límites visibles entre bloques corticales.

Otra característica de interés es la porosidad de la corteza lunar, que se estima elevada en sus capas superficiales. La acumulación de impactos a lo largo de miles de millones de años ha fracturado y triturado la parte superior de la corteza, formando una capa de regolito de varios metros de espesor, especialmente densa en las tierras altas. Esta estructura fragmentada contribuye a la absorción de impactos menores y modifica la respuesta térmica y sísmica de la superficie.

Los estudios realizados a partir de los experimentos sísmicos de las misiones Apolo han permitido inferir un perfil estratigráfico básico de la corteza lunar en las zonas de alunizaje. En general, se identifica una primera capa suelta de regolito, seguida por rocas fracturadas y brechas de impacto, y más abajo una corteza cristalina consolidada de composición anortosítica. Estos modelos, aunque limitados espacialmente, han sido corroborados por medidas orbitales de gravedad, lo que ha permitido extrapolar los datos a escala global.

Por otro lado, los estudios espectrales con instrumentos como el Moon Mineralogy Mapper (M³) han detectado zonas localizadas con composición más heterogénea, especialmente en regiones de transición entre mares y tierras altas. En estos límites se han identificado materiales que podrían corresponder a rocas máficas más profundas, expuestas por impactos o procesos volcánicos antiguos. Esto refuerza la idea de una corteza compleja, con variabilidad lateral y vertical en su composición.

La corteza lunar, por tanto, no es una capa uniforme ni homogénea, sino un archivo tridimensional de la evolución térmica, magmática y tectónica de la Luna. Su estudio aporta claves esenciales para comprender cómo evolucionan los cuerpos planetarios sin atmósfera y permite establecer comparaciones con otros satélites rocosos del sistema solar, como las lunas de Marte o los objetos del cinturón de asteroides. A pesar de los avances conseguidos, muchos aspectos de su estructura profunda siguen siendo objeto de debate, y futuras misiones de perforación y retorno de muestras desde regiones no exploradas podrían aportar información crítica para completar el modelo estructural del satélite.

El manto lunar y sus evidencias indirectas

El manto lunar es la capa situada entre la corteza y el núcleo, con un espesor estimado de unos 1.000 km. Aunque no ha sido observado directamente, su composición y estructura se han deducido mediante estudios de sismología, análisis de muestras procedentes de flujos basálticos y datos espectroscópicos orbitales. Se considera que está formado principalmente por minerales ricos en hierro y magnesio, como olivino y piroxeno, que cristalizaron en las etapas tempranas del enfriamiento lunar tras la formación del océano de magma.

Los datos sísmicos obtenidos por los sismómetros instalados durante las misiones Apolo sugieren una transición entre la corteza y el manto a profundidades de entre 30 y 60 km. Esta transición ha sido respaldada por los modelos gravitacionales derivados de la misión GRAIL, que muestran variaciones regionales en la densidad del interior lunar, probablemente causadas por diferencias en la composición o en la temperatura del manto.

Aunque el manto no está expuesto en la superficie, ciertos impactos muy profundos han excavado materiales que podrían proceder de esta capa. En la cuenca Aitken del Polo Sur se han detectado señales espectrales compatibles con piroxenos ricos en hierro, lo que indicaría una posible exposición de rocas del manto inferior. Asimismo, las muestras basálticas recogidas en los mares lunares contienen elementos que sólo pueden originarse en niveles profundos, lo que sugiere que el manto superior fue la fuente del magma que formó estos mares.

Algunas regiones del manto, especialmente en la cara visible como el Terreno de Procellarum, contienen concentraciones elevadas de elementos radiactivos como uranio, torio y potasio-40. Estos elementos, incompatibles con la estructura cristalina de los minerales más comunes, tienden a concentrarse en los residuos del océano de magma, lo que podría haber mantenido el calor interno en esas zonas durante un periodo más prolongado, favoreciendo el vulcanismo tardío.

Por otro lado, la existencia de zonas con magnetización remanente sugiere que en el pasado existió un campo magnético generado internamente. Esta magnetización, detectada en algunas muestras y desde órbita, podría haber sido causada por movimientos convectivos en el manto profundo o por procesos en la interfase con el núcleo metálico.

El estudio del manto lunar, aunque limitado a observaciones indirectas, permite reconstruir aspectos esenciales de la evolución térmica y magmática de la Luna. Las futuras misiones que investiguen regiones como el Polo Sur o zonas de impacto profundo podrían aportar datos decisivos sobre su estructura interna.

El núcleo lunar

A diferencia de la Tierra, el núcleo lunar no ha sido observado directamente ni presenta manifestaciones externas evidentes, como un campo magnético global activo. Sin embargo, las misiones Apolo, mediante sus experimentos sísmicos y de geodesia láser, han proporcionado datos cruciales para inferir su existencia y dimensiones. También han contribuido a ello las mediciones de gravedad y rotación orbital realizadas por misiones más recientes como GRAIL y Lunar Prospector.

Los datos sismológicos indican que la Luna posee un núcleo diferenciado compuesto por un núcleo interno sólido y un núcleo externo líquido, de forma similar al terrestre pero mucho más reducido en proporción. El núcleo total tendría un radio de entre 330 y 360 km, lo que equivale aproximadamente al 20% del radio lunar. Esta estimación proviene de modelos que analizan cómo se propagan las ondas sísmicas a través del interior lunar. Las ondas reflejadas y refractadas en las discontinuidades internas permiten deducir la presencia de materiales con propiedades mecánicas distintas a las de la corteza y el manto.

El núcleo externo parece estar compuesto por una aleación de hierro con pequeñas proporciones de níquel y elementos ligeros como azufre, y se encuentra en estado líquido o parcialmente fundido. Su fluidez es compatible con la ligera deformación del campo gravitatorio de la Luna y con la presencia de una ligera disipación mareal, observada mediante experimentos láser desde la Tierra. Por su parte, el núcleo interno tendría un radio de unos 240 km y estaría en estado sólido, lo que ha sido deducido a partir de recientes análisis del retrodispersado sísmico y de modelado por inversión gravitatoria.

La interfaz entre el manto y el núcleo, denominada discontinuidad de Wiechert, marca un cambio significativo en densidad y propiedades mecánicas. En esta región también podrían estar presentes capas de transición, como una zona de material parcialmente fundido o enriquecido en elementos incompatibles, resultado de procesos de segregación ocurridos durante el enfriamiento global del satélite. Esta capa podría tener un espesor de unos 80 a 100 km y tendría implicaciones en la disipación de calor residual desde el interior hacia la corteza.

Otro indicio indirecto de la estructura del núcleo lunar proviene del análisis de la evolución orbital de la Luna. La pequeña excentricidad y libración observada en su rotación, así como las mareas inducidas por la Tierra, indican que el interior lunar no es completamente rígido. Estos efectos son modelados en función de parámetros geofísicos como el momento de inercia, la constante de Love y el factor de calidad (Q), todos los cuales sugieren la existencia de un núcleo metálico fluido.

La ausencia actual de un campo magnético global ha sido interpretada como resultado de la pérdida de calor y del cese de un mecanismo dínamo interno. Sin embargo, algunas muestras traídas por las misiones Apolo presentan una magnetización remanente, lo que implica que la Luna sí generó en el pasado un campo magnético interno significativo. Se estima que este campo estuvo activo entre hace 4.000 y 3.200 millones de años. Su origen habría estado relacionado con un dínamo generado por convección térmica en el núcleo externo líquido o bien por mecanismos alternativos como la precesión del núcleo o la agitación mareal inducida por la Tierra.

La debilidad del campo magnético actual y la baja actividad térmica del núcleo indican que el proceso de solidificación está muy avanzado. Algunos modelos proponen que el núcleo externo ha perdido buena parte de su fluidez, lo que limitaría cualquier capacidad residual de generar magnetismo. A diferencia de la Tierra, que conserva una intensa convección interna, la Luna parece haber alcanzado un estado de equilibrio térmico más estable, con un interior enfriado y escasa movilidad dinámica.

Por tanto, aunque no es observable directamente, el núcleo lunar ha sido caracterizado gracias a múltiples líneas de evidencia geofísica y sismológica. Su existencia confirma que la Luna, pese a su pequeño tamaño, experimentó un proceso completo de diferenciación interna durante sus primeras fases de evolución. Entender su estado actual y su historia térmica permite establecer comparaciones con otros cuerpos planetarios y ayuda a interpretar la evolución dinámica de satélites con características estructurales similares.

La superficie lunar como registro de procesos geológicos antiguos

La superficie de la Luna constituye un archivo geológico extraordinario que ha permanecido prácticamente inalterado durante más de 4.000 millones de años. A diferencia de la Tierra, donde los procesos tectónicos, la erosión atmosférica o la actividad biológica modifican continuamente el paisaje, la Luna carece de atmósfera densa, agua líquida o tectónica activa, lo que ha permitido que se conserven estructuras primordiales formadas en las primeras etapas del sistema solar.

Uno de los aspectos más notables de este registro es la elevada densidad de cráteres de impacto en todas las regiones del satélite. La cantidad, distribución y morfología de estos cráteres permiten establecer cronologías relativas de las distintas unidades geológicas. Mediante técnicas de recuento de cráteres y comparación con edades radiométricas de muestras traídas por las misiones Apolo y Luna, los científicos han podido dividir la historia de la Luna en cinco grandes eras geológicas: pre-nectariana, nectariana, imbriense, eratosteniana e insular.

Las cuencas de impacto, como la Imbrium, la Nectaris o la Aitken del Polo Sur, no solo registran colisiones de gran magnitud, sino que además han influido en la evolución estructural del satélite. Estas colisiones excavaron la corteza hasta alcanzar zonas profundas del manto, generaron ondas de choque que reorganizaron los materiales superficiales y, en muchos casos, abrieron caminos para la posterior intrusión y efusión de magma desde el interior. Los anillos concéntricos, las fallas radiales y las fracturas que rodean estas cuencas constituyen evidencias de este reequilibrio estructural a gran escala.

El vulcanismo también ha dejado su huella en la superficie lunar, especialmente en las vastas llanuras oscuras denominadas mares. Estas regiones están formadas por basaltos que surgieron desde el interior como consecuencia de fusiones parciales del manto, facilitadas por el calor residual tras los grandes impactos. Los basaltos presentan edades comprendidas entre los 3.900 y los 1.200 millones de años, lo que demuestra una actividad volcánica prolongada pero cada vez más localizada. Las diferencias composicionales entre los basaltos de distintas zonas reflejan una evolución compleja del interior lunar, con reservorios magmáticos diferenciados y enriquecimiento en elementos radiactivos en regiones como Procellarum.

Además de los flujos extensos de lava, existen otras manifestaciones volcánicas como los domos, los tubos de lava colapsados y los depósitos piroclásticos. Estas estructuras aportan información sobre la viscosidad de los magmas, el contenido en gases volátiles y la naturaleza explosiva de ciertas erupciones. Aunque menos comunes, estas evidencias han sido clave para interpretar las condiciones de presión y temperatura bajo la superficie.

La tectónica lunar también ha producido estructuras conservadas con notable nitidez. Los escarpes lobulados o “rupes”, que se observan principalmente en las tierras altas, indican la contracción térmica de la Luna a lo largo de su historia. Estas fallas de empuje, que pueden extenderse por cientos de km, fueron generadas cuando el interior se enfrió y redujo su volumen, provocando un deslizamiento de bloques corticales. Su conservación excepcional permite estimar la cantidad de contracción global y la evolución térmica del interior.

El regolito lunar, esa fina capa de fragmentos sueltos que recubre toda la superficie, también forma parte del registro geológico. Se genera por el constante bombardeo de micrometeoritos que fragmentan y funden los minerales superficiales. Aunque su espesor varía, en regiones antiguas puede alcanzar varios metros. Su estudio proporciona información sobre la historia de exposición de cada terreno y sobre la interacción entre el medio interplanetario y los materiales de la superficie lunar. Algunas de las muestras basálticas recuperadas por las misiones Apolo muestran recubrimientos vítreos generados por impactos recientes, mientras que otras contienen fragmentos del manto y la corteza mezclados por procesos de agitación secundaria.

El análisis espectroscópico orbital ha permitido extender este conocimiento a toda la Luna. Las misiones como Clementine, Lunar Prospector, Chandrayaan-1 y Kaguya han generado mapas globales de composición superficial, identificando la distribución de minerales como el olivino, el piroxeno y la anortita. Estas cartografías permiten correlacionar composiciones con procesos geológicos específicos, como el vulcanismo mareal, los impactos excavadores o la mezcla tectónica. En algunos casos, se ha identificado material procedente de zonas profundas, lo que abre la posibilidad de acceder indirectamente a capas internas sin necesidad de perforación.

El carácter asimétrico entre la cara visible y la cara oculta también forma parte del registro geológico. Mientras la cara visible está dominada por mares basalticos, la cara oculta está compuesta casi exclusivamente por tierras altas anortosíticas. Esta dicotomía no solo revela diferencias en el vulcanismo y la distribución de calor interno, sino que también apunta a una evolución térmica diferenciada entre ambos hemisferios. La escasez de actividad volcánica en la cara oculta podría deberse a un manto más frío o a una menor concentración de elementos radiactivos, lo que limitó la generación de magma en esas regiones.

La superficie lunar, por tanto, conserva las huellas de todos los grandes procesos geológicos que han moldeado su evolución: desde el bombardeo primordial y el vulcanismo, hasta el enfriamiento térmico y la diferenciación estructural. A medida que se desarrollen nuevas misiones científicas con mayor capacidad de resolución y análisis in situ, esta “memoria geológica” lunar podrá ser leída con aún más detalle, ofreciendo claves sobre la formación de cuerpos planetarios en el sistema solar temprano.

Implicaciones de la estructura interna en la evolución térmica y volcánica lunar

El estudio de la estructura interna de la Luna permite comprender cómo ha evolucionado térmicamente desde su formación. La diferenciación temprana generó una corteza rica en anortosita, un manto con minerales máficos y un núcleo metálico, que en su momento albergó un dínamo activo responsable de un antiguo campo magnético.

El vulcanismo que formó los mares basálticos fue consecuencia del calor residual del manto, con erupciones prolongadas en regiones como Oceanus Procellarum. La asimetría entre hemisferios revela diferencias en la distribución de elementos radiactivos, que condicionaron el mantenimiento de fuentes térmicas en algunas zonas y la inactividad en otras, como la cara oculta.

La presencia de escarpes tectónicos indica que la Luna se ha enfriado y contraído durante miles de millones de años. Este proceso también explica el cese del campo magnético hace más de 3.000 millones de años, resultado de la solidificación progresiva del núcleo externo.

Aunque hoy es un cuerpo geológicamente inactivo, la estructura interna de la Luna conserva información única sobre los procesos de enfriamiento, vulcanismo y diferenciación planetaria. Estos registros convierten al satélite en un modelo útil para entender la evolución térmica de otros cuerpos rocosos del sistema solar.