Superficie de la Luna

«Es un pequeño paso para un hombre, pero un gran salto para la humanidad», dijo Neil Armstrong al descender por primera vez sobre la superficie de la Luna en 1969. Aquellas palabras resumieron no solo el logro de un programa espacial sin precedentes, sino también la culminación de siglos de observación y deseo por comprender un mundo próximo pero inalcanzable. La Luna, visible a simple vista en el cielo nocturno, fue durante generaciones una esfera misteriosa, cuyo relieve irregular apenas podía intuirse a través de los telescopios. Alcanzarla y aterrizar sobre su superficie marcó un punto de inflexión en la capacidad tecnológica humana, y abrió la puerta al estudio directo de un cuerpo celeste carente de atmósfera, erosionado únicamente por impactos y marcado por procesos volcánicos extintos desde hace eones.

La superficie de la Luna presenta un relieve marcado por una historia geológica dominada por el impacto de cuerpos menores y por un vulcanismo antiguo que modeló sus grandes extensiones planas. Al no poseer atmósfera significativa ni agua líquida en su superficie, los procesos erosivos que actúan en la Tierra están prácticamente ausentes en la Luna, por lo que muchas de sus estructuras geológicas han permanecido inalteradas durante cientos o incluso miles de millones de años. Esta conservación ha permitido a los científicos estudiar con gran detalle las etapas más antiguas de la evolución del Sistema Solar a través del análisis de su morfología y composición superficial.

El terreno lunar se divide de manera clara entre dos tipos principales de regiones: las tierras altas o “highlands”, de color claro y más elevadas, y los mares o “maria”, grandes llanuras basálticas de tonalidad oscura que ocupan principalmente la cara visible. Las tierras altas están compuestas por rocas ígneas ricas en anortosita, que les confiere su aspecto brillante y reflectante. Son las zonas más antiguas de la corteza lunar y están densamente craterizadas. En cambio, los mares lunares se formaron por flujos de lava que rellenaron enormes cuencas de impacto durante los primeros mil millones de años de historia lunar. Están constituidos principalmente por basaltos, más oscuros y densos, y cubren aproximadamente el 16 % de la superficie total de la Luna. Entre los mares más extensos y conocidos se encuentran Mare Imbrium, Mare Tranquillitatis, Mare Serenitatis, Oceanus Procellarum y Mare Crisium. Estas regiones constituyen la mayoría del relieve observado desde la Tierra a simple vista.

Los cráteres de impacto son las estructuras más abundantes en la superficie de la Luna. Se distribuyen tanto en las tierras altas como en los mares, aunque son mucho más densos en las primeras. Su tamaño varía desde diminutos cráteres secundarios hasta colosales cuencas multianillo como la Cuenca Aitken del Polo Sur, con más de 2.500 km de diámetro. En términos morfológicos, los cráteres se clasifican en simples, con forma de cuenco y bordes definidos, y complejos, que presentan terrazas, picos centrales y estructuras colapsadas. Cráteres como Tycho, Copernicus y Aristarchus son ejemplos paradigmáticos por su conservación y su sistema de rayos, formados por material eyectado en forma radial. Muchos cráteres jóvenes conservan morfologías agudas y simétricas, mientras que los antiguos muestran signos de colapso o relleno por material volcánico.

En algunas regiones, los cráteres se superponen en múltiples generaciones, lo que permite establecer secuencias relativas de edades. La densidad de cráteres se ha utilizado como herramienta de datación geológica desde las misiones Apolo, y continúa siendo clave para interpretar la cronología de la superficie lunar. A diferencia de Mercurio, donde los escarpes tectónicos son omnipresentes, en la Luna predominan las formas de impacto, aunque también existen deformaciones ligadas a contracción térmica o actividad volcánica.

El vulcanismo ha sido un proceso clave en la configuración de las grandes llanuras lunares. Las coladas basálticas que dieron origen a los mares tienen espesores variables, de hasta varios cientos de metros, y se distribuyen en sucesivas capas. Estas coladas surgieron de fisuras en la corteza, en ocasiones sin formación de conos visibles. En regiones como el Oceanus Procellarum o el Mare Imbrium se han identificado domos volcánicos de baja altura y gran extensión, asociados a erupciones lentas y poco explosivas. También se han documentado canales sinuosos o rimae de origen volcánico, que marcan antiguos tubos de lava colapsados. Aunque la actividad volcánica cesó hace más de 1.000 millones de años, la variedad morfológica y distribución del vulcanismo lunar continúa siendo objeto de estudio.

Además de cráteres y llanuras, la superficie lunar presenta otros accidentes geológicos producto de deformaciones tectónicas y enfriamiento. Entre ellos se encuentran las dorsa, dorsales compresivas que aparecen frecuentemente en los mares y que se formaron por retracción térmica tras el enfriamiento de coladas. Las rupes, o escarpes de falla, son fracturas abruptas que afectan tanto a las tierras altas como a los márgenes de los mares. La Rupes Recta, visible desde la Tierra con telescopio, es un ejemplo destacado. Los valles rectilíneos, como Vallis Schröteri, también reflejan actividad tectónica de extensión o la erosión por lava fluida en el pasado.

El regolito lunar es una capa fragmentada y no consolidada que cubre toda la superficie. Su formación se debe al bombardeo continuado por micrometeoritos, que pulverizan la roca original, funden partículas y generan una mezcla heterogénea de minerales, vidrios y esférulas. En las regiones ecuatoriales de los mares, el regolito puede tener 2 a 5 m de espesor, mientras que en las tierras altas y zonas polares puede superar los 10 m. La madurez óptica del regolito, es decir, el grado en que ha sido expuesto al espacio, afecta su color, reflectividad y contenido en gases implantados por el viento solar. Este material actúa como un archivo del entorno espacial, acumulando firmas químicas de impactos y de la actividad solar. Las muestras traídas por las misiones Apolo permitieron reconstruir su historia térmica y composicional, lo que hoy sirve como referencia para entender otros cuerpos sin atmósfera.

La topografía lunar también refleja diferencias entre regiones ecuatoriales y polares. En los polos, la inclinación casi nula del eje lunar permite la existencia de cráteres con sombra permanente en sus fondos, como Cabeus y Shackleton. Estas zonas, expuestas a temperaturas extremadamente bajas, son candidatas a albergar hielo de agua estable en depósitos superficiales o subsuperficiales. Las observaciones espectroscópicas y medidas de neutrones han confirmado la presencia de hidrógeno, compatible con la existencia de hielo, en áreas protegidas de la luz solar directa. La identificación precisa de estas reservas es prioritaria para futuras misiones humanas o robóticas que requieran recursos in situ.

La geología de la Luna ha sido ampliamente estudiada mediante observaciones telescópicas, análisis espectrales desde órbita y, sobre todo, mediante el estudio directo de muestras traídas por las misiones Apolo y Luna. Estas muestras permitieron determinar la edad de las rocas mediante datación radiométrica, estableciendo una cronología precisa de la evolución superficial. Los basaltos de los mares tienen edades entre 3.100 y 3.800 millones de años, mientras que las anortositas de las tierras altas superan los 4.000 millones de años. Además, misiones más recientes como Kaguya (SELENE), GRAIL y Chandrayaan-1 han proporcionado mapas topográficos de alta resolución, datos gravimétricos y espectroscopía de rayos gamma y neutrones que han permitido caracterizar la composición elemental del regolito y el espesor de la corteza.

Una característica notable del relieve lunar es la asimetría entre su cara visible y su cara oculta. La cara visible, orientada permanentemente hacia la Tierra debido a la rotación sincrónica del sistema Tierra-Luna, presenta una elevada concentración de mares basálticos de tonos oscuros, que ocupan cuencas de impacto rellenas por antiguos flujos de lava. En cambio, la cara oculta está dominada casi por completo por tierras altas, con una densidad de cráteres mayor y una ausencia casi total de mares. Esta distribución asimétrica se asocia a diferencias en el espesor cortical: en la cara oculta la corteza es más gruesa, lo que podría haber dificultado el ascenso del magma a la superficie durante el pasado volcánico de la Luna. Estas diferencias estructurales sugieren procesos térmicos internos dispares o efectos de la interacción gravitacional con la Tierra durante las primeras etapas de formación del satélite. La exploración remota de la cara oculta comenzó con la sonda soviética Luna 3 en 1959 y ha sido ampliada por diversas misiones orbitadoras. El primer estudio detallado in situ se logró en 2019 mediante la misión Chang’e 4, que alunizó en el cráter Von Kármán, dentro de la Cuenca Aitken del Polo Sur, y permitió el análisis de la mineralogía y del regolito local. En 2024, la misión Chang’e 6 obtuvo las primeras muestras traídas directamente desde la cara oculta, específicamente del cráter Apolo, lo que permitirá en el futuro una caracterización precisa de sus diferencias composicionales respecto a la cara visible.

El conocimiento detallado de la superficie lunar continúa evolucionando con cada nueva misión. Los mapas digitales de altimetría, reflectancia, composición y temperatura superficial están disponibles gracias a sondas como LRO, mientras que las futuras misiones planeadas permitirán analizar regiones aún inexploradas, estudiar la evolución térmica de la corteza, y evaluar recursos útiles para la presencia humana prolongada. La superficie de la Luna no solo guarda el registro de su propia historia, sino que también ofrece un archivo fósil del entorno espacial en los primeros tiempos del Sistema Solar, preservado en su regolito y sus cráteres desde hace más de 4.000 millones de años.

Accidentes y formaciones geológicas de la superficie lunar

La superficie de la Luna está conformada por una diversidad de estructuras geológicas producto de impactos meteóricos, actividad ígnea y deformaciones tectónicas. La nomenclatura utilizada en cartografía lunar sigue la convención latina estandarizada por la Unión Astronómica Internacional. A continuación se detallan los principales tipos de formaciones individuales observadas, acompañados de ejemplos representativos visibles desde la Tierra o conocidos gracias a misiones orbitales.

Cráteres (crater-crateres): Los cráteres de impacto son el relieve más extendido de la superficie lunar. Se formaron por la colisión de asteroides a gran velocidad, sin la interferencia de una atmósfera que los desacelere. Presentan morfologías diversas: bordes elevados, paredes escalonadas, picos centrales o sistemas de rayos. Algunos ejemplos relevantes son Tycho, con su sistema radial de materiales eyectados; Copernicus, un cráter complejo de 93 km de diámetro con picos centrales prominentes; Plato, de fondo oscuro y paredes elevadas; y Aristarchus, uno de los cráteres más brillantes por su albedo. En la cara oculta destacan Tsiolkovskiy y King, con estructuras internas bien conservadas.

Cadenas de cráteres (catena-catenae): Las catenae son alineaciones de cráteres generadas por impactos secundarios o por fragmentos de cuerpos que se desintegraron antes de impactar. Ejemplos destacados incluyen Catena Davy, asociada al cráter Davy en la cara visible; Catena Mendeleev, una alineación prominente en la cara oculta; y Catena Michelson, ubicada cerca de la cuenca Orientale.

Crestas (dorsum-dorsa): Los dorsa son crestas bajas formadas por compresión de la corteza en zonas basálticas. Reflejan el enfriamiento y contracción del interior tras la emisión de lava. Entre las más destacadas están Dorsum Buckland y Dorsum Oppel en Mare Serenitatis, Dorsum Gast en Mare Imbrium y Dorsum Termier en Mare Tranquillitatis.

Mares y océanos (mare-maria y oceanus-oceani): Las maria son llanuras oscuras formadas por flujos de lava basáltica que llenaron cuencas de impacto. Ocupan sobre todo la cara visible. Entre ellas se encuentran Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Tranquillitatis, Mare Nubium y Mare Humorum. El único oceanus registrado es Oceanus Procellarum, la mayor extensión de basaltos en la superficie lunar, que no corresponde a una cuenca de impacto definida.

Montañas y cordilleras (mons-montes): Los montes lunares son picos aislados formados por impacto o procesos tectónicos. Mons Huygens, en los Montes Apenninus, es el más alto con 5.500 m. Otros ejemplos son Mons Piton y Mons Pico, ambos en la región septentrional de Mare Imbrium, y Mons Rümker, una elevación aislada de origen volcánico en la región de Oceanus Procellarum. Las cadenas montañosas se originaron principalmente como bordes elevados de grandes cuencas de impacto. Ejemplos son los Montes Apenninus, que bordean Mare Imbrium; los Montes Caucasus, que lo separan de Mare Serenitatis; los Montes Alpes, con el Vallis Alpes atravesando su estructura; y los Montes Rook, que forman parte del anillo doble de la cuenca Orientale. En la cara oculta se encuentran los Montes Leibnitz, que alcanzan altitudes superiores a los 6.000 m.

Pantanos (palus-paludes) y lagos (lacus-laci): Las paludes y laci son planicies más pequeñas que los maria, a menudo interconectadas o situadas en los márgenes de los mares mayores. Se interpretan como áreas de menor volumen de coladas basálticas. Entre ellas destacan Palus Putredinis (en el borde de Mare Imbrium), Palus Epidemiarum, Lacus Somniorum, Lacus Mortis, y Lacus Temporis.

Cabos (promontorium / promontoria): Los promontoria son cabos rocosos que se adentran en los maria desde zonas elevadas, como restos de cráteres o cadenas montañosas erosionadas por la lava. Entre los más destacados están Promontorium Heraclides, en el extremo occidental de Sinus Iridum; Promontorium Laplace, en el lado oriental del mismo; y Promontorium Agassiz, en Mare Imbrium.

Fisuras o grietas (rima-rimae): Las rimae son grietas o canales que se extienden a lo largo de decenas o incluso cientos de km. Pueden tener origen volcánico (tubos de lava colapsados) o tectónico (fracturas por tensión o compresión). Algunas de las más conocidas son Rima Hadley, próxima al lugar de alunizaje del Apolo 15; Rima Ariadaeus, una fisura lineal de más de 200 km; y Rima Hyginus, con segmentos colapsados y conexión con un cráter de mismo nombre.

Escarpes (rupes-rupes): Las rupes son escarpes lineales formados por fallas de empuje debidas al enfriamiento y contracción global de la Luna. Son estructuras de gran altura que cortan el terreno de manera abrupta. Ejemplos prominentes son Rupes Recta, una línea recta de 110 km en Mare Nubium; Rupes Altai, que forma parte del borde de la cuenca Nectaris; y Rupes Liebig, cerca de Oceanus Procellarum.

Bahías (sinus-sinūs): Los sinūs son bahías que se introducen en los maria, generalmente corresponden a zonas circulares parcialmente cubiertas por lava. La más conocida es Sinus Iridum, en el borde noroeste de Mare Imbrium, formada por los restos del cráter preexistente. Otras son Sinus Medii (cerca del centro de la cara visible) y Sinus Aestuum.

Valle (vallis-valles): Los valles lunares son depresiones lineales que pueden haberse formado por actividad tectónica, colapso de tubos de lava o extensión regional. Vallis Alpes es el más notable, cruzando los Montes Alpes desde Mare Imbrium hasta Mare Frigoris. Otros valles importantes incluyen Vallis Rheita, Vallis Snellius, Vallis Bouvard, y Vallis Schröteri, este último con origen volcánico en forma de canal sinuoso.