Legado 4: Estructura del interior lunar

Homenaje a los doce astronautas que aterrizaron en la Luna

La tarea de sondear el interior de un planeta sólo se ha realizado hasta la fecha en la Tierra y la Luna. A tal fin en el artículo rendimos un homenaje a los doce hombres que aterrizaron en la Luna en el siglo XX. Con ello queremos destacar que en ésta y otras muchas tareas la acción humana nunca podrá ser reemplazada por una máquina. El sondeo lunar fue activo pues los astronautas hicieron rodar piedras para distinguirlo de los seísmos, hicieron estallar explosivos y estrellaron contra la Luna las terceras fases del Saturno V que les habían impulsado hacia la órbita lunar o los módulos lunares de ascenso tras haberse acoplado con la nave Apolo que con un astronauta quedaba en la órbita lunar.

El momento de inercia y la estructura lunar

Aparte de la densidad media, los cuerpos en rotación dan información de su estructura interna. El papel de la masa en dinámica lineal lo desempeña el momento de inercia en la dinámica de rotación. Esta depende del eje de giro que normalmente se representa por el eje z. En un planeta que gira Iz=k₂Mr² donde M es la masa del planeta y r su radio y k₂ un parámetro que depende de la estructura del planeta. En una esfera homogénea en rotación k₂=2/5=0,4. Si la densidad del planeta va aumentando con la profundidad, lo que es lógico, k₂<0,4. Para la Luna k₂=0,3932 lo que da idea de que su estructura es muy uniforme. Ahora bien, k₂ varía muy poco frente a grandes cambios de estructura. Por ejemplo para Mercurio es 0,33 y para Marte 0,359.

Tabla Modelo de dos capas del interior lunar basado en la densidad media lunar y el valor de  k₂. Se prueba con distintas densidades superficiales hasta lograr el valor real de k₂. La densidad de la capa interna es para que la densidad media sea la correcta.

Los seísmos en la Luna

Se han registrado terremotos lunares cuyo número ronda los 3.000 al año. Hay tres clases distintas de terremotos: por impactos de meteoritos, inducidos artificialmente y naturales.

Los sismómetros lunares, dejados por las misiones Apolo, han registrado señales que muestran impactos meteóricos del orden de 70 a 150 al año, con unas masas variables entre los 100 gramos hasta la tonelada de peso. En julio de 1972, se produjo un terremoto producido por un objeto de aproximadamente 1.000 kilogramos de peso.

Los astronautas del Apolo 12, 14, 16 y 17 provocaron terremotos artificiales al estrellar contra la Luna la parte superior del módulo lunar. La forma como se ha produjo el seísmo artificial, la propagación por una amplia zona de la onda sísmica y más de media hora de duración (reverberación) sorprendieron a los investigadores: Es como si hubiese dado un martillazo en una campana. Frank Press del MIT dijo: No hemos visto nunca parecido en la Tierra. El impacto provocó un seísmo de grado 3. También hicieron chocar contra la Luna la tercera fase del Saturno V, que tenia una masa de unas 14 toneladas, y que  había impulsado a la Luna al Apolo 13,14,16 y 17. Las vibraciones producidas en los sismómetros por el impacto duraron más de tres horas. Los astronautas del Apolo 14, 16 y 17 instalaron otros sismómetros activos es decir capaz de detectar unas vibraciones causadas por el estallido de cargas explosivas disparadas varios meses después de que los astronautas hubieran regresado. Las bombas eran disparadas entre 150 y 1.500 metros del sismómetro. Una hilera de tres geófonos separados 51 metros entre sí, registraran la dirección y extensión de las ondas, una técnica utilizada generalmente para buscar petróleo en la Tierra.

Los seísmos naturales son aquellos producidos por la propia geología lunar, causados por el reordenamiento interno de la Luna debido a que la órbita de ésta no es un círculo perfecto, ya que presenta una excentricidad, distinguiéndose los profundos, generados por las mareas, entre 600 y 1.000 kilómetros, es decir mucho más profundos que los terremotos terrestres, y los superficiales cuyo origen, hace 50 años y hasta hace poco, era todo un misterio. Se decía que eran por la expansión y contracción de las rocas superficiales producidas por los cambios de temperatura que fluctuaba entre los -150 ºC por  la noche a los 150 ºC a mediodía.

Faltaban todavía 30 años para la Lunar Prospector descubriera el pequeño núcleo lunar, 40 años para que el LRO descubriera 3.400 fallas lunares y 50 años para descubrir que algunas estaban activas. Un descubrimiento de mayo de 2019.

Los terremotos naturales que tienen su origen en el interior del globo lunar, tienen una frecuencia de 4 por semana. Pero no se extienden aleatoriamente sino que se  concentran durante la semana que corresponde al paso de la Luna por su perigeo, evidenciando así que estos movimientos son favorecidos por la marea que provoca la atracción terrestre, y que en esa fase de acercamiento máximo se traduce en una onda de aproximadamente 50 cm de amplitud que se propaga por la corteza lunar. El 28 de julio de 1970 los científicos tras analizar los datos del sismómetro del Apolo XI lograron reunir por primera vez pruebas suficientes de que la Luna está afectada por terremotos que se originan bajo su superficie. Los terremotos naturales no suelen sobrepasar el grado 2 en la escala de Richter, es decir prácticamente imperceptible por el hombre, aunque con una frecuencia anual aproximadamente alcanza una magnitud de grado 5.

Los focos de una tercera parte de estos seísmos, se localizaban en una decena de puntos del globo lunar, teniendo la mitad de ellos un foco común situado a 800 metros de profundidad, bajo un pequeño macizo montañoso que separa los mares de las Nubes y los Humores. Los epicentros hasta entonces localizados se situaban a lo largo de dos líneas de unos 2.000 kilómetros de largo, una de las cuales está situada aproximadamente a la altura del meridiano 30ºW, y la otra orientada en dirección SW-NE.

Los sismómetros lunares, tanto pasivos como activos dejados por las misiones Apolo entre 1969 y 1972, han contribuido de forma decisiva al conocimiento de la velocidad de las ondas sísmicas P y S en el interior lunar y por tanto, es el único cuerpo aparte de la Tierra donde se ha podido estudiar por este método la estructura interior de un planeta. Las características de las ondas P y S permitieron analizar, la densidad del material existente y si la velocidad sufre alguna discontinuidad lo que revelaría la existencia de capas. También la velocidad de las ondas sísmicas dado que el lugar del choque era conocido. 

Refinamientos posteriores de la sonda Lunar Prospector en 1999 permitió descubrir, con completa seguridad, un pequeño núcleo de hierro. Este representa sólo el 1% de la masa de la Luna. Este núcleo no debía estar fundido pues la Luna no tiene actualmente campo magnético. El análisis de la magnetización residual de las muestras lunares demuestra que en un pasado sí estuvo fundido y la Luna tuvo un campo magnético, aunque mucho menor que la Tierra.

Fig. 1 Dos terremotos registrados por los sismómetros del Apolo. El de arriba es de un impacto, el de abajo deformaciones producidas en el manto lunar por las mareas terrestres. La ausencia de agua y otros materiales volátiles hacen que las vibraciones en la Luna resuenen como una campana, incluso como respuesta a pequeños choques. Los terremotos aquí representados tienen una reverberación superior a una hora.

La red de sismógrafos del Apolo funcionó hasta 1977 en que se desconectó. Detectó unos 28 terremotos grandes de magnitud máxima de 5,5 en la escala Richter y una cantidad mucho mayor de terremotos de menor intensidad que ocurren una vez al mes cuando la Luna pasa por el perigeo o mínima distancia a la Tierra. En mayo de 2019, como hemos visto en el legado 3, Thomas Watters afinó la localización del epicentro de estos 28 temblores. Al solapar las nuevas ubicaciones con las imágenes que la Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), comprobó que al menos ocho de los seísmos caían sobre líneas de falla. La conclusión para los científicos es que la Luna aún está activa. Creemos que es muy probable que estos ocho temblores se produjeran por el deslizamiento de fallas a medida que se acumulaba el estrés por la compresión de la corteza lunar provocada por la contracción global y fuerzas de marea, lo que indicaría que los sismógrafos de las Apolo grabaron el encogimiento de la Luna y que aún es tectónicamente activa, decía Watters. La contracción por enfriamiento la comparte la Luna con Ceres y Mercurio, todos cuerpos pequeños.

Las ondas S y P

A través de los fenómenos físicos de las ondas puede explorarse la estructura del interior de los planetas. El tipo y cantidad de refracción de las ondas son los medios de exploración. Los cambios bruscos en la velocidad de la onda puede revelar la presencia de discontinuidades en las propiedades de refracción de las capas interiores. Los estudios sísmicos son muy antiguos para la Tierra, pero en la superficie de la Luna, la detección de seísmos se debe al instrumental que instalaron los astronautas del Apolo.

Las ondas superficiales tienen mucho poder destructivo pero no sirvan para nuestro propósito de estudiar el interior de los planetas. Por el contrario las ondas internas tienen poco poder destructivo, pero viajan por el interior de la Tierra o la Luna y siguen caminos curvos debido a que su velocidad cambia con la densidad y composición del interior de la Tierra o Luna. Este efecto es similar al de refracción de ondas de luz. Hay dos tipos de ondas internas.

Las ondas P u ondas primarias son ondas longitudinales consisten en compresiones y dilataciones y se propagan en la dirección de la presión. Son análogas a las ondas del sonido.

Fig. 2 las ondas P son como las del sonido son longitudinales y constan de compresiones y dilataciones propagándose en la misma dirección que estas.

Las ondas S o secundarias son ondas transversal como la luz, en las cuales el desplazamiento es perpendicular a la dirección de propagación. Estas ondas son las que generan las oscilaciones durante el movimiento sísmico y las que producen en las ondas internas la mayor parte de los daños. Las ondas S se trasladan sólo a través de elementos sólidos, nunca atraviesan líquidos como núcleos de planetas fundidos.

Fig. 3 Las ondas S son trasversales vibran en una dirección y se trasladan en la dirección perpendicular, en este aspecto son similares a la luz o a las ondas electromagnéticas.

Las ondas P generalmente viajan a una velocidad 1,73 veces superior a las ondas S y pueden viajar a través de cualquier tipo de material líquido o sólido. Velocidades típicas son 1.450 m/s en el agua y cerca de 5.000 m/s en el granito. Deben pues sus nombres al orden de aparición en un lugar alejado del epicentro del terremoto.

Ecuación de Adams-Williamson

Hay una ecuación que representa para el estudio de la estructura del interior de los planetas, lo que la ley de la gravitación universal para la astronomía. Se trata de la ecuación de Adams-Williamson o ecuación fundamental de la geología que relaciona las velocidades de las ondas P y S deducidas de los modelos sísmicos con el gradiente de la densidad con el radio (pendiente de la gráfica de la densidad con la distancia r del centro). Esta fórmula se basa en el equilibrio hidrostático, según la cual, la presión a una profundidad depende del peso que la columna de tierra ejerce y eso depende de la densidad y la aceleración de la gravedad. La densidad depende de la presión del material y la aceleración de la gravedad de la masa de planeta por debajo del punto a considerar.

El procedimiento para conocer la estructura del interior de un planeta es saber cómo varia la velocidad de dichas ondas con la profundidad. Se divide la Tierra o Luna en finas capas y empezando por la exterior, se calcula el cambio de densidad con la profundidad, por aplicación de la ecuación, la densidad media de la capa, el incremento de presión y la masa de la capa. Descontada ésta de la masa del planeta, se calcula la nueva variación de la densidad para las nuevas velocidades de las ondas P y S y se repite el procedimiento. Realmente es más complicado, pues hay discontinuidades en la velocidad lo que supone un cambio en la composición. Además, densidad depende de la composición y de la compresión. Al final, el cálculo es correcto si la última capa, esta vez de forma esférica, se lleva la masa de planeta que resta. Si al llegar a r = 0 la masa restante Mt  no es 0, tenemos que ajustar la composición y otras suposiciones hasta que los dos son cero al mismo tiempo. Ahora tenemos los perfiles de la densidad, presión y aceleración de la gravedad g como una función de r. El modelo para la Tierra también tiene que permitir los cambios de fase del mineral. Por ejemplo, la estructura de cristal de olivina a una  presión aproximadamente de 150-200 kbar da lugar a una nueva estructura de cristal; llamada espinel que es aproximadamente un 10% más denso que la estructura de cristal original (olivina) a la misma presión. Así que tenemos que tener un conocimiento de la estructura mineral con la presión. Recordemos al aplicar la ecuación que las ondas S no se propagan en el núcleo líquido así que su velocidad es cero.

Resultados sísmicos

Las ondas P se propagan por el interior de la Luna a velocidades variables (ver Fig. 4 y 5). Las ondas S se disipan a una profundidad entre 700 y 800 Km.

Según los resultados obtenidos en el Mar de la Serenidad por el Apolo 17 hasta unos 250 metros de profundidad  la velocidad de las ondas P es de entre 0,2 y 0,3 Km/s y cambia repentinamente a esta profundidad a 1 km/s. Un cambio similar puede observarse en el flujo de lava terrestre sin que haya un cambio en el tipo de roca. A 1,2 km la velocidad de las ondas P se eleva a 4 km/s. Esto se interpreta como la profundidad del mar de basaltos y marca la transición a la capa subyacente de basaltos a la capa de anortosita de las tierras altas.

Le sigue un lento incremento hasta los 6 km/s a unos 25 km de profundidad. A esta profundidad hay un rápido incremento de 6 a 6,8 km/s durante 1 km. Seguido de un lento incremento hasta 7 km/s entre 25 y 60 km de profundidad. Aparentemente los primeros 25 km presentan una composición uniforme del material pero a los 25 km de profundidad puede ocurrir un cambio físico. Quizá las fracturas por impacto no llegan a esta profundidad o las grietas desaparecen por la fluidez del material. Esto último no se debe a la presión que a esta profundidad lunar alcanza sólo aproximadamente los 1,2 kbar y no es suficiente para cerrar las grietas, esto podría esperarse que fuera ocurriendo paulatinamente con el aumento de la presión con la profundidad.

Desde los 25 a los 60 km. la velocidad de las ondas P sugiere en las tierras altas la existencia de grabos de anortosita. Los grabos es una roca plutónica equivalente a los basaltos (solidificados en profundidad). El manto de anortosita es más delgado (unos 12 km de media) en la parte de la Luna no visible desde la Tierra. Esto puede contribuir  al desplazamiento entre el centro geométrico y el centro de masas de la Luna que es de alrededor de 1,8 km.

A unos 60 km. hay otra discontinuidad y aquí la velocidad vp  pasa de 7 a 8 km/s. Esto marca la transición entre el manto de anortosita y el manto de olivina/piroxeno (𝞀~3.400 kg/m³). Recordemos del Legado 1 que la anortosita es una plagioclasa que flotó en el magma lunar mientras el olivino y piroxeno mas pesados se hundían en dicho magma.

En la Luna tenemos tres capas: la corteza, la litosfera y la astenósfera. La primera está formada por una corteza similar a la terrestre pero cambiando los granitos por la anortosita. Al igual que sucede en la corteza terrestre su espesor es muy variable siendo menor de 20 km. debajo de algunos mares (llanuras de lava, especialmente el mar de la Crisis) y de unos 120 km. en la cara oculta de la Luna. La litosfera está formada por un manto superior de 250 km. de ancho (de los 60 de media,  a los 300 km) y un manto medio de 300 km. a 1000 km. La segunda con un manto inferior puede extenderse hasta el centro de la Luna. Puede estar parcialmente fundido pues las ondas S no la atraviesan. En la época de exploración del Apolo no se había descubierto el pequeño núcleo lunar. Este se descubrió 30 años después: se componía de dos partes uno exterior parcialmente fundido y otro interior sólido.

Estudio de la estructura interna de la Luna

Teniendo en cuenta los valores de la velocidad de las ondas P y S de las figuras 4 y 5 y procediendo igual que se ha explicado en teoría, y con la salvedad de no haber tenido en cuenta las discontinuidades ni el cambio de propiedades del material y tomando el ancho de la capa superficial de 50 km. Para conseguir la masa 0 en el centro lunar, hemos variado la densidad superficial encontrando el valor idóneo en 3.296,1833 kgr/m³ en cuanto a la presión a 25 km de profundidad (1713 km del centro) resulta del cálculo 0,132 Gpa cuando el valor que da la bibliografía es 0,12. 

Fig. 6 Perfil de densidad y presión obtenido resolviendo la ecuación de Adams-Williamson al interior lunar y luego realizado un ajuste de potencias para suavizar la curva.

Fig. 7 Perfil de masa que queda por debajo de un radio r y aceleración de la gravedad obtenido resolviendo la ecuación de Adams-Williamson al interior lunar y luego realizado un ajuste de potencias para suavizar la curva.

El núcleo lunar

En el análisis de los seísmos profundos detectados por los sismómetros del programa Apolo hay una única evidencia sísmica de núcleo en una observación a 168º (casi en los antípodas de la fuente). Ello significa que las ondas P atravesaron el núcleo (si es que existe) y lo hicieron con una velocidad más lenta (3,7 a 5,1 km/s). La observación implicaría según Taylor (1998) un núcleo de entre 170 y 360 km. de composición desconocida. La existencia del núcleo lunar era intuida pero dudosa.

Fig. 8 Situación de los focos de los seísmos lunares son muy profundos entre 600 y 1.000 kilómetros. La no detección de focos en la parte lejana ha permitido albergar la sospecha de la existencia de un pequeño núcleo central que parece crear una zona de sombra sísmica. Este núcleo sería en parte fundido, aunque la Luna no presenta actualmente campo magnético. Algunos modelos preconizan temperaturas de 800 ºC a 300 km de profundidad.

En 1998 el equipo que dirigía el magnetómetro del Lunar Prospector, encabezado por Lon Hood (Universidad de Arizona), completaron el trabajo que había iniciado Taylor el año anterior. Usando los instrumentos a bordo de la nave espacial, midieron el campo magnético de la Tierra que es afectado por las ligeras alteraciones causadas por la Luna. Los datos se reunieron en abril del 1998 mientras la Luna giraba a través del lóbulo de la cola norte de la magnetosfera de la Tierra. El magnetómetro de la nave espacial descubrió cambios en el campo magnético de Tierra. Ello dio a los investigadores la información que necesitan para estimar el tamaño del núcleo de la Luna. Ese tamaño es muy pequeño. Hood y sus colaboradores asignaron un radio al núcleo lunar de sólo 340± 90 km. Con una composición rica en hierro, un núcleo de este tamaño representa del 1 al 3% de la masa del total de la Luna. En contraste, el núcleo de la Tierra tiene aproximadamente 33% de la masa del total de nuestro planeta. Esta nueva evidencia de un pequeño núcleo lunar fortalece la Teoría del Gran Impacto que hemos visto en el Legado 2. Ambas determinaciones  de Taylor y Hood tienen una zona de compatibilidad.

Fig. 9 Este diagrama muestra la región de la magnetosfera de la Tierra, (en verde) dominada por el campo magnético de Tierra. Las líneas de fuerza del campo las produce el núcleo de la Tierra de la misma manera que si hubiera en del centro del planeta un imán como una barra gigante. Las flechas en las líneas señalan la dirección de la fuerza magnética. El área azul obscuro es  el área de la magnetosfera interseccionada por la inclinación de la órbita lunar. La cola de la magnetosfera la causa el flujo del viento solar que la estirar como si fuera el flujo de un río causado por el Sol que está en el lado izquierdo del diagrama. La órbita de la Luna corta la cola magnética de Tierra.

La Luna, como cualquier conductor, tiene corrientes eléctricas inducidas en su interior cuando se expone a un cambio del campo magnético externo. Estas corrientes producen un campo magnético inducido lunar. Esto no exige que la Luna ser capaz de generar su propio campo magnético. De hecho, la Luna hoy no tiene un campo magnético producido internamente como la  Tierra. Pero las muestras de la rocas lunares muestran un magnetismo remanente que sugiere que hace de entre tres a cuatro mil millones años, el núcleo lunar si estaba produciendo su propio campo magnético. La cuestión que surge es ¿Cuándo cesó el campo magnético de la Luna? La mejor suposición es que el núcleo, como el resto de la Luna, se enfrió lo suficiente para causar la solidificación del centro, por lo menos en parte. El campo magnético habría cesado cuando el flujo de metal fundido en el núcleo cesó.

En agosto de 2014, investigadores japoneses gracias a las mediciones de la sonda Selene obtuvieron nuevos datos sobre la estructura interna de nuestro satélite. Además de la sismografía, hay otra manera de conocer la estructura interna de la Luna, observar los cambios que producen en la forma de ésta la fuerza externa de la Tierra. Aunque estamos acostumbrados a pensar en la influencia gravitatoria de la Luna en nuestro planeta en forma de mareas, el efecto es aún mayor en nuestro satélite, donde la corteza se eleva hasta 50 cm por la influencia de la gravedad terrestre. Lo que ha estudiado el equipo de Harada son estas deformaciones en el terreno, que permiten conocer mejor su composición.

En un estudio publicado en Nature Geoscience, los científicos aseguran que las mareas que se observan sobre la corteza lunar pueden explicarse bien si se asume que hay una capa extremadamente blanda en la parte más profunda del manto. La influencia gravitatoria de la Tierra sobre esta capa puede estar transformándose en energía en forma de calor, y que eso mantendría el núcleo de la Luna aún caliente, y pastoso millones de años después de su formación. Dentro de este núcleo pastoso hay otro núcleo totalmente sólido.

Fig. 10 Los interiores de la Tierra y la Luna comparados

Bibliografía:

• The Scientific Legacy of Apollo (Ian A. Crawford, Department of Earth and Planetary Sciences, Birkbeck College,University of London en arXiv 2012)
• Los resultados científicos del Apolo XI (Rafael Bachiller, Director del Observatorio Astronómico Nacional.
• Redescubriendo la Luna (Jorge I. Zuluaga, Astrónomo del SEAP y FCEN Universidad de Antioquía, Colombia)
• Taylor, G. J. "Origin of the Earth and Moon." Dec 1998. Planetary Science Research Discoveries
• Apuntes míos: Origen de la Luna (Cap. 27.10.10) Datación de superficies planetarias (Cap. 5.4.2) La estructura interna de la Luna (Cap.20 Libro) El núcleo lunar (Capítulo 2b)

Otros artículos de esta serie:

0) Legado 0: Legado del programa Apolo (Introducción)
1) Legado I: Análisis de las rocas lunares

2) Legado II: Origen de la Luna 

3) Legado III: Datación por densidad de craterización. Calibrado. Bombardeo masivo tardío. La Luna se encoge. 

4) Legado IV: Estructura del interior lunar (éste)

5) Legado V: El pasado y futuro del sistema Tierra-Luna

Legado 3: Calculando edades en la Luna

Mediante la densidad de craterización

En los años 50 del siglo pasado, la mayoría de los científicos creían que los cráteres lunares eran estructuras volcánicas. Cambiar este paradigma por el verdadero, es decir que se debían a impactos de asteroides, cuando la Tierra presentaba muy pocos de estos impactos ya que habían sido borrados por la intensa acción atmosférica fue obra de Eugene Shoemaker (ver Legado 0) . Hoy en día nadie lo discute al ver la intensa craterización de todos los cuerpos del Sistema Solar que tienen superficie sólida, tienen poca atmósfera y poca actividad interna que los destruya. Es como andar por la orilla del mar, en verano, un día de lluvia fina. La arena del mar es la superficie del planeta, las gotas de lluvia los meteoritos que dejan su huella en la arena y las olas del mar los agentes geológicos que rejuvenecen la superficie. Allí donde la ola alcanza, se ve el límite de la superficie joven con la otra plagada de cráteres.

Sabemos que en la Luna hay cuencas de impacto rellanas de lava o maria y tierras altas. El hecho de que los primeros tuviesen pocos cráteres y los segundos muchos, sirvió al principio de la era espacial para datar los terrenos, basándose en una nueva técnica, el conteo de cráteres. Se basa en un hecho obvio, cuanto más tiempo ha estado expuesta la superficie de un planeta, más cráteres tendrá. Cuando a una superficie no le caben más cráteres porque uno nuevo destruye uno antiguo se dice que está saturada. Suelen ser antiguas. Las superficies saturadas de cráteres tienen la misma densidad de cráteres con edades distintas, por lo que el método no es aplicable. Éste es un método cronológico semicuantitativo pues está sometido a muchas incertidumbres, como por ejemplo la variabilidad temporal de los impactos.

Datación mediante la desintegración radioactiva

En la Tierra las rocas o los objetos de distintas culturas se miden por desintegración radioactiva. Se usan diferentes desintegraciones con diferentes periodos de semidesintegración según la edad que se quiere medir. Para objetos de madera se usa el C14. Los isótopos de carbono son el C12, C13 y C14. La proporción de estos elementos en un árbol vivo es constante. El C12 forma 98,9% y el C13 el 1,1% habiendo sólo traza del C14, que es el único radioactivo. Al cortar el árbol, la razón C14/C12  rompe su equilibrio, pues el C14 se desintegra con un periodo de semidesintegración de 5.730 años. Midiendo la proporción actual de C14 se  puede ver cuántos periodos de semidesintegración ha sufrido y el tiempo que hace que se cortó el árbol.

Algunos de los isótopos atrapados en los granos interplanetarios en el momento de su condensación son inestables. Estos isótopos, o núcleos padre, se han desintegrado en núcleos hijo desde la fecha en que fueron incorporados en los granos. La abundancia del exceso de los isótopos puede medirse y permite fechar la formación de los granos, una vez que la constante de desintegración radiactiva se ha determinado. Ésta es el inverso del tiempo Te, el tiempo tras el cual el número de isótopos padre se ha dividido por e. 

Para medir la edad del Sistema Solar (meteoritos), rocas en la Tierra o la Luna (muestras traídas por el programa Apolo) se utilizan relojes de largo período, en particular el (K40, Ar40), (Rb87, Sr87), y (U238, Pb208) pares que tienen constantes de desintegración menores que 10⁻¹º/año. Medidas hechas con estos elementos en las muestras de meteoritos han mostrado que la edad del Sistema Solar es 4.570 millones de  años. Además, medidas realizadas con plutonio-244 y yodo-129 (con semividas radiactivas más cortas), muestra que sólo pasaron 100 millones de años entre la separación del material protosolar del medio interestelar y la formación de los planetas. Estos muestra que el Sol y el material en el disco protosolar tienen el mismo origen.
La Luna tiene unos 4.510 millones de años, la corteza de anortosita de las Tierras Altas se formó hace 4.400 millones de años. Entre los 4.000 millones y los 3850 millones todo el Sistema Solar interno, incluido la Tierra y la Luna sufrieron el Bombardeo Masivo Tardío (BMT) que craterizó las superficies de Mercurio y la Luna. Los maria lunares se formaron hace 3.400 millones de años. Desde entonces nada fundamental ha ocurrido en la Luna. Esto es a grandes rasgos, pues, no todos los mares se formaron a la vez, ni todas las tierras altas tienen la misma edad. Ha habido fenómenos locales: Impactos de asteroides para formar los cráteres Copérnico o Tycho etc....

Calibración de la escala

La datación mediante densidad de craterización es cualitativa. El análisis de las rocas lunares traídas por los astronautas del Apolo ha permitido datar las rocas y por tanto calibrar el método para la Luna. 

Fig. 1 Este diagrama muestra la correlación entre la edad de una región lunar (eje horizontal) y la densidad de cráteres de más de 1 km de diámetro.

La correlación mostrada en la Fig. 1 permite conocer la edad de cualquier otra zona de la Luna. Se cuenta el número de cráteres de más de 1 km. de diámetro por km² y la gráfica permite  deducir la edad de la región. De esta forma sabemos que el cráter Copérnico de 93 km. de radio tiene 800 millones de años. En realidad se halla ligeramente fuera de la línea de calibración. Su edad fue medida directamente de las rocas que trajo el Apolo XII que aterrizó al sur de Copérnico en el lecho de basalto del Oceanus Procellarum, en una zona que se creía que había estado en la trayectoria de uno de los rayos que emergen del cráter. El cráter Tycho es el cráter más joven entre los grandes cráteres de impacto del lado visible de la Luna.​ Su edad aproximada es de 108 millones de años, estimada a partir de la datación de muestras traídas durante la misión Apolo 17. 

Esta técnica nos ha permitido no solo datar la casi totalidad de la superficie lunar, incluyendo la mayoría de los mares y los cráteres más grandes, sino también las superficies de planetas como Mercurio y Marte (aunque obviamente al no tener muestras de estos planetas y a pesar de haber hecho los ajustes pertinentes, los resultados deben tomarse con mucho cuidado).

Esta técnica permitió concluir que la mayoría de las grandes cuencas de impacto en la Luna que un eón después se llenarían de lava para formar los maria tenían edades comprendidas entre los 4.000 y 3.850 millones de años, y descubrir el bombardeo masivo tardío. Algo que de no ser por las muestras traídas por el Apolo ignoraríamos. Y también desconoceríamos la migración hacia el Sol de Júpiter y Saturno que lo causó.

Bombardeo Masivo Tardío

Unos 400 millones de años después de que la Luna tuvo una superficie sólida (hace unos 4.400 millones de años), los asteroides que poblaban el Sistema Solar se acercaron al interior del sistema planetario donde estaba el sistema Tierra-Luna, Mercurio, Venus y Marte. El motivo fue la migración hacia el Sol del planeta gigante Júpiter que provocó la perturbación en la órbita de los asteroides. Al contrario de algunos sistemas planetarios extrasolares, el Sistema Solar sufrió pocas migraciones de los planetas en su disco protoplanetario, mientras los subdiscos de Júpiter y Urano sí las tuvieron. Lo sabemos porque las migraciones de los planetas o de los satélites en los subdiscos producen resonancias entre ellos, es decir, que los periodos entre los planetas guardan una relación sencilla entre ellos. Esto ocurre en muchos sistemas extrasolares y en los satélites de Júpiter y Urano en el Sistema Solar.

El resultado, un intenso bombardeo que ha dejado su huella en las brechas de las tierras altas. La mayoría de ellas tienen una edad que se extiende desde los 3.850 a los 4.000 millones de años. Esto lleva a la idea de que la Luna experimentó un bombardeo de meteoritos muy intenso durante ese lapso. Es el Bombardeo Masivo Tardío (BMT). Aunque no queden muchas evidencias, la Tierra también sufrió este BMT, un momento de la historia de la Tierra catastrófico y no propicio a avances. Sin embargo, en contra de toda lógica, al poco de acabar el evento surgió la vida. Ignoramos el periodo necesario para que surja la vida, pero éste de todas maneras se nos antoja corto.

La Luna se enfría y encoge

Hemos dicho que desde hace 3.400 millones de años en que se formaron los maria, (el bombardeo de asteroides y meteoritos es algo local, que sucede y seguirá ocurriendo)  nada fundamental ha ocurrido en la Luna. Pero esto no es del todo cierto: la Luna se enfría y encoge.

Los planetas como Mercurio o la Tierra se han formado por acreción. La formación de un planeta terrestre incluye colisiones de planetesimales. Estos choques son altamente inelásticos, así que la energía cinética de los cuerpos se almacenó en forma de calor. La temperatura final debió ser proporcional al número de choques o a la masa del planeta provocando un estado inicial de magma incandescente. La velocidad de enfriamiento subsiguiente está determinada por la razón entre superficie y el volumen del cuerpo. La superficie depende del radio al cuadrado mientras que la masa depende del radio al cubo. La razón entre la superficie y el volumen es inversamente proporcional al radio y por tanto es menor, cuanto más grande es el cuerpo, por lo que los cuerpos grandes y encima con mayor calor almacenado se enfrían más lentamente que los pequeños. El planeta enano Ceres y la Luna son junto a Mercurio y Marte cuerpos pequeños y que por tanto se han enfriado rápidamente.

Fig. 2  Relación entre la superficie y el volumen de los planetas terrestres al que se ha añadido la Luna y Ceres, y que determina la persistencia de la actividad geológica en un cuerpo.

La Luna, contra lo que se ve en el diagrama, todavía no se ha enfriado del todo. Algo del calor remanente de su origen se conserva en su interior y mantiene fundido una parte del núcleo lunar. Los astronautas del Apolo midieron el flujo de calor que emana del interior realizando agujeros en la superficie lunar. Algo que la sonda del Mars InSight está intentando, de momento con poco éxito.

Ceres, la Luna y el planeta Mercurio comparten un fenómeno común, al enfriarse se están arrugando. En 2014 investigadores de EEUU apoyados por las observaciones de Mercurio efectuadas por la Mariner X en 1975 y por la sonda Messenger, que orbitó Mercurio en 2011 han descubierto que el radio de Mercurio ha disminuido hasta 7 km. durante los últimos 4 mil millones de años. Esta reducción se debe al enfriamiento y contracción del planeta, que, a su vez, origina la aparición de escarpes lobulados (un tipo de fallas inversas) y crestas alomadas en su corteza.

Paul K. Byrne, científico en la Carnegie Institution of Science aclara: Como la superficie de este planeta no está dividida en placas tectónicas como en la Tierra, la única manera de responder a este enfriamiento es empujar partes de su corteza hacia arriba.

La contracción observada en la superficie de Mercurio ha vuelto a poner de relieve la teoría de la contracción desarrollada inicialmente para la Tierra por Heri Gautier en el siglo XVII y en boga a finales del siglo XIX.  A día de hoy esta hipótesis se ha descartado en el caso de nuestro planeta, ya que está dividido en placas que impiden este fenómeno. En cambio, Mercurio, Ceres y la Luna  no tienen placas y la teoría puede ser correcta. Es decir, la contracción global y la tectónica de placas son incompatibles. 

Ceres, de 974x909 kilómetros de diámetros ecuatorial y polar respectivamente, es un planeta enano que alberga un océano interno de agua líquida. Como ésta, al congelarse se expande, se había dado por hecho que el enfriamiento progresivo de Ceres había causado extensión de la superficie como proceso de deformación predominante en su historia. En 2019 se descubrieron en la superficie del planeta fallas inversas  producidas por la contracción de las capas superiores de un planeta. Su hallazgo significa que en algunas fases de su historia, la contracción ha dominado a la expansión. 

En mayo de 2019, Thomas Watters, científico principal en el Centro de Estudios de la Tierra y Planetarios del Smithsonian National Air and Space Museo en Washington descubrió el mismo fenómeno en la Luna. Los astronautas del programa Apolo dejaron sismómetros en la Luna. Estos detectaron terremotos lunares algunos de ellos profundos que permitieron descubrir la estructura interior de la Luna (Legado IV). Se detectaron unos 28 terremotos grandes de magnitud máxima de 5,5 en la escala Richter y una cantidad mucho mayor de terremotos de menor intensidad que ocurren una vez al mes cuando la Luna pasa por el perigeo o mínima distancia a la Tierra. Estos 28 seísmos lunares, detectados de 1969 a 1977, eran poco profundos, del tipo que se espera que sean producidos por fallas, pero no los asignaron a ningún accidente orográfico conocido. Es más hasta 2010 que el LRO detectó las fallas lunares y hasta mayo del 2019 no se tenía conciencia de actividad en ellas. Los 5 sismómetros del Apolo (el del Apolo 11 apenas funcionó unas tres semanas) no tenían suficiente resolución para detectar el epicentro de estos terremotos superficiales. Ahora Thomas Watters ha aplicado un algoritmo llamado LOCSMITH, que se usa en la Tierra para localizar epicentros cuando la red sismográfica es pobre. Watters determinó de forma más precisa los epicentros. Algunos científicos presentan dudas por la cantidad de matemáticas implicadas. Cuando trasladó esta ubicación a los mapas de la nave LRO vio con sorpresa que ocho de los 28 terremotos superficiales fuertes se encontraban a menos de 30 kilómetros de fallas visibles en las imágenes lunares logradas por LRO y que 6 de esos temblores habían ocurrido mientras la Luna estaba en el apogeo (¿?). El LRO en funcionamiento entre 2009 y 2018 había detectado miles de fallas jóvenes por toda la superficie lunar, de menos de 50 millones de años. Una falla típica tiene unas características de hasta 500 metros de ancho y 20 metros de profundidad. El LRO es capaz de ver objetos de hasta un metro. Este descubrimiento se ha interpretado como una evidencia de actividad tectónica reciente en la Luna. Es decir la Luna pasaría a ser de un cuerpo geológicamente muerto a algo vivo. La Luna no es, como hemos dicho, el único cuerpo que se encoge al enfriarse. Lo comparte con Mercurio y Ceres, que sepamos. Lo extraño es que siendo el más próximo haya sido el último en detectarse. Quizá porque el fenómeno es mucho menor. La Luna se encoge a medida que su interior se enfría, unos 50 metros en los últimos cientos de millones de años. Así como una uva se arruga a medida que se reduce a pasa, la Luna se arruga a medida que se encoge. A diferencia de la piel flexible de una uva, la corteza superficial de la Luna es quebradiza, por lo que se rompe a medida que la Luna se encoge, formando fallas de empuje, donde una sección de la corteza empuja hacia arriba sobre una parte vecina. Mercurio tiene enormes fallas de empuje, de hasta aproximadamente 1.000 kilómetros de largo y más de 3 kilómetros de altura, que son significativamente más grandes en relación con su tamaño que las de la Luna, lo que indica que se encogió mucho más que la Luna. La cámara del Orbitador de Reconocimiento Lunar (LRO) ha captado imágenes de más de 3.500 escarpes de fallas. Algunas de estas imágenes muestran deslizamientos de tierra o rocas en el fondo y parches relativamente brillantes en las laderas escarpadas de la falla o en terreno cercano. La radiación solar oscurece gradualmente el material en la superficie lunar, por lo que las áreas más brillantes indican regiones que están recién expuestas a la intemperie.

Fig. 3 Imagen del escarpe de falla de empuje lobular lunar. Este prominente escarpe de falla de empuje lobular lunar es uno de los miles descubiertos en las imágenes de la cámara del Orbitador de Reconocimiento Lunar (LRO). El escarpe o acantilado de la falla es como un escalón en el paisaje lunar (flechas blancas que apuntan a la izquierda) formadas cuando la corteza cercana a la superficie se junta, se rompe y empuja hacia arriba a lo largo de la falla a medida que la Luna se contrae. Los campos de rocas, parches de tierra brillante relativamente alta o regolito, se encuentran en la cara escarpada y en el terreno escarpado posterior (lado alto del escarpe, flechas que apuntan hacia la derecha). Imagen Marco LROC NAC M190844037LR. Créditos: NASA / GSFC / Arizona State University / Smithsonian

Se encuentran ejemplos de campos de rocas nuevas en las laderas del escarpe de falla en el grupo de Vitello y ejemplos de posibles características brillantes están asociadas con fallas que ocurren cerca de los cráteres Gemma Frisius C y Mouchez L. Otras imágenes de fallas LRO muestran huellas de caídas de rocas, que se esperaría si la falla se deslizara y el terremoto resultante enviara rocas rodando por la pendiente del acantilado. Estas huellas son evidencia de un terremoto reciente, ya que deberían ser borradas relativamente rápido, en escalas de tiempo geológicas, por la lluvia constante de impactos de micrometeoritos en la Luna. Las huellas de rocas cerca de las fallas en la cuenca de Schrödinger se han atribuido a la reciente caída de rocas inducidas por sacudidas sísmicas.

Además, uno de los epicentros revisados ​​del terremoto está a sólo 13 kilómetros del escarpe Lee-Lincoln atravesado por los astronautas del Apolo 17. Los astronautas también examinaron rocas y huellas de rocas en la ladera del Macizo Norte, cerca del sitio de aterrizaje. Un gran deslizamiento de tierra en el Macizo Sur en el escarpe de Lee-Lincoln es una evidencia más de posibles terremotos lunares generados por eventos de deslizamiento de falla.

Es realmente notable ver cómo los datos de hace casi 50 años y de la misión LRO se han combinado para avanzar en nuestra comprensión de la Luna al tiempo que sugieren hacia dónde deberían ir las futuras misiones con la intención de estudiar los procesos interiores de la Luna, dijo el científico del proyecto LRO John Keller. del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland.

Fig. 4 El escarpe Lee-Lincoln cruza el suelo del valle y gira cortado el valle a la derecha. Biblioteca de imágenes de la NASA Apolo 17 (marco AS17-137-20897)

Fig. 5 Evidencia de terremotos en el escarpe de falla Lee-Lincoln. El valle Taurus-Littrow es la ubicación del lugar de aterrizaje del Apolo 17 (asterisco). Atravesando el valle, justo por encima del lugar de aterrizaje, se encuentra la falla de Lee-Lincoln. El movimiento en la falla fue la fuente probable de numerosos terremotos lunares que desencadenaron eventos en el valle. 1) Grandes deslizamientos de tierra en laderas del Macizo Sur cubrieron rocas y polvo (regolito) relativamente brillantes sobre y sobre la escarpa de Lee-Lincoln. 2) Los cantos rodados rodaron por las laderas del Macizo Norte dejando huellas o canales estrechos en el regolito en las laderas de éste macizo. 3) Deslizamientos de tierra en las laderas sureste de las Colinas Esculpidas.

Créditos: NASA / GSFC / Arizona State University / Smithsonian

El terremoto lunar en el cráter de Laue en el complejo Lorentz de 1975

El  7 agosto de 2019, mientras escribía este tercer legado, P. Senthil Kumar, científico principal del CSIR-National Geophysical Research Institute en Hyderabad, India dijo: Todos tienen curiosidad por saber la respuesta a esta pregunta: ¿está actualmente la Luna geológicamente activa? Sí, así es, remarcando el nuevo paradigma ya descrito en mayo de 2019 a raíz de nuevas interpretaciones de las observaciones del programa Apolo causadas por la observaciones de la nave lunar LRO. Los sismómetros dejados por las misiones Apolo detectaron un fuerte seísmo superficial de 4,1 grados de magnitud el 3 de enero de 1975 en el área del enorme cráter de impacto de Lorentz. Este se encuentra al noroeste, más allá del terminador de la Luna, en una región que sólo es visible desde la Tierra durante las libraciones favorables.

Fig.6 Imagen del cráter Lorentz con el cráter Laue en el borde sur. La fig. 7 es un mapa de la NASA de 1969 que identifica el cráter Laue. La fig. 8 muestra el cráter Laue y su interior. Con una flecha el cráter en forma de cono en cuyo interior está el escarpe lobulado y las estelas.

Laue es un cráter de impacto de 87 km. de diámetro y 2817 m de profundidad situado sobre el borde sur y el suelo interior de la enorme planicie amurallada del cráter Lorentz. El cráter Laue es una formación de cráteres moderadamente desgastada, con varios pequeños cráteres sobre su borde. El más grande está al noreste. Un par de crestas centrales de baja altura se ubican justo al sur del punto medio del cráter, con un pequeño cráter en forma de copa situado dentro del suelo interior al noroeste del centro. El resto del suelo es relativamente llano, pero está marcado por una serie de pequeños cráteres.

Ahora, un nuevo estudio en la revista Geophysical Research Letters de la AGU encontró que el terremoto surgió en un conjunto de pequeños acantilados en el interior del cráter Laue, situado en el borde sur de la enorme cuenca del cráter Lorentz. Desprendió rocas por las paredes del uno de los cráteres  que forma el conjunto.

Gracias a las imágenes del Orbitador de Reconocimiento Lunar (LRO) de la NASA, Kumar y su equipo pudieron estudiar signos directos de terremotos lunares pasados en forma de acantilados formados por fallas jóvenes, llamados escarpes lobulados, sísmicamente activas, cerca del epicentro. Además, se observan cientos de estelas que dejaron los cantos rodados al caer por las paredes  interiores empinadas del cráter de impacto con forma de copa. Además de las muchas estelas causadas por el terremoto de 1975, el equipo encontró otras estelas desvaídas, lo que sugiere que hay un historial de terremotos en este lugar. Encontraron muchas rocas que parecían haber caído de la misma manera, pero sus rastros se habían borrado con el tiempo. Interpretan estas diferencias como signos de al menos tres terremotos lunares y caídas de rocas con el tiempo: el reciente en 1975, otro terremoto más antiguo hasta hace aproximadamente 1,6 millones de años, y al menos un terremoto más que ocurrió hace más de 1,6 millones de años.

Si existen terremotos recurrentes, podrían ser signos de fallas que se deslizan en la corteza lunar. Eso significaría que la Luna todavía está activa El equipo, descartó que los impactos de meteoritos locales como el desencadenante de las rocas que caen al simular una variedad de impactos locales.

Fig. 9 En (a) se observan trazas dejadas por piedras tras caer por las paredes del acantilado interior del cráter. Atraviesan un pequeño cráter de impacto. En (b) y (c) las trazas dejadas en el interior del cráter con forma de copa.

Para averiguar las fechas de las estelas de rocas, los investigadores tuvieron que clasificar las edades relativas de las estelas por la medida en que se habían desvanecido. También utilizaron un método convencional para fechar cráteres conocido como conteo de cráteres, que ya hemos visto en este legado.

Debido a que la Luna no tiene atmósfera, y por lo tanto no tiene agentes atmosféricos, los procesos para erosionar  con el tiempo las estelas de rocas son los propios terremotos, o los impactos de micrometeoroides. Estos en la Luna sin atmósfera se estrellan directamente contra la superficie mientras que en la Tierra se queman en la atmósfera como lluvias de meteoritos. Dado que las marcas del sendero de rocas son muy pequeñas, se eliminan en decenas de millones de años. En cuanto a los escarpes que también se encuentran en la cuenca del cráter de Lorentz, estos son probablemente creados por múltiples terremotos a lo largo del tiempo. Calcular las edades de los escarpes es más difícil que los senderos de rocas y requerirá trabajo adicional, dijo Kumar.

Bibliografía:

• The Scientific Legacy of Apollo (Ian A. Crawford, Department of Earth and Planetary Sciences, Birkbeck College,University of London en arXiv 2012)
• Los resultados científicos del Apolo XI (Rafael Bachiller, Director del Observatorio Astronómico Nacional.
• Redescubriendo la Luna (Jorge I. Zuluaga, Astrónomo del SEAP y FCEN Universidad de Antioquía, Colombia)
• Apuntes míos: Origen de la Luna (Cap. 27.10.10) Datación de superficies planetarias (Cap. 5.4.2)

Otros artículos de esta serie:

0) Legado 0: Legado del programa Apolo (Introducción)
1) Legado I: Análisis de las rocas lunares

2) Legado II: Origen de la Luna 

3) Legado III: Datación por densidad de craterización. Calibrado. Bombardeo masivo tardío. La Luna se encoge. (éste)

4) Legado IV: Estructura del interior lunar

5) Legado V: El pasado y futuro del sistema Tierra-Luna

Legado 2: Formación de la Luna

Sabemos que la formación de los satélites de los planetas gigantes ocurre como un proceso similar a la formación de los planetas y a partir de una subnebulosa planetaria y que, por tanto, los satélites están en el plano del ecuador del planeta. Pero éste no es el caso de la Tierra. La Conferencia que tuvo lugar en Houston en enero de 1970 para ver los resultados de las muestras que trajo el Apolo XI ya se descartó ésta opción. La Luna se había formado en caliente. La Luna, simplemente no debería existir, pues ninguno de los planetas terrestres del Sistema Solar tiene satélites naturales. Marte tiene dos pequeños satélites quizá asteroides capturados. La Luna no está en el plano del ecuador de la Tierra ni en el plano de la eclíptica.

También descartó las teorías de la captura por la identidad isotópica de la Tierra y de la Luna y la de fisión. Nos habíamos quedado sin teorías sobre el origen de la Luna.

Los científicos norteamericanos Donald Davis y William Hartmann propusieron en 1975 que el origen de la Luna era el resultado de la colisión de un gran planetesimal del tamaño de Marte con la proto-Tierra. El protoplaneta fue bautizado apropiadamente como Teia (en la mitología griega la madre de la diosa Selene) y se le llamó la hipótesis del Gran Impacto. Luego junto con el grupo de Cameron publicaron los trabajos en 1975 y 1976. Desde entonces la teoría ha ido aportando más detalles del impactor, de las características del choque, de su procedencia, de los parámetros del choque, de la condiciones de la conversión del disco de escombros en la Luna. Algunas de ellas, hasta que se formula en 2015 la teoría actual del modelo del impacto violento del geoquímico de la Universidad de Washington Kung Wang, han cambiado substancialmente.

Fig. 1 La Luna no está en el plano del ecuador de la Tierra, con el que forma un ángulo de 28,6º, ni en el plano de la eclíptica, con el que forma un ángulo de 5,15º. Su ecuador forma un ángulo de 6,68º-5,15º=1,5º con la eclíptica, así que la luz solar es cenital en el ecuador y hay cráteres cercanos a los polos, donde la luz solar nunca alcanza a su fondo y las temperaturas constantes de –220ºC quizá conservan depósitos de hielo cometario.

El momento en que esto ocurrió se acota entre los 40 y los 100 Ma tras la formación del Sistema Solar. La transformación Hf-182®W-182 proporciona la edad de diferenciación de la Luna y la primera cifra. La datación de las colisiones entre los proyectiles que escaparon de la gravedad de la Tierra y que han dejado en los aerolitos huellas del impacto la segunda. Recientes estudios en 2019 nos dicen que la Luna es más vieja y la cifra de 40 Ma la correcta.

Identidad isotópica

Todos los cuerpos del Sistema Solar tienen una composición isotópica distinta, reflejo de su historia única. Las simulaciones numéricas del impacto predecían que la mayor parte del material (60-80%) que se fusionó en la Luna debía proceder de Teia y no de la Tierra y eso era un gran problema. En 2001, un equipo a la Institución de Carnegie de Washington informó que la firma isotópica de las rocas lunares era idéntica de la Tierra, y era diferente de casi todos otros cuerpos en el Sistema Solar. En 2014, los análisis realizados de forma independiente por el equipo de Thomas Kruijer de la Universidad de Münster (Alemania) y el de Mathieu Touboul en la Universidad de Maryland (EE UU) mostraron una composición isotópica similar a la Tierra, aunque había pequeñas diferencias. Una de ellas era el exceso del isótopo 182W del wolframio (también llamado tungsteno) en la Luna, lo que los investigadores relacionan con un depósito tardío de material. Tras su formación, con el transcurso del tiempo los elementos se acumularon en diferentes proporciones en la Luna y Tierra.

En palabras de Kung Wang: El objetivo es encontrar una manera de hacer que la Luna en su mayor parte proceda de la Tierra en lugar de Teia. Hay muchos nuevos modelos para lograrlo....

La primera idea surge en 2004, el matemático Edward Belbruno de Princeton y el astrofísico J. Richard Gott propusieron la hipótesis de que Teia se formó en el punto de Lagrange L4 o L5 del sistema Sol-Tierra ya que dicha relación isotópica parece depender de la distancia al Sol. Teia se desestabilizó de su órbita troyana cuando su masa alcanzó la masa de Marte (raro pues un sistema troyano Tierra-Marte sería estable) y chocó con la Tierra en un choque a baja velocidad. Pero para explicar más coherentemente la similitud isotópica, la hipótesis que primero cayó fue la coorbitalidad de Teia. Dado que la Luna presenta una mayor proporción de monóxido de hierro (FeO) que la Tierra, se supone que esta diferencia cabe achacarla a Teia. El valor más probable es inferior al 30 % de monóxido de hierro y esto significa que Teia tuvo que formarse en la región del disco protoplanetario comprendida entre Venus y la Tierra, pero no más lejos. En 2007 aparece la idea de un impacto más violento, hasta el punto de que Teia y buena parte de la proto-Tierra fueron pulverizados, expandiéndose hasta formar un enorme disco superfluito de silicato del cual cristalizó la Luna. Mientras los núcleos de la Tierra y Teia se fundieron para dar lugar al núcleo terrestre. No obstante para que esto sea posible el disco de escombros protolunar tendría que durar unos 100 años ya que el intercambio de material a través de esta atmósfera de silicato es muy lento. En las primeras teorías del Gran Impacto la formación de la Luna apenas duraba un año. Los investigadores afirmaron que la probabilidad de Teia tenga una firma isotópica idéntica a la Tierra es menor que el 1%.

Modelo de fusión

En 2015 Kung Wang y su equipo hicieron una corrección al modelo del impacto violento. Asumen que el impacto fue tan violento que Teia y el manto de la Tierra se vaporizaron y se mezclaron para formar una atmósfera densa de vapor y masa fundida que se expandió para llenar un volumen más de 500 veces mayor que la Tierra actual. El material despedido estaba dentro del radio de Hill de la Tierra pero en su mayor parte fuera de su límite de Roche. El ambiente del manto era un fluido supercrítico, sin fases de líquido y gas distintas (Sinestesia). Mientras los núcleos de la Tierra y Teia se unían para formar el núcleo terrestre. La mezcla completa de esta atmósfera explica la composición isotópica idéntica de la Tierra y la Luna.

Una nueva medición de isótopos de potasio en rocas lunares y terrestres apoya esta idea. Al comparar las proporciones de isótopos de potasio K-41 y K-39 en rocas terrestres y lunares procedentes de diferentes misiones Apolo encontraron que las rocas lunares se enriquecieron en alrededor de 0,4 partes por mil en el isótopo K-41. El único proceso de alta temperatura que podría separar los isótopos de potasio es la condensación incompleta del potasio de la fase de vapor durante la formación de la Luna. En comparación con el isótopo más ligero, el más pesado caería preferentemente fuera del vapor y se condensaría. Sin embargo, este proceso no ocurrió en un vacío absoluto, ya que daría lugar a un enriquecimiento en K-41 de 100 partes por mil, sino que la Luna se condensó a una presión superior a 10 bar, o aproximadamente 10 veces la presión atmosférica al nivel del mar en la Tierra.

Este modelo generó una Tierra con un periodo de rotación muy corto lo que se denomina también de elevado momento angular.

En otras palabras, el modelo de la fusión, que es el que está en vigor, sugiere que el impacto fue tan brutal que casi pulverizó la Tierra.

El mérito de la hipótesis del Gran Impacto era que explicaba muchos de los rasgos lunares:

·        La abundancia de los isótopos de oxígeno (16O, 17O y 18O) medida en las rocas recogidas durante las misiones Apolo, es prácticamente igual a la que existe en la Tierra.

·  La Luna se formaría cerca de la Tierra y desde entonces iría frenando la rotación de la Tierra y alejándose. Esto explicaría los datos paleontológicos de años con más días y días más cortos.

·    La baja densidad lunar procedería de su origen. Formada del manto de la Tierra y Teia. Muy poco de los núcleos. Esto explicaría que la Luna tiene un núcleo de hierro relativamente pequeño, menor del 25% de su radio. Lo sabemos por la densidad media, el momento de inercia, y la inducción magnética de la Luna, medida por la nave Lunar Prospector.

·    Por el contrario la Tierra tiene la densidad más alta de todos los planetas en el Sistema Solar ya que el núcleo de Teia se agregó al de la Tierra.

·   El elevado momento angular del sistema Tierra-Luna quedaba explicado porque el impacto lateral aumentaría la velocidad angular de la Tierra.

·    La Luna tuvo su superficie completamente fundida. Lo demuestra la composición de la corteza lunar, rica en anortosita, y la existencia de muestras ricas en KREEP. Un gigantesco impacto pudo aportar la energía suficiente para formar un océano global de magma.

·    La escasez de agua y elementos volátiles en la Luna se debería a su expulsión en el momento del choque por el máximo térmico que se alcanzó.

·    Las rocas lunares contienen más isótopos pesados de cinc y en conjunto tienen menos cinc.que el que existe en las rocas volcánicas de la Tierra o Marte lo que es consistente con que el cinc desapareció de la Luna a través de la evaporación, como se espera de su origen derivado de un impacto gigante. El cinc se fracciona en sus isótopos cuando las rocas se volatilizan por impactos pero no durante los procesos volcánicos normales así que la abundancia y la composición isotópica del cinc puede distinguir entre los dos procesos geológicos evaporación e impacto gigante.

·    Se cree que el otro sistema doble del Sistema Solar, Plutón-Caronte, también es fruto de un impacto mucho menor, sólo que en este caso quedaron como residuo pequeños satélites.

·    Existen evidencias de colisiones similares en otros sistemas planetarios. En las viejas estrellas HD 172555 y en b Pic hay un disco de escombros con polvo de sílice rico en gas SiO. También hay un cinturón de polvo alrededor de la joven estrella HD 23514 entre 0,25UA y 2UA.

Todo sugiere la colisión para formar la Luna.

 Dificultades

A pesar de que no hay duda de que la teoría del Gran Impacto (versión fusión) es la correcta para explicar el origen de la Luna, existen varios interrogantes que no han sido resueltos. No obstante, sí queda explicado el hecho de que la firma isotópica de la Tierra y la Luna sean similares. De la mezcla de mantos de la proto-Tierra y Teia nacen la Tierra y la Luna. Entre las dificultades se incluyen:

·     No queda explicada la inclinación de la órbita lunar de 28,6º respecto del plano ecuatorial.

·     La presencia de volátiles como el agua atrapada en los basaltos lunares es más difícil de explicar si la Luna nació de un impacto que tuvo como consecuencia un evento calorífico.

·    Las relaciones entre los elementos volátiles en la Luna no son consistentes con la hipótesis del gran impacto. En concreto cabría esperar que la relación entre los elementos rubidio/cesio fuera mayor en la Luna que en la Tierra, ya que el cesio es más volátil que el rubidio, pero el resultado es justamente el contrario.​

·    No existe evidencia de que en la Tierra haya existido un océano de magma global. Se han encontrado materiales en el manto terrestre que no parecen haber estado nunca en un océano de magma.

·    El contenido del 13% de óxido de hierro (FeO) en la Luna es superior al 8% que tiene el manto terrestre.

Bibliografía:

• The Scientific Legacy of Apollo (Ian A. Crawford, Department of Earth and Planetary Sciences, Birkbeck College,University of London en arXiv 2012)
• Los resultados científicos del Apolo XI (Rafael Bachiller, Director del Observatorio Astronómico Nacional.
• Redescubriendo la Luna (Jorge I. Zuluaga, Astrónomo del SEAP y FCEN Universidad de Antioquía, Colombia)
• Apuntes míos: Origen de la Luna (Cap. 27.10.10) Datación de superficies planetarias (Cap. 5.4.2)

Otros artículos de esta serie:

0) Legado 0: Legado del programa Apolo (Introducción)
1) Legado I: Análisis de las rocas lunares

2) Legado II: Origen de la Luna (éste)

3) Legado III: Datación por densidad de craterización. Calibrado. Bombardeo masivo tardío. La Luna se encoge. 

4) Legado IV: Estructura del interior lunar

5) Legado V: El pasado y futuro del sistema Tierra-Luna

Legado 1: Análisis de las muestras del programa Apolo

Muchos de los conceptos básicos como maria, tierras altas, regolito, composición química de la Luna, minerales en las rocas lunares se encuentran en Geología de la Luna. Puedes leerlo cuando consideres.

Las muestras lunares

El conocimiento de la geología lunar aumentó mucho a partir de la recogida de muestras lunares por el programa Apolo. El reto de Kennedy de 1961, visto el Legado 0  se enmarca en la Guerra Fría existente entre la Unión Soviética y EEUU, era puramente tecnológico. La parte científica del programa Apolo fue creciendo a medida que avanzaba la exploración lunar. Gracias a dicho programa, la Luna es el único cuerpo, junto con la Tierra, cuya geología se conoce detalladamente y del que se obtuvieron muestras de distintas regiones. Durante las seis expediciones Apolo que alunizaron se recogieron 2.415 muestras con un peso total de 382 kg. La mayoría recogidas por las misiones Apolo 15, Apolo 16 y Apolo 17. Entre las tres, un total de 283 kg de muestras.

Las muestras de roca lunar se recogieron mediante el uso de diferentes herramientas, incluyendo martillos, rastrillos, palas, etc. La mayoría fueron fotografiadas antes de ser recogidas para registrar las condiciones naturales en que se encontraban en la Luna. Se depositaron en bolsas de muestras y éstas en contenedores de muestras para su regreso a la Tierra, protegidas de la contaminación.

Los astronautas del Apolo XI habían recogido polvo lunar (regolito), basaltos oscuros, formados tras la solidificación de lava líquida, pero también trazas de anortosita  un mineral que lo cambio todo. Una roca ígnea blanco-grisácea formada principalmente por el mineral plagioclasa un tipo de feldespato rico en aluminio y calcio (CaAl₂Si₂O₈) y que se forma después que el océano de magma se había cristalizado. A pesar de que la misión Apolo 11 transcurrió en el Mar de la Tranquilidad, también se recogieron fragmentos milimétricos de rocas de las tierras altas: anortosita

Previamente al alunizaje, NASA había enviado una convocatoria internacional a investigadores. Se seleccionaron 142 proyectos, orientados a estudiar la mineralogía, la composición química y las razones isotópicas de las rocas provenientes de la superficie de la Luna.

En septiembre de 1969, los investigadores recibieron unos pocos gramos de material lunar. Tenían cuatro meses para el estudio antes de que del 5 al 8 de enero de 1970 se organizara en Houston una Asamblea Internacional de Geología Lunar, para presentar los resultados análisis de las muestras lunares. El mismo día de la inauguración Joseph Smith de la Universidad de Chicago y el geólogo planetario John Wood (del Smithsonian Astrophysical Observatory) presentaron la idea revolucionaria de que la Luna estuvo en su origen totalmente fundida y éste océano de magma fue solidificándose a medida que se enfriaba. Una corteza de anortosita de unos 25 kms. de espesor parecía cubrir toda la superficie de la Luna. Los materiales más densos, como el olivino y el piroxeno, se hundieron para dejar que los más ligeros, como la anortosita, afloren a la superficie. La excepción eran los maria donde grandes impactos de meteoritos habían creado cuencas, que 1.000 millones de años (1 eón) más tarde se habían rellenado de lava. Esto se averiguó por medio de las razones isotópicas del estroncio, que determinaron para los maria una edad de 3.600 millones de años. Una formación en caliente que erradicaba la formación fría por acreción.

El profesor John Esson de la Universidad de Manchester descartó la teoría de la fisión según la cual la Luna se había desgajado de la Tierra. Sólo quedaba la teoría de la captura, pero, aunque no he encontrado su rechazo explícito, los 142 expertos no encontraron evidencias de profundas variaciones en la composición química lunar. Aunque el doctor finlandés Biger Wiik que ha aislado 29 elementos químicos lunares afirma que hay varios que son rarísimos en las rocas terrestres (se refiere a los KREEPs). Nos hemos encontrado sin teoría sobre el origen lunar pues la composición química de un cuerpo capturado y sobre todo sus razones isotópicas no tendrían nada que ver con la Tierra. La teoría de la Gran Colisión sobre el origen lunar que veremos en el Legado 2, surgirá dos años después del fin del programa Apolo.

El Apolo XVI fue la única misión que aterrizó en las tierras altas, todas las demás lo hicieron en las inmensas llanuras de los maria. También lo hizo el vehículo no tripulado Surveyor 7 que aterrizó en el cráter Tycho.

Para comprobar si la anotosita era abundante en las Tierras Altas, los investigadores revisaron los datos obtenidos por el Surveyor 7. Aquellos datos no habían sido concluyentes, pero, ahora que se sabía de la presencia de anortosita en la Luna, la cosa cambiaba. No en ese momento sino en uno muy posterior, se decidió enviar el Apolo XVI a Tierras Altas para tener muestras de esta parte de la Luna.

Fig. 1 La Armalcolita es un mineral hallado el Mar de la Tranquilidad, de la Luna, por los astronautas del Apolo XI que lleva su nombre en su honor (ARMstrong, ALdrin y COLlins). Es un óxido de titanio, hierro y magnesio, que también se ha encontrado en la Tierra.

La principal característica de las rocas lunares respecto a las terrestres es su mayor riqueza en hierro, magnesio y sobre todo titanio, siendo pobres en elementos volátiles como potasio, sodio, bismuto etc. En general, las rocas recogidas en la Luna durante el programa Apolo son mucho más viejas que las que se pueden encontrar en la Tierra, según las técnicas de datación radiométrica. Las muestras datan de entre hace 3.200 millones de años, caso de las muestras de basalto de los mares lunares, hasta hace 4.100 millones de años, caso de las muestras de zonas altas. Son por lo tanto muestras de un período muy temprano en la formación del Sistema Solar.

Es curioso que para estudiar los primeros tiempos en la Tierra se haya tenido que ir a la Luna pues nuestro planeta tiene tanta actividad que ha destruido las rocas más primitivas. Concretamente se han perdido los primeros 500 millones de años de la historia de la Tierra.

Entre las rocas destaca la roca Génesis encontrada por los astronautas del Apolo XV.

Fig. 2 La roca Génesis, fue encontrada por los astronautas del Apolo 15 en el cráter Spur. Es una anortosita muy antigua (4100 millones de años) que se formó cuando la plagioclasa anortosita, un mineral ligero, flotó sobre el océano de magma que siguió a la formación violenta de la Luna.

El principal almacén de rocas lunares es el Laboratorio de Recepción Lunar del centro espacial Lyndon B. Johnson, en Houston. Por motivos de seguridad, existe también una colección menor en la base de la Fuerza Aérea Brooks en San Antonio. La mayoría de las rocas se guardan bajo frío extremo, en nitrógeno líquido, para así mantenerlas libres de la humedad o de otros agentes externos. Sólo se pueden manejar indirectamente utilizando herramientas especiales. La NASA tuvo la precaución de guardar muestras para análisis futuros. La actual directora en funciones de la división de ciencias planetarias de la NASA, Lori Glaze dice: estas muestras se guardaron deliberadamente para que pudiéramos aprovechar la más avanzada y sofisticada tecnología actual para responder a preguntas que no sabíamos que íbamos a tener que hacernos. Ahora 800 gramos del material nunca expuestos a la atmósfera terrestre serán desembalados y estudiados con la tecnología que no existía hace 50 años.

Un pequeño número de rocas lunares están expuestas al público en museos o fueron regaladas a dignatarios de los países que, los astronautas visitaron tras el vuelo del Apolo XI, entre ellos España. Muchas de ellas han desaparecido.

Fig. 3 Anortosita ferrosa lunar #60025 (feldespato tipo plagioclasa). Recolectado por el Apolo 16 cerca del Cráter Descartes. Museo Nacional de Historia Natural (Washington, DC).

Fig. 4 La Roca del Cinturón de Seguridad, que fue recogida por el astronauta David Scott, del Apolo XV, desobedeciendo ordenes del control en Tierra, sólo porque le pareció curiosa. Los agujeros (vesículas) son producidos por gas atrapado en el magma, quizá dióxido de carbono y monóxido de carbono, con algo de sulfuro.

Formación de la corteza de anortosita.

Rick Carlson, geoquímico y director del departamento de magnetismo terrestre del Instituto Carnegie para la Ciencia (EE UU)  dice que las muestras lunares cambiaron completamente la visión de cómo se forman los planetas: En vez de una suave y fría acumulación de cuerpos pequeños, ahora en la mayoría de los modelos de formación planetaria intervienen impactos muy energéticos entre grandes objetos. De hecho, el modelo dominante sobre el origen de la Luna es que se formó de materiales despedidos de la Tierra cuando esta fue impactada por un objeto puede que tan grande como Marte. Se verá en el Legado 2.

A las altas temperaturas en las que nació, el cuerpo estaba cubierto por un inmenso océano de magma de roca y metal fundidos. La existencia de este océano de magma en las primeras etapas se propuso por primera vez en la Conferencia Lunar de Houston en 1970, cuando los geólogos observaron la abundancia de trazas de anortosita en un sitio insospechado el Mar de la Tranquilidad. La anortosita es un tipo de roca ignea, rica en el mineral ligero la plagioclasa y muy pobre en minerales más densos. En este océano, las sustancias o minerales más pesados se precipitaron a las profundidades, mientras que las más ligeras como la anortosita flotaron como, la escoria lo hace en el hierro fundido. El océano de magma se congeló después de varios eones, pero su existencia quedó grabada en la mineralogía de la superficie de la corteza de la Luna.

El concepto del océano de magma fue comprobado en 1994 con la sonda estadounidense Clementine, la cual en su órbita polar durante dos meses tomó fotografías en diferentes longitudes de onda. Los científicos analizaron el contenido de hierro en la superficie lunar a través de las variaciones de la intensidad de la luz reflejada en diferentes longitudes de onda. La hipótesis del océano de magma predice que las tierras altas lunares deberían tener un bajo contenido en hierro, menos de aproximadamente 5 % por peso (registrado como óxido de hierro FeO). Las mediciones de la Clementine, confirmaron ésta abundancia que fue ratificada en 1998 por la sonda  estadounidense Lunar Prospector.

 Fig. 5 Formación de la corteza de anortosita. Por feldespato, entendemos anortosita, un tipo de roca rica en el mineral ligero la plagioclasa y muy pobre en minerales más densos.

Las tierras altas están formadas principalmente de plagioclasa porque este mineral se fue acumulando en la parte superior del océano de magma por flotación, dando lugar a la hipótesis de que la Luna estuvo alguna vez cubierta por un océano de magma.

Para Rick Carlson: Con las primeras muestras del Apolo 11, nos dimos cuenta de que la Luna se formó en caliente, posiblemente completamente fundida. Al enfriarse desde este estado inicial, generó una gruesa corteza mediante la flotación de cristales en un magma en enfriamiento, en cierta medida como los icebergs se forman en el océano, pero mucho más caliente.

Constitución geológica de los mares

La principal características de las rocas basálticas, respecto de las rocas de las tierras altas, es que los basaltos contienen una mayor cantidad de olivino y piroxeno y menos plagioclasa. Las del Apolo XI tenían mucha ilmenita (18%), un óxido de mineral de hierro y titanio. El Apolo 12 regresó a Tierra con basaltos de menores concentraciones (5%) y las misiones siguientes y las misiones automatizadas soviéticas regresaron con basaltos con una concentración aún menor de ilmenita (2%).

La sonda Clementine proporcionó datos que muestran un amplio rango de contenido de titanio en las rocas basálticas, siendo las de alto contenido, las de menor abundancia.

Las formas de los granos minerales en la que están presentes en los basaltos de los mares indican que estas rocas fueron formadas en coladas de lava, algunas delgadas (de un metro de espesor) y otras más espesas (hasta 30 metros). Muchos de los basaltos lunares contienen pequeños agujeros llamados vesículas, los cuales fueron formados por burbujas de gases atrapados cuando se solidificó la lava. No se sabe con certeza cuáles fueron los gases que escaparon de estas rocas. En la Tierra las vesículas se forman con la salida de dióxido de carbono, vapor de agua acompañada de algo de sulfuro y cloro. En la Luna no hay señales de la existencia de agua. Es probable que hayan sido dióxido de carbono y monóxido de carbono, con algo de sulfuro.

Las muestras de vidrios piroclásticos se presentan de color verde, amarillo y rojo. La diferencia en color reflejan la cantidad de titanio que poseen, de esta manera, las partículas verdes tienen las menores concentraciones (cerca de 1 %) y las rojas son las de mayores concentraciones con un 14 %, mucho más que los basaltos de mayores concentraciones.

Los experimentos llevados a cabo en las rocas basálticas y vidrios piroclásticos muestran que se formaron cuando el interior de la Luna estaba parcialmente fundido Los experimentos mostraron que el fusión en la Luna tuvo lugar a una profundidad de entre 100 a 500 km, y que las rocas que se derritieron parcialmente contenían principalmente olivino y piroxeno con algo de ilmenita en las regiones que formaron los basaltos de alto titanio.

Bombardeo Masivo Tardío

Unos 400 millones de años después de que la Luna tuvo una superficie sólida (hace unos 4.400 millones de años), los asteroides que poblaban el Sistema Solar se acercaron al interior del Sistema Solar donde estaba el sistema Tierra-Luna, Mercurio, Venus y Marte. El motivo fue la migración hacia el Sol del planeta gigante Júpiter que provocó la perturbación en la órbita de estos asteroides.

Para Rick Carlson: El registro de cráteres de la Luna nos cuenta que los grandes impactos de meteoritos eran algo común en los principios del Sistema Solar. (BMT).

Lo interesante de las brechas de las tierras altas, especialmente las brechas de impacto (rocas parcialmente derretidas por un evento de impacto) es que la mayoría de ellas se ubica en una edad que se extiende desde los 3.850 a los 4.000 millones de años. Esto lleva a la idea de que la Luna experimentó un bombardeo de meteoritos muy intenso durante ese lapso. Es el Bombardeo Masivo Tardío (BMT), que veremos en el Legado 3.

El debate sobre el origen de los cráteres que había encauzado correctamente Eugene Shoemaker se zanjó definitivamente. Las rocas lunares evidenciaban huellas de fusión, vidrios de impacto y brechas, surgidos por las enormes presiones producidas por impactos de meteoritos.

Resumen

Los datos del programa Apolo nos enseñaron que

·         La Luna se formó en caliente de un choque violento de una proto-Tierra y un planetésimo del tamaño de Marte.

·         La corteza lunar de las tierras altas es de anortosita una plagioclasa ligera que flotó en el océano de magma, mientras el olivino y piroxeno más densos se hundían.

·         Unos 400 millones de años después de que la Luna tuvo una superficie sólida (hace entre 4.000-3.850  millones de años), hubo un Bombardeo Masivo Tardío (BMT) que afectó al Sistema Solar interior y del que en la Tierra no quedan casi vestigios.

·         Los maría eran en principio grandes cuencas causadas por planetesimales.

·         Los cráteres nos eran volcanes y los maria se formaron 1.000 millones de años (1 eón) después de la formación de la corteza de anortosita. El basalto con ilmenita rellenó con magma que emergió del fondo lunar a través de grietas.

Bibliografía:

• The Scientific Legacy of Apollo (Ian A. Crawford, Department of Earth and Planetary Sciences, Birkbeck College,University of London en arXiv 2012)
• Los resultados científicos del Apolo XI (Rafael Bachiller, Director del Observatorio Astronómico Nacional.
• Redescubriendo la Luna (Jorge I. Zuluaga, Astrónomo del SEAP y FCEN Universidad de Antioquía, Colombia)
• Apuntes míos: Origen de la Luna (Cap. 27.10.10) Datación de superficies planetarias (Cap. 5.4.2)

Otros artículos de esta serie:

0) Legado 0: Legado del programa Apolo (Introducción)
1) Legado I: Composición de la Luna (este)

2) Legado II: Origen de la Luna

3) Legado III: Datación por densidad de craterización. Calibrado. Bombardeo masivo tardío.

4) Legado IV: Estructura del interior lunar

5) Legado V: El pasado y futuro del sistema Tierra-Luna