Composición y estructura
interna de la Luna
La Luna es un cuerpo con una densidad media de 3,3464 gr/cm3 (la Tierra = 5,52 gr/cm3) con una datación de 5.527 ± 10 millones de años que posee estructura interna diferenciada como resultado de un proceso de cristalización fraccionada a partir de una inmensa cantidad de magma.
La Luna tiene una composición isotópica idéntica al manto de silicatos de la Tierra. Tal composición respalda la teoría más aceptada sobre el origen de la Luna (teoría colisional) en donde el impacto de un protoplaneta del tamaño de Marte con la proto-Tierra (la Tierra en las etapas primigenias de su formación), produjo una eyección de materia que posteriormente entró en proceso de acreción y constituyó nuestro satélite natural. Los contenidos de oxígeno, silicio, calcio magnesio, hierro, titanio, estroncio y cromo son similares con los existentes en la Tierra, pero su desarrollo geoquímico ha sido diferente. La gran deficiencia de agua y elemento volátiles, así como la diferencia de tamaño y presión interna son en gran medida los responsables de tal circunstancia.
El cuerpo generado de esta colisión adquirió la figura esférica producido por el equilibrio hidrostático, con un achatamiento muy pequeño (radio ecuatorial=1.738,1 km, radio polar=1.736 km), diferenciando su interior en tres grandes capas:
Corteza, o parte exterior de la Luna.
Manto, o parte intermedia del cuerpo.
Núcleo, o parte más interna y central del cuerpo.
Estructura interna de la Luna.
En términos generales, denominamos regolito (literalmente manto de piedra) a la parte fundamental constitutiva de la envoltura planetaria de los cuerpos celestes sólidos. En la corteza de la Luna, el regolito se ha producido por meteorización, por radiación solar, o por fractura o fragmentación, debido al intenso cambio de temperatura existente entre la noche y el día lunar.
Corteza lunar.
La corteza de la Luna presenta un gran relieve (16 kilómetros entre el punto más alto y más bajo). Acá en la Tierra, un cuerpo cuatro veces más grande, la diferencia entre sus puntos máximos y mínimos de la corteza es de 19,88 kilómetros (Cumbre del Everest - 8,848 km; Fosa de las Marianas - 11,034 km). Lo escarpado del relieve lunar se debe a los impactos meteoríticos, ya que no posee tectónica de placas, como en la Tierra.
Las características predominantes de la corteza lunar son:
• Terrae (Tierras altas o Continentes).
• Maria (Mares o llanuras).
• Cráteres.
La corteza posee un espesor promedio de unos 52 km (mediciones de las sondas espaciales GRAIL, Gravity Recovery and Interior Laboratory) pero el mismo varía mucho: en el lado lejano de la Luna puede alcanzar hasta los 100 km. Con una composición general de oxígeno (43%), silicio (21%), aluminio (10%), calcio (9%), hierro (9%), magnesio (5%) y titanio (2%), también posee trazas de níquel, sodio, cromo, potasio, manganeso, azufre y fósforo.
Esta composición varía dependiendo si se mide en mares (maria) o tierras altas (terrae). El astrónomo Taylor Stuart realizó en 1975 un análisis detallado de la cuantía de los componentes más importantes constitutivos de la corteza lunar. Estos porcentajes se muestran en la tabla a continuación.
| Componente | Maria (%) | Terrae (%) |
| Dióxido de aluminio | 45,4 | 45,5 |
| Oxido de aluminio | 15 | 24 |
| Oxido de calcio | ~12 | ~16 |
| Oxido de hierro | ~14 | ~6 |
| Oxido de magnesio | 9,2 | 7,5 |
| Dióxido de titanio | 3,9 | 0,6 |
| Oxido de sodio | 0,6 | 0,6 |
En los maria, la capa de regolito puede alcanzar una profundidad de unos 5 metros, mientras que en las terrae puede superar los 10 metros.
El regolito son basaltos compuestos fundamentalmente de:
• Feldespato.
• Plagioclasa (anortosita).
• Piroxenos (silicatos de calcio, hierro y magnesio).
• Olivino (silicato de hierro y magnesio).
• Armalcolita (bautizada en honor a Armstrong, Aldrin y Collins). Oxido de titanio, hierro y magnesio.
La corteza del altiplano lunar tiene una composición diferente a la del interior y contiene una gran proporción de feldespato cálcico, responsable del color blanco del altiplano lunar.
Una pregunta que se han realizado los científicos por muchos años sobre la presencia de agua en la Luna fue respondida gracias al concurso de la sonda india Chandrayaan-1. Esta sonda, lanzada por la Organización de Investigación Espacial de India, ISRO (Indian Space Research Organisation) fue lanzada en octubre de 2008 y estuvo operativa hasta agosto de 2009. El 14 de noviembre de 2008, la sonda lanzó un impactador contra el cráter Shackleton en el polo sur de la Luna y analizó los compuestos expelidos encontrando una concentración del 1% de hielo de agua en el regolito congelado.
Esta experiencia fue repetida por la sonda espacial estadounidense LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite - Satélite de Observación y Medición de Cráteres Lunares) el 09 de octubre de 2009. El impacto dirigido hacia el cráter Cabeus en el polo sur de la Luna, mostró la presencia de trazas de agua en el regolito levantado.
En la actualidad se acepta que la concentración de agua en el polo sur de la Luna se encuentra en unos 5,9±2,9% por masa de regolito lunar.
Manto.
El manto de la Luna tiene un espesor de 1.300 km. En las etapas tempranas de la formación de la Luna, los minerales de formación temprana como el olivino, rico en magnesio, y el ortopiroxeno (OPx - enstatita (Mg2Si2O6) y ferrosilita (Fe2Si2O6)) se cristalizaron y se hundieron. El clinopiroxeno (CPx - sodio, calcio, cromo y titanio) es otro componente fundamental del manto lunar.
Núcleo.
El núcleo de la Luna se encuentra dividido en dos secciones: un núcleo interno sólido con un radio de 258 km y una densidad de 7,82 kg/m3 (similar al hierro - 7,874 kg/m3) y un núcleo parcialmente fundido con un radio de 362 ± 12 km compuesto básicamente de hierro con pequeñas cantidades de azufre y níquel.
La determinación más reciente del tamaño del núcleo de la Luna se debe a los científicos planetarios V. Viswanathan y N. Rambaux (08 de julio de 2019) quienes combinaron los 48 años de mediciones del LLR (Lunar Laser Ranging) con los 15 meses de trabajo (dic 2011-2012) de las sondas gemelas GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) para calcular el límite máximo de interfaz entre el núcleo y el manto, en cual quedó fijado en 362 ± 12 km.
Haciendo click sobre la imagen podrás obtener un gráfico con mayor resolución de la estructura interna de nuestro satélite natural.
