Wegener | Geología desde Ávila

Por Gabriel Castilla Cañamero

La educación científica no utiliza ningún equivalente al museo de arte o a la biblioteca de libros clásicos y el resultado es una distorsión, a veces muy drástica, de la percepción que tiene el científico del pasado de su disciplina.

La estructura de las revoluciones científicas. Thomas S. Kuhn, 1962.

Durante décadas, la hipótesis del Gran Impacto ha sido el modelo dominante para explicar el origen de la Luna. Sin embargo, los avances en geoquímica isotópica y en simulaciones numéricas de alta resolución han revelado inconsistencias profundas entre los modelos y los datos. Lejos de tratarse de un problema cerrado, la formación de la Luna se ha convertido en uno de los ejemplos más reveladores de cómo progresa la geología planetaria: mediante hipótesis provisionales, anomalías inesperadas y revisiones de paradigma.

Anatomía de un olvido

La siguiente frase forma parte de la historia de la ciencia:

La explosión eviscerante [que formó la Luna] fue provocada por la colisión [contra la Tierra] de un planetoide que llegó con gran velocidad.

Esta hipótesis sobre la formación de nuestro satélite fue propuesta por el geólogo canadiense Reginald Aldworth Daly (Figura 1) y publicada en 1946 en la revista Proceedings of the American Philosophical Society.
Daly era un científico respetado y, hasta su jubilación, fue jefe del Departamento de Geología de la Universidad de Harvard. Además, en aquel trabajo abordaba un tema controvertido y de gran interés para astrónomos, astrofísicos y geólogos. Sin embargo, fue completamente ignorado por la comunidad científica hasta caer en el olvido. ¿Cómo pudo suceder algo así?

Retrato en blanco y negro de Reginald Aldworth Daly, mayor con el pelo claro peinado hacia atrás, vestido con traje oscuro, camisa blanca y corbata; aparece de medio cuerpo, mirando a la cámara con expresión seria, y bajo la fotografía se ve una firma manuscrita. — **Figura 1.** Geólogo visionario en muchos temas, Daly fue uno de los primeros en proponer la deriva continental (1926), el origen de la Luna como consecuencia de un gran impacto (1946), y que la estructura de Vredefort (Estado Libre de Sudáfrica) es un cráter de impacto gigante (1947). Fuente: Wikipedia Commons/Archivo de la Universidad de Harvard.

Desde Newton y Laplace el pensamiento dominante en el estudio de los astros era el uniformitarismo. Para la mecánica celeste el universo funcionaba como la maquinaria de un reloj exacto, y por tanto, predecible. Este paradigma impregnó otras ciencias, entre ellas la Geología, que encontró en el actualismo un marco de pensamiento para estudiar la Tierra. Si el presente es la clave del pasado, no es necesario recurrir a catástrofes bíblicas ni a intervenciones divinas para explicar la naturaleza de un paisaje o la presencia de un fósil en lo alto de una montaña. Por extensión, para conocer la naturaleza física de la Luna, solo había que observar con atención los procesos geológicos que actúan a nuestro alrededor. Cuando Daly publicó su artículo sobre el origen de la Luna, la comunidad científica asumía que los cráteres que podemos observar con un pequeño telescopio debían ser calderas de volcanes ya extintos.

Para aceptar los impactos como proceso geológico, era necesario identificarlos antes en la Tierra. Una de las contribuciones decisivas se la debemos al geofísico Alfred Wegener, padre de la teoría de la deriva continental. Wegener se interesó por el origen de los cráteres lunares tras su visita al campo de cráteres de impacto de Kaali, en la isla estonia de Saaremaa. Siguiendo el método hipotético-deductivo realizó diversos experimentos en el Instituto de Física de la Universidad de Marburgo (Alemania), generando cráteres de impacto sobre cemento en polvo. Con ello pudo establecer analogías entre lo observado en el campo, el resultado de sus experimentos y los cráteres de la Luna (Figura 2).

Composición en blanco y negro con tres fotografías del mismo cráter de impacto experimental: a la izquierda, vista cenital de una depresión circular con borde elevado; en el centro, vista oblicua donde se aprecia el relieve del borde y el interior del cráter; a la derecha, un corte en sección que muestra la cavidad y las capas del material deformadas; en las tres imágenes aparece una regla de escala en la parte inferior. — **Figura 2**. Cráter de impacto creado por Wegener en el laboratorio, visto desde tres puntos de vista distintos: cenital (izquierda), oblicua (centro) y en sección (derecha). Adaptado de Wegener (1921).

En 1921 publicó los resultados en un artículo que desde nuestra perspectiva podemos considerar histórico y visionario para la moderna geología planetaria. Solo hubo un problema: casi nadie se enteró. El artículo se escribió en alemán y Wegener moriría unos años después en Groenlandia durante una expedición. No fue hasta 1975, cuarenta y cinco años después de su muerte, que el artículo fue recuperado y traducido al inglés por el geólogo turco Ali Mehmet Celâl Sengör.

Desconocedores del artículo de Wegener, en el mundo anglosajón se considera que la incipiente revolución científica llegaría de la mano del astrónomo y empresario norteamericano Ralph Belknap Baldwin. Entre 1942 y 1943 publicó dos artículos en la revista Popular Astronomy donde defendía el origen por impacto de los cráteres lunares. Tanto Baldwin como Wegener eran intrusos en el campo de la Geología, por lo que sus ideas rondaron la marginalidad académica durante mucho tiempo. El impulso definitivo llegaría con la carrera espacial por alcanzar la Luna, gracias a los trabajos que realizaron los geólogos Robert Sinclair Dietz y Eugene Shoemaker.

Hoy concebimos el Sistema Sola como algo caótico donde los acontecimientos más asombrosos pueden haberse producido, especialmente al principio de la evolución (te lo contamos en esta entrada). Y esto es así porque la corriente de pensamiento que domina las actuales Ciencias de la Tierra es el neocatastrofismo, una visión del mundo que sostiene que los procesos geológicos de muy alta energía, como los impactos, han ocurrido con cierta regularidad en el trascurso de la historia de la Tierra.

Daly fue una víctima del paradigma de su tiempo. Cuando falleció en 1957 tenía 86 años, y por su labor científica y académica sendos cráteres en la Luna y Marte llevan su nombre.

Las tres hipótesis clásicas

Hasta mediados de la década de 1980 las enciclopedias y libros de texto de uso escolar recogían tres posibles hipótesis que trataban de explicar el origen de la Luna, tal y como veremos a continuación.

1. Hipótesis de la captura. Suponía que el satélite se formó en otro lugar del Sistema Solar y que en algún momento se desplazó de su órbita hasta ser apresado por la gravedad terrestre. La idea fue propuesta hacia 1909 por el astrónomo norteamericano Thomas Jefferson Jackson See y revisada en 1952 por el químico (y Premio Nobel) Harold Urey. Aunque en teoría la captura de un cuerpo tan grande es posible (recordemos que con un diámetro de 3.474 km nuestro satélite natural es el quinto en tamaño de todo el Sistema Solar), el proceso requiere de unas características orbitales tan precisas como poco probables (Figura 3.a).

Ilustración del espacio: la Tierra aparece a la derecha, con nubes y continentes visibles, y a la izquierda se ve un cuerpo gris similar a la Luna; varias líneas curvas alrededor de la Tierra representan trayectorias orbitales, sugiriendo un escenario de captura gravitatoria. — **Figura 3.a.** Visión artística de la hipótesis de captura. Adaptado de Taylor (1994).

Esta hipótesis quedó relegada cuando los análisis isotópicos de las rocas traídas por las misiones Apolo demostraron que la Tierra y la Luna se formaron en la misma región del espacio (Figura 4).

Gráfico de dispersión titulado “Relación de isótopos de oxígeno en muestras de la Tierra, Luna, Marte y Vesta”. El eje horizontal muestra ¹⁸O/¹⁶O y el vertical ¹⁷O/¹⁶O, ambos como desviaciones respecto a un estándar; una línea diagonal representa la línea de fraccionamiento terrestre. Los datos de la Luna (círculos) se agrupan sobre la misma línea que la Tierra, mientras que los de Marte (rombos) y Vesta (triángulos) forman grupos separados y aproximadamente paralelos, desplazados respecto a la línea terrestre. La idea visual principal es que Tierra y Luna coinciden isotópicamente, a diferencia de Marte y Vesta. — **Figura 4.** El oxígeno posee tres isótopos estables, que se diferencian únicamente en su masa debido al número de neutrones. El isótopo más abundante es el ¹⁶O, mientras que el ¹⁷O y el ¹⁸O son mucho más escasos en el Sistema Solar. Aunque químicamente se comportan igual, sus ligeras diferencias de masa provocan fraccionamientos isotópicos medibles. Estas variaciones se expresan como desviaciones respecto a un valor estándar: el agua oceánica media (SMOW) de la Tierra.El concepto clave de este tipo de diagramas es la llamada **línea de fraccionamiento terrestre**, que es dependiente de la masa (línea diagonal). En 1976, Robert Clayton y sus colaboradores demostraron que las rocas de la Tierra y de la Luna se sitúan exactamente sobre esta misma línea, mientras que meteoritos y materiales procedentes de cuerpos como Marte o Vesta definen líneas paralelas desplazadas. Estas diferencias no pueden explicarse por procesos geoquímicos internos, sino que reflejan la existencia de reservorios isotópicos distintos en el sistema solar primitivo. La coincidencia isotópica entre la Tierra y la Luna demuestra un origen común en la misma región de la nebulosa solar, lo que descarta que la Luna se formara en otro lugar, lejos de la Tierra. Adaptado de Clayton et al. (1976).

¿Sabías que…
… en 2024 investigadores de la Universidad de Penn State han rescatado la hipótesis de captura? Según su propuesta la Luna no viajaba sola, sino que formaba parte de un sistema binario. Al pasar cerca de nuestro planeta la gravedad terrestre pudo romper ese dúo, quedándose con la Luna y lanzando lejos al otro objeto. Este mecanismo de captura mediante intercambio es similar al propuesto para explicar la posible captura de Tritón por parte de Neptuno. La captura permitiría que la Luna se hubiera formado en la misma zona del espacio que la Tierra, lo que explicaría por qué los isótopos de oxígeno son idénticos en ambos cuerpos. Además, también explicaría por qué la órbita de la Luna está tan inclinada respecto al plano ecuatorial terrestre, algo típico de una captura. Aunque este nuevo modelo ha sido recogido por los medios de comunicación, no ha tenido una gran acogida por parte de la comunidad científica.

2. Hipótesis de la fisión. Este modelo defiende que bajo condiciones de una rotación extremadamente rápida (un giro completo cada dos horas y media), se habría podido desprender un fragmento del manto terrestre primitivo, masa a partir de la cual se habría formado la Luna (Figura 3.b).

Ilustración del espacio con un fondo oscuro lleno de estrellas. En el centro aparece un cuerpo celeste incandescente, de color naranja y aspecto fundido, con vetas luminosas que recuerdan a lava o grietas calientes en la superficie. Su forma es “de cacahuete” o de dos esferas unidas por un cuello estrecho, como si una masa mayor estuviera separándose en dos partes. La imagen sugiere un proceso de fisión o desprendimiento de material a partir de un objeto primitivo caliente. — **Figura 3.b.** Visión artística de la hipótesis de la fisión. Adaptado de Taylor (1994).

Fue propuesta hacia 1879 por el astrónomo George Howard Darwin (segundo hijo de Charles Darwin), y su principal problema era explicar cómo pudo la Tierra primigenia ganar semejante momento angular (velocidad de giro) y cómo lo perdió posteriormente. Por otro lado, las rocas traídas por los astronautas de las misiones Apolo mostraron importantes diferencias composicionales respecto a la Tierra, difíciles de explicar si realmente ambos cuerpos fueron el mismo en origen (Tabla I).

Tabla titulada “Tabla I. Comparación respecto a elementos volátiles, refractarios y metálicos”, con dos columnas: Tierra (manto + corteza) y Luna. Los volátiles (por ejemplo Na₂O, K₂O y Rb) aparecen en valores más altos en la Tierra que en la Luna, mientras que varios refractarios (como Al₂O₃, CaO, TiO₂, U y Eu) son más altos en la Luna. En el bloque de metales (Ni, Ir y Mo), la Tierra muestra valores mayores que la Luna. Incluye una nota que define ppm (partes por millón) y ppb (partes por billón). — **Tabla I.** Comparación de la composición química de la Tierra y la Luna. Adaptado de Anguita y Castilla (2010).

3. Hipótesis de la acreción binaria. Inicialmente propuesta en 1795 por Pierre-Simon Laplace y actualizada en 1954 por el astrónomo holandés Gerald Kuiper. Supone que la Tierra y la Luna se habrían formado de manera simultánea a partir de una misma fracción de la nebulosa primigenia que daría lugar al Sistema Solar (Figura 3.c).

Ilustración del espacio con un fondo oscuro lleno de estrellas y numerosas partículas rocosas pequeñas dispersas. En la parte derecha destaca un cuerpo esférico grande, rojizo, con un halo brillante y una banda tenue que lo cruza, como un anillo o una zona de material en órbita. En la parte inferior izquierda aparece un segundo cuerpo similar pero más pequeño, también rojizo y rodeado por un halo. Varias franjas curvas de polvo y fragmentos conectan visualmente ambas zonas, sugiriendo que los dos cuerpos crecen a la vez al acumular material cercano (acreción binaria). — **Figura 3.c.** Visión artística de la hipótesis de acreción binaria. Adaptado de Taylor (1994).

En 1960 la hipótesis fue revisada por la astrónoma soviética Jewgenija Leonidowna Ruskol, quien propuso que la Luna se pudo originar como consecuencia de la acreción de pequeñas partículas que giraban en órbita terrestre. Esta idea se conoce con el nombre de hipótesis de precipitación, y era la que menos problemas ofrecía desde un punto de vista dinámico y de los isótopos de oxígeno. Sin embargo, no explica por qué la rotación terrestre llegó a ser de 24 horas, un giro más rápido que el predicho por los modelos de acumulación simple; ni tampoco explica cómo el anillo de partículas que orbitaban la Tierra pudo adquirir el suficiente momento angular para permanecer en órbita en vez de caer sobre ella.

El principal escollo fue (una vez más) las diferencias de composición entre ambos cuerpos. Si se originaron de forma independiente en la misma región de la nebulosa solar, ¿cómo se explica que nuestro satélite contenga unas cien veces menos elementos volátiles y un 50% más de elementos refractarios que su supuesto planeta hermano?

Nace un nuevo paradigma

El cambio comenzó a fraguarse de la mano del astrónomo soviético Viktor Safronov, padre de la teoría planetesimal. Según esta, los planetas se habrían formado por la acreción de incontables cuerpos menores, un escenario en el que los procesos de colisión tendrían un papel protagonista. Varios de sus trabajos llegaron a manos de dos jóvenes científicos estadounidenses, Donald Davis y William K. Hartmann, quienes supieron ver en ellos una nueva vía para abordar el problema.

Davis y Hartmann estudiaron ruso para poder leer todos los trabajos de Safronov, y en marzo de 1975 sorprendieron a los asistentes a la 6ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria en Houston (Texas, EE.UU.), proponiendo que la Luna era el resultado de la colisión de un planetesimal contra una recién formada Tierra. Así nació la hipótesis de la fisión inducida (Figura 5).

Ilustración del espacio profundo con un fondo negro salpicado de estrellas y varias galaxias difusas. En el centro aparece un planeta grande, oscuro y rojizo, con aspecto rocoso y zonas que parecen agrietadas o calentadas. En su borde superior izquierdo impacta un cuerpo más pequeño y muy brillante, de tonos amarillos y naranjas, como una masa incandescente. El choque genera un destello blanco intenso y una gran explosión de fuego y material fundido que se abre en abanico hacia el exterior, con fragmentos y chispas expulsados alrededor del punto de contacto. La escena transmite un evento extremadamente violento, una colisión planetaria a gran escala. — **Figura 5.** El gran impacto que produjo la fisión inducida, recreado artísticamente a partir de las versiones pictóricas de William Hartman, uno de los científicos que propuso esta idea. Creación propia.

El respaldo definitivo llegaría en 1984, en un congreso monográfico sobre el origen de la Luna convocado en Kona (Hawai, EE.UU.) La propuesta inicial era discutir hasta qué punto los datos geológicos y geoquímicos obtenidos por el Programa Apolo suponían una revisión de las ideas sobre el origen de nuestro satélite. Pero como la comunidad científica había estado rumiando la propuesta de Hartmann y Davis durante casi una década, todas las sesiones terminaron por centrarse en la hipótesis que consideraban más atractiva: el Gran Impacto.

A grandes rasgos la idea sería que un embrión planetario coorbital con la primitiva Tierra, chocó contra ella cuando ambos cuerpos estaban ya diferenciados en manto y núcleo. La colisión vaporizó y despidió una cantidad importante de material que no abandonó el campo gravitatorio terrestre, sino que formó un disco alrededor del planeta, y en un tiempo relativamente corto, las partículas del anillo se unieron para formar la Luna (Figura 6).

Secuencia de tres viñetas (de izquierda a derecha) sobre un fondo negro espacial que muestra la evolución de un disco de escombros alrededor de un planeta anaranjado (la Tierra primitiva). En la primera viñeta el planeta aparece rodeado por una nube muy densa de fragmentos y polvo, formando un anillo ancho; varias curvas de colores marcan trayectorias orbitales y límites alrededor del planeta. En la segunda viñeta el anillo de partículas es menos extenso y se concentra en torno al planeta, con fragmentos más separados y las mismas curvas orbitales superpuestas. En la tercera viñeta el planeta queda a la derecha y, a su izquierda, aparece una esfera gris pequeña (un satélite en formación) en una órbita marcada por líneas curvas; todavía se observan restos del anillo cerca del planeta, y en la parte superior derecha se ve un punto rojo brillante como una estrella. — **Figura 6.** Evolución (de izquierda a derecha) del disco de partículas formado como consecuencia del Gran Impacto. Se llama ***Límite de Roche*** a la distancia mínima a la que un satélite puede orbitar un planeta sin desintegrarse por las fuerzas de marea. Dentro de ese límite, la gravedad diferencial del cuerpo primario supera a la cohesión gravitatoria del satélite, impidiendo que este se mantenga como un objeto único. Su valor depende de la densidad relativa de ambos cuerpos y de si el satélite se comporta como un cuerpo rígido o fluido. Los escombros que quedaron dentro del Límite de Roche impactaron contra la Tierra. En algunas simulaciones se forman dos satélites, que a veces, pero no siempre, se funden en uno solo. Solo hay un problema: el anillo debería formarse en el ecuador terrestre y no tan inclinado como la actual órbita de la Luna. Adaptado de Halliday y Drake (1999).

El mérito del Gran Impacto, en comparación con las tres hipótesis clásicas, radica en que propone soluciones más o menos convincentes a los 5 rasgos básicos que presenta nuestro satélite natural:

1. El elevado momento angular o cantidad de rotación del sistema Tierra-Luna quedaría explicado si el impacto hubiese sido oblicuo.

2. La distancia a la Tierra: la Luna se habría formado relativamente cerca, pero se habría ido alejando desde entonces como consecuencia de las fuerzas de marea.

3. La baja densidad de la Luna, consecuente a su baja concentración de metales, resultaría de su origen a partir del manto del planetoide impactor (~80%) y, en mucha menor medida, del manto terrestre.

4. La escasez de volátiles en las rocas lunares y su simétrica concentración de refractarios serían la huella más concreta del Gran Impacto: en el máximo térmico, los volátiles serían expulsados del sistema.

5. La identidad de la relación de isótopos de oxígeno entre la Tierra y la Luna queda resuelta si el cuerpo impactor era coorbital con la Tierra, ya que la relación isotópica de oxígeno parece depender de la distancia al Sol.

El Gran Impacto se informatiza

Desde 1975 la hipótesis del gran impacto ha ganado terreno hasta convertirse en el paradigma dominante. En este avance ha tenido una importancia decisiva la aparición de superordenadores, con su capacidad de modelizar sistemas formados por partículas individuales y estimar su comportamiento a través del tiempo.

Imaginemos que queremos saber qué pasa cuando dos coches se estrellan, pero no disponemos de presupuesto para destrozar coches reales. La solución obvia es crear un programa de ordenador donde se representa el coche no como una pieza sólida, sino como un conjunto de miles de puntos. A cada punto le asignamos las leyes de la física (gravedad, presión, temperatura). En el caso de la Luna se usa la llamada técnica SPH (siglas en inglés de Hidrodinámica de Partículas Suavizadas). En lugar de simular el planeta entero como una bola, el ordenador lo divide en miles de canicas virtuales. Luego, calcula cómo interactúa cada canica con sus vecinas miles de veces por segundo.

Los primeros modelos han evolucionado como los videojuegos: de los gráficos toscamente pixelados de los años 80, a la realidad virtual de hoy. Willy Benz y Alastair Cameron fueron pioneros en aplicar estos modelos al origen de la Luna. Sus primeras simulaciones tenían solo unos pocos miles de partículas de baja resolución. Hacia el año 2000 los modelos permitían la interacción de unas 20.000 partículas de una resolución aceptable. En la actualidad, y gracias a los superordenadores, las simulaciones usan decenas de millones de partículas, lo que nos permite ver turbulencias y mezclas que antes eran invisibles (Figura 7).

Secuencia de seis paneles de una simulación numérica (SPH) del impacto entre dos cuerpos planetarios, sobre fondo azul oscuro con ejes y marcas de distancia. En el primer panel (tiempo ≈ 0,11 h) se ven dos esferas grandes azul claro que se tocan, con una zona estrecha de colores cálidos (amarillo-rojo) en el punto de contacto, indicando el calentamiento inicial. En el segundo (≈ 1,40 h) las dos masas ya se han deformado y alargado, unidas por un “puente” de material; aparecen amplias regiones verde-amarillas y un núcleo rojo intenso en la zona más caliente. En el tercero (≈ 3,23 h) el conjunto es más compacto y turbulento, con remolinos y concentraciones rojas y naranjas alrededor de un centro en formación. En el cuarto (≈ 6,46 h) la estructura se estira en forma de “S”, como dos brazos curvados de material muy caliente que se arrollan alrededor del centro. En el quinto (≈ 8,61 h) se distingue un cuerpo central rojo rodeado por un brazo espiral verdoso que sugiere un disco de escombros en rotación. En el sexto (≈ 26,90 h) queda un objeto central rojo bien definido, envuelto por una nube amplia de partículas más frías (verdes y amarillas), indicando un sistema estabilizado tras la fusión y la dispersión del material. En la parte inferior hay una barra de colores de temperatura (aprox. 2500 a 6440 K): los tonos azules representan temperaturas más bajas y los rojos las más altas; en cada panel el tiempo se indica en horas y las distancias están en unidades de 10³ km. — **Figura 7.** Esta simulación SPH recrea un gran impacto entre dos cuerpos planetarios de tamaño similar, en condiciones de baja velocidad y geometría casi simétrica. Tras un primer choque y una posterior fusión, el sistema resultante gira rápidamente y reorganiza su estructura interna, concentrando el hierro en el centro y formando brazos espirales de material caliente. Estos brazos acaban dispersándose y originan un disco de escombros con suficiente masa como para formar varias lunas. Un resultado clave es que la composición química del disco es prácticamente idéntica a la del planeta final, lo que refuerza la idea de que un impacto de este tipo puede explicar el origen de la Luna sin necesidad de composiciones muy distintas entre la Tierra y el cuerpo impactante. La escala de colores representa la temperatura de las partículas en Kelvin, según la barra de colores, donde el rojo indica temperaturas superiores a 6.440 K. El tiempo se expresa en horas y las distancias en unidades de 10³ km. Adaptado de Canup (2012).

Pero los modelos informáticos tienen un talón de Aquiles: la Ecuación de Estado. Para simular el impacto tenemos que decirle al ordenador cómo se comporta un mineral o una roca cuando se calienta a 5.000 grados y se comprime a presiones millones de veces superiores a como se encuentran de forma natural. El problema es que no tenemos laboratorios que lleguen a esas condiciones fácilmente y, por tanto, gran parte de los datos que metemos en el modelo son extrapolaciones. Y si nuestra receta es ligeramente incorrecta, la simulación resultante puede ser errónea: basura entra, basura sale.

Con frecuencia olvidamos que los modelos no nos dicen exactamente qué pasó ni demuestran nada, solo nos dicen qué es físicamente posible y qué no lo es; pero siempre según los datos físicos y las premisas de las que se parte. Es importante que recordemos esto la próxima vez que leamos el anuncio de un nuevo descubrimiento sobre el origen de la Luna.

¿Sabías que…
… en el año 2000 el renombrado geoquímico británico Alexander Norman Halliday tuvo la ocurrencia de llamar Theia (madre de Selene según la mitología) al misterioso embrión protoplanetario del tamaño de Marte que chocó contra la protoTierra? Desde entonces el nombre ha tenido tanto éxito en el mundo de la divulgación científica y los medios de comunicación que incluso hay miembros de la comunidad científica que hablan de la hipótesis de Theia como nombre alternativo.

Los tres detalles esenciales

Hay tres preguntas que la ciencia trata de responder combinando los modelos con pruebas físicas procedentes de los minerales que forman las rocas lunares, principalmente:

1. ¿Cómo fue el Gran Impacto?

El impacto debió producirse a una velocidad de entre 11-15 km/s (bastante menor que la típica de los asteroides contra la Tierra, como es lógico para un cuerpo que compartía órbita con ella). La temperatura podría haber alcanzado unos 4.000 K a una distancia de hasta ocho radios terrestres respecto al punto de colisión.

2. ¿Cómo era Theia, suponiendo que existan pruebas físicas de su existencia?

La masa de Theia es uno de los temas más polémicos. Los primeros modelos estimaban que el impactor era del tamaño de Marte, hasta otros más voluminosos, de entre 0,3 y 0,5 veces la masa terrestre. La ventaja de impactores grandes es que así es más fácil alimentar el disco de escombros resultante, y por tanto formar la Luna; su inconveniente, que un choque más masivo impartiría demasiado momento angular al sistema.

En septiembre de 2025, científicos de la Universidad de Brown anunciaron el descubrimiento de isótopo de azufre exótico (³³S) presente en muestras de troilita recogidas por la misión Apolo 17 en el valle de Taurus Littrow. Según el estudio publicado por James Dottin y sus colaboradores, esos isótopos podrían proceder de Theia. De ser cierto, se trataría de una prueba tangible de aquel impacto.

3. ¿Cuándo se formó la Luna?

La edad del impacto es un tema controvertido, porque no todos los sistemas de datación por isótopos arrojan el mismo resultado. Las dataciones mediante la técnica del Uranio-Plomo realizadas en un circón hallado en una roca muestreada por la misión Apolo 17 (misión en la que participó el geólogo Harrison Schmitt, hasta la fecha el único científico que ha pisado la Luna), señalan que la Luna terminó de formarse hace unos 4.460 millones de años. Quizá más fiable sea el método ¹⁸²Hf–>¹⁸²W, que proporciona una fecha para la diferenciación de la Luna en unos 4.530 millones de años, o sea 40 millones de años tras la formación del Sistema Solar.

Los modelos dicen que la construcción de la Luna tras el impacto es poco eficiente, lo que requiere un disco bastante más masivo que ella, entre 2,5 y 7 masas lunares. Estos discos masivos dan lugar a muchos satélites pequeños pero dinámicamente inestables, por lo que se acaba en un cuerpo único. Algunos modelos proponen que la acreción de la Luna a partir del disco de escombros pudo culminar en menos de un año. De ser así, la edad de la Luna señalaría también la edad del impacto.

Cuando la química pone a prueba los modelos

Imaginemos que la policía investiga un violento choque de vehículos. La física del accidente es clara: un coche rojo (llamémosle Theia) embistió a gran velocidad a un coche azul (la Tierra). Los peritos calculan las trayectorias y concluyen que, inevitablemente, los restos esparcidos por la carretera deberían ser una mezcla de chapa roja y azul. Sin embargo, cuando el laboratorio analiza los fragmentos, el resultado es desconcertante: solo hay chapa azul. No hay ni rastro químico del coche rojo. Pues bien: esta es, exactamente, la situación actual en la que se encuentra el modelo del Gran Impacto.

Para entender la naturaleza de esta crisis debemos fijarnos nuevamente en los isótopos. Si Theia vino de otro lugar, su química debió ser algo distinta de la terrestre. Por tanto, la Luna debería ser un cuerpo isotópicamente híbrido. Pero en 2016, un estudio liderado por E.D. Young y publicado en Science lanzó una bomba: a nivel isotópico la Tierra y la Luna son gemelas idénticas. La diferencia es indistinguible dentro del posible error analítico. Es como hacerse una prueba de ADN y descubrir que no compartes genes con tu madre, sino que eres un clon exacto de tu padre. Esto implica algo difícil de digerir: o Theia no existió, o Theia era químicamente idéntica a la Tierra (una probabilidad astronómica de menos del 1%), o bien ocurrió una mezcla tan perfecta que borró cualquier diferencia.

La sopa imposible y el calor infernal

Los defensores del modelo clásico intentaron argumentar que quizás la mezcla ocurrió en una nube de vapor superficial. Pero la geoquímica volvió a golpear, esta vez con el Titanio. Según estudios de Zhang et al. (2012) en Nature Geoscience, los isótopos de titanio (un elemento refractario, ultra-resistente al calor y difícil de vaporizar) también son idénticos entre ambos cuerpos. Si el oxígeno es el caldo de la sopa, el titanio son los tropezones sólidos. Mezclar caldos es fácil; homogeneizar los tropezones sólidos requiere una violencia que el modelo estándar de impacto difícilmente puede generar.

Además, la Luna nos muestra cicatrices de un nacimiento traumático. El análisis de isótopos de Potasio (⁴¹K) revela que la Luna es inusualmente pesada. Esto sugiere que se formó en un ambiente de presiones y temperaturas extremas, mucho mayores de lo previsto, donde los elementos ligeros se evaporaron masivamente.

La conclusión es inevitable: el paradigma dominante en los últimos 40 años empieza a tener grietas.

Una solución radical

No queda otra opción: si los datos no encajan en el modelo, hay que cambiar el modelo. En 2018, Simon J. Lock y Sarah T. Stewart propusieron en Journal of Geophysical Research una estructura nueva para explicar estas anomalías: la sinestia (Figura 8).

Ilustración del espacio con un fondo negro lleno de estrellas y pequeñas galaxias difusas. En la mitad inferior de la imagen domina una estructura enorme y aplanada, de color naranja y rojo brillante, con aspecto de nube incandescente en forma de disco o “donut” muy ancho. El borde exterior es irregular y turbulento, como llamas o remolinos de gas caliente, y hacia el centro la materia parece arremolinarse en espiral. En el núcleo hay una zona muy luminosa, casi blanca, que sugiere el punto más caliente y denso, rodeado por un anillo de material resplandeciente. La escena representa un objeto transitorio formado por material vaporizado tras un gran impacto, con un cuerpo central envuelto por una estructura discoidal extendida. — **Figura 8.** Nunca hemos visto una sinestia, pues se trata e objetos teóricos y efímeros que solo se forman tras un impacto gigante, y que apenas duran unos cientos de años (un parpadeo en el tiempo geológico) antes de enfriarse. Así pues, y hasta que no haya una confirmación astronómica de su existencia, la sinestia es un modelo plausible que podemos visualizar artísticamente con ayuda de la IA generativa. Fuente: elaboración propia a partir de Lock y Stewart (2018).

Su modelo sugiere que el impacto pudo ser frontal y tan energético que vaporizó completamente tanto a Theia como a la Tierra. El planeta dejó de ser una esfera y, debido a la rotación frenética, se expandió convirtiéndose en una estructura en forma de rosquilla gigante de roca vaporizada (Figura 9).

Infografía en cuatro paneles horizontales, sobre un fondo negro estrellado, que muestra una secuencia de formación del sistema Tierra-Luna; cada panel lleva un rótulo en la esquina izquierda. 1. “APROXIMACIÓN”: un planeta grande rojizo y agrietado aparece a la derecha, y un cuerpo menor incandescente se acerca desde la izquierda dejando una estela luminosa. 2. “GRAN IMPACTO”: ambos cuerpos colisionan y la escena queda dominada por una explosión muy brillante, con chorros y fragmentos de material al rojo vivo expulsados en varias direcciones. 3. “FORMACIÓN DE UNA SINESTIA”: la explosión da paso a una estructura ancha, aplanada y turbulenta, como un disco o anillo de gas y roca vaporizada, con un centro blanco muy luminoso y bordes anaranjados en remolino. 4. “SISTEMA TIERRA-LUNA”: el planeta vuelve a verse como una esfera rojiza a la izquierda y, a cierta distancia, aparece una luna gris más pequeña orbitando a su derecha, representando el sistema estabilizado tras el proceso. — **Figura 9.** Secuencia de formación del sistema Tierra-Luna como consecuencia de una sinestia tras un gran impacto frontal. Adaptado de Lock y Stewart (2019).

En una sinestia no hay superficie, todo es una batidora continua de gas y magma a miles de grados. Dentro de este toroide, el material de Theia y la Tierra se habrían mezclado a nivel atómico, resolviendo el problema de la identidad química. Al enfriarse la estructura, la Luna se condensó a partir de una lluvia de magma dentro de esta nube vaporizada, heredando la misma composición exacta que la Tierra, que se reformaba en el centro.

Conclusión provisional

Las anomalías isotópicas del oxígeno, el titanio y el potasio están forzando un cambio de paradigma, como en su momento sucedió con los impactos. Las nuevas teorías nos pintan un cuadro mucho más dramático y complejo: la Luna no es una compañera adoptada. Es, en el sentido más literal y químico de la palabra, una parte de nosotros mismos que sobrevivió al fuego más grande que nuestro mundo ha conocido.

Y aquí surge un problema epistemológico: los acontecimientos únicos son difíciles de encajar en Ciencia. ¿Fue la génesis de la Luna un acontecimiento especial? Si atendemos al resultado, lo fue: En el Sistema Solar solo hay un planeta rocoso con un satélite gigante.

Lo cual nos lleva a nuevas preguntas fundamentales: ¿cómo sería la Tierra si su satélite gigante no se hubiese formado y sobrevivido? ¿Pudo afectar el impacto de Theia al origen del agua en la Tierra? Los modelos señalan que la inclinación del eje de rotación terrestre es más estable gracias a la Luna, y en su ausencia las oscilaciones climáticas serían caóticas, con severas consecuencias para la vida. Así pues, ¿sería posible una civilización avanzada como la nuestra en un planeta sin Luna?

Bibliografía

I. El paradigma

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