Teoría del Gran Impacto

La Teoría del Gran Impacto (Giant impact hypothesis) es la teoría científica más factible y aceptada de todas las teorías propuestas para explicar el origen de la Luna. Según esta teoría, nuestro satélite se formaría por la colisión entre una joven Tierra en formación y un planeta del tamaño de Marte llamado Theia (también se lo ha definido como Orpheus). El nombre de Theia proviene de la mitología griega, ya que Theia (o Tea) era la titánide madre de la diosa lunar Selene. La hipótesis fue planteada por vez primera en una conferencia sobre satélites en 1974 y, más tarde, fue publicada en la revista científica Icarus por William K. Hartmann y Donald R. Davis, en 1975.
Según esta hipótesis, Theia se formó en un punto de Lagrange respecto a la Tierra, es decir, aproximadamente en la misma órbita pero 60º por delante (L4) o por detrás (L5). Conforme a lo sugerido en 1772 por el matemático Joseph-Louis de Lagrange, existen cinco puntos en la órbita terrestre en donde los efectos de la gravedad del planeta se anulan en relación a los del Sol. Dos de los puntos de Lagrange (L4 y L5), situados a 150 millones de kilómetros de la Tierra, son considerados estables y por tanto son zonas con potencial para permitir la acreción planetaria en competición con la Tierra. Fue en el punto L4 donde se piensa que Theia comenzó a formarse en el Eón Hadeico



Cuando el protoplaneta Theia creció hasta alcanzar un tamaño comparable al de Marte, unos 20 ó 30 millones de años después de su formación, se volvió demasiado masivo para permanecer de forma estable en una órbita troyana. La fuerza gravitacional impulsaba a Theia fuera del punto de Lagrange que ocupaba, al mismo tiempo que la fuerza de Coriolis empujaba al planeta de vuelta al mismo. Como consecuencia de ello, su distancia angular a la Tierra comenzó a fluctuar, hasta que Theia tuvo masa suficiente para escapar de L4.

Mientras Theia se encontraba atrapada en la órbita cíclica, la Tierra tuvo tiempo para diferenciar su estructura en el núcleo y manto que actualmente presenta. Theia también podría haber desarrollado alguna estratificación durante su estadio en L4. Cuando Theia creció lo suficiente para escapar del punto de Lagrange, entró en una órbita caótica y la colisión de ambos planetas se hizo inevitable, dado que ambos ocupaban la misma órbita. Se piensa que el impacto pudo haber acontecido unos cientos de años después del escape definitivo. Se ha calculado que esto ocurrió hace 4.533 millones de años, y que la colisión con la Tierra tuvo que producirse en un ángulo oblicuo y a una velocidad de 40.000 km/h, lo que provocó la destrucción total de Theia y la expulsión de la mayor parte de su manto y una fracción significativa del de la Tierra hacia el espacio, mientras que el núcleo de Theia se fundió con el núcleo terrestre .


Ciertos modelos muestran que la colisión entre ambos cuerpos fue rasante y que Theia quedó en una órbita baja, estando unida con la Tierra por un puente de materia; posteriormente se alejó hasta varios diámetros terrestres solamente para volver a acercarse a la Tierra y chocar de nuevo contra ella, esta vez de forma completamente frontal. Esta segunda colisión provocaría la total destrucción de Theia. Las condiciones existentes en el entorno terrestre tras el impacto serían cuando menos infernales, con el planeta fundido en su totalidad y rodeado por una atmósfera de roca vaporizada a una temperatura de 4000° y de hasta ocho radios terrestres de altura. Parte de los materiales que salieron despedidos con la colisión cayeron de nuevo en la superficie terrestre o se alejaron hacia el espacio interplanetario, pero el resto del material quedó orbitando en torno a la Tierra y adoptó una morfología de disco incandescente similar a la de un disco protoplanetario.
Estimaciones actuales basadas en simulaciones por ordenador de dicho suceso sugieren que el 2% de la masa original de Theia acabó formando el disco de escombros, la mitad del cual se fusionó para formar la Luna entre uno y cien años después del impacto. Independientemente de la rotación e inclinación que tuviera la Tierra antes del impacto, después de éste el día habría tenido una duración aproximada de cinco horas y el ecuador terrestre se habría desplazado más cerca del plano de la órbita lunar.
Es posible, de acuerdo con bastantes simulaciones, que se hubieran formado dos lunas a una distancia de 20000 kilómetros de la Tierra. Sin embargo, la interna acaba colisionando de nuevo con nuestro planeta ó choca con la otra 1000 años después de su formación.
Evidencias indirectas de este escenario de impacto provienen de las rocas recogidas durante las misiones Apolo, que muestran que la abundancia de los isótopos de oxígeno (16O, 17O y 18O) es prácticamente igual a la que existe en la Tierra. La composición de la corteza lunar rica en anortosita así como la existencia de muestras ricas en KREEP, apoyan la idea de que en un pasado una gran parte de la Luna estuvo fundida, y un gigantesco impacto pudo aportar la energía suficiente para formar un océano de magma de estas características. Distintas evidencias muestran que si la Luna tiene un núcleo rico en hierro, éste ha de ser pequeño, menor de un 25% del radio lunar, a diferencia de la mayor parte de los cuerpos terrestres en donde el núcleo supone en torno al 50% del radio total. Las condiciones de un impacto dan lugar a una Luna formada mayoritariamente por los mantos de la Tierra y del cuerpo impactante -con el núcleo de este último agregándose a la Tierra- y satisfacen las restricciones del momento angular del sistema Tierra-Luna.