Este año China lanzará la sonda Chang’e 5 para traer muestras de la Luna, en concreto de la zona de Mons Rümker, en el Océano de las Tormentas (Oceanus Procellarum). En los próximos años, otras sondas traerán nuevas muestras lunares a la Tierra. Pero, ¿para qué? Entre 1969 y 1972 las misiones Apolo trajeron 382 kg de rocas y regolito lunar, a los que hay que sumar los cerca de 300 gramos que trajeron las sondas soviéticas Luna. ¿Acaso no son más que suficientes? Sobre todo porque, como vimos recientemente, algunas de estas muestras del Apolo están pendientes de analizar.

La razón es que lo importante no es la cantidad, sino la calidad. O, mejor dicho, los lugares de dónde vienen estas muestras. Pero antes, recapitulemos. ¿Para qué queremos las muestras? Además de para conocer directamente la composición de la Luna, algo que resulta obvio, las muestras lunares nos permiten calcular la edad de las distintas zonas de nuestro satélite y, por tanto, reconstruir su historia. Y, puesto que la Luna es el único lugar del sistema solar, además de la Tierra y del asteroide Itokawa, del que disponemos de muestras, las rocas lunares han servido en buena medida para reconstruir la historia de todo el sistema solar.

La Luna no tiene atmósfera y, por tanto, su superficie es un registro prístino de todos los cataclismos que ha sufrido desde su formación. Como es sabido, el principal mecanismo para calcular la edad de un cuerpo del sistema solar es, a falta de muestras que permitan una datación radiométrica directa, contar el número de cráteres que hay en un área determinada. O sea, a «ojímetro». Esta técnica creemos que funciona relativamente bien, al menos en el sistema solar interior, pero necesitamos de hitos que nos sirvan para calibrarla. Y ahí es donde entran en juego las muestras lunares. La datación de las muestras del Apolo y de las sondas soviéticas Luna mostró que la mayoría de ellas tenía más de 3800 millones de años de antigüedad.

Hay que subrayar el hecho de que cualquier muestra siempre será mejor que el análisis in situ porque la masa de instrumentos científicos que una nave espacial puede llevar es limitada, mientras que en la Tierra una muestra puede ser estudiada por todo tipo de técnicas e instrumentos en diversos lugares del mundo y, lo más importante, podrá ser estudiada en el futuro con técnicas que aún no han sido desarrolladas. Comparando las zonas donde se han obtenido las muestras con el resto de la Luna podemos conocer la tortuosa historia de nuestro satélite, pero no es sencillo. Las regiones de más de 3500 millones de años se pueden comparar con las zonas de alunizaje del Apolo y las sondas Luna para estimar su edad. Del mismo modo, los cráteres más recientes, de pocos millones de años, se identifican fácilmente. Pero actualmente tenemos un hueco de nada más y nada menos que de dos mil millones de años de la historia lunar de los que no tenemos muestras para datar directamente. Esto quiere decir que solo podemos estimar con un error considerable en qué época se formaron gran parte de las regiones de la Luna.

Uno de los principales misterios es la edad del vulcanismo asociado a los mares —maria—, las zonas más oscuras de la cara visible de la Luna. Estas zonas ricas en basaltos se formaron al filtrarse el material fundido del manto lunar a través de las grietas creadas por los grandes impactos. El vulcanismo asociado a los mares comenzó hace 4300 millones de años y se cree que alcanzó su máximo hace entre 3200 y 3800 millones de años, pero es posible que algunos episodios menores sean más recientes, quizás de «solo» hace 1200 millones de años. Por culpa de esta indeterminación, hay zonas de la Luna, como las próximas al cráter Aristarco, cuya edad se estima entre 1000 y 2800 millones de años, un error más que considerable.

Precisamente, esta es la razón de que el lugar de alunizaje de la Chang’e 5 sea la zona de Mons Rümker, ya que es una región especialmente joven, de unos 1300 millones de años, lo que permitirá calibrar el cálculo de edades de otras zonas de la Luna, rellenando en el proceso ese hueco de dos mil millones de años que tenemos en la comprensión de nuestro satélite. Es decir, la prioridad no es obtener muestras antiguas, sino, a diferencia de lo que uno podría pensar, aquellas que sean relativamente recientes.

Además del asunto de la datación, hay otras zonas de la Luna que son especialmente interesantes de las que carecemos de muestras, como los polos lunares. En concreto, en el polo sur sabemos que hay hielo mezclado con el regolito, sobre todo en el fondo de los cráteres que nunca ven la luz del Sol. El análisis de estos volátiles lunares, no solo el hielo, es una prioridad para las futuras misiones polares. Otra zona de interés es la cara oculta de la Luna. La corteza lunar es más gruesa en la cara oculta que en la visible, motivo por el cual no existen maria dignos de mención en la cara oculta. ¿Por qué? Hay muchas teorías, pero si tuviéramos muestras de la cara oculta podríamos descartar la mayoría de ellas. En este sentido, una de las zonas prioritarias es la cuenca de impacto Polo Sur-Aitken. Esta cuenca es una de las más grandes y profundas del sistema solar, por lo que es posible que en la superficie se encuentren rocas procedentes directamente del manto lunar.

Esto es interesante porque, recordemos, se cree que la Luna pasó por una fase inicial de océano de magma poco después de formarse a resultas del choque entre el protoplaneta Theia y la prototierra. Por este motivo, el estudio de muestras de esta zona nos ofrece una ventana directa a la formación de la Luna y, por ende, de la Tierra. La sonda china Chang’e 4 aterrizó en 2019 en el cráter Von Kármán, situado en la cuenca Aitken. Pese a lo limitado de la instrumentación de la sonda, los primeros resultados científicos apuntan a que, efectivamente, en esta zona podemos encontrar materiales procedentes del manto lunar.

Así que, como vemos, 382 kg no es suficiente. Necesitamos más muestras de más lugares de la Luna para conocer en detalle su historia y, por extensión, la del sistema solar.

Referencias:

• https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2019/pdf/1110.pdf
• https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1002/2016JE005094%4010.1002/%28ISSN%292169-9100.JGRE25