Formación de la Tierra
Los inicios de la historia
Al inicio, nuestro sistema solar era sólo una nube de polvo y gas conocida como nebulosa solar. La gravedad colapsó el material sobre sí mismo y comenzó a girar, condensando la materia y formando el Sol en el centro de dicha nebulosa. Posteriormente la acumulación las partículas más grandes y la distribución desigual de elementos más pesados o ligeros fue generando los protoplanetas, incluyendo nuestro planeta Tierra y el resto de los planetas, lunas, asteroides y otros objetos del sistema solar. Sin embargo, no es sencillo comprender el modelo de formación a partir de la nebulosa solar. ¿Cómo fueron estos inicios de acreción planetaria? ¿Cómo y dónde se formaron los distintos cuerpos? ¿Por qué estos planetas, lunas y objetos más pequeños del sistema solar tienen diferentes composiciones?
Este es el evento más antiguo sobre el qué se puede investigar a la hora de hablar de nuestro mundo, con cuestiones que no son fáciles de responder al no conservar un registro tan claro como de otros eventos. Poco a poco se van encontrando más pistas, y a medida que se analizan las características geológicas, químicas y físicas de la Tierra y sus vecinos planetarios, nos encontramos más cerca de entender el inicio de su historia.
Cuando sucedió
Hace aproximadamente 4.600 millones de años comenzó a colapsar material sobre sí mismo en la gran nube que formaba la nebulosa de nuestro sistema solar, generando un disco protoplanetario. Este disco se extendió 50 UA o más desde el centro del joven Sol (recordemos que la unidad astronómica es una unidad de medida -longitud- que se utiliza para las dimensiones típicas del Sistema Solar: 1 UA son 149.597.870.700 metros, aproximadamente 150 millones de kilómetros que es la distancia que separa a la Tierra del Sol).
Qué sucedió
Hasta dónde conocemos, en la parte exterior de la nebulosa, dónde no se estaba formado nuestra antigua estrella (proto-sol), la gravedad generó que la materia se condensara alrededor de partículas de polvo, haciendo que el disco protoplanetario comenzara a separarse en anillos. Además, el viento solar, una corriente constante de partículas cargadas que emanan de la atmósfera superior de nuestra estrella, movería, distribuiría o incluso eliminaría parte del material del disco que no se había condensado en los cuerpos más grandes. También hay que tener en cuenta que la temperatura del disco protoplanetario más cercano al joven Sol amentaría considerablemente. Como resultado, las partículas de hielo del disco protoplanetario más cercano al Sol se sublimaron y sobrevivieron las partículas más resistentes a las altas temperaturas, como los óxidos de metales. A una distancia superior a unas 5 UA del Sol, el disco protoplanetario permaneció lo suficientemente frío como para que las partículas de hielo sobrevivieran.
¿De dónde
proceden los elementos que formaron el sistema solar?
La
Vía Láctea, la galaxia dónde se ubica
nuestro sistema solar, contiene nubes de gas y polvo que ocupan grandes
regiones del espacio interestelar. Estas nubes están compuestas principalmente
por hidrógeno y helio, pero también contienen otros elementos químicos.
Sin embargo, ¿de dónde proceden realmente? Parece que estos elementos fueron
sintetizados por las estrellas gigantes rojas, antes y durante sus explosiones
finales como novas o supernovas. Por tanto, las nubes
de gas y polvo de la galaxia son los
restos de las nebulosas planetarias que se formaron cuando las envolturas de
gas caliente de las estrellas gigantes rojas fueron expulsadas al espacio
interestelar tras el colapso de sus núcleos.
A su vez, el
gas caliente e ionizado de una nebulosa planetaria producida por una supernova
se expande a altas velocidades que se acercan a la velocidad de la luz, hasta
que posteriormente colisiona y se mezcla con el gas interestelar de supernovas
anteriores.
Así, como hemos
visto con anterioridad, el Sol y los planetas del sistema solar se originaron
por la contracción de una nube de gas y polvo de este tipo, llamada nebulosa solar, que contenía no sólo hidrógeno y helio, sino
también estos otros
elementos químicos que fueron expulsados por estrellas gigantes rojas ancestrales en nuestra vecindad de la Vía Láctea.
Consecuentemente,
las colisiones entre átomos de esta nube de gas produjeron un gran número de átomos y moléculas
diferentes, como moléculas orgánicas,
así como partículas sólidas de hielo, óxidos de metales y otros tipos de
sólidos. Estos serían los bloques sobre los que se conformaría la Tierra y el
resto de vecinos planetarios.
Las nebulosas
de la Trompa de Elefante y de Orión (figuras) son ejemplos de nubes de gas y
polvo en la Vía Láctea en dónde se están formando estrellas en la actualidad.
Así, las partículas más pequeñas fueron formando agregados cada vez de mayor tamaño. Los objetos resultantes, llamados planetesimales (con diámetros de cientos de km), siguieron creciendo al colisionar entre sí para formar los planetas terrestres en el interior del sistema solar y los núcleos rocosos de los grandes planetas gaseosos. La Tierra, y seguramente otros protoplanetas vecinos, se formaron hace unos 4.540 millones de años (aunque existe cierta incertidumbre en la edad exacta), completándose en 10-20 millones de años. Eso significa, que la evolución del disco protoplanetario hacia un conjunto de planetas y sus satélites se produjo en menos de cien millones de años.
El ritmo de acreción de la Tierra por impactos de planetesimales fue lo suficientemente rápido como para causar que la Tierra se derritiera, generando como resultado un océano de magma. Además, su interior estuvo suficientemente caliente como para fundir metales pesados. Estos metales, al tener densidades más altas que los silicatos, fueron hundiéndose en su interior. La llamada “catástrofe del hierro” dio lugar a la separación de un núcleo (metálico) y manto primitivos, una diferenciación que se produciría unos 10 millones de años después de que la Tierra comenzara a formarse. Se produjo así la estructura en capas que tradicionalmente se conoce en la Tierra y lo que llevó a la generación del campo magnético terrestre.
Sabías que ...
Los intentos de reproducir la formación del sistema solar mediante métodos computacionales no dan necesariamente como resultado el sistema solar que conocemos. En algunos casos, pueden formarse dos estrellas en lugar de una y el número de planetas y sus satélites puede variar de forma imprevisible. Por ello, estudiar y comprender otros mundos, exoplanetas y sistemas solares nos ayuda a comprender mejor la posible formación de nuestro propio sistema.
Figura1. Ejemplos de
discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión fotografiados por el telescopio
espacial Hubble de la NASA.
Figura2. Esta imagen de la Tierra desde el espacio demuestra que nuestro planeta
es un cuerpo esférico suspendido en el espacio gracias a la fuerza de gravedad
que ejerce el Sol. En la misma se puede ver cómo el vapor de agua de la
atmósfera se condensa para formar nubes o como una gran parte de la superficie
de la Tierra está cubierta agua líquida, formando mares y océanos que rodean los
continentes e islas donde vivimos. Nuestro planeta se ve afectado por fuerzas y
procesos extraterrestres (por ejemplo, la cantidad de energía solar), pero su
entorno superficial está controlado en gran medida por la dinámica de su propio
manto, corteza, hidrosfera y atmósfera. Fuente: NASA/visible Earth.
Figuras
3 y 4: Nebulosa de Orión (NASA/ESA/Telescopio Espacial
Hubble) y nebulosa Trompa de Elefante (NASA/JPL-Caltech/W/Telescopio Espacial Spitzer).
Figura
5. Ilustración artística de la Tierra, poco después de
su formación. En sus inicios, la Tierra sufrió repetidos impactos gigantescos,
generando un océano de magma que calentaría el planeta durante sus inicios.
Crédito: NASA.
Por qué sucedió
La diferenciación planetaria,
en profundidad
El océano de magma resultante debido a la gran cantidad de impactos que sufrió la tierra en sus inicios contenía tres componentes inmiscibles: hierro líquido, sulfuros de hierro líquidos y silicatos fundidos de hierro, magnesio y calcio. En consecuencia, el hierro metálico se hundió en el centro de la Tierra para formar el núcleo, el sulfuro líquido también se hundió, pero no formó una capa continua alrededor del núcleo de hierro y el fundido de silicato comenzó a cristalizar de acuerdo con la de acuerdo con la serie de reacciones de Bowen.
Los primeros cristales formados de olivino y piroxeno se hundieron en el océano de magma, mientras que los cristales de plagioclasa rica en Ca flotaron hacia la parte superior del océano magmático. Los cristales de olivino y piroxeno formaron la peridotita de la que se compone el manto de la Tierra. Los cristales de anortita se acumularon en una capa en la superficie del océano de magma para formar una corteza formada por anortosita. Finalmente, los gases y compuestos volátiles que fueron liberados por los planetesimales que impactaron formaron una densa atmósfera primitiva.
