TRABAJO DE GEOQUÍMICA Compuestos químicos: su distribución en el universo

TRABAJO DE GEOQUÍMICA
Compuestos químicos:
su distribución en el universo
Era una estrella que había dejado tras de sí las ardientes extravagancias de su juventud, había recorrido los
violetas y azules y verdes del espectro en unos cuantos fugaces miles de años, y se había instalado ahora en
una pacífica madurez de inimaginable duración. Todo cuanto había sucedido antes no era ni una milésima de
lo que estaba por venir; la historia de esta estrella apenas había comenzado.
2001: odisea espacial
(Arthur C. Clarke)
ÍNDICE DE MATERIAS
MEDIOS INTERESTELAR Y GALÁCTICO
5
Moléculas interestelares
6
Glóbulos de Bok
7
Envolturas circumestelares
8
Nebulosas planetarias
9
Cuasares
10
Radiogalaxias y galaxias
11
1
Radiación cósmica y galaxias
12
ESTRELLAS
13
Estrellas jóvenes
14
Gigantes rojas
15
Supernovas
16
Estrellas neutrónicas y pulsantes
18
Novas
19
Enanas blancas
21
Agujeros negros
22
EL SISTEMA SOLAR
23
Cometas
24
Plutón − Caronte
26
Neptuno
27
Urano
28
Saturno
30
Júpiter
32
Asteroides
34
Marte
35
Venus
37
Mercurio
38
EL SOL
39
Atmósfera
40
Espectro, manchas y protuberancias solares
41
Estructura interna
42
Reacciones nucleares
43
LA TIERRA
45
2
La Luna
46
Atmósfera
50
Biosfera
52
Hidrosfera
53
Corteza
54
Manto
56
Núcleo
58
CONCLUSIÓN
60
BIBLIOGRAFÍA
62
MEDIOS INTERESTELAR Y GALÁCTICO
El medio interestelar es el espacio existente entre las estrellas, y está constituido esencialmente por hidrógeno.
La proporción de deuterio (2 núcleos por cada 105 de hidrógeno) es la misma que en el Universo conocido.
Ese dato es de suma importancia en la vida de las proto−estrellas, pues el deuterio será el responsable del
aporte de energía necesario para la formación de una estrella a partir de la materia interestelar.
El espacio interestelar puede dividirse en dos regiones:
Una formada por hidrógeno atómico no ionizado, y H2.
Otra constituida por gas tenue y luminoso, ionizado en gran medida. Se forma por la proximidad del gas a
estrellas calientes y jóvenes, que emiten radiación UV.
En cuanto al medio galáctico, básicamente es la suma de las estrellas que forman la galaxia y el medio
interestelar que hay entre ellas. Todo guarda relación, y está en singular equilibrio entre sí.
Moléculas interestelares
Los hallazgos sucesivos de átomos y moléculas complejas en el medio interestelar dejó claro que el espacio
vacío no lo es tanto en realidad. Así nació una nueva rama de la Ciencia, la astroquímica, cuyos hitos más
importantes son:
ð En 1904 se detecto calcio ionizado (Ca+), y poco después son caracterizados hierro, titanio ionizado (Ti+) y
potasio.
ð Por métodos espectroscópicos se encuentran CH, CN y CH+, moléculas extremadamente reactivas en
condiciones terrestres, pero estables en las interestelares (a 70 K de temperatura).
ð Hacia 1968, ya por técnicas ópticas (radiotelescopios) se descubren amoníaco y agua. En 1969,
formaldehído (HCHO). En 1970; monóxido de carbono, ion formilo (HCO+), ácido fórmico (HCOOH),
cianuro de hidrógeno (HCN), cianoacetileno (HC3N) y alcohol metílico (CH3OH).
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ð A partir de 1971, el número de especies descubiertas aumentó considerablemente debido al desarrollo de las
técnicas radiotelescópicas. Y, como ocurre en ciencias de reciente aparición, puede que lo descubierto hasta
ahora sea sólo la punta de un iceberg realmente complejo.
Éstos son los iones y átomos observados, en el UV, hasta ahora:
Al0
N+2
C0
O0
C+
P+
Cl+
S+
Fe+
S+2
Mg0
S+3
Mg+
Si+
Mn+
Si+2
N0
Si+3
N+
Glóbulos de Bok
Son nubes interestelares de polvo, aisladas, compactas, bastante opacas, y de forma regular. Su importancia se
debe a su posible condición de precursores de estrellas, aunque se sabe que los lugares más conspicuos para su
formación no son los glóbulos, sino las masivas nubes moleculares asociadas a las brillantes masas de gas
ionizado difuso (regiones HII). Sin embargo, esos glóbulos constituyen una fuente de información acerca de
los estados más condensados del medio interestelar.
Las nubes constan sobre todo de H2, con una pequeña cantidad de tenues partículas sólidas, el polvo
interestelar, que representa menos del 1% de la masa total de las nubes.
Determinadas por técnicas espectroscópicas, estas nubes tienen monóxido de carbono, formaldehído,
monosulfuro de carbono (CS), cianuro de hidrógeno, y especies moleculares más complejas; llegando a más
de 30 las detectadas en las zonas más densas del medio interestelar. Pero la gran mayoría está capturada en
nubes de densidad extraordinariamente alta, y no se observan en los glóbulos de Bok por su escasa presencia.
Así, la proporción respectiva entre moléculas de CO y H2 es de 1:104, pese a ser la más corriente tras el
predominante hidrógeno.
Envolturas circumestelares
Las atmósferas estelares están demasiado calientes, y la densidad de la radiación destructiva es demasiado
fuerte, para contener moléculas. En cambio, alrededor de algunas estrellas rojas o de carbono (estrellas al final
de su evolución), se observaron unas envolturas circumestelares, muy ricas en moléculas.
Se trata de capas de polvo y gas, relativamente frías, que la estrella expulsa a poca velocidad (algunos
kilómetros por segundo). El gas lanzado por la estrella es rico en muchos elementos pesados, sintetizados en
su interior. Poco a poco, a medida que el gas se enfría, aparecen y condensan moléculas o granos de polvo. La
envoltura en expansión se disolverá en el medio interestelar y lo enriquecerá con estas moléculas.
Hasta ahora, se han detectado varias moléculas orgánicas en las envolturas circumestelares, como HCN,
acetona y cadenas carbonadas (los átomos de carbono están alineados en cadena) de la serie de los CnH: C2H,
C3H, C4H... En realidad se trata de radicales, y podría considerárselas como moléculas de tipo "acetileno"
(H−C=C=C−H) en las que se ha suprimido un átomo de hidrógeno. Por tanto queda un enlace libre en un
extremo, lo que las hace muy reactivas.
Nebulosas planetarias
Son una nube esférica de gas en expansión, formada por la materia más externa de una estrella con 0.8 − 8
masas solares en su etapa intermedia. Esta nube rodea el residuo central de una estrella durante algunos miles
de años.
Dado que alguno de los elementos pesados (como carbono, nitrógeno y oxígeno) formados en el núcleo
estelar emigran hacia sus capas más externas, su abundancia en las nebulosas planetarias hace que, al
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expandirse, se fundan con el medio interestelar y lo enriquezcan en esos elementos. Éste es el principal
proceso de retorno al espacio de la materia estelar.
El estudio de estructura y composición de las nebulosas planetarias se realiza espectroscópicamente, contando
con el acortamiento o alargamiento de las longitudes de onda debido al efecto Doppler.
Generalmente los átomos que se encuentran nebulizados están en forma ionizada, y se detectan por la
radiación que emiten en la captura o emisión de electrones.
De esa forma, se ha constatado que las nebulosas tienen hidrógeno (70%), helio (28%) y elementos pesados;
siendo los más comunes carbono, nitrógeno y oxígeno, también aparecen neon, azufre, sodio, argon y cloro en
bajas concentraciones.
Estos elementos se distribuyen en densidades que varían desde algunos átomos hasta 105 átomos/cm3. Esas
densidades son miles de veces más elevadas que la densidad general de la materia interestelar.
Cuasares
Los cuasares, o fuentes de radiación casi estelar, son cuerpos celestes cuya emisión de radio−ondas es
centenares de veces superior a la emisión de galaxias normales, pese a su aspecto observado desde la Tierra,
que lleva a confundirlos con una estrella.
El análisis espectroscópico indica la presencia de hidrógeno, O+2 y Mg+2; pero el gran desplazamiento hacia
el rojo de las señales recibidas (con longitudes de onda un 16% más grandes que los valores obtenidos en
laboratorios terrestres) dificultó inicialmente la identificación.
Eso sirvió para determinar la naturaleza de los cuasares, aunque sea de forma bastante especulativa. En
realidad, son núcleos de galaxias que contienen un gigantesco agujero negro, que absorbe continuamente el
gas que lo rodea. Esos núcleos se alejan a la mayor velocidad conocida, y por tanto son los cuerpos conocidos
más distantes de la Tierra.
Radiogalaxias y galaxias
Hay cuatro tipos de galaxias normales (espirales comunes, espirales barradas, elípticas e irregulares)
ateniéndose a su forma; la distinción entre galaxias comunes y radiogalaxias se debe a la característica que les
da su nombre: la intensidad de campo de radio−emisión es hasta 106 veces el de las galaxias normales.
Una explicación posible a este hecho es que la materia interestelar de las galaxias comunes, observada bajo la
forma de nubes oscuras no es más que una fracción mínima de toda la materia interestelar; la casi totalidad es
por tanto hidrógeno frío, incapaz de emitir o absorber luz visible. Por tanto, no hay forma de señalar su
presencia en la Vía Láctea, al menos empleando métodos ópticos.
Todo cuanto podría determinarse es la cantidad de partículas sólidas y polvo interestelar que aparecen
mezclados con el hidrógeno, y que se manifiestan como negras nubes que absorben la luz estelar. Por
mediciones espectroscópicas, ha podido establecerse que mientras la materia interestelar (gas y polvo)
representa sólo el 10% − 30% de la masa total de las galaxias irregulares y espirales comunes, en las espirales
barradas se encuentra el 1.1% − 2%, y menos del uno por mil de la masa de las espirales comunes y las
elípticas.
Radiación cósmica y galaxias
El análisis astroquímico de muestras situadas en otros puntos de la Vía Láctea (y mucho más lejanos) es
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posible por la existencia de la radiación cósmica. Los rayos cósmicos son fragmentos de materia, de alta
energía, procedentes de otras estrellas.
La composición de una galaxia evoluciona con el tiempo a medida que algunos de los núcleos atómicos
sintetizados en el interior de las estrellas son expulsados en las explosiones de las supernovas. Entonces
engrosan el gas interestelar, que va acumulando átomos procedentes de otras estrellas. Algunos de esos
núcleos son acelerados por la explosión hasta rozar la velocidad de la luz, y convertirse en rayos cósmicos.
Éstos pueden ser detectados y analizados. Su estudio es concluyente: cerca del 90% de la materia de la Vía
Láctea es hidrógeno. El resto es helio (9%) y elementos pesados (1%): carbono, oxígeno, magnesio, silicio,
hierro... Las medidas precisas de varios isótopos (O17, Ne21, Ne22, Mg24, Mg25, Si29, Si30) indican que la
abundancia de los elementos pesados es distinta respecto al Sistema Solar.
Así, los isótopos de neon son 4 − 7 veces más abundantes, y los de magnesio y silicio 60% más abundantes,
que en el Sol y los otros cuerpos planetarios. Carbono, nitrógeno y oxígeno también estarían en mayor
proporción. Esas diferencias pueden surgir de las distintas condiciones bajo las que se sintetizan los elementos
en el interior de las estrellas.
Aunque los rayos cósmicos resultan muy útiles para los astroquímicos, su significación real reside en los datos
que aportasen sobre los sucesos asociados a la formación del Sistema Solar. Pero ésa es otra historia...
ESTRELLAS
Su color, temperatura y composición superficiales están muy relacionados entre sí; una vez más la
espectroscopía es el instrumento más adecuado para su estudio. El espectro del Sol y otras estrellas forma un
continuo surco de rayas oscuras, a veces brillantes, que sirven para identificar los elementos químicos
presentes y su porcentaje.
Por ello, la clasificación de las estrellas se efectúa respecto a su clase espectral:
CLASE
O
B
A
Tª SUPERFICIAL (oC)
30000 − 8500
15000 − 8000
11000
COLOR
azul oscuro
blanco o azul claro
blanco
F
7500
amarillo claro
G
K
M
6000
4000
3000
amarillo
naranja
rojo anaranjado
PREDOMINIO DE...
gases fuertemente ionizados
helio (estrellas de He)
hidrógeno (estrellas de H)
hidrógeno y metales
(estrellas de calcio)
metales
absoluto de metales
metales y óxido de titanio
Las estrellas rojas son tan frías que muchas tienen atmósferas ricas en vapor de agua, y otras moléculas, que
se descompondrían a las temperaturas más altas del Sol.
Estrellas jóvenes
Una estrella se compone principalmente de hidrógeno. A temperaturas superiores a 2·104 oC sus átomos están
ionizados. Y a la temperatura de algunos millones de grados que reina en su interior, protones y electrones
libres se mueven al azar, con velocidad tanto mayor cuanto más alta sea la temperatura del gas. Así ocurre que
cuatro protones se unen para formar un núcleo de helio.
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De la misma manera que el hidrógeno es el combustible nuclear del helio, éste puede a su vez fusionarse para
formar núcleos más pesados, especialmente carbono, que se produce como resultado directo del encuentro
simultáneo de tres núcleos de helio.
La combustión del helio es menos activa que la del hidrógeno, pero sus efectos son mucho más dramáticos, a
causa de la inestabilidad del núcleo de helio degenerado. Tan pronto como empieza la combustión del helio, la
temperatura del núcleo sube de golpe, ya que la materia rígida es incapaz de expansionarse lo bastante deprisa
para absorber el súbito incremento de energía que se produce.
Entonces la elevada temperatura enciende todo el núcleo en el espacio de unos minutos, en una especie de
destello estelar. El proceso hace aumentar la producción de energía de la estrella unos cien millones de veces;
pero el peso de sus capas superiores amortigua la explosión.
En unos segundos toda la energía se disipa en forma mecánica sobre el núcleo, dilatándose de nuevo a su
estado normal. El efecto de este espasmo en el corazón de la estrella cambia por completo su estructura
interna y su desarrollo posterior, produciéndose una nueva fase de combustión del helio y del hidrógeno.
Gigantes rojas
La duración de la fase de combustión del hidrógeno depende de la masa de la estrella. Pero, sin importar la
duración o los detalles de su evolución, la combustión no puede seguir indefinidamente. El helio producido se
acumula en el centro estelar, hasta que la estrella se hace más fría y se expande enormemente. Entonces
abandona la secuencia principal y se mueve en dirección a las gigantes rojas.
La mayoría de estrellas de masa moderada (del orden de la solar) pasarán de la combustión del helio a una
sucesión de reacciones nucleares complicadas, dando lugar a elementos cada vez más pesados (carbono,
oxígeno, neon) en una secuencia de capas. En las estrellas de gran masa, además de los citados se forman
magnesio, silicio, y hierro.
Cada elemento sintetizado más pesado necesita también un combustible nuclear más pesado, con una
producción de energía cada vez más baja y una barrera eléctrica nuclear más alta a vencer. En consecuencia,
se necesitan temperaturas cada vez más altas para iniciar las combustiones nucleares cada vez menos activas.
Al completarse cada etapa de combustión, el núcleo de la estrella se contrae aún más para mantener el vital
equilibrio entre la presión y el flujo de energía. Cada vez que se acaba la energía de la estrella, debe empezar a
contraerse bajo su propia gravedad hasta que la temperatura es lo bastante alta para quemar el combustible
que esté disponible.
El efecto combinado de todos estos procesos es el transporte de grandes cantidades de energía fuera del centro
de la estrella. La pérdida de energía desde el centro acelera los procesos nucleares y provoca la subida de la
temperatura interna, mientras que el núcleo de la estrella se contrae cada vez más deprisa para compensar con
la gravedad la disipación acelerada de su energía.
Cuando por fin termina el suministro de energía de los procesos nucleares, se alcanza una forma de equilibro,
donde los núcleos llegan al estado más estable y densamente ligado, y se ha extraído la máxima cantidad de
energía de los procesos de síntesis nuclear. Entonces se forman elementos como el hierro; los núcleos más
pesados necesitan un aporte neto de energía para su síntesis, y aunque puedan producirse no añaden calor al
horno nuclear. Éste es el fin de la evolución de las gigantes rojas.
Supernovas
Cuando la estrella llega al último estado descrito, si el núcleo empieza a contraerse cada vez más deprisa no
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tarda en alcanzar 8·109 oC de temperatura. Eso produce la desintegración del hierro bajo el efecto de los rayos
gamma, cada vez más activos. Al poco tiempo casi todo el hierro se transforma en helio, y toda la inmensa
cantidad de energía generada con la producción de elementos pesados debe ser devuelta.
El resultado es catastrófico, el centro de la estrella se colapsa en pocos segundos. El núcleo, que ya era
compacto, cae por su propio peso; las ondas de choque generadas por la gran implosión son suficientes para
crear grandes cantidades de neutrinos.
En el cataclismo producido, la estrella se suicida de forma espectacular. La materia exterior es expulsada
violenta y espectacularmente al espacio, formado una nebulosa brillante de gas.
Hay dos tipos de supernovas, en base a su brillo:
ð TIPO 1: La luminosidad aumenta durante unas semanas, y disminuye poco a poco en los 6 − 12 meses
siguientes. Ocurre en el 50% de los casos, aproximadamente.
Es posible que las enanas blancas pueden originar este tipo de supernovas. Eso sería factible si las enanas no
fueran estrellas solitarias, sino individuos de sistemas binarios. Entonces el intenso campo gravitacional de la
enana atraería materia de la compañera, aumentando por ello la masa del núcleo de carbono y oxígeno.
Con el tiempo el carbono se encendería y consumiría en una onda, destruyendo por completo el sistema. En el
curso de la deflagración, las reacciones nucleares originarían una masa solar del isótopo inestable del Ni56
que se desintegraría dando Co56 y después Fe56. Esta velocidad de liberación de energía explicaría la emisión
de luz decreciente.
ð TIPO 2: Su luminosidad es muy variable, constituyendo el 50% restante de los casos. Este tipo se produce
en las estrellas gigantes, con más de ocho masas solares. Aquí se posibilita la fusión de núcleos de silicio para
formar hierro, lo que genera un núcleo ferroso dentro de una capa de silicio. La fusión continuaría en la
superficie de separación de ambas zonas, añadiendo continuamente masa al núcleo.
Los espectros de rayos X proporcionan la prueba convincente de que los elementos más pesados que el helio
se producen en el interior de estrellas, y que las explosiones de supernovas los reparten por el espacio. En su
examen destaca la ausencia de elementos como níquel, cobalto, y hierro, que se suponen producidos en las
explosiones del tipo 1. Quizás la temperatura, al ser relativamente baja, sea la causa de que no puedan radiar
en banda de rayos X.
Estrellas neutrónicas y pulsantes
ESTRELLAS NEUTRÓNICAS: Se sabe muy poco de ellas. Si la nova precede a las fases de la enana blanca,
las estrellas neutrónicas representarían una fase sucesiva, o el resultado de la explosión, de una supernova; y
son el resultado final de la evolución de estrellas varias veces más masivas que el Sol. Su densidad sería 109
veces mayor que la de las enanas blancas más densas. Se caracterizan por su fuerte emisión de rayos X.
ESTRELLAS PULSANTES: Son fuente de radiación que aumenta periódicamente su intensidad, con tiempos
de 0.25 − 1 segundo. Parece ser que se encuentran en una región del espacio próxima relativamente, y podrían
estar relacionadas con las estrellas neutrónicas y el resto de las supernovas.
En realidad, son variantes de las estrellas neutrónicas, que emiten ráfagas muy cortas de radio−ondas.
Novas
Las novas no son parte de la evolución de las estrellas normales, siendo más bien episodios termonucleares
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que tienen lugar probablemente de manera periódica en la superficie de una enana blanca, estrechamente
ligada a una estrella en expansión mucho mayor y más fría.
Un estudio espectroscópico de las novas revela que son más ricas que las estrellas normales en los elementos
pesados habituales (carbono, oxígeno, nitrógeno...).
Las novas también se clasifican por su luminosidad (unas 4000 veces menor que la de las supernovas):
ð NOVAS RÁPIDAS: Multiplican su brillo más de 104 veces casi repentinamente, para apagarse después
poco a poco.
Los cálculos muestran que, dadas las condiciones, el comienzo de la actividad nuclear conduce a rápidas
reacciones termonucleares descontroladas en la materia degenerada de la superficie.
La variable más importante en la determinación de las características de la explosión es la abundancia de
carbono, nitrógeno y oxígeno respecto al hidrógeno (por el ciclo CNO). Si su abundancia es cien veces mayor
que la del hidrógeno, las reacciones nucleares que se registran en el gas degenerado ocurren a tal velocidad
que la superficie alcanza 108 oC, y en un minuto la energía se libera explosivamente, lo que produce el
aumento casi instantáneo de su brillo.
ð NOVAS LENTAS: Alcanzan su mayor brillo de forma gradual y declinan mucho más lentamente.
Su diferencia con las novas rápidas se halla en la proporción de los elementos pesados, no tan abundantes con
respecto al hidrógeno. Entonces las reacciones termonucleares se producen con mayor parsimonia, en un
tiempo más largo, lo que explica las variaciones paulatinas de su brillo.
Hay que tener precaución a la hora de generalizar resultados. El descubrimiento de las envolturas en novas
lentas enriquecidas con elementos pesados (como DQ HERCULIS, RR PICTORIS, o T AURlGAE) no
concuerda con los datos teóricos. En particular la envoltura de DQ HERCULIS contiene cantidades de los
elementos pesados tales que, si hubieran existido antes de la explosión, tendrían que haber suministrado la
energía suficiente para hacer de ella una nova rápida.
Esto indujo a algunos teóricos a especular sobre la posibilidad de que las erupciones de novas no siempre se
ajusten al ciclo CNO. Los enriquecimientos podrían explicarse si las erupciones de novas fuesen generadas
por reacciones nucleares capaces de sintetizar carbono, nitrógeno, oxígeno y otros a partir de hidrógeno y
helio; lo que no ocurre en el ciclo CNO.
Enanas blancas
Ese nombre se debe a sus modestas dimensiones y color. Las enanas blancas no siguen la ley
masa−luminosidad (ésta varía con la sexta o séptima potencia de la masa), sino que son mucho más masivas
de lo esperado, a tenor de su débil brillo absoluto: siendo 104 veces menos brillantes que el Sol, tienen casi su
misma masa; por tanto son el resultado final de la evolución de estrellas con una masa del orden de la solar.
La única explicación a su elevadísima densidad (unas 105 veces la del agua) es admitir que, en su interior, la
masa se encuentra en un estado muy particular (degenerado): con átomos completamente despojados de
electrones, apiñados uno junto a otro. La baja luminosidad de las enanas blancas prueba que en su interior no
se produce ninguna reacción nuclear.
En el particular estado degenerado de la materia supercomprimida interna no se verifica ninguna contracción
gravitatoria, que podría aumentar su temperatura y provocar alguna nueva reacción nuclear. Privada, por
consiguiente, de las dos fuentes de energía comunes a las demás estrellas, continuarán brillando hasta que se
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enfríen completamente, dando lugar primero a las enanas marrones, y después a las enanas negras.
En cuanto a su química, las capas exteriores de la superficie contienen helio, carbono y oxígeno, que
reaccionan esporádicamente con hidrógeno. En su interior habría gran abundancia de elementos pesados.
Agujeros negros
¿Qué sucede cuándo la superficie de las estrellas más masivas se ha reducido a la nada (si es posible)? Cuando
esto ocurre, toda la masa de la estrella queda concentrada en un único punto matemático, con una densidad
infinita.
La estrella ha alcanzado lo que los matemáticos llaman singularidad, una región muy peculiar donde deja de
existir el espacio−tiempo. Tras formarse la singularidad, la estrella se ha reducido a un punto aparentemente, y
ha desaparecido para siempre. Pero su gravedad permanece, atrapando todo lo que cae dentro de este radio
crítico e impidiendo que nada, incluso la luz, escape. Esta región del espacio−tiempo es, por lo tanto, negra y
vacía, un auténtico "agujero negro".
Por ello, todo lo que pueda saberse sobre los agujeros negros no pasa de ser pura especulación. Una audaz
hipótesis lanzada hace poco sostiene que en las inmediaciones de los agujeros negros podrían producirse
chorros de núcleos de helio, dotados de muy alta energía y capaces de astillar átomos de helio, carbono y
oxígeno en el disco de acreción en torno al objeto compacto. Tales reacciones de astillado formarían
principalmente litio y en menor proporción otros elementos ligeros como boro y berilio.
Esa teoría se basa en la abundancia del litio en el Universo. Su concentración en el medio interestelar es 10
veces mayor que en las estrellas más viejas y más jóvenes. Esta diferencia es necesario justificarla mediante
algún mecanismo que incremente la concentración de litio en el gas interestelar de las galaxias. Las reacciones
de astillado antes descritas podrían ser ese mecanismo.
EL SISTEMA SOLAR
Podría definirse, poco académicamente, el Sistema Solar como el grupo que forman el Sol y todo lo que está
en su patio trasero. Respecto al espacio que lo rodea, está infinitamente poblado; la variedad y cantidad de sus
componentes no tiene par en el Universo conocido, al menos de momento.
También es la región del espacio más cercana, y la única accesible directamente, en mayor o menor grado. Por
ello fue, es y será objetivo preferente de la insaciable curiosidad humana. Algunos de los mayores éxitos
técnico−científicos (viajes de las sondas Voyager y Pioner, llegada a la Luna...) de este siglo han servido para
saciar, al menos en parte, esa curiosidad.
Otro gran atractivo es la posibilidad de que el hombre pueda establecerse, cuando el progreso tecnológico lo
permita, fuera de la Tierra; aunque no se conozca ningún otro lugar tan habitable como nuestro hogar. No se
han observado signos de vida fuera de nuestro planeta, lo que tampoco descarta su existencia, por lo que habrá
que observar con mayor detenimiento.
El Sistema Solar es un grandioso mosaico, cuyas piezas tardaron muchos siglos en ser colocadas
correctamente. Algunas son bien conocidas, otras son especulaciones, y la mayoría guardan secretos por
descubrir. Para desvelarlos, habrá que llegar con audacia a donde ningún hombre ha estado antes.
Cometas
Los cometas provienen de la nube de Oort, en el límite externo del Sistema Solar. Son básicamente cuerpos
helados con un posible núcleo rocoso, o gravilla distribuida por todas partes. Al acercarse al Sol se subliman
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en parte generando una atmósfera o coma, y una cola de gases. La parte visual de la atmósfera se llama cabeza
o cabellera, y es una nube de gas y polvo más o menos esférica. Una o más colas, que se dirigen hacia el lado
opuesto al Sol, se extienden detrás de la atmósfera. Hay dos tipos principales de colas: colas de polvo y colas
de plasma.
El análisis espectroscópico arroja que el núcleo está principalmente compuesto de un agregado de moléculas
(sobre todo hielo acuoso) y de polvo. Pero hay un inconveniente, la influencia de la radiación solar puede
modificar la naturaleza de las moléculas que se escapan del núcleo del cometa. Eso obliga a distinguir entre
dos tipos de moléculas cometarias: "madres" e "hijas".
Las "madres" sólo residen un tiempo limitado en la cabeza, y son disociadas en "hijas" más simples y
radicales. Así la cabellera es una mezcla de "madres", "hijas" e iones; cuya composición no refleja más que
imperfectamente la del núcleo central.
COMPUESTOS DE LAS ATMÓSFERAS COMETARIAS
12C
CH+
CS
H2O+
NH2
13C
CN
Cr
K
NH3
C+
CNCH3
Cu
Mn
O
C2
CN+
Fe
Na
OH
C3
CO
H
Ni
OH+
Ca+
CO+
HCN
N2+
S
CH
CO2+
H2O
NH
S2
ABUNDANCIA DE LAS "MADRES" CONOCIDAS
CH3OH: 1−8
CO2: 3
H2CO: 0.03 − 4
N2: 0.02 − 0.2
CH4: <1
HCN: 0.1 − 1
H2O: 100
OCS: <0.03
SO2: <0.001
CO: 2 − 20
HCOOH: <0.2
H2S: 0.2
S2: 0.05
El descubrimiento del ion H2O+ y el estudio de abundancias de OH+ y OH han reforzado la idea de que el
agua es la "madre" más abundante, pero la molécula H2O no ha sido observada jamás directamente. Como se
ha detectado CO2+ en todos los cometas, podemos pensar sin duda que la molécula CO2 (no observada) es la
"madre" de CO+ y CO.
La abundancia importante de CO+ en los cometas jóvenes, aquellos que han pasado un número pequeño de
veces cerca del Sol, indica que los cometas pierden sus compuestos carbonados primero. La composición del
gas nacido de la sublimación del hielo cometario muestra que si ciertas moléculas como CO, CO2, CH3OH y
H2CO están presentes en proporción mayor al 1%, el agua es el componente mayoritario del hielo cometario.
Ahora bien, no es seguro que la composición de las moléculas provenientes de la sublimación del hielo
cometario refleje fielmente la del hielo del núcleo. Todas las moléculas no subliman al mismo tiempo, y
muchas son más volátiles que el agua. Suponiendo que moléculas como CH3OH, H2S o HCN, ligadas
químicamente en los hielos, subliman "en bloque" al mismo tiempo que el agua; otras como CO, CO2, metano
o N2 pueden migrar al ser más volátiles, y escapan a menor temperatura. Sin duda, esto puede explicar por
que moléculas como N2 o metano son tan poco abundantes: son demasiado volátiles para ser retenidas en las
masas de hielos cometarios.
Los granos cometarios pueden estar constituidos por un corazón mineral recubierto de una capa de materia
orgánica.
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Plutón − Caronte: Misterio en los confines del Sistema Solar
ATMÓSFERA: No hace mucho se ha comprobado que Plutón posee una tenue atmósfera, formada por N2
principalmente, y metano. Además, se ha detectado una leve cantidad de CO, que oscila entre 0.0001% y
0.1%.
CORTEZA: La corteza de Plutón está formada por N2, CH4 y CO congelados; el primero es 50 veces más
abundante que los otros dos. Habría 1% de metano sólido, muy ligado al nitrógeno, salvo en la capa superior
de la superficie (unos milímetros más ricos en metano); y 0.5% de CO. Es posible que tenga casquetes
polares, más ricos en metano que el resto de la superficie.
Pero los porcentajes de metano y CO pueden cambiar apreciablemente, ya que la elevada excentricidad de su
órbita hace que la distancia de Plutón al Sol varíe mucho según la estación del año plutónico. Eso produciría
oscilaciones de su gélida temperatura superficial, suficientes para alterar el equilibrio entre superficie y
atmósfera; desplazándolo hacia la evaporación cuando el planeta se acerque al Sol, y a la condensación
cuando se aleje.
Caronte es muy distinto de Plutón, por su tamaño y gravedad inferiores no puede retener los elementos que
forman la corteza de su compañero. Su superficie podría ser una gran extensión de agua helada.
ESTRUCTURA INTERNA: No hay datos directos, pero las grandes semejanzas de Plutón con Tritón
sugieren que, como en aquél, bajo la corteza de nitrógeno habría una capa de CO2, un grueso manto de agua
helada y amoníaco, y un rocoso núcleo de silicatos sucesivamente; en una relación aproximada de 25% hielo
− 75% roca.
En cuanto a Caronte, la capa de agua helada (quizás con amoníaco también) recubriría otro núcleo rocoso.
ð De momento, casi todo son especulaciones acerca de este misterioso planeta doble. Y así seguirá siendo
hasta que no reciba la visita de una sonda, ya en el siglo XXI. ¡Ojalá el Voyager 2 hubiera completado con
ella su triunfal recorrido por el Sistema Solar exterior!
Neptuno: Un frío mundo bañado en gas metano
ATMÓSFERA: Compuesta mayoritariamente por hidrógeno y helio (25%), también se han detectado metano,
amoníaco, HCN, etano, CH2NH, C2HCN... El planeta está envuelto en neblina de aerosoles (partículas
finísimas) y cristales de hielo, quizás de metano.
Es factible que el CH4 reaccione fotolíticamente para dar compuestos orgánicos más complejos; uno de ellos
podría ser C4H2, que en simulaciones de laboratorio, a las condiciones atmosféricas de Neptuno, se
descompone en varios productos: C6H2, C2H2, C8H2, C8H3, C10H3, C12H3... De ser correctas, atmósfera y
superficie del planeta tendrían una química orgánica muy rica.
ESTRUCTURA INTERNA: Los modelos de estructura interna son básicamente los mismos para Neptuno y
Urano, por lo que se verán con más detalle en ese planeta. En síntesis, es factible la existencia de un núcleo
metálico, silicatado y helado, rodeado por un espeso manto líquido de hidrógeno y helio o agua y metano.
Ahora bien, la superior densidad de Neptuno sugiere mayor presencia de elementos pesados respecto a su
hermano gemelo. Posiblemente, el núcleo central del planeta sea de mayor tamaño.
ANILLOS: Son de polvo y detritos producidos por la desintegración de micrometeoritos. La proporción de
gránulos pequeños es mucho mayor que en otros anillos planetarios. Es posible que, como aquéllos, esté
inmerso en una sutil nube de gases ionizados.
12
SATÉLITES: Todos son asteroides de mediano tamaño, salvo Tritón. Sus características son idénticas a las
de Plutón (en realidad, es Plutón el que se supone parecido a Tritón) salvo en unos matices. Quizás haya algo
más de metano en el planeta, donde no se han detectado CO2 y C2H4 por espectroscopía IR; éstos sí existen
en la atmósfera del satélite.
ð Neptuno está muy frío pero no muerto. Su atmósfera es azotada por las mayores tormentas conocidas, y la
Gran Mancha Azul no tiene nada que envidiar a su homóloga Roja joviana. Y eso no será nada, cuando Tritón
se estrelle contra el planeta dentro de unos milenios...
Urano: La oveja negra de la familia planetaria
ATMÓSFERA: Compuesta principalmente de hidrógeno y helio (12%), también se ha detectado metano.
Seguramente hay otros compuestos gaseosos de carbono, nitrógeno y oxígeno; aunque agua y amoníaco
estarían helados en la alta atmósfera.
Como en Neptuno, el CH4 podría reaccionar fotolíticamente produciendo compuestos orgánicos más
complejos: C4H2, C6H2, C2H2, C8H2, C8H3, C10H3, C12H3...
ESTRUCTURA INTERNA: En principio podría haber un manto de hidrógeno y helio líquidos, sobre un
presunto núcleo de hierro y silicatos, como ocurre en Júpiter y Saturno. Pero la mayor densidad del planeta
respecto a sus hermanos mayores indica superior abundancia de carbono, nitrógeno, oxígeno y otros
elementos pesados, que se hallarían en cantidades apreciables.
Sin embargo hay otras conjeturas sobre la estructura interna de Urano: rodeando al núcleo podría haber un
manto de agua, amoníaco y metano helados, que podría ser líquido parcialmente. Y la superficie podría ser
una capa de hielo, que a mayor profundidad fundiría formando un océano de agua con pequeñas dosis de
metano, amoníaco y barro de moléculas orgánicas complejas.
ANILLOS: Por su opacidad, se supone que están formados por silicatos oscuros, óxidos de hierro, condritas
carbonáceas y materia orgánica oscura. También se especula con que las partículas estén recubiertas de granos
carbonados, o metano irradiado, o incluso HCN y sus polímeros; mientras que algunos anillos podrían ser
resultado de la destrucción catastrófica de satélites por meteoritos cometarios.
Como los de Neptuno, podrían estar inmersos en un plasma de baja densidad.
SATÉLITES: Los 10 pequeños satélites interiores son parecidos en su composición a las condritas
carbonáceas: silicatos hidratados o arcillas, mezclados con sustancias orgánicas ricas en carbono. En su
superficie habría metano helado, o mezclas de CH4 y agua oscurecidas por reacciones fotoquímicas que
descomponen el metano en polímeros orgánicos.
Los 5 satélites mayores también resultan parecidos en su composición; sus superficies están bastante más
sucias de roca que las de los satélites de Saturno, y tendrían compuestos que rebajan mucho el punto de fusión
del agua (hidrato amónico, clatrato de metano o CO, y similares), por lo que podría haber depósitos de agua
líquida, como es posible que ocurra en los satélites jovianos Europa y Ganímedes.
Miranda posee superficie y manto de rocas, agua y metano helados, y un interior rocoso.
Ariel tendría una mezcla bastante plástica de roca y hielo en su superficie, un manto de hielo y rocas, y un
interior rocoso.
Umbriel tiene charcos de metano helado y materia orgánica oscura sobre su lisa superficie helada, manto de
agua helada, e interior rocoso.
13
Titania y Oberón presentan superficies ricas en agua helada con rocas carbonáceas y metano helado, manto
de hielo, e interior rocoso.
ð Urano es de lo más díscolo del Sistema Solar. Conocido desde la antigüedad, fue tomado por una estrella.
La gran inclinación de su ecuador es motivo de controversia. Y las irregularidades en su órbita no pueden
explicarse sólo por la perturbación de Neptuno y Plutón... Toda una fuente de quebraderos de cabeza para
astrónomos y planetólogos.
Saturno: El coloso prisionero de sus anillos
ATMÓSFERA: Similar a la de Júpiter, está compuesta primordialmente de hidrógeno (94%) y helio. Otros
compuestos, como amoníaco, metano, PH3, GeH4, HCN, CO, CH3D, acetileno, etano... se han detectado a
nivel de trazas.
Pero a diferencia de la atmósfera joviana, no se ha detectado vapor de agua (por espectroscopía IR). Y la
menor proporción de helio, menos de la mitad que en Júpiter, puede deberse a su precipitación como lluvia
hacia la superficie del planeta.
ESTRUCTURA INTERNA: Una mezcla de hidrógeno y helio líquidos recubre un teórico núcleo de silicatos,
metales y quizás hielo. Éste sería menor que el joviano, por la inferior densidad de Saturno.
Sin embargo, el hidrógeno líquido se presenta en dos estados. La parte superior de la espesa capa es de
hidrógeno molecular normal, pero al descender hacia el núcleo la presión aumenta hasta llegar un punto en
que las moléculas pierden sus electrones, que se mueven libremente por el líquido dotándolo de propiedades
metálicas (hidrógeno metálico líquido).
Entre los dos estados se intercalaría una capa de helio, que estaría parcialmente separada del hidrógeno
molecular.
ANILLOS: Las partículas que componen los espectaculares anillos de Saturno son presumiblemente hielo
acuoso, o roca cubierta de hielo, siendo éste predominante; esas partículas se hallan dentro de un tenue gas
formado por electrones y elementos ionizados. También se han detectado condritas carbonáceas en los
microgránulos que contienen los anillos.
SATÉLITES: Desde simples asteroides rocosos a complejos mundos con atmósfera, el numeroso cortejo de
satélites que acompañan a Saturno es realmente variado. Sin embargo, hay una constante: hielo acuoso (que
puede contener amoníaco o metano) y/o roca.
Mimas posee una corteza de hielo, y un interior rocoso muy rico en hielo también.
Encélado tiene una corteza de hielo casi inmaculado y un manto rico en hielo, siendo posible la existencia de
un núcleo de silicatos. En total, 50% (o más) de hielo.
Tetis representa el máximo exponente en cuanto a la abundancia de hielo, ya que está compuesto
esencialmente de agua helada casi pura.
Dione comparte estructura con los anteriores, teniendo 60% de hielo y el resto de rocas.
Rea tiene una corteza de hielo con rocas, un manto rico en hielo, y un núcleo silicatado.
Titán posee una inesperada atmósfera, algo más densa que la terrestre, que consta de N2 (85%−95%), argon
(5%−10%), metano (1%) y otros (H2, CO, CO2). A nivel de trazas (entre 20 y 0.01 ppm) se han detectado
14
etano, propano, acetileno, CH3D, HCN, etileno, diacetileno, metilacetileno, cianoacetileno y cianógeno; así
como C6H2 en fracción de ppb. Las moléculas orgánicas complejas se originan por reacción fotoquímica del
metano; no debe olvidarse que también son los precursores de la materia viva...
Nubes de metano ocultan la superficie, sobre la que hay varias hipótesis. Es posible la existencia de un
océano, cuya composición calculada es de etano (70%), metano (25%) y N2 (5%), asentado sobre una capa de
acetileno sólido. O bien la de lagos y montañas heladas de metano, sobre los que caería un fino rocío de N2. O
quizás haya una capa de regolito helado, poroso y oscuro...
En cambio, es probable que se depositen complejos sólidos orgánicos, caídos de la atmósfera. Se especula con
que las condritas carbonáceas estén hechas de hidrocarburos aromáticos policíclicos, heterocíclicos y
bencenos; lo que también ocurre en Júpiter.
El interior es mezcla de roca y hielo formado por metano, amoníaco y agua.
Japeto es casi todo hielo, posiblemente mezclado con metano en la superficie. Tiene un hemisferio varias
veces más brillante que el otro, lo que desata las especulaciones sobre la composición del hemisferio oscuro.
Podría ser de metano descompuesto, que formaría depósitos de condritas carbonáceas; o de cualquier otro tipo
de moléculas orgánicas complejas.
También es posible que esté recubierto de HCN y sus polímeros.
ð Decía Isaac Asimov respecto a la baja densidad del planeta: "Si imaginásemos a Saturno envuelto en
plástico, para impedir que se disolviese o dispersase, y si pudiésemos encontrar un océano lo suficientemente
grande, y colocásemos a Saturno en el océano, flotaría en el mismo". Desde luego, haría falta mucha
imaginación... y una buena provisión de plástico.
Júpiter: Una gigantesca esfera líquida
ATMÓSFERA: En ella predominan los elementos más comunes del Universo, hidrógeno y helio, con un 88%
del primero. Por la alta atmósfera circulan nubes de cristales de amoníaco, SHNH4 y (NH4)2Sx. Más abajo
habría cristales de NH4OH y agua helada, que a profundidades mayores estarían pulverizados en forma
líquida.
En la atmósfera inferior hay una densa capa de nubes, donde abunda el vapor de agua. También se han
detectado PH3, GeH4, HCN, CO, C3H8, CH3D, etano y acetileno; obtenidos en varios procesos
fotoquímicos. Su proporción respecto al hidrógeno oscila entre 1:104 y 1:1010. La escasa presencia de CH4,
2:103 respecto al hidrógeno, se explica por otra reacción fotoquímica que lo convierte en etano.
Por último, aunque no se hayan detectado, es posible la existencia en cantidades apreciables, de gases tan
habituales en otras atmósferas como neon, N2 o moléculas orgánicas complejas.
ESTRUCTURA INTERNA: La superficie de Júpiter, así como casi todo su interior, está formada por una
mezcla mayoritaria de hidrógeno y helio líquidos, en proporción 14:1. A grandes profundidades, el H2 cambia
su estado físico pasando a ser hidrógeno metálico.
La mezcla permanece casi invariable, sin la separación parcial de helio que se daría en Saturno, hasta llegar
hasta el profundo e hipotético núcleo de hielo, silicatos y hierro, que tendría cerca del 5% de la masa del
planeta.
ANILLOS: Su composición es bastante especulativa. Son resultado de la desintegración de un satélite rocoso
o un meteorito en su mayoría, y es probable que estén formados de minerales bastante raros que condensan a
15
altas temperaturas. También es factible que los satélites Metis y Adrastea viertan los gránulos de esos anillos.
Pero no son todos así. Uno está formado por los gases sulfurosos escapados de las emanaciones volcánicas de
Io, que quedan a lo largo de su órbita. Otro se origina por la influencia del intenso campo magnético del
planeta sobre el oxígeno y azufre ionizado de esos gases sulfurosos.
Por último, los anillos están en envueltos por un tenue recubrimiento de plasma de baja densidad, al igual que
ocurre en los demás gigantes gaseosos.
SATÉLITES: Se conocen 16 en total, pero exceptuando los cuatro galileanos no pasan de ser meros asteroides
rocosos, capturados por la atracción gravitatoria de Júpiter.
Io posee un núcleo interno de silicatos, un manto de silicatos fundidos y una capa de azufre y SO2 helado. La
inusual actividad volcánica que producirían las regiones subterráneas de rocas fundidas por las fuerzas
gravitatorias de marea ha provocado su irrupción a través de la corteza en chorros de sodio, potasio, magnesio
y azufre, que aparecen en la no menos inusual y tenue atmósfera del satélite, compuesta principalmente por
SO2 vaporizado. Además, los volcanes escupirían esférulas de sulfuro sólido, sulfuros homocíclicos Sx (x:
6−16) y monosulfonatos; que disolverían SO2 y H2S gaseosos.
Europa tiene una lisa superficie de hielo, que recubre un interior rocoso. Se especula con que la capa de hielo
pudiera estar sostenida por una capa de fango helado, o bien por agua líquida calentada por las fuerzas de
marea; donde podrían existir las condiciones propicias para el desarrollo de formas de vida...
Ganímedes resulta parecido a Europa, con una corteza helada, un manto de agua o hielo, y un núcleo rocoso
de gran tamaño. Pero su menor densidad hace que la capa de hielo sea mayor que en Europa. Pequeñas dosis
de NH3, mezclado con agua, formarían charcos helados en la superficie.
Calisto a su vez es parecido a Ganímedes, aunque la mayor presencia de cráteres sugiere que hay menos
disposición de agua líquida para restañar los impactos meteoríticos. Y el hielo superficial tiene mayor
presencia de material oscuro y rocas.
De los satélites no galileanos, cabe destacar la superficie muy roja y oscura de Amaltea, debida seguramente
a la contaminación de sulfuro procedente del cercano Io.
ð Más que planeta, Júpiter es una estrella abortada. Si su masa fuera 8 veces la actual, la compresión
gravitatoria hubiera desencadenado la combustión del hidrógeno, y el nacimiento de una nueva estrella. Por
suerte para nosotros no ocurrió así, ya que se hubiera alterado el delicado equilibrio que permitió la evolución
de la vida sobre la Tierra (y muy posiblemente no estaríamos aquí para contarlo).
Asteroides
Los asteroides son cuerpos rocosos que forman un cinturón entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque
también se hallan dispersos por todo el Sistema Solar. Posiblemente sean los restos de un planeta, que no
completó su acreción por la perturbación gravitatoria del gigante gaseoso.
Se clasifican por su albedo o reflectividad, que está muy ligada a su composición química. Los asteroides de
la clase C son los más abundantes y estudiados; su superficie es oscura, y recubierta de materiales ricos en
carbono (como condritas carbonáceas). También presentan silicatos (olivino, piroxeno, feldespato), algunas
veces hidratados.
Los del tipo P tienen su superficie cubierta en buena parte de polímeros carbonados.
16
Los tipo M son ricos en hierro y níquel metálicos, que brillan en su superficie.
Los tipo E están hechos de enstatita condrítica.
Los tipo R son ricos en olivino.
Los tipo U tienen basaltos acondríticos en su superficie.
Cuando los asteroides vagan por el espacio se los nombra meteoroides, si llegan hasta la atmósfera terrestre
meteoros, y si nos hacen el honor de visitarnos, meteoritos.
Ésta es la clasificación de los asteroides de acuerdo a su albedo.
CLASE
C
D
F
P
S
M
E
R
U
ALBEDO
Bajo
Bajo
Bajo
Bajo
Moderado
Moderado
Alto
Alto
Variado
PORCENTAJE (%)
66
8
2
4
15
4
<1
<1
<1
Marte: Nuestro vecino, el planeta oxidado
ATMÓSFERA: La tenue y compleja atmósfera de Marte está compuesta principalmente de CO2 (96.5%), con
presencia de N2 (1.8%), argon (1.5%), O2 (0.1%), agua (0.03%). Como trazas, los demás gases nobles, CO,
O3, NO, H2O2... También hay hidrógeno atómico en los límites de la atmósfera.
La actividad meteorológica es importante: duraderas tormentas de polvo y arena, neblinas matinales de vapor
de agua, nubes ocasionales de hielo seco de CO2...
CORTEZA: La superficie parece estar hecha de basaltos máficos, sobre todo feldespatos. Un 80% del suelo
marciano está formado por una arcilla rica en hierro, que debe hallarse en forma de limonita, mezclada con
hidróxidos de hierro, y minerales sulfatados y carbonatados.
Otros óxidos presentes son Fe2O3, Fe3O4, Al2O3, SiO2, CaO, MgO, TiO2... Las rocas marcianas son como
las terrestres, pero comparativamente más ricas en magnesio, hierro, calcio; y más pobres en potasio, silicio,
aluminio. Hay un 1% de agua en los minerales combinada con ellos en forma muy heterogénea.
Marte presenta casquetes polares, mezcla de agua y CO2 congelados. Por último, está recubierto por una fina
capa superficial de grano fino producto del bombardeo meteorítico.
Se especula con que bajo la superficie hubiera una capa de agua helada, permafrost, con un espesor
desconocido (los distintos cálculos arrojan resultados tan dispares como unos milímetros, 13 metros, e incluso
kilómetros). También podrían existir considerables depósitos de carbonatos bajo o sobre esa superficie. Así se
explicarían las modestas cantidades de agua, carbono y oxígeno detectadas en atmósfera y superficie hasta la
fecha.
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ESTRUCTURA INTERNA: No hay datos fidedignos, por lo que abundan los modelos teóricos; el más
factible comprende un núcleo sólido de hierro y compuestos de hierro, un manto de silicatos, y la corteza
descrita anteriormente.
Su baja densidad, respecto a la de los demás planetas interiores, indica que está empobrecido en metales
pesados (níquel, hierro) y enriquecido en componentes volátiles.
SATÉLITES: Son dos pequeños asteroides caídos en el campo gravitatorio de Marte. Fobos podría estar
emparentado con los meteoritos hechos de condritas carbonáceas; su superficie es de regolito gris muy oscuro
y poco hidratado; y su materia es parecida a la de los asteroides tipo C, con rocas de hierro, silicio, aluminio,
calcio, magnesio...
Deimos es semejante, de composición carbonosa, también su superficie es de regolito oscuro.
ð Mucho se ha especulado sobre la vida en Marte. Pudo existir en sus orígenes, cuando corría agua líquida por
su superficie. O podría existir si el aumento de la luminosidad solar hiciera correr el agua de nuevo. Pero en
ningún caso tendría tiempo de evolucionar hacia formas complejas, y mucho menos inteligentes (tal como las
conocemos). Qué pena...
Venus: Un infierno envuelto en nubes de azufre
ATMÓSFERA: La densísima atmósfera de Venus tiene 96.6% de CO2, 3.2% de N2, de 0.5% a 0.01% de
agua; y SO2, gases nobles, CO, O2, OCS, HCl, HF entre 600 y 0.01 ppm. Una gruesa capa de nubes recubre
por entero el planeta, estando formada por vapor de agua que contiene azufre.
Por debajo hay nubes de H2SO4 y compuestos cristalizados (probablemente azufre elemental), y por encima
una bruma de sulfúrico, formado por reacción fotoquímica entre SO2 y vapor de agua. Se especula con que
parte importante del CO2 (hasta el 23%) podría estar dimerizado.
CORTEZA: De naturaleza basáltica, dos análisis puntuales (realizados por sondas) hallaron rocas magmáticas
del tipo anortosita troctolita, y basaltos de Fe+3 y Fe+2 con predominio de los primeros sucesivamente. En
general, las concentraciones de elementos como azufre, calcio, titanio, manganeso, hierro, magnesio,
aluminio, silicio, potasio... son parecidas a las que se encuentran en ciertos basaltos volcánicos de la Tierra,
excepción hecha del azufre, más abundante en Venus.
ESTRUCTURA INTERNA: Muy parecida a la terráquea, consta de corteza, manto y núcleo metálico. Las
diferencias principales son una corteza basáltica más gruesa, un manto silicatado más caliente y la ausencia de
núcleo interno sólido.
ð Venus fue llamada "hermana gemela", aunque ahora sería más propio apodarla "hermana mayor" de la
Tierra, ya que el progresivo aumento de la luminosidad solar producirá un estado similar al infierno venusiano
en nuestro planeta. Por suerte, pasará un miriardo de años como mínimo antes de que eso ocurra... si los
humanos no nos empeñamos en adelantarlo.
Mercurio: Tierra por dentro, Luna por fuera
ATMÓSFERA: Prácticamente nula, está formada por pequeñas cantidades de sodio, helio, hidrógeno, neon; y
trazas de gases nobles y CO2.
CORTEZA: La superficie externa es similar a la de la Luna, de rocas silicatadas; aunque pudieran ser menos
ricas en hierro y titanio que las lunares. Bajo la fina capa de arena y silicatos, habría otra de regolito.
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ESTRUCTURA INTERNA: Desde la superficie, un delgado manto de silicatos refractarios engloba un núcleo
de hierro que acapara dos tercios de la masa total de Mercurio.
Es posible que la delgadez del manto se produjera al vaporizarse, por lo que el contenido de silicatos se
tendría que haber empobrecido en álcali FeO y SiO2, y enriquecido en CaO, MgO, Al2O3 y TiO2.
ð Mercurio, del que irónicamente se dice que es más parecido a la Luna que la propia Luna, ha sido siempre el
"patito feo" de la familia solar. Pequeño, con temperaturas extremas, difícil de observar, sin vida... Pero eso
podría cambiar a largo plazo; el mayor yacimiento de hierro jamás imaginado (su núcleo) estaría sólo 600 km
bajo su superficie.
EL SOL
Pertenece al grupo de estrellas jóvenes que consumen hidrógeno por fusión nuclear, y que constituyen la
Secuencia Principal. Es claramente la fuente de luz, de calor y de la vida misma de la Tierra; y no es muy
difícil averiguar por qué el Sistema Solar es su sistema.
Su temperatura varía entre 6000oC medidos en superficie y 15·106 oC estimados en las regiones centrales. Su
diámetro es 109 veces el terrestre (1.392.700 kilómetros). Su volumen es 1.301.200 veces superior al de
nuestro planeta, y su densidad es sólo la cuarta parte. Su masa (2.2·1027 toneladas) es unas 330.000 veces
mayor que la de la Tierra y equivale a 745 veces el material de todos los planetas unidos. En otras palabras, el
Sol contiene más o menos el 99.56% de toda la materia del Sistema Solar y es abrumadoramente su miembro
número uno.
Pero el mayor tamaño no implica mayor variedad química. Así, está constituido por los mismos elementos
que la Tierra, aunque en condiciones y proporciones muy diferentes. Las altas temperaturas hacen que los
elementos estén volatilizados y muy ionizados, pero gracias a las grandes presiones guardan una compacidad
asimilable a un plasma.
Lógicamente, sólo las capas más superficiales son estudiadas con métodos directos; el estudio de las regiones
profundas se basa en consideraciones teóricas.
Atmósfera
Se divide en tres capas: fotosfera (350 kilómetros de espesor, 6000oC de temperatura), cromosfera
(5000−30000 km de espesor, 2000oC de temperatura) y corona solar (su espesor es variable según épocas).
FOTOSFERA: Es la superficie brillante del Sol, y la capa más interna de su atmósfera; allí se genera la
intensa luz solar, de ahí su nombre.
Está constituida por pequeñas manchas brillantes que resaltan sobre un fondo grisáceo (granos de arroz), de
tamaño entre 200 y 1500 kilómetros. Estas formaciones tienen vida corta (duran algunos minutos); siendo un
conjunto de columnas de gases, unas descendentes y otras ascendentes, separadas entre sí.
CROMOSFERA: Es la capa intermedia de la atmósfera solar. Su frontera con la fotosfera es la denominada
capa inversora, que se considera la auténtica atmósfera del Sol. Su presión es 1000 veces menor que la
atmosférica terrestre, llegando a ser en su parte superior 10000 veces menos.
Por encima se encuentra la cromosfera, sólo observable en los eclipses. Es rica en calcio, helio e hidrógeno.
Su presión es 10−5 veces la terrestre, con un mínimo de 10−7 veces en su zona más externa. Su límite exterior
es erizado (con puntas) y en él se desarrollan las protuberancias entre otros fenómenos.
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CORONA SOLAR: Se extiende sobre la cromosfera, como una luminosidad blanca de brillo creciente. La
corona interior es más densa, amarillenta; mientras que la corona exterior es de color blanco perla.
Su estructura depende mucho de las fluctuaciones en la actividad solar. La densidad en la zona más interna es
10−13 veces la de la atmósfera terrestre; a alturas superiores está varios miles de veces más rarificada.
Químicamente, la atmósfera solar está compuesta de H2 (70%) y helio (28%), siendo el resto elementos
pesados como hierro, calcio, níquel...
Espectro, manchas y protuberancias solares
ESPECTRO SOLAR: Entre los elementos identificados en el Sol por métodos espectroscópicos destacan:
aluminio
helio
oxígeno
azufre
hidrógeno
potasio
bario
hierro
silicio
calcio
magnesio
sodio
carbono
manganeso
titanio
cobre
níquel
vanadio
cromo
nitrógeno
zinc
La raya espectral más intensa es la del calcio, pero el elemento más abundante es el hidrógeno (81%), seguido
de lejos por el helio (18%) y los demás elementos pesados (1%).
Por otra parte se han detectado radicales (OH, NH...) y moléculas, pero no ha podido localizarse H2O hasta
ahora. Ahora bien, el hecho de no identificar algunos elementos no implica que no existan en el Sol.
La aparición de extrañas rayas en los espectrógrafos fue atribuida a un elemento desconocido, que se llamó
coronio. En realidad, ese efecto lo producen hierro, calcio, níquel cuando están altamente ionizados (Fe+12,
Ca+10...) a elevadísimas temperaturas (2·106 oC).
MANCHAS SOLARES: Son regiones oscuras de la superficie solar, cuya temperatura es 1000oC más baja
que el resto de la fotosfera. Están formadas por hidrógeno, óxidos de titanio y óxidos de magnesio
esencialmente.
Las manchas solares se originan por las fáculas, regiones luminosas que aparecen ramificadas. Se localizan
entre los paralelos 5 y 30, tanto al norte como al sur del ecuador, casi principalmente. Su ciclo vital está
asociado a su polaridad magnética, ya que suelen ir asociadas por parejas, generándose en ellas fabulosas
tormentas magnéticas.
PROTUBERANCIAS SOLARES: Son grandes erupciones de gas incandescente, que desde el interior del Sol
es proyectado hasta alturas que pueden alcanzar el 70% del radio solar. Hay diversos tipos y formas; aparecen
sobre la fotosfera, aunque su origen es la cromosfera.
De momento no está clara su explicación. Están compuestas por hidrógeno principalmente, aunque poseen
algo de calcio.
Estructura interna
Todos los modelos de estructura interna para el Sol son disquisiciones de tipo teórico. El más extendido
supone la existencia de un núcleo central (donde se desarrollan las reacciones nucleares, a 15·106 oC),
rodeada de una región radiativa (que difunde uniformemente la luz), a su vez rodeada por una región
convectiva (donde los materiales hierven, induciendo movimientos de convección), que llega hasta la
superficie solar.
20
Estas capas vibran, con oscilaciones cuyos períodos varían entre minutos y horas. Estudiando los modos
propios de oscilación pueden estudiarse dichas capas también, de forma análoga al estudio de las capas
terrestres mediante análisis sismográfico. Esta técnica se denomina heliosismología, y gracias a ella puede
medirse la velocidad del sonido, y la densidad en el interior del Sol.
En 1985 se estudiaron por primera vez esas frecuencias, que confirmaron la estructura interna del Sol antes
expuesta, dando sus dimensiones: la zona convectiva aparece a 7/10 del radio solar, la radiativa entre 7/10 y
3/10, y el núcleo entre 3/10 y 1/10.
Reacciones nucleares
El Sol entra dentro del tipo de estrellas jóvenes situadas en la Secuencia Principal; su combustible es el
hidrógeno, que emplea en reacciones de fusión. En ellas se parte de protones para formar partículas alfa
(núcleos de helio), lo que implica la transformación de protones en neutrones a través de la interacción nuclear
débil.
A la temperatura que debe reinar en el centro del Sol son posibles dos tipos de reacciones:
ð Formación de un positrón, aniquilado rápidamente:
hidrógeno + hidrógeno ð deuterio + positrón + neutrino
ð Reacción entre dos protones y un neutrón:
hidrógeno + hidrógeno ð deuterio + neutrino
Una segunda fase conlleva la formación del núcleo de helio a partir del deuterio:
deuterio + hidrógeno ð helio 3 + fotón
El paso de 3He a 4He puede llevarse a cabo por dos vías; o bien directamente...
helio 3 + helio 3 ð helio 4 + hidrógeno + hidrógeno
... o bien a través de varias fases:
helio 3 + helio 4 ð berilio 7 + fotón
berilio 7 + electrón ð litio 7 + neutrino
litio 7 + hidrógeno ð helio 4 + helio 4
En esta última secuencia puede ocurrir, a partir de 7Be, la siguiente desviación:
berilio 7 + hidrógeno ð boro 8 + fotón
boro 8 ð berilio 8 + positrón + neutrino
berilio 8 ð helio 4 + helio 4
EL PROBLEMA DE LOS NEUTRINOS: Según estas secuencias de reacciones, la producción de elementos
pesados es acompañada por la de neutrinos. Teniendo en cuenta que en el Sol se transforman 6·108 toneladas
21
de helio por segundo, a la Tierra deberían llegar 65·109 neutrinos por segundo y centímetro. Pero todos los
experimentos realizados hasta la fecha para capturar estas esquivas partículas han sido estrepitosos fracasos.
Según los últimos resultados, la fusión del hidrógeno no proporcionaría los neutrinos esperados: los tres ciclos
de reacciones que partiendo de hidrógeno llegan hasta 4He liberan unos 28 MeV de energía, que es evacuada
por fotones en su gran mayoría (98%), llevándose el resto partículas que bien podrían ser los neutrinos.
Por tanto, de todos los neutrinos que atraviesan la Tierra, sólo uno sería detenido. Estas imprecisiones en los
cálculos teóricos son causa de la incertidumbre sobre la composición química y opacidad del Sol. Para
conocer mejor comportamiento y naturaleza solar, habrá que estudiar con más atención las propiedades de sus
neutrinos.
LA TIERRA
"Tierra: Tercer planeta del Sistema Solar, habitado por el hombre". Así definen las enciclopedias a nuestro
mundo, quizás con algo de arrogancia, ya que la presencia del hombre sobre la superficie terrestre resulta
totalmente desdeñable en relación al planeta que habita; nuestro campo de acción (unos 20 kilómetros) es
insignificante frente a la envergadura de la Tierra. Una vez más, es poco lo conocido y mucho lo que falta por
conocer, en esta ocasión de nuestro propio mundo.
Siendo muy optimistas, también podría decirse que la Tierra es única. Eso no es por su composición química:
agua, nitrógeno, oxígeno, silicatos y hierro son sus elementos más destacados; lo que no difiere mucho de
otros lugares en el Sistema Solar.
Resulta más peculiar el estado físico de los componentes; sobre todo el del agua, que se ha mantenido líquida
y estable durante miriardos. También son afortunadas su distribución y su cantidad, así como las condiciones
ambientales que propiciaron una temperatura en la superficie más o menos constante durante todo ese tiempo.
Todavía más difícil es la aparición de formas de vida, y su paciente evolución hacia estados de complejidad
creciente. Pero lo que de verdad (o, por qué no, de momento) hace a la Tierra única es que la habita una
especie capaz de darse cuenta de que, realmente, es única.
La Luna
La composición geológica y mineralógica de las diferentes regiones lunares se ha deducido no sólo del
análisis de las muestras traídas por las misiones Apolo y Luna, sino también a partir de cartografía química
establecida por espectrometría en órbita. A través del proyecto Apolo se recogieron 382 Kg. de material lunar
en seis lugares distintos. Las muestras lunares pusieron de manifiesto que la Luna y la Tierra tenían cantidades
parecidas de isótopos del oxígeno.
Los estudios espectroscópicos de las Apolo 15 y 16 concluyeron que las composiciones químicas de la Tierra
y de la Luna son diferentes. Pero la mineralogía de la superficie lunar es semejante a la terrestre: está
dominada por los silicatos, que constituyen más del 95%.
Así, la Luna posee muchos menos materiales volátiles que el manto de la Tierra. Nuestro satélite carece por
completo de minerales que contengan algo de agua, es absolutamente seco. Carece también de otros tipos de
elementos volátiles, de los más comunes como potasio o sodio y de los más raros como talio o bismuto. Por
otra parte, la Luna es más rica que la Tierra en sustancias no volátiles, elementos refractarios con altas
temperaturas de ebullición; la concentración de éstos (calcio, aluminio, torio y tierras raras) es un cincuenta
por ciento mayor en la Luna que en la Tierra. Por último, debe indicarse que la razón entre el oxido de hierro
y el de magnesio parece ser un 10% mayor en la Luna que en el manto terrestre.
22
Se cree que un océano de magma rodeó anteriormente la Luna, por encima de su interior sólido. A lo largo de
cien millones de años, el magma fue cristalizando despacio. El material más ligero (feldespato plagioclasa
sobre todo) se elevó hasta la superficie y terminó formando la corteza lunar. Los compuestos más pesados,
principalmente olivino y piroxeno, se hundieron y constituyeron el manto.
Las muestras pertenecientes a la superficie, pusieron de manifiesto un lecho de roca basáltico rico en titanio.
Las muestras del regolito lunar contienen un pequeño porcentaje de piedras blancas y guijarros, compuestos
de silicatos de calcio y aluminio (plagioclasas). La observación al microscopio de ese regolito revela que
cerca del 50% del volumen está formado por esférulas de vidrio y de agregados de granos incluidos en una
matriz vítrea. Algunas de ellas, las anortositas, sólo estaban formadas por ese feldespato.
Wood y Smith explicaron la riqueza en los feldespatos plagioclasas de las cordilleras partiendo de la idea del
océano magmático. En su apoyo está también el hecho de que los basaltos de los mares lunares sean ricos en
olivinos y piroxenos y, lo que es más importante, les falta un elemento de traza, el europio. Sin embargo, el
feldespato plagioclasa de las montañas es rico en este elemento de traza.
Todos estos datos permiten aceptar la teoría de la formación de la Luna por un impacto gigantesco, mientras
la Tierra iba creciendo, de un gran proyectil que le arrancó la materia que formaría la Luna. El choque causó
la formación de una gran cantidad de materia fundida, tanta que hasta un 65% del proyectil y de la Tierra se
convirtieron en magma.
Influencia del proyecto Apolo en la ciencia lunar
ASUNTO
OPINIÓN PREVIA
Océano de magma
Ni se había pensado
Composición de los mares
Desconocida
Composición de las cordilleras
Desconocida
Composición del manto
Desconocida
OPINIÓN ACTUAL
Las anortositas se forman a partir de él;
otras rocas de las cordilleras, formadas a
continuación.
Gran variedad de tipos de basaltos.
Gran variedad de tipos de roca, todos con
más aluminio que los basaltos de los
mares.
Cantidades variables de olivino y
piroxeno, sobre todo.
Barnukov y Dimitriev realizaron un estudio de las rocas ígneas lunares que nos permite clasificarlas según
variaciones petroquímicas en los siguientes grupos:
1. Anortitas gabroides.
2. Gabroides ricos en elementos alcalinos y rocas basálticas que se corresponden en composición con los
basaltos KREEP.
3. Falsos basaltos con contenido moderado en titanio y elementos alcalinos y un alto contenido de aluminio.
4. Falsos basaltos con contenido moderado en titanio y elementos alcalinos y un alto contenido de sílice.
5. Falsos basaltos con contenido moderado en titanio y elementos alcalinos y un alto contenido de magnesio.
6. Falsos basaltos con contenido moderado en titanio y alto contenido en elementos alcalinos.
7. Falsos basaltos con contenido alto en titanio y moderado contenido en elementos alcalinos.
23
8. Falsos basaltos con contenido alto en titanio y algo de elementos alcalinos.
Se observa una similitud entre los basaltos KREEP y las toilitas oceánicas terrestres. Los falsos basaltos
lunares podrían denominarse piritas, pero diferenciándose de las terráqueas en el alto grado de contenido en
titanio así como en el brusco aumento del contenido en hierro.
En las zonas montañosas se localizan principalmente las anortitas, más enriquecidas en Al2O3 y CaO que las
terrestres; una parte menor de las rocas montañosas fueron generadas por fragmentación de la espinela. Las
posibles variaciones de los basaltos KREEP se deben a la fragmentación de la plagioclasa. Todos los
minerales de las rocas montañosas son relativamente estables en cuanto a su composición, mientras que otros
tienen una composición variable, así por ejemplo:
Plagioclasas montañosas. Anortita: 95%
Plagioclasas oceánicas. Anortita: 73%−93%
Los olivinos de las rocas montañosas tienen un contenido más bajo en fayadelita (30%) mientras que las
oceánicas tienen un contenido mayor (30%−100%).
Los piroxenos de zonas montañosas son ortorrómbicos y es raro que tengan clinopiroxenos, mientras que
éstos aparecen principalmente en las zonas oceánicas.
La espinela de las rocas montañosas es titanoferrosa, mientras que en las oceánicas es cromoaluminoferrosa y
titanoferrosa.
Las ilmenitas de rocas montañosas tienen un alto contenido en magnesio y bajo en hierro, por el contrario en
las oceánicas el contenido es el inverso, bajo en magnesio y alto en hierro; en las rocas oceánicas aparece
troilita abundantemente, mientras que en las rocas montañosas es más común el hierro metálico.
Además las rocas montañosas presentan a veces (FeMg)Ti2O5, con (4%−10%) de cromo y zinc,
encontrándose también fosfatos. Entre las rocas oceánicas puede encontrarse Cl−Apatita y más raramente
triolemita y cristobalita.
Por último, debe indicarse que estos dos tipos de rocas se diferencian en cuanto al contenido de elementos
raros.
ð Comparando estos datos con todo el campo planetario existen factores que indican que la evolución de los
primeros estados terrestres fueron los mismos que los lunares y los de otros planetas, pudiendo usarse este
hecho para desarrollar modelos sobre la evolución primaria de la Tierra.
Atmósfera
La atmósfera está constituida por una mezcla simple de gases cuya composición es resultado de la
interrelación de los elementos gaseosos de la primitiva nebulosa solar con las emanaciones procedentes del
manto terrestre, las rocas de la corteza, el océano y la biosfera a lo largo de la historia de la Tierra. La actual
atmósfera tiene por ello una composición muy distinta a la existente en un principio y se ha producido como
consecuencia de un lento proceso de evolución hasta alcanzar la actual situación de equilibrio.
La composición del aire no es constante ni en el tiempo ni en el espacio. Sin embargo, esta variación está
causada principalmente por los cambios en las concentraciones de algunos componentes, como son el vapor
de agua, los aerosoles o partículas en suspensión en el seno de la atmósfera, y gases variados. Prescindiendo
de estos componentes, la composición de la atmósfera puede considerarse prácticamente constante hasta una
24
altura de unos 80 km. por encima de la superficie terrestre. En la tabla, se describe la composición del aire en
porcentaje del volumen total:
Elemento
N2
O2
H2O
Ar
CO2
Ne
He
CH4
Kr
H2
N2O
CO
SO2
O3
Xe
NO,NO2,NOx
CH3Cl
CCl2F2
CCl3F
CCl4
CH3CCl3
CF4
CH3Br
Abundancia (%)
78.1
20.1
0.1−1
9.34·10−1
3.5·10−2
1.8·10−3
5.2·10−4
1.6·10−4
1.0·10−4
5.0·10−5
3.0·10−5
1.0·10−5
< 10−5
< 10−5
9.0·10−6
Variable
6.0·10−8
2.9·10−8
1.7·10−8
1.2·10−8
9.8·10−9
7.0·10−9
1.0·10−9
Fuente
Biológica
Biológica
Física
Radioactiva
Biológica/industrial
Interior
Radioactiva
Biológica
Industrial
Biológica/fotoquímica
Biológica/industrial
Fotoquímica/industrial
Fotoquímica/industrial
Fotoquímica
Interior
Biológica/industrial
Biológica
Industrial
Industrial
Industrial
Industrial
Industrial
Biológica/industrial
Comentarios
Larga vida
Larga vida
Larga vida
Permanente
Variable, en aumento
Permanente
En fuga
Variable, en aumento
Permanente
Variable
En aumento
Variable, en aumento
Variable
Variable
Permanente
Vida corta (1 mes)
Vida corta
En aumento
En aumento
En aumento
En aumento
En aumento
En aumento
Como puede observarse, nuestra atmósfera está compuesta fundamentalmente por nitrógeno, que al ser un gas
inerte geoquímicamente se ha ido acumulando en la atmósfera; y por oxígeno, sometido a ciclos químicos en
la relación de la atmósfera con océanos, rocas sedimentarias y la biosfera. A pesar de llevarse en conjunto un
99% del volumen, y de su importancia en los procesos biológicos, ninguno de estos dos elementos tiene gran
relieve en el desarrollo de los fenómenos atmosféricos. Lo mismo ocurre con los gases nobles, que al ser
inertes se han acumulado como restos de la primitiva atmósfera terrestre.
En cambio, el anhídrido carbónico juega un papel muy importante en los procesos atmosféricos a pesar de ser
muy escaso. Su importancia radica en la capacidad de sus moléculas triatómicas de absorber la energía
radiante emitida por la Tierra, disminuyendo en gran medida la pérdida de calor del planeta. Su concentración
en la atmósfera está regida por la velocidad de las relaciones de equilibrio entre el anhídrido carbónico
atmosférico, y los depósitos superficiales de carbonatos y bicarbonatos de los océanos y la litosfera. En los
últimos cien años se ha producido un aumento creciente del CO2 atmosférico por la quema de combustibles
fósiles como carbón, petróleo y gas natural. Aunque gran parte del CO2 liberado a la atmósfera entra en los
ciclos naturales de este gas, siendo consumido por las plantas o disuelto en las aguas oceánicas, alrededor del
50% permanece en la atmósfera. Esto ha conducido a un aumento en este período de 315 a 340 ppm y todas
las previsiones apuntan a un incremento más notable para los próximos 20 años. Las consecuencias de este
aumento son difíciles de prever, pero al ritmo actual puede suponer una elevación de la temperatura media
terrestre desde 2oC a 3.5oC, siendo más notable el ascenso en las regiones polares (5oC). Esto produciría una
25
serie de efectos encadenados que podrían conducir a cambios climáticos generales.
El ozono es un componente atmosférico muy escaso y su porcentaje en volumen es variable con la distancia
sobre la superficie terrestre. Su importancia es vital por detener las radiaciones del ultravioleta próximo
procedentes del Sol, que tendrían efectos destructivos para la vida en caso de alcanzar la superficie terrestre.
El ozono es, de hecho, el único gas atmosférico que absorbe las letales radiaciones de corta longitud de onda
actuando como filtro. El ozono atmosférico se origina de forma natural debido a la atomización del O2 por la
acción de estas radiaciones ultravioletas procedentes del Sol, y el posterior choque de los átomos de oxígeno
con moléculas de oxígeno en presencia de una tercera molécula neutra que permite la reacción sin ser
consumida en el proceso, actuando como catalizador del mismo.
Biosfera
Todos los organismos vivos utilizan y reciclan no sólo hidrógeno, oxígeno, carbono y nitrógeno; sino también
fósforo, azufre, calcio, potasio, magnesio, sodio, hierro, manganeso, cobalto, cobre y zinc. Evidentemente,
todos los procesos están supeditados a la bioquímica del carbono, y en menor medida a la del agua.
Los procesos biológicos son responsables de las masivas concentraciones en la corteza terrestre de silicio,
hierro, manganeso, azufre y carbono.
Las plantas, además de producir oxígeno que engrosa la atmósfera, también agregan carbono a los suelos.
Y no puede olvidarse la acción del hombre, que en unos pocos milenios ha alterado la distribución de
elementos por toda la superficie terráquea (y algunos kilómetros de corteza) de forma caótica y casi
instantánea respecto a los paulatinos procesos naturales.
Hidrosfera
La hidrosfera es el conjunto de aguas en estado líquido, sólido y gaseoso, que se encuentran en las capas
superiores de la corteza terrestre y en la atmósfera. Ésta y el océano son un solo sistema que funciona como
una planta química integral.
La casi totalidad del agua está en los océanos, el 97% aproximadamente. La mayor parte de agua dulce de la
hidrosfera se encuentra en forma sólida y corresponde a las extensas masas de hielo de los casquetes polares.
La cantidad de sales disueltas en las aguas marinas es muy variable: 10%−15% en la parte meridional del mar
Báltico, 33%−38% en océano abierto, 40% en el mar Rojo. Sin embargo, las proporciones relativas entre los
componentes principales es constante.
La concentración (gramos/litro) de los iones mayoritarios en las aguas oceánicas para una salinidad media del
3.5% es:
Cloro
Sodio
Sulfato
Magnesio
Calcio
Potasio
19.35
10.76
2.712
1.294
0.412
0.387
Bicarbonato
Bromo
Estroncio
Boro
Flúor
0.142
0.067
0.008
0.004
0.001
Por otra parte, tenemos que los valores medios mundiales de concentración de elementos químicos en las
aguas de los ríos son (concentraciones en miligramos/litro):
26
Sílice
Hierro
Calcio
Magnesio
Sodio
Potasio
13
0.67
15
4.1
6.3
2.3
Bicarbonato
Sulfatos
Cloro
Nitratos
Sólidos disueltos
Dureza como CO3Ca
58
11
7.8
1
90
55
Corteza
Es conveniente el estudio separado de sus partes oceánica y continental. Como dato general, los elementos
más abundantes en la corteza son oxígeno, silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio y magnesio.
CORTEZA OCEÁNICA: El fondo oceánico está formado por una capa de basalto, generada por la fusión del
manto subyacente a las dorsales oceánicas.
Ese manto está compuesto principalmente de peridotita, material olivínico en su mayor parte, formado a su
vez de magnesio, hierro, oxígeno y silicio. La separación de las placas en las dorsales reduce la presión a la
que está sujeto el manto subyacente. Parte del manto empieza a ascender, la descompresión del manto es
adiabática. En estas condiciones la peridotita comienza a fundirse según sube, pero en esta vía hacia la
superficie no lo hace totalmente.
El basalto líquido se forma por fusión del 10%−20% de roca del manto que sube. La fracción de roca fundida
se separa por procesos de cristalización fraccionada en porciones de distinta composición. Se forma grabo,
tipo de roca que además de olivino contiene plagioclasas (de sodio y calcio). Los grabos y otras rocas
formadas constituyen la capa inferior de la corteza.
El estudio de la corteza oceánica se ha llevado a cabo a partir de datos geofísicos marinos, estudios de rocas
del fondo oceánico, y en observaciones de fragmentos suyos sacados de cinturones montañosos.
En 1981 se realizó un sondeo en el ámbito del Programa Internacional para la perforación del Océano, y se
consiguió por primera vez rebasar el kilómetro de profundidad (1076 metros concretamente) en el
denominado pozo 504−B. Hasta esa cota se encontraron:
ð Superficie de la corteza − 275 metros de profundidad: sedimentos basálticos.
ð 275 − 575 metros: lavas almohadilladas, rocas llamadas brechas y hialoclasas, formadas por sedimentación
de pequeños fragmentos basálticos.
ð 575 − 780 metros: brechas intercaladas con algo de lava almohadillada.
ð 780 metros − fin del sondeo: basaltos compactos, con ausencia de lavas o material fracturado.
CORTEZA CONTINENTAL: Es un conglomerado de rocas ígneas, metamórficas y sedimentarias donde
predomina el granito sobre el basalto. Está enriquecida en determinados elementos como potasio, uranio, torio
y silicio. Pese a ello, la mayoría no excede el 1% en proporción; que sólo rebasan oxígeno, potasio, sodio,
calcio, magnesio, hierro, carbono, aluminio y silicio; siendo los dos últimos, con mucho, los más abundantes.
Su estructura genérica es:
ð En la superficie hay rocas sedimentarias, dispuestas en estratos mayoritariamente, y formada por fragmentos
de rocas ya existentes sometidas a procesos de disgregación mecánica y alteración química, o bien por restos
27
de organismos vivos que se han depositado lentamente.
ð Bajo ella están las rocas metamórficas, que cambiaron de composición en algún momento de su dilatada
historia.
ð A mayor profundidad están los granitos magmáticos, provenientes del lento enfriamiento en el manto de
masas rocosas en estado de fusión. Abunda la sílice libre (cuarzo), y los silicatos de aluminio y otros
elementos (calcio, sodio, potasio...).
ð Y en la base de la corteza está la capa basáltica. Los basaltos son rocas efusivas, pobres en silicio, que se
combina en forma de silicatos con magnesio y sodio casi en exclusiva.
Las rocas del manto difieren de las de la corteza en que son más pobres en silicio y más ricas en hierro y
magnesio.
Manto
Sea cual sea la composición del manto, su fusión parcial o total debe producir basaltos (roca volcánica
común).
Hay teorías que lo suponen formado en gran parte por eclogitas (granates con piroxenos) de fórmula
(Mg,Fe)SiO4, minerales densos y estables a altas presiones. Pero en la actualidad están casi desechadas, pues
en la primera parte de la historia terrestre fueron arrojadas a la superficie rocas volcánicas, con alto contenido
en magnesio, en abundancia.
Otra versión es suponer la composición del manto similar a la peridotita, roca cuyo mineral más abundante es
el olivino (Mg2SiO4), donde 4 átomos de oxígeno rodean a uno de silicio. Algunos experimentos demostraron
que la estructura cristalina olivínica cambia a la de la espinela (tetragonal, con 4 átomos de oxígeno en los
vértices y uno de silicio en el centro) a la presión correspondiente a 390 − 450 kilómetros de profundidad
(aumentando la densidad en un 10%).
Un segundo cambio de fase convierte la estructura a la de la perovskita (octaédrica, con 6 átomos de oxígeno
en los vértices rodeando a uno de silicio en el centro), cuando la profundidad es de 700 kilómetros. La fase de
la perovskita aparenta ser estable; se cree que predomina en todo el manto inferior.
Se cree que la composición del manto inferior podría ser como la de las condritas carbonáceas. No es posible
excluir aumentos del 5% en la relación hierro:magnesio, lo que supone otro aumento en la densidad.
El basalto que actualmente aparece a lo largo de las dorsales oceánicas podría haberse formado por fusión
compleja de eclogita. Sin embargo, en la primera mitad de la historia terrestre afloraron mezclas fundidas más
ricas en magnesio que se enfriaron para formar komatita peridotítica (cristales largos y delgados). Esos
materiales fundidos podrían proceder de la peridotita, cuya composición se acerca más a la komatita que a la
eclogita.
La composición de la peridotita se parece también a la composición en óxidos de las condritas carbonáceas,
meteoritos muy antiguos similares en su composición al material que formó la Tierra, según se cree. Así,
contienen agua, carbón, hierro y níquel metálicos, sulfuros y óxidos. Estos materiales fueron expulsados del
manto en las primeras diferenciaciones del globo.
Como resumen, valga el perfil sísmico del manto:
ð Entre la base de la corteza y 390 kilómetros de profundidad el manto es peridotita, cuyo material más
28
abundante es el olivino.
ð Por debajo de los 390 kilómetros existe una zona de transición donde los átomos de olivino recristalizan en
una estructura menos compacta, del tipo espinela.
ð A 700 kilómetros otro cambio de fase desdoblaría la estructura de espinela en una mezcla más densa, de
perovskita y óxido de magnesio. A partir de entonces, y hasta el límite núcleo − manto a 2900 kilómetros, se
desconoce la composición; suponiéndose igual a la del manto superior.
Núcleo
A través de datos sismológicos, la información de las ondas acústicas generadas por terremotos muestra dos
zonas diferenciadas del núcleo: una interna sólida y otra externa líquida.
Existe la hipótesis de que el núcleo interno es material solidificado del externo. Pero también sería posible que
la composición del interno no guardara relación directa con el externo. De todas formas debe esperarse una
zona de fusión parcial entre ambas fases.
Acorde con los datos sismológicos puede considerarse al núcleo formado esencialmente por hierro. Como
refuerzo de esta composición está la evidencia palpable de que la Tierra debe actuar como una geodinamo
para generar su campo magnético; lo que implica la existencia de un núcleo metálico (conductor eléctrico).
Por otra parte ningún otro elemento que presente las propiedades observadas en el núcleo abunda en el
cosmos en cantidad suficiente para formarlo.
De la comparación entre la densidad de las aleaciones de hierro a alta presión y la del núcleo, se deduce la
presencia de una pequeña proporción de componentes menos densos que el metal. Los más posibles son
azufre, oxígeno y silicio; siendo los dos primeros los componentes más aceptados y defendidos.
ð El azufre fue propuesto por V.R. Murthy y H.T. Hall, por su escasez en el resto de la Tierra comparado con
la abundancia cósmica del mismo: asignando suficiente azufre al núcleo se compensaría el desequilibrio.
También resulta significativa la existencia de sulfuros de hierro en los meteoritos.
Como crítica a esta teoría debe considerarse que el azufre es relativamente volátil, y la Tierra es deficitaria en
elementos volátiles, en comparación a la abundancia cósmica.
ð En cuanto al oxígeno, A. E. Ringwood propone que el óxido de hierro se vuelve metálico a elevadas
presiones. No existen pruebas claras para contestar esa hipótesis, aunque experimentos con ondas de choque
demostraron en el laboratorio que el óxido de hierro se transforma a menos de 103 atmósferas de presión, pero
no ha podido determinarse la naturaleza de la transición.
Para mantener la hipótesis del óxido, el núcleo habría adquirido su composición a alta presión, pues por
debajo de la presión de metalización el oxígeno no puede combinarse con el hierro en cantidad significativa.
En cambio, el azufre puede combinarse con el hierro a presiones bajas. Por tanto, es más fácil que se genere el
núcleo si es rico en azufre, que si abunda en oxígeno.
Por otra parte, recientes estudios del contenido en uranio de distintos minerales indican que entre los metales
integrantes del núcleo pueden separarse cantidades suficientes de uranio radiactivo.
Además, resultados teóricos sostienen que los enlaces químicos del 40K cambian a altas presiones, de forma
que el potasio radiactivo también podría combinarse con el hierro metálico del núcleo. Esto explicaría la
deficiencia en potasio de manto y corteza, comparada con la abundancia cósmica del elemento.
29
CONCLUSIÓN
ð El conocimiento de la composición química de cualquier objeto fuera de la Tierra cambia mucho según se
contemple, en estas etapas:
1. Observación, métodos indirectos y modelos de laboratorio.
2. Envío de una sonda que pase por sus cercanías.
3. Envío de otra sonda que se pose en él.
4. Toma de muestras, que serán analizadas en la Tierra.
5. Llegada del hombre hasta allí.
Visto el desarrollo tecnológico actual, habrá que tener paciencia. El "wait and see" (esperar y ver), tal como
están los tiempos, es lo más recomendable.
ð Puede que la aparición de formas de vida en ciertas condiciones sea algo usual; pero que ésta evolucione
hacia formas complejas es muy difícil, y que desemboque en formas inteligentes resulta mucho más complejo
de lo que más de un optimista piensa.
Sin ir más lejos, tampoco hace falta, desde que apareció el primer ser vivo en este planeta han debido
transcurrir casi cuatro miriardos de años para que surgiera una especie inteligente (más o menos), tras
innumerables tiradas del dado de la evolución. Y no es fácil mantener las condiciones apropiadas para el
mantenimiento de la vida durante todo ese tiempo; es más, los terrestres somos afortunados por disfrutar del
hábitat tan benigno y estable que nos ofrece el viejo y bueno planeta azul.
ð Parece mentira que casi todos los átomos de la Tierra hayan sido sintetizados mediante reacciones nucleares
en el corazón de una estrella, y posiblemente lanzados al espacio por la explosión de una supernova. La
evolución desde el infierno estelar hasta las suaves condiciones terrestres indica lo largo que ha sido su
tránsito.
Por ello, la materia que vemos nos enseña sólo una cara, la más plácida, de todas las de su azarosa existencia;
a la vez nos recuerda que somos "polvo de estrellas". Desde luego, ¿quién lo diría? ¿y quién está dispuesto a
creérselo?.
ð Para terminar, cada avance en la investigación del Universo supone una nueva complicación respecto a lo
supuesto. Nada es simple ni sencillo: el vacío no está vacío, materia y energía son lo mismo, las estrellas no
son sólo hidrógeno y helio, cada fenómeno nuevo (cuasares, pulsares, neutrinos, agujeros negros, materia
oscura, agujeros de gusano, taquiones, etc) supera al anterior...
"El Universo no es tan sólo más extraño de lo que imaginamos sino más extraño de lo que podemos
imaginar".
J. B. Haldane
"Y la luz brilló en las tinieblas, pero las tinieblas no la conocieron".
La Biblia
BIBLIOGRAFÍA
30
Las referencias bibliográficas están dadas en forma general, ya que la especificación detallada hubiera sido
muy larga y farragosa.
REVISTAS CIENTÍFICAS
− Investigación y Ciencia.
− Mundo Científico.
− Muy Interesante.
− Tribuna de Astronomía.
LIBROS
− EL UNIVERSO. Margherita Hack. Nueva Colección Labor
− EL UNIVERSO DESBOCADO. Paul Davies. Salvat Editores, 1985.
− LOS PLANETAS. EL SISTEMA SOLAR. Bernard Hagene. RBA Editores S.A., 1994.
− NUEVA GUÍA DE LA CIENCIA. CIENCIAS FÍSICAS. Isaac Asimov. RBA Editores S.A., 1993.
− PLANETAS, ESTRELLAS Y GALAXIAS. Iain Nicolson − Patrick Moore. Ediciones Grijalbo, 1990.
OTROS
− Chemistry Citation Index. 1994 − 1991.
− Enciclopedia de los conocimientos. Volumen 12: Astronomía.
− Encyclopaedia Britannica Inc. Yearbook of Science and the Future, 1991.
− The New Encyclopaedia Britannica. 15th edition, 1989.
− Trabajos anteriores sobre el tema hechos para la asignatura de Geoquímica.
Dedicado a quienes hayan llegado hasta aquí
− 62 −
31