Evolucion planeta Tierra - Profesor JG Calleja

Origen de la Tierra
La explicación sobre cómo se formó la Tierra hay que englobarla en una teoría más amplia, la formación del Sistema
Solar. El hecho de que el Sol y los planetas compartan características mecánicas hace pensar en un origen común. El
estudio de la formación de estrellas apunta a que éstas se forman dentro de las galaxias en zonas donde abunda gas y
polvo, llamadas nebulosas. Estas emiten energía en la banda del infrarrojo, lo que ha propiciado el estudio de su
composición, comprobándose que contienen hielo y silicatos, dos componentes de los planetas.
Las nebulosas son de tamaño gigantesco (millones de veces mayores que el Sistema Solar) y presentan zonas de gran
densidad que las hacen ser inestables, con una tendencia a que ocurra una contracción o colapso gravitatorio, con lo
que la materia tiende a condensarse. Este proceso provoca un aumento de temperatura hasta que en la zona central se
inician reacciones termonucleares propias de las estrellas, lo que conlleva que el polvo de alrededor se vaporice. Así
se formaría una estrella joven con un viento solar muy intenso, con una nebulosa-crisálida de forma discoidal
alrededor que, en nuestro caso, llamaremos nebulosa solar.
La energía que emite la nebulosa solar hace que ésta se enfríe, de modo que el vapor formado en la fase contracción se
condensa en una serie de materiales: primero los más refractarios (punto de condensación más alto), como el hierro y
los silicatos, y luego los más volátiles, como agua, amoníaco y metano. En las zonas próximas a la estrella, por las
altas temperaturas, sólo se pudieron condensar los materiales más refractarios dando origen a planetas más densos y
pequeños.
La formación de estos planetas pequeños y densos se cree que ocurrió de acuerdo con la teoría de los planetesimales,
propuesta como una hipótesis explicativa, de forma independiente, por el alemán Cari von Weizsäker y el
norteamericano Gerald Kuiper en 1944, que ha recibido el apoyo de diferentes aportaciones posteriores.
Según esta teoría se habrían ido formando granos y bloques materiales llamados planetesimales, que se fueron
uniendo por choques de baja energía, de modo que este proceso, denominado acreción colisional (choque y unión con
crecimiento), fue formando cuerpos planetarios cada vez más grandes, que por sucesivos choques a escasa velocidad
fueron originando planetoides de decenas o centenas de kilómetros de diámetro y, por último, planetas.
Esta explicación, como se ha dicho, es sólo aplicable a los planetas interiores y a los asteroides. Sin embargo, la
formación de los planetas exteriores, desde Júpiter hasta Neptuno debió de ocurrir de forma similar a como se formó
el Sol, o sea, por colapso gravitatorio de una pequeña masa nebular (arrastrada por el viento solar inicial hasta esa
zona del Sistema Solar), con condensación, al mismo tiempo, de pequeñas cantidades de hierro y silicatos.
Todo este proceso debió ocurrir hace unos 4 600 millones de años y tardó, al parecer, poco tiempo, unos 200 millones
de años.
La teoría de la acreción por planetesimales ha encontrado apoyos empíricos como los siguientes:
a) Análisis cosmoquímicos: todas las rocas analizadas, sean terrestres, lunares o de meteoritos, tienen la misma
composición isotópica, lo que demuestra un origen común.
b) Experimentos balísticos: Comprender cómo un choque entre dos planetesimales produce una acreción de los
dos cuerpos que chocan, y no su fragmentación, es fundamental para entender el proceso de acreción.
Japoneses y americanos han realizado colisiones con proyectiles de acero y muestras de meteoritos sideritos a
temperatura ambiente de 294 K (típicas de órbitas de los planetas interiores), encontrando que los sideritos no
se fragmentaban sino que se comportaban como cuerpos dúctiles, uniéndose entre sí, lo que confirmaría la
acreción de los planetesimales; no ocurre lo mismo a una temperatura de 100 K (propia de las órbitas de los
planetas gigantes), aconteciendo la fragmentación, por ello se piensa más en una contracción de gases que en
una acreción de planetesimales para el origen de estos grandes planetas.
Durante el proceso de acreción planetaria tuvo que producirse otro acontecimiento primordial, la diferenciación en
capas. En los planetas interiores como la Tierra, el hierro y los silicatos deberían condensarse originando masas, por
acreción homogénea, porque tienen temperaturas de condensación muy parecidas (el hierro a 1 375 K y los silicatos
entre 1 390 y 1 370 K). Por ello, parte del hierro y de los silicatos tuvieron que fundirse y el hierro hundirse hacia el
núcleo como consecuencia de su mayor densidad. La energía térmica para la fusión pudo provenir de:
-
el impacto de los planetesimales durante la acreción,
el calor producido por la desintegración de isótopos radiactivos de vida media larga (40K, 235U, 238U, 232Th),
el viento solar intenso en la fase inicial, que hizo que el campo magnético del Sol alcanzase los planetas e
indujera corrientes eléctricas que calentaron los materiales planetarios.
Sea como fuera, debió de ocurrir lo que se ha dado en
llamar un Gran Acontecimiento Térmico, o simplemente
la diferenciación del núcleo, este fenómeno pudo ocurrir
en sólo 100 millones de años. Lo que motivó, a su vez, la
formación del manto terrestre.
La corteza o capa superficial se diferenció del manto con
posterioridad en la Tierra, a partir de silicatos más ligeros
que los que formaran el manto; se acumularían en la
superficie como una escoria flotante, la mayor parte de la
corteza se cree que se formó en un período de 300
millones de años (entre los 4 000 y los 3 700 millones de
años).
En la última etapa de la formación planetaria los propios
planetas, sobre todo los grandes, aceleraron a cuerpos
planetarios pequeños (meteoritos, asteroides, planetoides)
que pasaban cerca de ellos, configurando lo que se ha dado
en llamar el Gran Bombardeo Meteorítico, que ha
dejado su impronta en la superficie de los cuerpos
planetarios como cráteres de impacto.
La protoatmósfera debió formarse por desgasificación del
manto facilitada por la energía liberada en el Gran
Acontecimiento Térmico, y todo ello ocurrió en un período
de tiempo de sólo un millón de años, hace unos 4 400
millones de años. Esta protoatmósfera tenía carácter
reductor, al ser rica en nitrógeno, dióxido de carbono,
vapor de agua y en menor medida metano y amoníaco, y
no poseer oxígeno. Hace unos 2 500 millones de años
comienza a hacerse oxidante al irse produciendo oxígeno
en la fotosíntesis oxigénica de los primeros organismos
que realizaron dicho proceso.
La hidrosfera primitiva se cree que se formó a partir del vapor de agua de la protoatmósfera, una vez que se hubo
enfriado la superficie terrestre por debajo de los 300 °C. El vapor se fue condensando para llegar a precipitar en
enormes cantidades como un «diluvio universal» hace unos 4 100 millones de años. El agua oceánica que inundó las
partes bajas de la corteza inicial debió de tener una temperatura de 40 °C y favoreció (según la teoría más aceptada
actualmente) la aparición de la vida en la Tierra.