lunes, 8 de noviembre de 2010

La Tierra: origen y evolución

La historia geológica de nuestro planeta empieza hace unos 4.600 millones de años, en una nebulosa planetaria,  una nube de gas cuya masa total era algo mayor que la de nuestro actual sistema solar que se encontraba girando sobre sí misma. La atracción gravitatoria de la masa de gas hizo que esta se contrajera, aumentando su velocidad de giro como consecuencia del principio de conservación del momento de inercia (lo que le ocurre a un patinador cuando gira sobre el hielo).

La elevada concentración del gas en estas situaciones provocó que aumentaran los choques entre sus moléculas, haciendo que la masa se calentara. El resultado debió ser la formación de una masa central esférica (la protoestrella) rodeada de un disco de materia aplanado. Estructuras similares se han observado en las estrellas T Tauri.
Dentro de este protosistema, la estrella evolucionó aumentando su temperatura hasta alcanzar la necesaria para que se iniciara la fusión nuclear. Entre tanto, la formación de los planetas ocurrió mediante choques inelásticos entre fragmentos rocosos de pequeño tamaño (unos pocos kilómetros de diámetro). Este proceso, durante el cual los pequeños cuerpos llamados planetesimales se iban fundiendo entre sí recibe el nombre de acreción, y tuvo lugar a baja temperatura, por lo que los planetas embrionarios que se formaron durante el proceso no llegaron a fundirse.

La acción del viento solar, es decir, de las partículas emitidas por la estrella, acabó limpiando de polvo y fragmentos menores el conjunto del sistema. El resultado, en lo que se refiere a los planetas rocosos, fue la formación de cuerpos similares a Mercurio o la Luna: esferas sometidas a un intenso bombardeo meteorítico, con un gran número de cráteres en su superficie, con pocos compuestos volátiles (su masa era demasiado baja para retener esas sustancias) y con una estructura geológica homogénea (sin capas diferenciadas).

Inicialmente, en la parte del Sistema Solar que ahora está ocupada por los planetas interiores debieron formarse unos veinte de estos cuerpos, que fueron chocando entre sí hasta reducir su número a los cuatro actuales.

La formación de la Luna debió producirse en una fase posterior. Nuestro satélite tiene un tamaño desproporcionadamente grande, respecto al de nuestro planeta, de modo que resulta improbable que fuera atrapada por la gravedad terrestre. En lugar de esto, se supone que lo que debió ocurrir fue un choque contra un cuerpo de gran tamaño, posiblemente parecido al volumen actual de la Tierra, que arrancó grandes cantidades de material del planeta. Una parte de estos fragmentos volvió a caer sobre nuestro planeta, pero otra partese condensó para originar la Luna.

Incluso al final de este proceso, la Tierra era un cuerpo homogéneo, no diferenciado en capas, y sin atmósfera ni hidrosfera, ya que los fragmentos a partir de los cuales se había formado no tenían compuestos volátiles.
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Evolución geológica de la Tierra

Lo que sí había en la Tierra, sin embargo, era una considerable cantidad de materiales radiactivos. En un momento dado, de hecho, debieron acumularse en cantidad suficiente como para fisionarse espontáneamente, iniciando una reacción en cadena que debió afectar a todo el planeta, provocando la fusión total del mismo. Este proceso, conocido como "Gran acontecimiento térmico" tuvo importantes consecuencias geológicas en nuestro planeta, determinando su evolución posterior.

En primer lugar, la fusión del planeta provocó que los materiales se fueran ordenando según su densidad. Los más pesados se hundieron en el fluido, situándose en el centro del planeta, mientras que los más ligeros quedaron en la superficie. En nuestro planeta el elemento más pesado que se encuentra en una proporción significativamente grande es el hierro. El hundimiento del hierro hacia el interior del planeta (colapso o catástrofe del hierro) permitió la formación del núcleo y, lo que es más importante, la aparición del campo magnético terrestre, que ha jugado un importante papel en la evolución de la vida en la Tierra: la presencia de un campo magnético intenso, como el terrestre, permite desviar las partículas cargadas que constituyen el viento solar que, de hecho, solo alcanzan nuestro planeta en los círculos polares, donde convergen las líneas de fuerza del campo magnético. La penetración de las partículas del viento solar en la atmósfera da lugar a las auroras boreal y austral. Entre tanto, el resto del planeta queda protegido de esta forma de radiación, enormemente energética, que habría impedido la evolución de la vida en la Tierra, debido a su gran poder mutagénico.

El resto de los materiales constituyentes de nuestro planeta también se ordenaron en función de su densidad, lo que originó la diferenciación en capas concéntricas que presenta la Tierra en la actualidad: núcleo, manto y corteza.

Otro de los efectos del gran acontecimiento térmico fue la formación de nuevos compuestos químicos, que originalmente estaban ausentes en la composición del planeta. Entre estas sustancias, producidas como consecuencia de las reacciones químicas que tuvieron lugar durante la fusión planetaria, aparecieron sustancias de bajo peso molecular: agua, dióxido de carbono, nitrógeno... Estos compuestos no habían podido ser retenidos por la baja gravedad de los planetesimales, pero sí que podían quedarse retenidos en un planeta del tamaño terrestre. El enfriamiento del planeta cuando se hubo consumido la mayor parte del combustible radiactivo permitió que una parte de esos compuestos formara la atmósfera primitiva, mientras que el agua pudo formar la hidrosfera.

Una teoría distinta, basada en la comparación de los isótopos presentes en la atmósfera con los que son emitidos por los volcanes, sugiere que el agua y los gases atmosféricos proceden, al menos en una buena parte, del impacto de cometas de hielo.

Evolución del Universo: la génesis de los elementos

El estudio de la evolución del Universo a partir de sus primeros instantes resulta extremadamente complejo para la Cosmología actual, ya que es imposible realizarlo mediante observación directa. Las pruebas que proporcionan información acerca de esos primeros instantes proceden, básicamente, del estudio de la radiación de fondo y de las fuentes de emisión más lejanas, cuya luz es, también, la más antigua que llega hasta nosotros. Asimismo, el estudio de las características de las partículas elementales (menores que los protones y los neutrones) ha permitido conocer las circunstancias en las que se pudieron producir estableciendo, por tanto, las condiciones que tuvieron que darse durante ese proceso.

Gracias a esos y otros datos se sabe que la generación de la materia que constituye nuestro Universo tuvo lugar en momentos muy tempranos después del Big Bang, pero ligeramente después de que éste ocurriera. Durante los instantes iniciales, sin embargo, no existía la materia tal y como la conocemos, ni siquiera se habían establecido las formas de interacción (las fuerzas) que se producen entre las partículas y que hoy conocemos (fuerza nuclear fuerte, fuerza nuclear débil, fuerza electromagnética y fuerza gravitatoria). Esa primera fase fue determinante para que el Universo adquiriera el aspecto que hoy conocemos, y durante ese periodo se produjeron acontecimientos, aparentemente aleatorios, que determinaron la evolución futura de todo cuanto conocemos. Por ejemplo, se sabe que durante la gran explosión se produjo tanto materia como antimateria. Cuando la materia y la antimateria se encuentran, se aniquilan entre sí, transformándose en energía. En los primeros momentos de la evolución del Universo se produjo, sin que aún esté clara la razón, una asimetría entre materia y antimateria que permitió que, después de su aniquilación, quedara materia "sobrante", la que constituye la totalidad del Universo actual.
El encuentro entre materia y antimateria produce su aniquilación para generar energía
En todo caso, esos primeros momentos fueron extremadamente breves: al cabo de 10-34 segundos ya se habían formado todas las partículas subatómicas del Universo, y tras 10-10 segundos ya existían todos los protones y neutrones.

A lo largo del siguiente periodo, que se extendió desde los 100 segundos hasta que el Universo contaba con tres minutos de historia, se produjo el primer proceso de síntesis de elementos químicos, conocido como nucleosíntesis del Big Bang o primordial.

En ese momento la temperatura del Universo era uniformemente elevada, por encima de la necesaria para la fusión nuclear. Los procesos anteriores habían dado lugar a la formación de neutrones y protones, siendo éstos más abundantes debido a su mayor estabilidad. Como resultado, la mayor parte de los protones quedaron solos, formando núcleos de Hidrógeno (1H1), mientras que otra parte chocó con neutrones dando lugar a la formación de Deuterio (2H1). El deuterio, sin embargo, era inestable en estas condiciones; una parte de él se descomponía para formar de nuevo hidrógeno y neutrones, mientras que otra parte podía participar en choques, siendo los más productivos los que implicaban dos núcleos de Deuterio para producir un núcleo de Helio (4He2). Al cabo de unos tres minutos el proceso se detuvo porque el Universo se había enfriado por debajo de la temperatura de fusión nuclear. El resultado final del proceso fue que el 75% de toda la masa se encontraba en forma de Hidrógeno, el 25% en forma de Helio, un 0,01% como Deuterio y una proporción ínfima como Litio y Berilio. En este proceso no se formaron núcleos pesados.

El segundo proceso de formación de elementos es la nucleosíntesis estelar, que tiene lugar en estrellas de tamaño similar a nuestro Sol. En estas condiciones se pueden generar, en mayor o menor medida, casi todos los elementos químicos estables hasta el hierro a través de tres mecanismos posibles: las cadenas protón-protón, que producen Helio, Litio y Berilio, el proceso triple alfa, que transforma el Litio en Berilio y, sobre todo, el ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-Oxígeno), en el que se producen diferentes isótopos de estos tres elementos. Así pues, el ciclo CNO permite explicar el origen de los elementos fundamentales para la aparición de la vida, y dado que este tipo de procesos puede darse en multitud de estrellas, parece probable que la vida haya podido surgir en multitud de sistemas estelares a lo largo y ancho del Universo, en un gran número de ocasiones.

Procesos menos importantes de fusión, posibles en las condiciones que reinan en estrellas de tamaño medio, hacen posible explicar también el origen del resto de los elementos químicos hasta el hierro. Sin embargo, los núcleos más pesados que este elemento no pudieron formarse en ese tipo de estrellas, sino que debieron hacerlo en el interior de supernovas. Las condiciones más extremas que se dan en este tipo de cuerpos permitieron la formación de los elementos más pesados, incluyendo los núcleos radiactivos hasta el Uranio.

La presencia de estos elementos en nuestro planeta parece indicar que nuestro sistema solar debió evolucionar a partir de una nebulosa formada como resultado de la explosión de una supernova preexistente.

El último proceso propuesto para la explicación de la síntesis de los elementos químicos es la espalación de rayos cósmicos, es decir, el choque de estas formas de radiación con otros cuerpos celestes. Este mecanismo ayuda a explicar la abundancia de elementos ligeros (Hidrógeno, Deuterio, Helio) en el Universo.