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.

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.