La Tierra inicial o un grano en el cosmos

La elevada velocidad de rotación terrestre, de unas 2,5 horas al día, ayudó a la expulsión de las rocas / Pixabay

Hace unos 4.600 millones de años la Tierra era sólo un asteroide con un décimo de su masa actual. Con ello ostentaba gravedad suficiente para captar a otros cuerpos que fueron impactando contra ella. Cerca de los 4.550 millones de años la Tierra ya poseía un sesenta por ciento de su masa actual bajo la fusión de casi todos sus elementos.

 

David Rabadà | Catalunya Vanguardista  @DAVIDRABADA

El Sol ya lucía tímidamente bajo un setenta por ciento de su luminosidad actual, aunque en la Tierra este halo de luz no llegaba debido a tanto polvo en suspensión por los impactos. Mientras, y por densidad, los elementos más densos terrestres se iban concentrando en su núcleo mientras los más ligeros ascendían hacia su futuro manto y corteza. Los más volátiles como dióxido de carbono, amoníaco, metano, helio e hidrógeno eran expelidos y dispersados por el viento solar fuera del planeta sin que esta ostentara todavía una atmósfera densa y estable. Además su velocidad de rotación era mayor que la actual, algo que ayudaba a la centrifugación de gases y volátiles.

Cerca de los 4.500 millones de años, y con tantos impactos sobre la Tierra, uno de gran tamaño desgajó parte de ella expeliendo unas 70.000 millones de toneladas de fragmentos

Lo anterior ocurría en menor medida en los planetas gigantes externos que al estar muy alejados del Sol, no sufrían tanto el viento solar conservando muchos volátiles en sus atmósferas. En cambio los planetas cercanos al Sol vieron reducida su atmósfera primigenia, hasta incluso les quedó extremadamente tenue como en Marte, o inexistente como en Mercurio. Sólo si ostentaban suficiente gravedad, como Venus y la Tierra, lograron conservar parte de los gases que expelían sus procesos.

Cerca de los 4.500 millones de años, y con tantos impactos sobre la Tierra, uno de gran tamaño desgajó parte de ella expeliendo unas 70.000 millones de toneladas de fragmentos que comenzaron a orbitar alrededor de ésta. La elevada velocidad de rotación terrestre, de unas 2,5 horas al día, ayudó a la expulsión de las rocas. Más tarde todos aquellos pedazos comenzaron a aunarse para formar un nuevo geoide.

Así, y hace unos 4.480 millones de años, empezó a consolidarse un satélite, la Luna, bajo un intenso bombardeo de asteroides. Las edades de sus más de 300 quilos de roca traídos por las seis misiones Apolo así nos lo indican (ver el capítulo: Meteoritos, la simiente de la Tierra). De hecho, la densidad lunar resulta muy inferior a la terrestre. Ello fue debido al desgajarse de las partes externas de una Tierra ya diferenciada. La prueba es que la Luna ostenta una densidad media de 3,3 mientras que la Tierra actual es de unos 5,5. Posteriormente la contracción de la Luna al solidificarse produjo gran parte de sus fallas y relieves actuales.

La Luna ostenta una densidad media de 3,3 mientras que la Tierra actual es de unos 5,5 / Pixabay

De este desgajo lunar tenemos la prueba que la corteza ya empezaba a diferenciarse en la Tierra. Aquella corteza comenzaba a crear pequeños continentes de sustrato granítico pero bajo la total hegemonía de las rocas basálticas que estaban cubriendo con un fino espesor la superficie terrestre. Las komaititas, magmas que alcanzaban los 1.600 grados, y que no tenían parangón con los actuales basaltos de unos 1.200, parece que fueron esas primeras litologías. Las rocas en el río Komati en Sudáfrica parecen dar testimonio de aquello hace unos 4.400 millones de años. Por lo tanto una primera corteza oceánica estaba ya formándose en aquellos tiempos dando grandes mesetas basálticas como las de otros planetas. Todos ellos poseían un manto formado por un tipo de rocas, las peridotitas, que en presencia de pequeñas cantidades de agua se fundían parcialmente dando lugar a estos magmas de tipo basalto.

Gracias a la formación de un núcleo terrestre rico en hierro se fue originando un campo magnético que escudaría a la Tierra del viento solar que barría su atmósfera

En resumidas cuentas la Tierra, y durante el Arcaico, estaba mucho más caliente que en la actualidad. Este hecho provocaba un mayor porcentaje de fusión del manto que en la actualidad.  Mientras, y gracias a la formación de un núcleo terrestre rico en hierro se fue originando un campo magnético que escudaría a la Tierra del viento solar que barría su atmósfera. A partir de entonces una primera atmósfera rica primordialmente de dióxido de carbono como la de Marte, juntamente con monóxido de carbono, hidrógeno, ácido clorhídrico, agua y quizás metano fue envolviendo la Tierra. Otros gases como el amoníaco o el oxígeno eran eliminados por los intensos rayos ultravioleta.

En definitiva, la primera atmósfera incipiente fue reductora produciendo las primeras lluvias y erosiones. De esta manera la Tierra comenzó a labrar sus primeras rocas sedimentarias desde relieves previos. Se han hallado zirconios en Australia procedentes de rocas graníticas denudadas hace unos 4.300 millones años. Ello indica que por aquel entonces ya existía corteza continental que erosionar. De hecho ese zircón muy probablemente procedió de alguna roca granítica que indicaría la formación de corteza continental hace ya unos 4.300 millones de años. De ahí que corrientes de agua pudieran erosionar y depositar sedimentos en las incipientes cuencas terrestres. Es decir, que los océanos, aunque con gran actividad volcánica, ya fruncían su ceño. Así pues el vapor de agua exudado por la actividad volcánica producía sus lluvias y con ellas escorrentía y cuencas hídricas.

Los océanos, aunque con gran actividad volcánica, ya fruncían su ceño / Pixabay

Algo parecido se supone en Marte en fechas equivalentes. Pero esos mares, y bajo tal cantidad de dióxido de carbono y óxidos de azufre volcánicos no recibían agua destilada sino gran cantidad de ácidos que se iban acumulando en océanos primigenios muy corrosivos. Por ello, y durante todo el Eon Arcaico, no se produjo precipitación de carbonatos en sus mares ya que aquella acidez disolvía calcio y magnesio entre otros iones.

Los océanos no eran azules sino multicolores entre verdosos y brunos

Pero lo que sí podía hacer el agua era disolver sales de la superficie. Ello ocurría con las potasas que rápidamente darían un sabor salado a aquellos océanos. O el mismo hierro que procedente de las rocas volcánicas, se fue disolviendo en aquellos mares ácidos. Por todo ello los océanos no eran azules como los actuales, sino multicolores entre verdosos y brunos.

Pero por encima de aquellos mares incipientes se iba forjando una primera atmósfera reductora, estable y continua. Se supone que entre los 4.200 y los 4.000 millones de años esta capa gaseosa ya se hallaba más o menos estabilizada. La Tierra, y por aquel entonces, comenzó a devenir menos candente que en etapas anteriores siguiendo consolidando una corteza oceánica plagada de rocas tipo basalto y komaititas.

En la Tierra se hallaba una predominancia de dióxido de carbono seguida por pequeñas partes de nitrógeno, hidrógeno, monóxido de carbono y argón

También, y como hemos indicado anteriormente, ya se estaban formando pequeños continentes bajo la exudación, y desde el manto, de materiales tipo granito. Pero estos devenían pequeños, sin plataforma y bajo una corteza sumamente delgada y endeble. Mientras el vulcanismo de nuestra litosfera continuaba proyectando más dióxido de carbono, agua y sulfuros entre otros gases. Aquello alimentaba océanos ácidos y candentes que yacían bajo una atmósfera turbia por los sulfuros y óxidos de azufre como la de Venus.

No obstante en la Tierra se hallaba una predominancia de dióxido de carbono seguida por pequeñas partes de nitrógeno, hidrógeno, monóxido de carbono y argón. A ellos cabía añadir ácido clorhídrico, fluorhídrico y óxidos de azufre que acidificaban las aguas. Por cierto todo aquel abundante dióxido de carbono atmosférico hoy se halla atrapado en las grandes masas de calizas de nuestro planeta. Si todos esos carbonatos se denudaran la presión atmosférica de nuestro planeta se multiplicaría por un 50 o 70, algo que nos convertiría en un infierno como el de Venus. Ante ello hay que agradecer que la vida haya capturado tanto dióxido de carbono de nuestra atmósfera convirtiéndola en calizas, carbón, petróleo o gas. Pero eso ocurrió mucho más tarde y a partir del Proterozoico.

Cerca de los 4.000 millones de años Tierra y Luna ya poseían una extensa pero delgada corteza sólida

Cerca de los 4.000 millones de años Tierra y Luna ya poseían una extensa pero delgada corteza sólida. No obstante los impactos de meteoritos refundían su superficie localmente y la actividad volcánica seguía en ebullición. En Marte, y por aquel entonces, se supone una etapa parecida bajo unos mares muy ácidos. Pero en la Tierra los océanos comenzaron a ser estables iniciando la captación y disolución de gran cantidad de dióxido de carbono, algo que quizás reguló la temperatura del planeta. Por ahora los modelos no se ponen de acuerdo.

Luna / Wikimedia – Autor: Fedaro

En la Luna entre los 3.900 y los 3.000 millones de años, y bajo una nueva fase de intensos bombardeos, se produjo una gran producción de basaltos que alimentaron gran parte de sus regiones oscuras o mares. En La Tierra estos basaltos desaparecieron bajo la erosión y la dinámica de la Tectónica de Placas incipiente. De hecho cerca de los 4.000 millones de años se había cerrado la etapa de fusión terrestre global bajo el llamado periodo Hadeano (4.600 a 4.000 millones de años).

La Luna siguió recibiendo más impactos en su cara externa y oculta evitándolos a la propia Tierra. Por ello vemos en su cara visible menos cráteres que en su expuesta al espacio exterior. Ella se llevó más bofetadas en su faz exterior originándose menos basaltos por fusión y prevaleciendo más las anortositas que surgieron de su diferenciación por densidad tras la fusión global del satélite. Por ello existe una clara dualidad entre su cara visible desde la Tierra y su oculta y externa. Cabe añadir que la Luna da vueltas al unísono con la Tierra de tal manera que sólo vemos una cara de la misma.

La Luna nos hizo de escudo ante el impacto de muchos cuerpos que se agregaron sobre su faz externa dando mayor relieve y engrosando su corteza

Esta muestra menos impactos resultando más plana y baja que la externa y no visible. Ello indica que nos hizo de escudo ante el impacto de muchos cuerpos que se agregaron sobre su faz externa dando mayor relieve y engrosando su corteza. Por sísmica sabemos que la corteza de su cara visible llega a un máximo de 60 kilómetros mientras que su faz externa llega a los 110. Parece obvio que la Luna nos ha servido de gran protectora de meteoritos. Y por cierto, huyamos de las teorías conspirativas que dicen que no pisamos la Luna. Ahora dirijámonos hacia la Tierra y a sus incipientes focos de biología. El Arcaico nos abre un próximo capítulo en nuestra Evolución en la Tierra.

Este artículo es la continuación de una serie titulada “Evolución en la Tierra“, a cargo de nuestro colaborador científico, David Rabadà.

Entrega anterior: Geología estelar. Hacia una Teoría Sintética de la Astronomía (entrega 10)

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