Una Tierra fundida

Comparación de tamaño de los planetas interiores (de izquierda a derecha): Mercurio, Venus, Tierra y Marte. / Wikimedia - Autor: usuario de wikipedia Brian0918

Durante millones de años nuestra incipiente Tierra recibió el impacto de millones de asteroides que fundían su volumen. A esta época, sin casi rocas consolidadas, los geólogos la han llamado el Eón Hadeano. Hoy en día nuestro planeta es uno de los cuatro planetas pequeños y rocosos del Sistema Solar (Mercurio, Venus, Marte y nosotros).

 

David Rabadà | Catalunya Vanguardista  @DAVIDRABADA

Todos ellos son ricos en silicatos y combinaciones de hierro y magnesio. El resto son grandes gigantes, que orbitando lejos del Sol, se hallan formados, y en gran parte, por hidrógeno (Neptuno, Saturno, Júpiter y Urano). Neptuno y Urano ostentan una atmósfera rica en metano e hidrógeno, mientras que Júpiter y Saturno predominan el helio y el hidrógeno en presencia de otros secundarios como amoníaco y metano.

En definitiva que los planetas rocosos, y cercanos al Sol, son muy diferentes de los gigantes externos. Los primeros poseen una densidad entre 4 y 5 gramos por centímetro cúbico con diámetros que oscilan entre los 4.000 a 12.000 kilómetros. Los gigantes externos poseen una densidad entre 0,7 y 1,6 gramos por centímetro cúbico con diámetros que oscilan entre los 50.000 a 140.000 kilómetros. Esta estructura de planetas pequeños y densos cerca del Sol y titánicos y livianos lejos ya nos da pistas de cómo se forjó el Sistema Solar y nuestra Tierra. Además, y con los descubrimientos de más planetas en otras estrellas, parece que todo ello no fue algo excepcional.

La Tierra es una gran masa de roca con gran cantidad de silicatos y compuestos ferrosos / Pixabay

Por ahora añadir que la Tierra es una gran masa de roca con gran cantidad de silicatos y compuestos ferrosos. Vaya que la sílice y el hierro abundan bastante en nuestro geoide. Pero la mayor maravilla terrestre a nivel geológico es su diversidad mineral. Se han contabilizado más de 4.500 minerales distintos en la Tierra mientras que en la Luna o en Marte no se llega a unos cientos. En el caso de la Luna se han identificado unos 350, y en Marte no se llega a los 500. El hecho anterior también nos da una pista de cómo comenzó a formarse nuestro planeta.

De hecho todos los planetas estuvieron fundidos en su pasado inicial (Era Hadeana para la Tierra). La Luna y Marte, de menor tamaño que la Tierra, se enfriaron

De hecho todos los planetas estuvieron fundidos en su pasado inicial (Era Hadeana para la Tierra). La Luna y Marte, de menor tamaño que la Tierra, se enfriaron y solidificaron con mayor celeridad. Eso les dejó menos tiempo para la formación de minerales mientras que la Tierra, y por su mayor diámetro, disipó más lentamente su calor permitiendo que más variedades minerales surgieran. A ello cabía añadir una potente atmósfera, que la Luna no posee y Marte casi tampoco, más una hidrosfera y biosfera que también han inducido a muchas más variedades minerales terrestres.

Ante todo lo anterior ya podemos comenzar a construir el inicio de nuestro planeta Tierra. Nuestro Sistema Solar surgió hace más de 4.600 millones de años a partir de la explosión de una gran Supernova, una estrella tan densa que fue capaz de sintetizar los átomos más pesados de nuestra tabla periódica. Nuestro Sol no posee ni la masa ni la presión para unir tantas partículas para crear átomos tan tupidos. Por ello se infiere que la nebulosa inicial que dio lugar al Sistema Solar provino de una densa y anterior Supernova que explotó al consumirse. Ello irradió una gran cantidad de hidrógeno y helio que juntamente, y en menor medida, formaron hierro, sílice y casi todos los elementos de la tabla periódica.

Rocas fundidas / Wikimedia – CC-BY-SA FR; CC-BY-SA-2.0-FR.

Parece ser que hace unos 4.600 millones de años esta nebulosa de hidrógeno, helio y partículas ya daba vueltas sobre ella misma bajo la atracción de su gravedad. Del centro al exterior la densidad disminuía al existir menos materia. Ello implicaba que en las partes externas la fricción entre las partículas resultaba menor y la temperatura también, mientras que en el centro ocurría todo lo contrario ganando cada vez mayor presión y temperatura. La fricción del propio gas y las partículas fue provocando la reducción de velocidad de rotación de la nebulosa provocando una caída en espiral con un centro más caliente y denso rodeado de un gran halo externo menos caliente y denso.

En el interior y más tupido se formarían los pequeños planetas rocosos mientras que en el externo y más liviano los gigantes gaseosos

En el interior y más tupido se formarían los pequeños planetas rocosos mientras que en el externo y más liviano los gigantes gaseosos. Previamente se fue creando un disco sobre el que se asentarían las órbitas planetarias de todos ellos dando vueltas ante un Sol incipiente. Pero en aquel entonces éste todavía estaba oscuro y callado sin emitir luz alguna. La oscuridad imperaba por nuestro pretérito Sistema Solar.

Poco a poco las partículas de aquella nebulosa, y bajo fuerzas de tensión superficial, se fueron agregando para formar fragmentos mayores. Estos a su vez fueron captando más y más partículas hasta convertirse en agregados de tamaño arena, grava y hasta bloques mayores. Mientras ello ocurría, y con un centro del sistema con más masa que en el exterior, su momento de inercia cambió conjuntamente con la velocidad de rotación de todo él. Es algo equivalente a un patinador que dando vueltas sobre él mismo recoge los brazos y acelera su centrifugación.

En su conjunto, y a mayor velocidad de rotación, las partículas en formación ya no caían por gravedad hacia el centro sino que empezaron a quedar suspendidas para colisionar entre ellas. Ello fue formando cuerpos mayores que devendrían la semilla de los planetas venideros, los meteoritos y asteroides. Muchos de ellos devinieron las semillas de nuestro planeta. Vayamos a visitarlos para comprender mejor esta 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: Los cambios en la Tierra, una oportunidad biológica (entrega 7)

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