Construyendo una Tierra Habitable

La mayor parte del universo es demasiado frío, demasiado caliente, demasiado denso, demasiado vacío, demasiado oscuro, demasiado brillante, o no está compuesto de los elementos adecuados para sustentar la vida. Solo los planetas y lunas con materiales de superficie sólida proporcionan oasis plausibles para la vida tal como lo conocemos. E incluso entre planetas con superficies, la mayoría son altamente indeseables. Como se ha mencionado con anterioridad en este blog, de todos los cuerpos celestes conocidos hasta ahora, la Tierra es única tanto por sus propiedades físicas como por su capacidad demostrada para sostener la vida. El éxito de la Tierra en el soporte de la vida durante miles de millones de años es el resultado de una secuencia notable de procesos físicos y biológicos; El conocimiento de estos procesos es nuestra principal fuente de información sobre las posibilidades de la vida en otros lugares. En esta entrada platicaremos sobre la formación y evolución del planeta Tierra. Comprender cómo la Tierra alcanzó sus propiedades dadoras de vida proporcionará un marco para comprender qué se requiere para la vida y cómo es probable que exista en otros cuerpos.

Usar la Tierra para generalizar acerca de lo que la vida requiere está, por supuesto, cargado de incertidumbre. Al carecer del conocimiento de cualquier forma de vida extraterrestre, no podemos confiar en que entendemos las condiciones óptimas o incluso las mínimas necesarias para sustentar la vida más allá de este planeta. Pero nuestro planeta es un éxito indiscutible en términos de la abundancia y la variedad de vida que posee, a pesar de que ciertamente fue estéril poco después de su formación. ¿Cómo se produjo ese cambio y cuáles fueron los atributos físicos de la Tierra que permitieron que se volviera tan rica en formas de vida?

La Tierra es el único lugar en el universo que se sabe que tiene vida, pero es solo uno de quizás millones de hábitats en nuestra galaxia, y quizás trillones en el Universo, que también podrían albergar vida. Desde el punto de vista sesgado de los terrícolas, sin embargo, parece que la Tierra es un planeta encantado. Tiene las propiedades correctas para el único tipo de vida inteligente que conocemos, se formó en el lugar correcto en el sistema solar y se sometió a un conjunto de procesos evolutivos más extraordinarios e inusuales. Varios de sus vecinos en el sistema solar incluso jugaron roles muy fortuitos y de apoyo para hacer de la Tierra un hábitat agradable para la vida. La naturaleza casi ideal de la Tierra como cuna de la vida se puede ver en su “prehistoria”, su origen, su composición química y su evolución temprana. ¿Cuáles son los factores más importantes que permitieron a la Tierra soportar la vida avanzada? La Tierra ha ofrecido (1) al menos cantidades traza de carbono y otros elementos importantes que forman la vida, (2) agua en o cerca de la superficie, (3) una atmósfera apropiada, (4) un período muy largo de estabilidad durante el cual la media la temperatura de la superficie ha permitido que exista agua líquida en su superficie, y (5) una rica abundancia de elementos pesados en su núcleo y rociada a lo largo de sus regiones de corteza y manto.

La Tierra es en realidad el producto final de una secuencia elaborada de eventos que ocurrieron en un lapso de tiempo de unos 15 mil millones de años, tres veces la edad de la Tierra. Algunos de estos eventos tienen resultados predecibles, mientras que otros son más caóticos, y el resultado final está controlado por azar. El camino evolutivo que llevó a la vida incluyó la formación de elementos en el Big Bang y en las estrellas, las explosiones de estrellas, la formación de nubes interestelares, la formación del sistema solar, el ensamblaje de la Tierra y la compleja evolución del interior, la superficie, los océanos del planeta, y ambiente. Si a un ser divino se le pudiera dar la oportunidad de planear una secuencia de eventos con el objetivo expreso de duplicar nuestro «Jardín del Edén», ese poder enfrentaría una tarea formidable. Con las mejores intenciones, pero limitado por las leyes y los materiales naturales, es poco probable que la Tierra pueda ser replicada realmente. Demasiados procesos en su formación implicaban pura suerte. Los planetas similares a la Tierra podrían ciertamente hacerse, pero cada resultado diferiría en formas críticas. Esto está bien ilustrado por la fantástica variedad de planetas y satélites que se formaron en el sistema solar. Todos comenzaron con materiales de construcción similares, pero los productos finales son muy diferentes entre sí. Al igual que la evolución más familiar de la vida animal involucraba muchas vías evolutivas con ramificaciones complejas y aparentemente aleatorias, los eventos físicos que llevaron a la formación y evolución de la Tierra física también requerían un conjunto complejo de circunstancias casi irreproducibles.

Cualquier proyecto de construcción requiere que los materiales de construcción estén en el sitio antes de que comience la construcción real. La formación de la Tierra no fue diferente. De ahí que el primer paso es ensamblar las materias primas.

Creación de los elementos

Aunque es comprensible que fechemos la historia de la Tierra desde el origen del planeta, una considerable «prehistoria» precedió a la formación de la Tierra. Uno de los aspectos más importantes de este período fue el origen de los elementos químicos. Los elementos son los bloques de construcción de los planetas y la vida. Consideren que, en una especie de reencarnación cósmica, cada átomo en nuestros cuerpos residía dentro de varias estrellas diferentes antes de la formación de nuestro Sol y ha formado parte de quizás millones de organismos diferentes desde que se formó la Tierra. Los planetas, las estrellas y los organismos van y vienen, pero los elementos químicos, reciclados de cuerpo a cuerpo, son esencialmente eternos.

Todos menos una fracción diminuta de los átomos en el planeta Tierra y en sus habitantes fueron producidos, mucho antes de que se formara la Tierra, por un intrincado conjunto de procesos astrofísicos. Un aspecto más notable de nuestra “prehistoria” es que los procesos de formación de elementos fueron universales y que proporcionaron materiales de partida bastante similares para los procesos de construcción de la mayoría de los planetas, dondequiera que ocurrieran. Los planetas y la vida que albergan pueden desarrollar grandes variaciones, pero sus reservas iniciales de bloques de construcción fueron similares, en gran parte debido a la abundancia relativa de los diversos elementos químicos. Al observar esta “prehistoria”, podemos comprender mejor la gama de posibles planetas y hábitats de vida que podrían formarse en diferentes lugares y en diferentes momentos del Universo.

La coreografía cósmica que condujo a la formación de la Tierra, todos los otros cuerpos en el Universo y (En última instancia) la vida comenzó con el Big Bang, el «principio del tiempo». El Big Bang es lo que casi todos los físicos y astrónomos creen que es el origen actual del universo. Nacido en un instante, todo el universo comenzó como un entorno de increíble calor y densidad, pero la expansión posterior condujo a un enfriamiento rápido y condiciones más enrarecidas. Durante la primera media hora, existieron las condiciones que produjeron la mayoría de los átomos que aún son los principales bloques de construcción de las estrellas, principalmente hidrógeno y helio, átomos que constituyen más del 99% de la materia normal (Visible) en el universo. En sí mismo, sin embargo, el Big Bang generó poca diversidad química. Nos dio poco o nada más allá del hidrógeno, el helio y el litio para llenar la tabla periódica. No produjo oxígeno, magnesio, silicio, hierro y azufre, los elementos que constituyen más del 96% de la masa de nuestro planeta. No produjo carbono, un elemento químicamente único cuya capacidad versátil para formar moléculas complejas es la base de toda la vida conocida. Pero el Big Bang sí produjo la materia prima (Hidrógeno) a partir de la cual se formarían todos los elementos más pesados e interesantes.

La temperatura del Universo, durante su primera media hora, estuvo por encima de los 50 millones de grados Celsius. A esta temperatura, los protones cargados positivamente (Los núcleos de hidrógeno) podrían colisionar ocasionalmente con suficiente energía para aplastar los efectos repulsivos electrostáticos de sus cargas positivas similares y fusionarse para formar helio. Este simple proceso de fusión es el secreto de las estrellas. Es la razón por la que el cielo nocturno no está oscuro, la razón por la que la superficie de la Tierra no está congelada, la razón por la que pueden existir planetas; es la fuente de energía que alimenta la vida en la Tierra. Este proceso ocurre comúnmente dentro de las estrellas, pero también fue la principal reacción nuclear en el Big Bang. En las estrellas, la fusión del hidrógeno para producir helio proporciona una fuente de energía crítica a largo plazo, pero en el Big Bang, la producción de helio fue una mera nota al pie de los grandes eventos que lo habían precedido. Además de ser la primera reacción nuclear en producir nuevos elementos, la formación de helio a partir de hidrógeno (Fusión termonuclear) ha dado vida avanzada a una espada de doble filo. En el lado positivo, la fusión es el único proceso conocido que podría usarse en reactores futuros para proporcionar verdaderas fuentes de energía a largo plazo para civilizaciones avanzadas. (El combustible fósil y la energía solar posiblemente no podrían abastecer a la población humana de la Tierra, a su tasa actual de consumo de energía, durante más de unos pocos miles de años. Los reactores de fusión que utilizan hidrógeno del océano podrían, en principio, producir suministros de energía casi interminables). Por otro lado, las bombas basadas en la fusión del hidrógeno son uno de los medios más seguros para destruir formas de vida avanzadas a escala planetaria.

La fusión del hidrógeno para formar helio fue el final del camino para la producción de elementos durante el Big Bang. El proceso clave que llevaría del helio a la producción de elementos más pesados no podría ocurrir en las condiciones que prevalecían en el Universo primitivo. Cuando la temperatura era lo suficientemente alta para producirlos, la densidad espacial de los átomos era demasiado baja y las velocidades de reacción demasiado pequeñas. Por lo tanto, no fue posible que se formaran planetas similares a la Tierra en el Universo temprano, porque su formación depende de elementos más pesados que el helio. Durante el primer 15% de la edad del Universo, un período de más de 2 mil millones de años, se podrían formar estrellas, pero no había suficiente polvo y rocas para que tuvieran planetas terrestres. Cuando los telescopios modernos se utilizan para observar objetos cada vez más distantes, en realidad estamos viendo más y más atrás en la historia temprana del Universo. Si fuera posible detectar la vida con un telescopio, observaríamos una «zona muerta» más allá de una cierta distancia (Más allá de un cierto tiempo, es decir, cuando el Universo estaba sin vida o planetas o incluso los elementos para producirlos).

El truco para pasar del helio a la generación de planetas y, finalmente, a la vida, fue la formación de carbono, el elemento clave para el éxito de la vida y para la producción de elementos pesados en las estrellas. El carbono no pudo formarse en los primeros momentos después del Big Bang, porque la densidad de la masa en expansión era demasiado baja para que se produjeran las colisiones necesarias. La formación de carbono tuvo que esperar la creación de estrellas rojas gigantes, cuyos densos interiores son lo suficientemente masivos como para permitir este tipo de colisiones. Debido a que las estrellas se convierten en gigantes rojas solo en el último 10% de sus vidas (Cuando han agotado gran parte del hidrógeno en sus núcleos), no hubo carbono en el Universo durante cientos de millones o varios miles de millones de años después del Big Bang, y De ahí que no haya vida como la conocemos por ese intervalo de tiempo.

La formación de carbono requiere tres átomos de helio (Núcleos) para colisionar esencialmente al mismo tiempo: una colisión de tres vías. Lo que realmente sucede es que dos átomos de helio chocan para formar el isótopo berilio-8, y luego, dentro de una décima parte de un femtosegundo (1/10,000,000,000,000,000 de segundo) antes de que este isótopo altamente radioactivo se desintegre, debe chocar con un tercer núcleo de helio y reaccionar con él. para producir carbono. El carbono tiene un núcleo compuesto por seis protones y seis neutrones, los contenidos acumulativos de tres átomos de helio. Sin embargo, una vez que se había hecho carbono, se podían formar elementos más pesados. La producción de elementos más pesados e interesantes ocurrió en los núcleos ardientes de las estrellas, donde las temperaturas oscilaron entre 10 millones y más de 100 millones de grados Celsius. El Sol actualmente produce solo helio, pero en el futuro, en el último 10% de su vida útil, producirá todos los elementos, desde el helio hasta el bismuto, el elemento no radiactivo más pesado de la naturaleza. Los elementos más pesados que el bismuto son todos radiactivos, y la mayoría son producidos por la descomposición del uranio y el torio. Los elementos más pesados que el bismuto se produjeron en los núcleos de estrellas diez veces más masivas que el sol que sufrió las explosiones de supernova, eventos dramáticos en los que una estrella se ilumina en un factor de 100 mil millones en un período de unos pocos días.

La secuencia de producción de elementos en el Big Bang y en las estrellas proporcionó no solo los elementos necesarios para la formación de la Tierra y los otros planetas terrestres, sino también todos los elementos críticos para la vida (Aquellos que realmente se necesitan para formar organismos vivos tal como los conocemos y sus hábitats). Entre los más importantes de estos elementos se encuentran: hierro, magnesio, silicio y oxígeno para formar la estructura de la Tierra; uranio, torio y potasio para proporcionar calor radioactivo en su interior; y carbono, nitrógeno, oxígeno, hidrógeno y fósforo, los principales elementos «biogénicos» que proporcionan la estructura y la química molecular compleja de la vida. La producción de elementos dentro de las estrellas, junto con el reciclaje continuo entre las estrellas y el medio interestelar, produjo una proporción relativa de los diferentes elementos conocidos como la «abundancia cósmica», la composición elemental aproximada del Sol y las estrellas más comunes. Esta composición es aproximadamente 90% de hidrógeno y 10% de helio, “fermentada” con carbono, nitrógeno y oxígeno a aproximadamente 0,1% cada una y magnesio, hierro y silicio a aproximadamente 0,01% cada una. La Tierra misma exhibe una abundancia relativa similar de hierro, magnesio y silicio y tiene algo de oxígeno, pero solo puede reclamar cantidades mínimas de otros elementos cósmicamente abundantes. Los elementos carbono, oxígeno, hidrógeno y nitrógeno dominan sus habitantes bióticos.

Los procesos que ocurrieron durante los miles de millones de años de la «prehistoria» de la Tierra cuando se produjeron sus elementos generalmente se comprenden bien. Los elementos se producen dentro de las estrellas; algunos se lanzan de nuevo al espacio y se reciclan dentro y fuera de generaciones de nuevas estrellas. Cuando se formaron el Sol y sus planetas, fueron solo una muestra aleatoria de este material generado y reprocesado. Sin embargo, se cree que la mezcla de «abundancia cósmica» de los elementos químicos (La composición elemental del Sol) es representativa del material de construcción de la mayoría de las estrellas y los planetas, siendo la mayor variación la proporción de hidrógeno con respecto a los elementos pesados.

Los átomos dominantes que formaron la Tierra fueron silicio, magnesio y hierro, con suficiente oxígeno para oxidar completamente (A partir de compuestos como MgO, óxido de magnesio), la mayor parte del silicio y el magnesio y parte del hierro. El contenido de oxígeno de la Tierra es del 45% en peso, pero del 85% en volumen. Otros elementos son raros, pero algunos juegan papeles muy críticos. El carbono es un elemento traza en la Tierra, pero como hemos notado, es el elemento clave para la vida terrestre, y sus ricas propiedades químicas probablemente sean la base de cualquier vida extraterrestre también. El hidrógeno es también un elemento traza en el planeta Tierra; todavía sus regalos incluyen los océanos y toda el agua, el fluido esencial de la vida terrestre. Otros oligoelementos importantes son el uranio, el potasio y el torio. La descomposición de estos elementos radiactivos calienta el interior de la Tierra y alimenta el horno interno que impulsa el volcanismo, el movimiento vertical de la materia dentro de su interior y la deriva de los continentes en su superficie.

El patrón de «abundancia cósmica» es conocido en la literatura científica, pero en realidad no es tan «cósmico» como su nombre lo indica. En realidad, es el patrón de «abundancia solar», porque se basa en mediciones de la composición del Sol y del sistema solar. Muchas estrellas tienen una composición similar, pero existe una variación, principalmente en la abundancia de los elementos más pesados que forman la Tierra en relación con el hidrógeno y el helio. De hecho, el Sol es algo peculiar porque contiene aproximadamente un 25% más de elementos pesados que las típicas estrellas cercanas de masa similar. En estrellas extremadamente viejas, la abundancia de elementos pesados, puede ser tan baja como una milésima parte de eso en el Sol. La abundancia de elementos pesados se correlaciona aproximadamente con la edad. A medida que pasaba el tiempo, el contenido de elementos pesados del Universo en su conjunto aumentaba, por lo que las estrellas recién formadas son, en promedio, más «enriquecidas» en elementos pesados que las más antiguas. También hay variaciones sistemáticas dentro de la galaxia Vía Láctea. Las estrellas en el centro de la galaxia son más ricas en metales (Jerga astronómica para elementos más pesados que el helio) que las estrellas en las regiones externas.

La abundancia de elementos pesados entra en las consideraciones de la Tierra Rara porque influye en la masa y el tamaño de los planetas. Si la Tierra se hubiera formado alrededor de una estrella con menor abundancia de elementos pesados, habría sido más pequeña porque habría habido menos materia sólida en el anillo anular de escombros del que se acumuló. Un tamaño más pequeño puede influir negativamente en la capacidad de un planeta para retener una atmósfera, y también puede tener efectos a largo plazo sobre la actividad volcánica, la tectónica de placas y el campo magnético. Si el Sol fuera más viejo, si estuviera más alejado del centro de la galaxia, o incluso si fuera una estrella típica de masa uno-solar (Igual a la masa del Sol), entonces la Tierra probablemente sería más pequeña. Si la Tierra fuera un poco más pequeña, ¿Habría podido soportar la vida durante largos períodos de tiempo?

De todas estas propiedades del sistema solar, quizás la más curiosa (Y al mismo tiempo la menos apreciada) es que es muy rica en metales. Estudios recientes de Guillermo González y otros han demostrado que el sol es bastante raro en este sentido. Los metales son atributos necesarios de los planetas: Sin ellos no habría campos magnéticos ni fuentes de calor internas. Y los metales también pueden ser una clave para el desarrollo de la vida animal: son necesarios para los constituyentes orgánicos importantes de los animales (Como los pigmentos de cobre y hierro). ¿Cómo conseguimos nuestro tesoro de metales sobrante?

Construcción del Planeta Tierra

La materia producida en el Big Bang se enriqueció en elementos más pesados al entrar y salir de las estrellas. Como las entidades biológicas, las estrellas se forman, evolucionan y mueren. En el proceso de su muerte, las estrellas finalmente se convierten en objetos compactos, como enanas blancas, estrellas de neutrones o incluso agujeros negros. En sus caminos evolutivos hacia estos fines, expulsan la materia de vuelta al espacio, donde se recicla y se enriquece aún más en elementos pesados. Nuevas estrellas surgen de las cenizas de lo viejo. Por eso decimos que cada uno de los átomos individuales en la Tierra y en todas sus criaturas (Incluyéndonos a nosotros) ha ocupado el interior de al menos unas pocas estrellas diferentes. Justo antes de que se formara el Sol, los átomos que formarían la Tierra y los otros planetas existían en forma de polvo y gas interestelar. La concentración de esta materia interestelar formó una nube nebular, que luego se condensó en el Sol, sus planetas y sus satélites.

Echemos un vistazo más de cerca a lo que pasó. El proceso de formación comenzó cuando una masa de material interestelar se volvió lo suficientemente densa y fría como para volverse inestable y colapsar gravitacionalmente para formar una nube aplanada y giratoria: La nebulosa solar. A medida que la nebulosa evolucionaba, rápidamente tomó la forma de una distribución en forma de disco de gas, polvo y rocas que orbitan alrededor del proto-Sol, un estado juvenil de corta duración cuando era más grande, más frío y menos macizo. Todavía reuniendo masa. Los planetas se formaron a partir de esta nebulosa, aunque la nebulosa en sí existió solo unos 10 millones de años antes de que la mayoría de su polvo y gas formaran cuerpos grandes o fueran expulsados del sistema solar.

Sería altamente informativo examinar nebulosas similares alrededor de otras estrellas jóvenes, pero su distancia con respecto a nosotros es tan grande y su tamaño es tan pequeño que sus detalles aún no se pueden tomar en imágenes directamente con los telescopios. Sin embargo, los telescopios terrestres y espaciales han revelado varias líneas de evidencia que sugieren que los discos rodean estrellas recién formadas. Entre esta evidencia se encuentra un fenómeno peculiar y espectacular que solo recientemente ha comenzado a entenderse. Las estrellas jóvenes muestran chorros de material que irradia de ellos. Estas «nebulosas bipolares» son objetos gaseosos que se asemejan a dos nabos gigantes, cada uno con su vértice apuntando hacia la estrella. Los chorros parecen ser expulsiones de gas perpendiculares a los discos que aparentemente existen alrededor de la estrella central. Así como las estrellas se forman, paradójicamente también expulsan materia de regreso al espacio. La presencia de un disco en el plano ecuatorial de la estrella obliga al material expulsado a chorros a lo largo de los ejes polares del sistema de rotación de la estrella y el disco.

En la nebulosa solar, el 99% de la masa era gas (Principalmente hidrógeno y helio), y los elementos más pesados que podían existir como sólidos constituían el 1% restante. Algunos de los sólidos sobrevivían a los granos de polvo interestelar; Otros se formaron en la nebulosa por condensación. Este gas jugó un papel importante en la formación del Sol, Júpiter y Saturno. Todos los demás planetas, los asteroides y los cometas se formaron principalmente a partir de los sólidos. Los sólidos eran solo un componente traza de la nebulosa en su conjunto, pero podían sufrir un proceso de concentración que el gas no podía. A medida que la nebulosa evolucionaba, el polvo, las rocas y los cuerpos sólidos más grandes se separaban del gas y se volvían altamente concentrados, formando una lámina similar a un disco en el plano medio de la nebulosa solar, que en cierto modo se asemejaba a los anillos de Saturno.

Uno de los procesos fundamentales que llevaron a la producción de planetas fue la acumulación, la colisión de sólidos y su adhesión entre sí para formar cuerpos cada vez más grandes. Este complejo proceso involucró la formación, evolución, destrucción y crecimiento de grandes cantidades de cuerpos que varían en tamaño, desde granos de arena hasta planetas. La mayor parte de la masa de un planeta se acrecentó a partir de materiales en su «zona de alimentación», una sección anular del disco de nebulosa solar que se extendía aproximadamente hasta la mitad de los planetas vecinos más cercanos. Si se ve desde arriba, las zonas de alimentación concéntricas podrían imaginarse como un objetivo, con un planeta formándose en cada banda radial. La composición de los sólidos variaba con la distancia al Sol, por lo que la naturaleza de cada planeta estaba influenciada por su zona de alimentación.

El proceso de acreción fue responsable de aspectos únicos y muy importantes de la Tierra. Un enigma de la formación de la Tierra es su composición y ubicación particular en el sistema solar. Como lo platicamos en la entrada “Zonas Habitables del Universo” , la Tierra se formó dentro de la zona habitable del Sol. Una gran paradoja de los planetas terrestres es que, si se forman lo suficientemente cerca de la estrella para estar en su zona habitable, generalmente terminan con muy poca agua y una escasez de elementos primarios que forman vida, como nitrógeno y carbono, en comparación con los cuerpos que se han formado en el sistema solar exterior. En otras palabras, los planetas que están en el lugar correcto y, por lo tanto, tienen superficies cálidas, contienen solo pequeñas cantidades de los ingredientes necesarios para la vida. El proceso de alimentación acumuló sólidos de la nebulosa, pero la composición del polvo sólido, las rocas y los planetesimales en la nebulosa varió con la distancia del Sol. A la distancia de la Tierra del centro de la nebulosa solar, la temperatura era demasiado alta para que el carbono, el nitrógeno o el agua abundantes se unieran en materiales sólidos que podrían acumularse para formar planetesimales y planetas. El hielo y los sólidos ricos en carbono/nitrógeno eran demasiado volátiles y no tenían medios para formar de manera eficiente los sólidos en las regiones internas cálidas de la nebulosa. Por lo tanto, la Tierra solo tiene pequeñas cantidades de estos componentes volátiles, en comparación con los cuerpos que se formaron más lejos del Sol. Un excelente ejemplo es el caso de los meteoritos carbonosos, que se cree que son muestras de asteroides típicos formados entre Marte y Júpiter. Estos cuerpos contienen hasta un 20% de agua (En minerales hidratados similares al talco) y hasta un 4% de carbono. El grueso de la Tierra, en comparación, es solo 0.1% de agua y 0.05% de carbono.

Si la Tierra se hubiera formado a partir de materiales similares a los del cinturón de asteroides, más lejos del Sol, su océano podría haber tenido una profundidad de cientos de kilómetros y su contenido de carbono hubiera sido mayor en muchos órdenes de magnitud. Ambos aspectos habrían resultado en un planeta totalmente cubierto por agua y con vastas cantidades de CO₂ en su atmósfera. El calentamiento del invernadero resultante habría producido temperaturas en la superficie similares a Venus, de cientos de grados Celsius, y la superficie habría sido demasiado caliente para que las moléculas orgánicas complejas utilizadas por los organismos vivos sobrevivieran. Un planeta así podría haber desarrollado condiciones más similares a la Tierra solo si los cambios cataclísmicos hubieran provocado la pérdida de espacio de la mayoría de sus océanos y la mayor parte de su dióxido de carbono, y esto parece muy improbable. Con incluso el doble de agua, la Tierra hubiera terminado como un planeta abisal completamente cubierto de agua azul profunda (Un verdadero «mundo acuático») y muy pocos nutrientes habrían estado disponibles en las aguas superficiales ricas en energía del océano.

Si los procesos naturales en la nebulosa hubieran actuado de una manera diferente, podría haber resultado una Tierra radicalmente diferente. Por ejemplo, la razón por la que la Tierra es tan pobre en carbono es que la mayor parte del carbono en las partes internas de la nebulosa estaba en forma de gas monóxido de carbono. Al igual que el hidrógeno y el helio, no se pudieron incorporar componentes gaseosos. Si hubiera existido una forma de convertir el carbono gaseoso en sólidos, entonces podrían haberse acumulado enormes cantidades de carbono, y el carbono habría sido el elemento dominante de la Tierra. En la distribución de la abundancia cósmica, el carbono es la mitad de abundante que el oxígeno y diez veces más abundante que el hierro, el magnesio y el silicio. Un planeta genuinamente rico en carbono sería completamente diferente de la Tierra. Imagine un planeta con grafito en su superficie y diamante y carburo de silicio en su interior. Ninguno de estos compuestos permitiría volcanismo o incluso la intemperie química. Los planetas ricos en carbono son presumiblemente raros, pero probablemente ocurren en sistemas planetarios exóticos donde el oxígeno era menos abundante que el carbono en la nebulosa que forma el planeta.

La llegada de los «elementos biogénicos» a la Tierra es una cuestión de considerable especulación, pero es probable que la mayoría de ellos provenga de las regiones externas. En las regiones exteriores más frías de la nebulosa, el agua y el nitrógeno y los compuestos de carbono podrían condensarse para formar sólidos. Los sólidos interestelares presolares que llevan los elementos ligeros también se conservaron en esta región. Aunque la mayoría de estos materiales permanecieron en el sistema solar exterior, algunos habrían llegado a la Tierra por dispersión. Cuando pasaron cerca de un planeta exterior, sus órbitas alrededor del Sol podrían haber sido alteradas de una manera importante, a veces enviándolas hacia el Sol, donde podrían chocar con planetas terrestres. Dichos efectos gravitacionales de los encuentros con planetas pueden hacer que los asteroides y los restos de cometas, ricos en elementos ligeros, asuman órbitas que impactan la tierra. Esta «conversación cruzada» causó cierto grado de mezcla entre diferentes zonas de alimentación y proporcionó un medio para llevar los componentes básicos de la vida a lo que de otro modo podría haber sido un planeta sin vida que carece de muchos elementos biogénicos porque se formó demasiado cerca del Sol.

Se cree que la formación de planetas exteriores gigantes fue particularmente efectiva en la dispersión de planetesimales ricos en volátiles de las regiones externas del sistema solar al sistema solar interior, el reino de los planetas terrestres. Incluso hoy, el material del sistema solar exterior impacta la Tierra. La mayor parte de la masa está en partículas de un cuarto de milímetro de diámetro que se derivan de cometas y asteroides. Estos materiales transportan no solo carbono, nitrógeno y agua, sino también cantidades relativamente grandes de material orgánico, como se demostró por primera vez cuando se descubrieron aminoácidos extraterrestres en el meteorito Murchison que cayó en Australia en 1969. La vida en la Tierra se formó a partir de compuestos orgánicos, y es posible que los compuestos prebióticos del sistema solar exterior estimulen los primeros pasos hacia el origen de la vida en la Tierra. Por lo tanto, el sistema solar externo no solo proporcionó los elementos esenciales para la vida, sino que también pudo haber dado a la compleja organización de los procesos químicos de la vida una ventaja crítica. (En el contexto de la Tierra Rara, esta «siembra» no habría sido inusual para un planeta terrestre. Es razonable esperar que los planetas interiores de todos los sistemas planetarios estén expuestos al «maná» rico en materia orgánica de los sistemas de nubes de cometas distantes que invariablemente rodean su estrella central.

El proceso de dispersión que se otorga al material solar que da vida a la Tierra también tiene un lado oscuro. Hemos notado que el proceso de acreción nunca terminó realmente. La velocidad es muchos órdenes de magnitud menor que hace 4.500 millones de años, pero, como en cualquier sistema solar donde los planetas se forman por acumulación de sólidos, el proceso continúa. La afluencia anual de material del sistema solar exterior que cae a la Tierra es de 40,000 toneladas por año. Esto es principalmente en forma de partículas pequeñas, pero los objetos más grandes ocasionalmente golpean. El flujo de partículas pequeñas es una partícula de 10 micrones por metro cuadrado por día y una partícula de 100 micrones por metro cuadrado por año. El diámetro de un cabello humano típico es de poco menos de 100 micrones. Los objetos más grandes son cada vez más raros, pero en promedio, un objeto del sistema solar exterior de 1 kilómetro de diámetro impacta aleatoriamente en la Tierra cada 300,000 años. La colisión con un cuerpo de este tamaño, viajando a una velocidad de más de 10 kilómetros por segundo, resulta en un evento de impacto muy energético. Cada 100 millones de años, en promedio, un objeto de 10 kilómetros golpea la Tierra. Tal impacto puede producir un cráter transitorio de decenas de kilómetros de profundidad y más de 200 kilómetros de diámetro. Puede expulsar suficientes residuos finos al aire para bloquear la luz solar de toda la Tierra durante meses. Un evento de tal impacto mató a todos los dinosaurios en la Tierra hace 65 millones de años.

Al principio de la historia del sistema solar, la tasa de impacto de objetos muy grandes era mucho mayor, y los objetos que impactaron la Tierra quizás eran tan grandes como un satélite natural. Durante los primeros 600 millones de años de la historia de la Tierra, hubo impactos de cuerpos de 100 kilómetros de tamaño que, individualmente, suministraron suficiente energía para calentar y esterilizar la superficie de la Tierra hasta profundidades de varios kilómetros. Los impactos más grandes habrían vaporizado el océano y partes de la corteza. La ocurrencia de impactos que podrían causar la esterilización global plantea una posibilidad intrigante: Pueden haber existido ocasiones en que toda la vida en la Tierra fue destruida por un solo impacto. Los intervalos entre los impactos devastadores podrían haber sido lo suficientemente largos para que la vida se forme y se aniquile nuevamente. Si la vida se forma fácil y rápidamente cuando las condiciones son correctas, entonces la vida podría haberse formado y destruido varias veces antes de que terminara la era de la esterilización de cuerpos de 100 kilómetros o más grandes. Este efecto se ha denominado «la frustración por el impacto del origen de la vida», porque la vida no podría existir permanentemente en la Tierra hasta que los impactos importantes hubieran cesado. Los impactos gigantes esencialmente terminaron hace 3.900 millones de años porque la mayoría de los grandes cuerpos habían sido barridos por planetas, expulsados del sistema solar o almacenados en órbitas distantes. Durante los últimos 3.900 millones de años, los impactos han continuado, pero no por cuerpos tan grandes como de 100 kilómetros. Los cuerpos que pueden impactar actualmente son cometas y asteroides perturbados por los efectos gravitacionales de los planetas, desde sus reservorios en los cinturones de asteroides y cometas. El más grande de estos cuerpos puede tener efectos calamitosos (El impacto de un cuerpo de 10 kilómetros probablemente causó la extinción de los dinosaurios), pero son demasiado pequeños para representar una amenaza de esterilización para toda la Tierra.

Las etapas finales del proceso de ensamblaje de la Tierra incluyeron el impacto de varios objetos muy grandes. En la zona de alimentación de la Tierra, muchos cuerpos celestes luchaban por crecer. Durante la acumulación, un cuerpo determinado en una zona de alimentación se encontraría con uno de los siguientes destinos:

• Crecimiento por asimilación de los demás.
• Destrucción por colisión a alta velocidad.
• Asimilación en un cuerpo más grande.
• Expulsión fuera de la zona de alimentación.

El proceso se parecía a una brutal competencia biológica, y al final, solo un cuerpo sobrevivió para convertirse en la Tierra. Sin embargo, en las etapas finales del ensamblaje, muchos cuerpos grandes orbitaban dentro de la zona de alimentación, algunos tan grandes como el planeta Marte. La dramática colisión de estos grandes cuerpos con la joven Tierra desempeñó un papel en la determinación de los valores de inclinación iniciales del eje de giro de la Tierra, la duración del día del planeta, la dirección de su giro y el estado térmico de su interior. Una teoría indica que el impacto de un cuerpo del tamaño de Marte fue responsable de la formación de la Luna, un satélite extrañamente grande en relación con el tamaño de su planeta madre.

La composición final de la Tierra tuvo varios efectos estructurales cruciales. Primero, había suficiente metal en la Tierra primitiva para permitir la formación de una región más interna, o núcleo, rica en níquel y hierro, que es parcialmente líquida. Esto permite a la Tierra mantener un campo magnético, una propiedad valiosa para un planeta que sostiene la vida. En segundo lugar, había suficientes metales radiactivos como el uranio para un largo período de calentamiento radiactivo de las regiones internas del planeta. Esto dotó a la Tierra con un horno interior de larga vida, que ha hecho posible una larga historia de construcción de montañas y tectónicas de placas, también creemos que es necesario para mantener un hábitat adecuado para animales. Finalmente, la Tierra primitiva fue capaz de producir en composición una corteza externa muy delgada de material de baja densidad, una propiedad que permite que la tectónica de placas funcione. El grosor y la estabilidad del núcleo, el manto y la corteza de la Tierra podrían haberse producido solo a través del ensamblaje fortuito de los bloques de construcción elementales correctos.

No hay información directa sobre la historia temprana de la Tierra porque no han sobrevivido rocas más antiguas que 3.900 millones de años. Podemos decir con confianza, sin embargo, que el período incluyó episodios de gran violencia debido al efecto de impactos gigantes. Las colisiones de alta velocidad más grandes causarían calentamiento y volverían a resurgir el planeta. Los eventos devastadores de la magnitud de aquellos que crearon las cuencas principales en la Luna (Las grandes regiones circulares que se ven sin un telescopio, incluido el ojo del «Hombre de la Luna») pueden haber transportado partes de la atmósfera al espacio. Estos eventos pueden haber producido ambientes verdaderamente horribles. Los impactos que vaporizan grandes cantidades de agua y liberan dióxido de carbono de las rocas de la superficie pueden llevar a efectos fenomenales de efecto invernadero. Después de que los efectos de calentamiento directo debidos a la energía cinética del impacto se hayan disipado, los gases de efecto invernadero permanecen en la atmósfera y retardan el escape de la radiación infrarroja. Con su principal proceso de enfriamiento bloqueado, la atmósfera se calienta. El efecto invernadero en la densa atmósfera de dióxido de carbono en el Venus moderno produce temperaturas de superficie de 450°C; ¡Se ha estimado que la gran cantidad de gas inyectado en la atmósfera temprana de la Tierra por impactos gigantes puede haber producido temperaturas en la superficie lo suficientemente calientes como para derretir las rocas de la superficie!

Es la herencia de la vida terrestre que los eventos violentos y los entornos verdaderamente hostiles la precedieron. Los eventos violentos de estos tiempos pueden haber determinado la abundancia final de agua y dióxido de carbono, dos compuestos que juegan un papel crucial en la capacidad de la Tierra para mantener un entorno donde la vida pueda sobrevivir. Es interesante especular sobre lo que habría sucedido si la abundancia final de estos hubiera variado. Si la Tierra hubiera tenido un poco más de agua, los continentes no se extenderían sobre el nivel del mar. Si hubiera habido más CO₂, la Tierra probablemente habría permanecido demasiado caliente para albergar la vida como la conocemos, al igual que Venus.

El Trabajo Final

Un proceso que influyó fuertemente en la evolución final de la vida en la Tierra fue la creación de la atmósfera, los océanos y la tierra. Los eventos involucrados en la formación de los tres fueron altamente entrelazados.

Sin una atmósfera no habría vida en la Tierra. Su composición a lo largo de la historia de la Tierra es una de las razones por las que nuestro planeta ha permanecido como un hábitat de soporte vital durante tanto tiempo. Hoy en día, la atmósfera está altamente controlada por procesos biológicos y difiere mucho de los de otros planetas terrestres, que van desde prácticamente ninguna atmósfera (Mercurio) a una atmósfera de CO₂ cien veces más densa (Venus) y una atmósfera de CO₂ cien veces menos densa. (Marte). Incluso vista desde una gran distancia, la extraña composición atmosférica de la Tierra proporcionaría una fuerte pista de que la vida está presente. Compuesto por nitrógeno, oxígeno, vapor de agua y dióxido de carbono (En orden descendente de abundancia), no es una atmósfera que la química pueda mantener por sí sola. Sin vida, el oxígeno libre disminuiría rápidamente en la atmósfera. Algunas de las moléculas de O₂ oxidan los materiales de la superficie y otras reaccionan con el nitrógeno, formando en última instancia ácido nítrico. Sin vida, la abundancia de CO₂ probablemente aumentaría, dando como resultado una atmósfera de nitrógeno y CO₂. Para un astrónomo alienígena, la composición atmosférica de la Tierra estaría claramente fuera del «equilibrio químico». Esta situación proporcionaría evidencia convincente de la vida y un ecosistema vigoroso capaz de controlar la composición química de la atmósfera. La detección telescópica de tales atmósferas peculiares es la base de una estrategia para la detección de vida fuera del sistema solar por el «Buscador de planetas terrestres», del cual espero platicar con ustedes, amables lectores, en un futuro cercano.

La atmósfera se formó mediante la desgasificación del interior, un proceso que liberó compuestos volátiles originalmente transportados a la Tierra en cuerpos planetesimales, así como a través de la entrega de cometas impactantes. La composición y la densidad de la atmósfera se ven influenciadas por la cantidad y la naturaleza de los materiales originales acrecentados, pero en el caso de la Tierra, son los más afectados por los procesos que reciclan los componentes atmosféricos dentro y fuera de la atmósfera.

Los océanos son un subproducto de la desgasificación y la formación de la atmósfera. Cuando la atmósfera estaba muy caliente, gran parte de ella estaba compuesta de vapor. Gradualmente, a medida que la Tierra primitiva se enfriaba, el vapor se condensaba en agua y formaba los vastos océanos que aún vemos hoy. Aunque originalmente eran “dulces”, los océanos se volvieron salados a través de las interacciones químicas con la corteza terrestre.

La superficie proporciona un hogar para la vida no acuática, y las vastas regiones de aguas poco profundas que rodean la superficie ofrecen hábitats cruciales y complejos donde la vida oceánica puede florecer. Las aguas poco profundas también son un entorno donde las interacciones entre el océano y la atmósfera alteran la composición de la atmósfera. La topografía de la Tierra y la cantidad total de agua determinan qué fracción de la superficie de la Tierra es la tierra firme. Los océanos contienen suficiente agua para cubrir una Tierra esférica a una profundidad de unos 4000 metros. Si la superficie del planeta variara solo unos pocos kilómetros en elevación, la Tierra estaría desprovista de tierra firme. Es fácil imaginar una Tierra cubierta por agua, pero es difícil imaginar que, con su suministro actual de agua, alguna vez pueda ser dominada por la tierra. Para hacer más tierra o incluso producir una Tierra dominada por la tierra, los océanos tendrían que ser más profundos para acomodar el mismo volumen de agua a pesar de tener menos área de superficie total. Así, la notable mezcla de tierra y océanos del planeta es un acto de equilibrio.

La formación de tierra firme en la Tierra ha ocurrido a lo largo de su historia por dos medios principales: el volcanismo simple que crea montañas y los procesos más complejos relacionados con la tectónica de placas. El volcanismo simple conduce a la formación de pequeñas islas como Hawaii y los archipiélagos de Galápagos. Las islas volcánicas similares a Hawaii fueron probablemente la forma de relieve predominante en la Tierra primitiva. Estas eran islas sin vida, sin raíces de plantas para frenar los estragos de la erosión. Las islas bajas habrían sido sombrías y desérticas, las superficies estériles bombardeadas por la intensa radiación ultravioleta del Sol sin filtrar por la atmósfera primitiva de la Tierra. Si las condiciones climáticas fueran como las de hoy, las islas más altas habrían tenido lluvias abundantes que habrían llevado a una extensa erosión. Aunque la Tierra evolucionó más allá de la etapa donde su única tierra consistía en islas erosionadas y condenadas, muchos de los planetas cubiertos de agua en otros lugares probablemente solo tengan islas transitorias de basalto, en el mejor de los casos. En el peor de los casos no tienen tierra en absoluto.

En el caso de nuestro planeta, la Tierra logró formar continentes que podrían durar miles de millones de años. Esto requirió la formación de masas de tierra hechas de materiales de densidad relativamente baja que podrían «flotar» permanentemente en el manto subyacente más denso, mientras que partes de ellas se extendían sobre el mar.

¿Cómo se formaron los primeros continentes? Las masas terrestres continentales tempranas pueden haberse formado cuando el impacto de grandes cometas y asteroides fundió la región exterior de la Tierra para formar un «océano de magma», una capa de roca fundida que asfixia a los planetas. El concepto de un océano de magma global surgió de los estudios de la Luna. El calor generado por la rápida acumulación de muchos planetesimales en nuestra Tierra sólida parece haber derretido los 400 kilómetros superiores de la superficie de la Luna. En el caso lunar, a medida que se enfriaba el océano de magma, se formaban miles de pequeños cristales de feldespato plagioclasa (Un mineral de baja densidad rico en calcio, aluminio y silicio) que flotaba hacia arriba para crear una corteza de baja densidad de casi 100 kilómetros de espesor. Esta antigua corteza aún se conserva e incluso se puede ver a simple vista como las brillantes «montañas lunares”. De manera similar, un océano de magma en la Tierra, puede haber conducido a la formación de los primeros continentes. Alternativamente, los procesos que conducen a la formación de la primera tierra continental pueden haber ocurrido debajo de grandes estructuras volcánicas. La masa de tierra inicial era pequeña y no fue hasta la mitad de su historia que la tierra cubría más del 10% de la superficie de la Tierra. En cualquier caso, el resultado fue un planeta con tierra y mar. Esta combinación fortuita puede ser el factor más importante que finalmente hizo posible la vida.

Hace unos 4.500 millones de años la Tierra fue construida. El siguiente paso fue poblarlo.