La Acreción y Diferenciación de la Tierra
La formación de la Tierra en la nebulosa solar tuvo lugar en dos etapas superpuestas: Acreción y diferenciación. La Tierra se ensambló a partir de planetesimales de un kilómetro a través de la acumulación desbocada, un proceso que puede haber durado unos 100.000 años. La fusión a escala planetaria condujo a la diferenciación de la Tierra en tres capas principales: Núcleo, manto y corteza, cada una de las cuales se subdivide en capas de diferente composición y densidad. Los detalles de la estructura interna de la Tierra provienen principalmente de dos tipos de mediciones geofísicas: Momento de inercia y sismología.
El Proceso de Acreción
El escenario ha sido preparado para la formación de la Tierra. La nebulosa solar había sido procesada, primero por el calor y la radiación del Sol T Tauri. Ese viento solar inicial formó las cóndrulas y las CAI y separó la mayoría de los componentes volátiles y “amantes de la atmósfera” de las regiones rocosas internas del sistema solar. Los datos de isótopos de los meteoritos más primitivos datan de esos eventos iniciales hace 4.567 millones de años. Esta primera etapa de evolución mineral vio la producción de quizás 60 minerales diferentes, muchos de los cuales ocurrieron solo en cristales microscópicos.
Las fuerzas electrostáticas hicieron que las cóndrulas y el polvo se unieran para formar grumos del tamaño de pelotas de baloncesto, y luego automóviles, y tal vez incluso casas. A medida que los grupos se hicieron más grandes durante un período prolongado de unos 10 o 20 millones de años, la gravedad se hizo cargo cada vez más, formando miles de millones de objetos irregulares de hasta un kilómetro de diámetro.
Este proceso de acreción se aceleró a medida que los planetesimales crecieron y su atracción gravitacional aumentó. La ley de gravitación de Isaac Newton explica por qué. La fuerza de gravedad es igual a una constante (G) multiplicada por la masa del primer objeto, multiplicada por la masa del segundo objeto, todo dividido por la distancia al cuadrado: F = G(m1m2)/R2. Es decir, dos objetos separados por una distancia experimentan una fuerza gravitacional.
La implicación de esta ecuación es que la masa realmente importa. En una nebulosa giratoria, los objetos se mueven y rozan constantemente entre sí, por lo que el término de distancia es prácticamente el mismo para objetos más pequeños o más grandes, al menos mientras hay muchos objetos en órbita alrededor del Sol. Sin embargo, si las masas son pequeñas, solo unas pocas onzas o unas pocas libras, la gravedad es extremadamente débil y no puede tener mucha influencia. Esa situación cambió, a medida que los planetesimales se hicieron cada vez más grandes a masas de miles o millones de toneladas. Ese es el punto cuando la gravedad se hizo cargo.
El mismo escenario se estaba desarrollando a todas las distancias del Sol, entre lo que ahora está dentro de la órbita de Mercurio y más allá del cinturón de asteroides, es decir, de unos 10 millones a 700 millones de kilómetros del Sol. Esta región había sido despojada en gran parte de su hidrógeno, helio y otros volátiles. Lo que quedó hace 4.550 millones de años fueron innumerables rocas grandes que eventualmente se convertirían en los cuatro planetas terrestres.
Las etapas finales de la formación de la Tierra deben haber sido típicas de todos los planetas rocosos internos; de hecho, los modelos de computadora muestran que durante un tiempo todos sus destinos estuvieron vinculados por eventos violentos aleatorios. Esta última etapa de la formación de planetas se llama acreción fuera de control, un intervalo que tal vez duró 100,000 años cuando la gravedad tenía el control total.
Comenzamos esa etapa con miles de millones de objetos en una variedad de tamaños, pero con una población significativa de un kilómetro de diámetro o más. Cuando dos de estos objetos se acercan, la fuerza de la gravedad los une y se fusionan: cuanto más grandes y masivos son los cuerpos, más violento es el impacto.
Los modelos de computadora revelan la progresión inevitable de tal escenario. Las estadísticas muestran que algunos objetos inevitablemente se hacen más grandes más rápido, lo que significa que tienen una atracción gravitacional mucho más fuerte y crecen aún más rápido.
Quizás miles de planetesimales crecen a tamaños de 50 a 100 kilómetros o más. Barren los pedazos más pequeños, y algunos de esos planetesimales crecen aún más rápido que otros, lo que lleva a quizás docenas de protoplanetas que alcanzan los 500 kilómetros de diámetro. Este es un sistema solar de quizás 50 a 100 protoplanetas de buen tamaño.
En este punto, cada impacto libera enormes cantidades de energía. Algunos planetesimales se hacen pedazos, de ahí provienen muchos de los asteroides y meteoritos. Más típicamente, un planetesimal más pequeño se estrellará contra uno más grande y se tragará por completo.
Los modelos de computadora muestran que las órbitas de estos protoplanetas más grandes se alteran fácilmente por las colisiones en la etapa final, por lo que, si tiene una docena de objetos realmente grandes en órbita en el rango de 10 a 700 millones de kilómetros del Sol, cualquiera de ellos podría finalmente terminar en casi cualquier órbita. Lo que no es completamente al azar es la distribución orbital final de los planetas estables. No pueden persistir dos planetas por mucho tiempo a la misma distancia orbital; el planeta más grande siempre consume al más pequeño.
El protoplaneta que se convertiría en la Tierra fue el objeto más grande para sobrevivir en nuestra sección de bienes inmuebles del sistema solar, a aproximadamente 150 millones de kilómetros del Sol. En el momento de sus etapas finales de formación, la Tierra era un mundo solitario y sin luna que casi había alcanzado su tamaño actual de 12,740 kilómetros de diámetro y su masa de 6 mil millones de kilogramos.
Su órbita entonces, como lo es ahora, era casi circular, y la duración del año estaba cerca del valor moderno de 365 días actuales, aunque la duración del día de la Tierra fue mucho más corta que el ciclo de 24 horas que experimentamos hoy.
Los astrónomos concluyen que la Tierra recientemente acrecida tenía algunas similitudes con nuestro planeta moderno, pero su apariencia era radicalmente diferente del planeta azul veteado que conocemos. No había océanos ni continentes. Ni siquiera había una atmósfera al principio. Durante los primeros días turbulentos de la Tierra, era una esfera caliente y ennegrecida de densas rocas ígneas.
La Tierra no podía permanecer sin aire por mucho tiempo. Los planetas rocosos son pobres en volátiles en comparación con los gigantes gaseosos más distantes, pero no están libres de volátiles. El magma debajo de la espesa corteza negra contenía suficiente agua, nitrógeno y carbono para reducir significativamente los puntos de fusión de la roca y disminuir su viscosidad de la de una pasta espesa al agua corriente.
Este magma, menos denso que su entorno, explotó grietas y fisuras para abrirse paso hacia la superficie. El magma explotó con una fuerza tremenda al romper la superficie, liberando grandes cantidades de vapor y otros gases, lo que eventualmente se convertiría en los océanos y la atmósfera. La Tierra, entonces, era tan extraña y hostil como cualquier mundo que podamos imaginar.
El Proceso de Diferenciación
El momento de los eventos acumulativos finales que formaron la Tierra todavía es un tema de debate científico, pero hay un par de líneas de evidencia. Las más importantes son las edades radiométricas de los meteoritos más procesados: Los hierros, los pedregosos y las acondritas pedregosas. Estas edades son relativamente consistentes y apuntan a la existencia de protoplanetas completamente diferenciados por aproximadamente 4.550 millones de años. Eso es aproximadamente 15 a 20 millones de años después de que se formaron las primeras “gotas” espaciales, esas inclusiones ricas en calcio y aluminio que se encuentran en las condritas.
Los astrónomos también tienen una idea de la cantidad de estrellas jóvenes que aún tienen discos protoplanetarios de gas y polvo. No podemos ver cómo esos discos se convierten en planetas; El proceso lleva demasiado tiempo. Pero el simple hecho de que tantas estrellas jóvenes estén rodeadas por discos de pequeños objetos indica que la formación de planetas requiere escalas de tiempo extendidas.
La mejor estimación de la duración de todo el proceso, desde la primera erupción solar hasta un sistema solar con una docena de planetas y protoplanetas, es ciertamente no menos de 10 millones de años, pero probablemente no más de 20 o 30 millones.
Sabemos por la variedad de meteoritos que ocurrían muchas cosas dentro de los protoplanetas y, por extensión, también dentro de la Tierra. En nuestro planeta, como en todos los demás objetos rocosos grandes, la gravedad había agrupado las primitivas condritas juntas mientras el calor alteraba la mezcla. Presiones aplastantes, temperaturas abrasadoras, agua químicamente reactiva e impactos violentos reelaboraron los planetesimales en crecimiento.
En el proceso, surgieron más y más minerales nuevos, en conjunto más de 250 minerales diferentes que se encuentran colectivamente en todas las variedades de meteoritos, un aumento de 4 veces sobre la etapa 1 y un aumento de 20 veces sobre la docena de minerales-ur pre-solares. Estas especies minerales ricamente variadas, los bloques de construcción de la Tierra y otros planetas rocosos, revelan el lado oculto de la acumulación: El proceso de diferenciación.
La diferenciación, que finalmente condujo a la separación de elementos en meteoritos de hierro, frente a meteoritos de hierro pedregosos, frente a los variados meteoritos de piedra acondríticos, fue impulsada por el calor de dos fuentes. Los isótopos radiactivos, particularmente los radionucleidos de vida corta como el aluminio-26 y el xenón-129, fueron una fuente principal, que representa más de la mitad de la energía calorífica total en los primeros planetesimales. A este calor radiogénico se agregó la transformación de la energía potencial gravitacional en calor a medida que los planetesimales agregaban masa y el material más denso se acumulaba en los núcleos profundos de estos objetos.
Estos mismos procesos ocurrieron en la Tierra, pero a una escala aún mayor. La diferenciación planetaria del tipo experimentado por la Tierra surge principalmente de dos mecanismos complementarios: Diferenciación química y diferenciación física. Según el pensamiento actual, tanto los procesos químicos como los físicos contribuyen al tipo de capas concéntricas que se observan en todos los planetas terrestres, así como en todas las lunas rocosas y protoplanetas más grandes.
Momento de Inercia y Sismología
La diversidad de meteoritos proporciona una fuerte evidencia de una Tierra en capas, con un núcleo de hierro y un manto de silicato. Dos técnicas geofísicas primarias revelan la distribución de masa dentro de la Tierra. La primera y más antigua técnica consiste en medir el momento de inercia de la Tierra, que se define como la resistencia de un objeto a cualquier cambio en la rotación.
Si puede medir la fuerza necesaria para ralentizar la rotación de la Tierra, entonces tiene evidencia directa de la distribución de masa en el interior. El momento de inercia de la Tierra se ha medido de varias maneras, incluidas las mediciones modernas de satélites. Los estudios sobre el efecto de las mareas en desacelerar gradualmente la rotación de la Tierra y aumentar la distancia Tierra-Luna proporcionan un método clásico importante.
El momento de inercia de la Tierra es significativamente menor que el de una esfera uniforme del mismo tamaño y masa, lo que significa que se concentra significativamente más masa en un núcleo denso en comparación con una esfera uniforme. Si supone que la Tierra tiene dos regiones dominantes, el núcleo y el manto, entonces es posible predecir con buena precisión la profundidad de 2.900 kilómetros del límite entre el núcleo y el manto.
Nuestra imagen más detallada del interior de la Tierra proviene de la rama de la geofísica llamada sismología, que es el estudio de cómo viajan las ondas de sonido a través de la Tierra. Las ondas sísmicas son el tipo de ondas generadas por los terremotos.
La clave de la sismología es que las ondas de sonido viajan a través de diferentes tipos de materiales a diferentes velocidades, generalmente varios kilómetros por segundo. Estas velocidades, o velocidades sísmicas, son generalmente más rápidas para materiales más densos y más lentas para materiales más calientes, especialmente si se funden parcialmente.
Referencias
Roberth M. Hazen
James Trefil, Robert M. Hazen
John Grotzinger, Thomas H. Jordan