La Formación de la Tierra

En el anterior capítulo hemos visto como se formaron los diversos cuerpos que podemos encontrar en el Sistema Solar y como en aquél caos original se produjeron choques entre muchos planetas hasta que sólo quedaron los planetas actualmente conocidos.

El Origen de la Tierra y la Luna

Las primeras 20 horas tras el choque que dio origen a la Luna

Había nacido la Luna.

Desde hace siglos los astrónomos han elaborado varias teorías para explicar el origen de la Luna, pero todas las teorías han fallado a la hora de explicar todos los datos conocidos.
Esta teoría, planteada por primera vez en las últimas décadas y apoyada por numerosos ensayos de modelos informáticos, es la que mejor se ajusta a todos los datos conocidos y es la que la mayor parte de los astrónomos actuales consideran más probable.

De todo ello quedan algunas incógnitas que la ciencia aún no ha resuelto pero que lo hará sin duda en los próximos años. Una de ellas es cuál era la órbita anterior de la Tierra.
El planeta que chocó con la Tierra pudo alcanzarle por detrás o quizás fue la Tierra la que en su avance alcanzó al planeta. El choque se produjo a más de 10 y menos de 15 Km/s. El resultado es que al final del choque la Tierra acabó con una velocidad de 30 Km/s, que es la velocidad que aún conserva.
Esta velocidad hizo que la Tierra acabase, tras estabilizar su órbita, a unos 150 MM Km del Sol.
Dependiendo de si el choque fue por delante o por detrás de la Tierra, su velocidad anterior sería sensiblemente mayor o menor, y eso significaría que antes, la órbita de la Tierra estaba más lejos o más cerca del Sol. Yo estaría dispuesto a apostar que el choque se produjo por delante, que la Tierra estaba antes mucho más lejos del Sol y que el choque la frenó y acabó cayendo a una órbita menor.
¿Por qué pienso esto?. Por el tamaño de la Tierra que aún antes del choque era mayor que Marte, lo que según la distribución de masas original de la nebulosa solar (explicada en La Formación de los Planetas) debería haber llevado a la Tierra mucho más lejos del Sol.
El tiempo dirá si gano o pierdo la apuesta.

La Influencia de la Luna

La rotación de la Tierra, antes del choque, la ignoramos. Probablemente sería bastante lenta y su eje de rotación sería casi perpendicular al plano de la eclíptica, pero el choque del planeta que dio origen a la Luna hizo que la Tierra rotara a muy alta velocidad, dando una vuelta completa en seis horas, y con el eje de rotación inclinado entre 20 y 25 grados respecto al plano de la eclíptica.

La Luna, tal como se ve hoy en día y tal como se vería poco después de su formación.

La Luna original era muy distinta a la que vemos hoy en día. En primer lugar, se encontraba fundida en una masa de magma incandescente a menos de 30.000 Km de distancia de la superficie terrestre, quince veces menos que su distancia actual. Esta órbita haría que la Luna diese una vuelta a la Tierra en unas 20 horas aproximadamente. Como la Tierra daba una vuelta en solo seis horas, desde la superficie veríamos el Sol salir por el horizonte y en sólo una hora y media llegar a su cenit para luego descender en otra hora y media hasta el horizonte oeste, ocultarse y permanecer oculto durante tres horas de noche. Pero la Luna, girando al mismo tiempo a nuestro alrededor, iría más lenta, tardando algo más de tres horas en llegar del horizonte hasta el cenit, el mismo tiempo en ocultarse y permanecer unas seis horas oculta antes de volver a asomar por el horizonte Este.

Además, aunque el Sol se vería prácticamente del mismo tamaño que en la actualidad, eso sí, un 30% más débil, la Luna en cambio se vería con un diámetro 15 veces mayor, ocupando en el cielo un tamaño que sería 200 veces más grande que en la época actual.

Su fuerza gravitatoria afectó a la Tierra provocando un efecto marea que hacía que la Tierra se abombara bajo la poderosa atracción lunar. En una Tierra que se encontraba fundida en su mayor parte, el magma que constituía la superficie no encontraba dificultades para provocar una gigantesca marea de varios kilómetros de altura. El efecto marea se manifestaba con mayor intensidad justo bajo la Luna, pero como la Tierra estaba girando tan rápido, cuando la atracción lunar empezaba a decaer la marea aún se encontraba en su punto más alto, y eso hacía que el abombamiento estuviera situado por delante de la posición de la Luna.

Hay aquí una aparente paradoja: ¿Cómo puede estar el abultamiento de la marea terrestre por delante de la posición de la Luna?.
Veamos: Si la Tierra y la Luna estuviesen ambas detenidas, el abultamiento de la marea estaría justo bajo la vertical de la Luna. Si la Tierra estuviese quieta respecto al universo y la Luna girando a su alrededor, el abultamiento de la Tierra estaría por detrás de la posición de la Luna. Pero como la Tierra gira más rápida que la Tierra, es la Tierra la que arrastra ese abultamiento y eso hace que el abultamiento acabe estando por delante de la vertical y del movimiento de la Luna.

Esto hizo que la atracción entre la Tierra y la Luna no estuviese dirigida exactamente por el eje que unía el centro de ambos cuerpos, sino ligeramente hacia el abombamiento, lo que provocó dos efectos contrapuestos: Por un lado, la mitad de la Tierra donde se encontraba el abombamiento sufría una atracción mayor que la opuesta, y eso hacía que la Tierra fuera frenando su rotación. Por otro lado, la Luna no era atraída justo hacia el centro de la Tierra, sino ligeramente hacia su abombamiento, que se encontraba desplazado, lo que hacía que la órbita de la luna fuese acelerada, y, al acelerar, tendía a ocupar una órbita más alejada de la Tierra, es decir, se iba alejando.

Otra aparente paradoja: El efecto del abultamiento en la Luna es acelerarla, sin embargo, al hacerlo la Luna tiende a alejarse de la Tierra. Alejarse de la Tierra es como subir por una cuesta, lo que hace que la Luna de nuevo se vea frenada y cuando de nuevo recupera su movimiento horizontal respecto a la Tierra resulta que ha perdido más velocidad de la que tenía originalmente. Como resultado la Luna acaba a más distancia de la Tierra, pero habiendo perdido velocidad lineal y tardando ahora más tiempo en cada revolución. De ahí la aparente paradoja, aunque la marea terrestre tiende a acelerar la Luna, el resultado final es que la Luna acaba orbitando más lejos y más despacio.
La mecánica orbital es así de complicada.

Tanto el efecto de frenado de la Tierra como la aceleración y alejamiento lunar eran muy débiles, pero sí suficientes como para reducir sustancialmente su rotación en el transcurso de unos mil millones de años, al mismo tiempo que la Luna se alejaba alargando la duración de la traslación lunar.
Incluso sólo hace 400 millones de años, el día de la Tierra aún duraba sólo 22 horas, pero el año duraba prácticamente lo mismo que hoy en día, de ahí que se pudiesen contar más de cuatrocientos días al año.

Para que este fenómeno se produzca en su máxima intensidad hace falta que la corteza terrestre sea fluida o contenga alguna masa fluida que responda a la fuerza gravitatoria lunar. Mientras la corteza terrestre estaba fundida la marea del manto tuvo una altitud de varios kilómetros, pero conforme se iba enfriando y haciendo menos fluida la marea solo alcanzaría unos cientos de metros hasta que, una vez solidificada completamente la corteza terrestre, el efecto marea apenas produciría una elevación de unos metros o centímetros, haciendo que el efecto frenado fuera muy reducido.
El efecto marea se manifestaría entonces sólo en el manto, por debajo de la corteza, y esto haría que el manto se abombara empujando desde abajo la corteza sólida que, en aquella época apenas tendría unas decenas o centenas de metros de espesor, provocando continuas grietas, rupturas y terremotos en la plataforma continental. Conforme la corteza fue adquiriendo grosor, el abombamiento de la misma sería cada vez menor hasta ser de solo unos centímetros, pero no por la atracción lunar, sino por la presión del manto que sigue siendo afectado por ella.

Hoy en día el efecto marea, aunque de una intensidad dos mil veces menor, se sigue manifestando en el manto empujando desde abajo la rígida corteza terrestre y eso hará que en ocasiones la corteza ceda en los puntos más débiles, los bordes de las placas continentales, provocando terremotos que serán más probables en los momentos en que la Luna esté en su perigeo, la distancia más cercana a la Tierra, y aún más probables si el perigeo se produce en un momento en que la Luna esté alineada con el Sol, pues en esos momentos es cuando la marea del manto terrestre presionará con más intensidad a la corteza terrestre.

La solidificación de la corteza terrestre hizo que el efecto de frenado fuera menor, a pesar de encontrarse aún la Luna mucho más cerca de la Tierra que hoy en día, pero cuando esto ocurrió también se formaron los océanos, y a partir de ese momento fueron éstos los que experimentaron una elevación de las mareas que, en la época de su formación alcanzaría alturas de varios kilómetros.

Siendo el agua mucho más fluida que el magma, la capacidad de elevación de las mareas oceánicas podría haber sido mucho mayor que las que se producían en el magma, pero éste contaba con una ventaja: No tenía fondo, de ahí que el efecto marea del magma alcanzara una altitud extraordinaria que fácilmente podía alcanzar los ocho o diez kilómetros de altura. Sin embargo los océanos constituían una fina película de agua sobre una corteza sólida. El alzamiento de la marea tenía que atraer ingentes cantidades de agua desde los puntos de la Tierra más alejados de la Luna provocando corrientes marinas de extrema velocidad que arrastrarían rocas y pulirían el fondo oceánico al tiempo que servirían de límite a la altitud de las mareas. Aún así, las mareas oceánicas de aquella época es fácil que alcanzaran entre dos y tres kilómetros de altitud, constituyéndose en una ola gigantesca de al menos dos kilómetros de alto que azotaba las costas de los primeros continentes e invadían la costa a velocidades supersónicas hasta cientos de kilómetros tierra adentro.

Ya en épocas más recientes, durante las grandes glaciaciones, cuando un porcentaje importante de las masas marinas estaban congeladas, el nivel de los océanos era bastante menor, y por consiguiente era menos masa la que contribuía al efecto de frenado, pero cuando pasaban los períodos glaciales y el nivel de los mares llegaba a su nivel actual, el efecto frenado de los océanos volvía a adquirir su mayor fuerza.

Por último, no debemos ignorar que este mismo efecto marea también se manifestaba en la atmósfera, que también experimentaría un abultamiento extraordinario bajo la vertical de la Luna que generaría vientos huracanados con velocidades superiores a los mil Km/h que barrerían toda la superficie de la Tierra. No obstante, la masa de la atmósfera terrestre era muy pequeña y el efecto de frenado sería casi insignificante, pero la erosión producida por el viento y las partículas de granito arrancadas de los primeros continentes, al golpear las rocas las pulieron haciendo que las rocas adquirieran formas redondeadas y pulimentadas.

En los siguientes miles de millones de años la Tierra se ha seguido frenando y la Luna alejando, unas veces con más intensidad, otras veces con menos, pero mucho más rápido en los primeros mil MM de años que los tres mil MM siguientes, ya que conforme la Luna se alejaba las mareas se reducían en una proporción inversa del cubo de la distancia. Es decir, al alejarse la luna al doble de la distancia, las mareas se reducirían a la octava parte, y al multiplicar su distancia por diez la altura de las mareas se dividiría por mil.

Hoy en día la Tierra gira en 24 horas y la Luna se encuentra a unos 384.000 Km dando una vuelta a la Tierra en 27 días y elevando unas mareas oceánicas de unos pocos metros de altitud, pero aún suficientes para frenar la rotación terrestre en un segundo cada 60.000 años y alejar la Luna cuatro centímetros al año.
Los ritmos de deceleración terrestre y alejamiento lunar no son lineales, dependen de la cantidad de masa fluida (manto terrestre y aguas oceánicas) del planeta, pero si estos valores no llegasen a cambiar dentro de mil millones de años la Tierra se habrá frenado unas dos horas y la Luna alejado unos 40.000 Km hasta situarse a 420.000 Km y dar una vuelta a la Tierra en algo más de treinta días. Para entonces el Sol habrá incrementado su intensidad en un diez por ciento haciendo que los mares y océanos desaparezcan y la fuerza gravitatoria lunar no afectará ya más que a la atmósfera, cuya masa seguirá siendo insignificante, y al manto terrestre que, constreñido dentro de una corteza más gruesa que la actual, apenas sufrirá desplazamientos, reduciendo enormemente la capacidad de frenado de la Luna. Cuando el Sol haya acabado su ciclo vital, agotando gran parte de su hidrógeno, se convertirá en una gigante roja que destruirá nuestro planeta.
Faltan más de 4.000 millones de años, esperemos verlo desde lejos.

El Origen del Campo Magnético Terrestre

La fuerza de atracción lunar no solo afecta a la superficie, generando las mareas. También afecta al núcleo y al manto de la Tierra provocando un efecto aún no completamente comprendido pero de gran importancia para nuestra vida en el planeta.
Mientras la Tierra se ve frenada por la fuerza gravitatoria de la Luna, ese efecto de frenado no se produce con igual intensidad en el núcleo metálico del planeta, de ahí que el núcleo gire siempre un poco más rápido que la corteza terrestre.
Además, la atracción de la Luna sobre el núcleo metálico de la Tierra era más intensa que sobre la capa del manto de silicatos, de ahí que el núcleo de la Tierra acabase 'rodando' dentro del manto terrestre.
Esto produce corrientes y remolinos dentro del núcleo metálico y el manto de silicatos, y esas corrientes giratorias han convertido a la Tierra en una potente dinamo que genera un campo magnético alrededor del planeta.

Los efectos que produjo el Campo Magnético en la Tierra han tenido una importancia crucial para nosotros.

Desde que el Sol empezó a brillar, también comenzó a emitir radiaciones de alto poder energético y produjo un viento solar que hacía que parte de su atmósfera se derramara hacia los confines del sistema solar. Al chocar con las capas altas de la atmósfera de los planetas, las radiaciones energéticas y el viento solar arrancaban las moléculas más ligeras y poco a poco iba reduciendo la cantidad de vapores y gases ligeros de las capas altas de la atmósfera.
Pero el campo magnético de la Tierra formó un escudo de protección, un escudo que desviaba la mayor parte de las partículas energéticas y protegía la Tierra de las radiaciones solares y rayos cósmicos.

Gracias a la Luna tenemos un campo magnético y gracias a éste tenemos una atmósfera mucho más densa que nuestro planeta vecino, Marte.

Pero también, gracias a ese campo magnético, ha sido posible la existencia de seres vivos de una cierta complejidad fuera de los mares.

Los primeros seres vivos que surgieron en la Tierra iniciaron su existencia en los mares y océanos. Las radiaciones energéticas del Sol, tras atravesar la atmósfera, bombardeaban cada centímetro cuadrado de la superficie terrestre con partículas energéticas capaces de alterar o destruir cualquier molécula compleja.
Protegidas por una capa de varios metros de agua, las primeras bacterias que se formaron pudieron evolucionar hasta alcanzar una complejidad que dio origen a organismos cada vez más complejos, pero las bacterias que eran desplazadas a las costas de los lagos o de los mares primitivos sufrirían tal bombardeo de radiaciones que harían inviable su existencia sin la capa protectora del mar, de ahí que la vida hubiera quedado confinada a los fondos marinos o, como mucho, a las húmedas playas de arena y barro, habitando el espacio que quedara entre los granos de arena.
En tal caso la evolución hubiera seguido su curso y quizás se hubieran formado igualmente animales complejos como moluscos y peces, pero en la superficie terrestre solo sería posible la vida de bacterias, líquenes, hierbas, insectos y, quizás, animales subterráneos que se alimentaran de las raíces de la vegetación.

Gracias al escudo magnético que rodea la Tierra, la mayor parte de las radiaciones que harían imposible nuestra existencia fueron desviadas y, cuando las condiciones fueron las adecuadas, plantas y animales complejos poblaron la tierra y tras cientos de millones de años de evolución dieron origen a todas las especies que alguna vez han vivido y caminado sobre la faz de nuestro planeta.

Incluidos nosotros mismos.

El origen de la corteza terrestre

En todo sistema cerrado la tendencia natural de la materia es el desorden.
Esto es algo que observamos continuamente, si dejamos una manzana sobre la mesa de la cocina en una cabaña en el campo, al cabo de algunas semanas no quedará rastro de ella. Al cabo de algunas décadas la mesa estará destrozada y sus restos serán alimento de bacterias e insectos. Al cabo de algunos siglos, apenas quedarán rastros de la cabaña, que habrá sido invadida por la naturaleza en cualquiera de sus formas. Al cabo de algunos miles de años, incluso las partes metálicas de la cabaña, los clavos, etc. estarán cubiertos de herrumbre que las lluvias disolverán hasta que no quede ni rastro de que alguna vez allí hubiera habido algo distinto a una selva, bosque, pradera o desierto.

A escala molecular ocurre lo mismo: donde hay moléculas complejas tarde o temprano estas moléculas se desorganizan, se parten en componentes más pequeños, donde había vida, ésta muere, donde había organización ésta desaparece.

Esto es lo que ocurre en los sistemas cerrados. Afortunadamente la Tierra no es un sistema cerrado.

Debido a que no es un sistema cerrado la superficie terrestre ha sido bombardeada durante millones de años por millones de meteoritos que han aumentado su tamaño al mismo tiempo que su caída producía suficiente calor como para que grandes zonas del planeta se fundiesen. Este calor ha ocasionado que los elementos constitutivos del planeta se combinasen entre sí para formar los compuestos y aleaciones, sulfuros y silicatos que conforman las capas internas de nuestro planeta. Y al mismo tiempo los elementos radioactivos que se incorporaron a su masa han contribuido a calentar aún más el interior del planeta, hasta el punto de que la mayor parte, desde el núcleo hasta unos cincuenta kilómetros de distancia bajo nuestros pies, se encuentra fundido en forma de lava.

De una estructura caótica que había al principio, los compuestos que tenían un punto de fusión similar se separaron del resto de la masa terrestre para formar vetas de minerales más o menos homogéneos. Sometida a sucesivos procesos de fusión y enfriamiento, presión y compresión, acreción y convección, cada uno de estos procesos empujaba determinados elementos en ciertas direcciones hasta conseguir que de aquel caos inicial surgiera una cierta estructura.
La estructura que todos estos procesos nos han dejado es la de un planeta dividido en capas. En la capa más interior hay un núcleo con los elementos más pesados, siendo los más abundantes el hierro y el níquel. A continuación un manto de silicatos a temperatura de fusión. Por encima de este manto la atmósfera primigenia.

Conforme iban quedando cada vez menos fragmentos sólidos en la nebulosa solar, disminuyó el bombardeo de meteoritos, de ahí que la capa externa del manto en contacto con la atmósfera comenzara a enfriarse y en ella, algunos compuestos con una temperatura de fusión elevada y baja densidad formasen los primeros cratones, trozos de roca sólida flotando sobre un mar de magma que cubría el resto del planeta.
Dichos cratones fueron aumentando de tamaño y en su deriva colisionaban con otros cratones fusionándose o rebotando en ellos, arrastrados siempre por las corrientes de magma sobre las que flotaban.
Así se formaron los primeros continentes.

Con el tiempo, al enfriarse aún más el planeta, la corteza llegó a solidificarse por completo, pero aunque los continentes llegaron a tener un espesor de más de veinte kilómetros, el resto de la corteza, enfriada mucho más tarde, apenas tenía cuatro o cinco Km de espesor.
Con una masa muy superior, y sobresaliendo, tanto por encima de la superficie hacia la atmósfera, como hacia el interior del planeta a través del manto, las corrientes del magma empujaban a dichos continentes haciéndoles derivar. En los lugares donde los continentes chocaban con la corteza más fina, esta tendía a romperse, arrugarse y acabar hundiéndose bajo la masa continental mientras que en los lugares donde dos continentes se estaban separando se producía una grieta por la que surgía más material fundido del manto, solidificándose y volviéndose a crear una fina corteza de unos pocos km de espesor.

Flotando sobre el magma, los continentes acabaron uniéndose todos formando un supercontinente que abarcaba todas las tierras emergidas, pero esa disposición era inestable. Dentro del manto se producen corrientes ascendentes y descendentes de materia y debido a la rotación de la Tierra estas corrientes son muy afectadas por la fuerza de Coriolis. Así, tal como las corrientes oceánicas y atmosféricas tienden a girar en sentido horario en el hemisferio norte y antihorario en el sur, también las corrientes magmáticas formaban remolinos gigantescos, no solo en sentido horizontal, sino también hacia dentro y hacia afuera del planeta creando puntos de subducción, donde el magma tendía a hundirse y de abducción donde el magma ascendía hacia la superficie. Las zonas de abducción generaban "puntos calientes", zonas donde se producía más calor y que luego tirarían de los continentes que tuvieran encima en direcciones opuestas. Si este punto caliente se producía en el centro de un supercontinente, este podía resquebrajarse y, dividido en varios nuevos continentes iniciar una nueva deriva continental que podría durar varios cientos de millones de años antes de volverse a unir en un nuevo supercontinente.

Este proceso se ha repetido al menos en cuatro ocasiones desde que se formaron los primeros cratones, y el último supercontinente conocido, al que se ha llamado Pangea (Toda la tierra), comenzó a dividirse hace unos 300 MM de años y pasarán aún otros 300 antes de que todos los continentes vuelvan a unirse en un nuevo supercontinente para volver a iniciar su ciclo.

Y así continuará indefinidamente hasta que por fin la Tierra se enfríe lo suficiente para que la deriva continental acabe por detenerse.

Todo este continuo movimiento provoca gigantescas presiones en el interior de la corteza terrestre y a veces se producen erupciones volcánicas que sacan al exterior materias que quizás llevaban millones de años enterradas.

De esta forma tan caótica se formaron los principales yacimientos mineros, los nódulos de diamantes, las vetas de uranio, las menas de plata y mercurio.
Los gases de la atmósfera primigenia reaccionaban con todos estos elementos para formar numerosos compuestos que se depositaban en la superficie para posteriormente formar parte de una corteza terrestre cada vez más compleja.

El Origen de los Océanos

Cuando la corteza terrestre comenzó a solidificarse, el efecto marea siguió afectándola pero en mucha menor medida, reduciendo su efecto a un par de centenares de metros y al enfriarse aún más a unas decenas.

Para entonces, sin embargo, la atmósfera de la Tierra ya se había enfriado lo bastante como para que se condensaran las ingentes cantidades de vapor de agua que contenía. Empezó a llover, una lluvia intensa y continua, una lluvia que no llegaba al ardiente suelo sino que volvía a evaporarse a unos cientos de metros antes de tocarlo.

El proceso se vio ayudado por una intensa lluvia de asteroides y meteoritos, muchos de ellos compuestos en su mayor parte por hielo, que hace 3.900 MM de años bombardearon la Luna y la Tierra, seguramente procedentes de un cataclismo planetario similar al que dio origen a la Luna. La cantidad de meteoritos que cayó en esa época fue muy grande, como atestiguan los cráteres lunares, muchos de los cuales son de aquella época y algunos de hasta mil kilómetros de diámetro, lo que indica que los meteoritos caídos serían de centenares de kilómetros de radio. En la Tierra debió caer una cantidad al menos diez veces mayor y el calor generado por su caída elevó algo más la temperatura interior de la Tierra, pero también trajeron con ellos, en forma de hielo, una gran parte del agua que aún hoy en día forma nuestros océanos.

Pasado este cataclismo lunar, la corteza siguió enfriándose y al cabo de miles de años la lluvia empezó por fin a llegar hasta los primeros cratones, aún excesivamente calientes, y volvió a evaporarse y volvió a caer durante decenas de miles de años antes que en las cimas de las montañas, allí donde la corteza era más gruesa y más fría, se formaron los primeros charcos y lagos y los primeros ríos, que avanzaban serpenteando creando gigantescos torrentes hasta alcanzar las zonas más bajas, donde la corteza era más delgada y donde al agua volvía a hervir para volver a iniciar su eterno ciclo.

Millones de veces se repitió este ciclo, durante al menos cincuenta millones de años, antes de que por fin el agua que seguía cayendo torrencialmente empezara a formar los primeros mares que después se convirtieron en océanos que cubrieron una gran parte de la Tierra.

Pero al mismo tiempo que se iban formando los océanos, la influencia de la Luna comenzó a hacerse sentir en ellos.
Conforme la corteza terrestre se había ido solidificando, la deformación provocada por el efecto marea era menor, pero los océanos, mucho más fluidos que el magma, reaccionaron a la gravitación lunar elevando una gigantesca marea que avanzaba como una ola de varios kilómetros de alto y azotaba los continentes a velocidades supersónicas, avanzando cientos de kilómetros en los continentes y arrastrando toneladas de rocas en su retirada.

La velocidad adquirida por esta ola gigantesca era tremenda, tanto que en los bordes de los continentes avanzaba tierra adentro rompiendo la barrera del sonido y generando millones de toneladas de espuma y trillones de minúsculas gotas de agua, que generaban gigantescas nubes que cubrían toda la Tierra.

Y en su retirada los océanos absorbían elementos con los que se combinaban para crear numerosas sales y compuestos minerales, muchos de ellos de azufre, silicio o hierro que aportaron a los océanos primitivos un color verde rojizo que fue el color dominante del planeta en los siguientes millones de años.

Aún pasarían varios cientos de millones de años antes de que la Tierra se frenara y la Luna se alejara lo suficiente como para que la marea llegara a tener solo unos cientos de metros de altura.

Y cuando la Tierra fue lo bastante lenta y la marea oceánica lo bastante baja, la cantidad de espuma y gotas en suspensión fue lo bastante pequeña para que por fin, entre un mar de nubes que había cubierto la Tierra durante cientos de millones de años, aparecieran los primeros claros a través de los cuales la luz del Sol alcanzó por primera vez la superficie sólida y el rojo mar de la Tierra.

La Atmósfera Primordial

Los primeros planetas que se formaron orbitaban alrededor del Sol a través de una nube de gas y polvo cuyos componentes principales eran Hidrógeno y Helio, seguidos de Oxígeno, Neón, Nitrógeno y Carbono.
Aún en el vacío espacial, y en igual medida tras la formación de los planetas, los elementos más abundantes interactuaban entre sí formando algunas moléculas complejas. El Hidrógeno, altamente reactivo y superabundante en todo el universo, se unió a diversos átomos, especialmente a los siguientes en abundancia (Oxígeno, Carbono y Nitrógeno) para formar gases como vapor de agua, metano y amoníaco, lo que podemos considerar la atmósfera primordial.
Los gases nobles como Helio y Neón, a pesar de ser más abundantes que el Nitrógeno, no tenían apenas capacidad de formar compuestos, por eso quedaban flotando libres en la atmósfera y, al ser más ligeros quedaban en las capas más elevadas de la atmósfera. Si el planeta no era lo suficientemente masivo, esos gases podían escapar de la atracción gravitatoria del planeta.

En un planeta del tamaño de Marte la atmósfera apenas llegaría a una centésima parte de la presión atmosférica de la Tierra, mientras que en Júpiter la atmósfera llegó a ser tan grande que a consecuencia de la presión los gases llegaron a licuarse e incluso solidificarse.
Así, en Júpiter, sobre un núcleo de hierro y silicatos de dos veces el tamaño de la Tierra hay una capa de Hidrógeno metálico de miles de kilómetros de espesor y sobre ella otra capa de Hidrógeno y helio en estado líquido.
Sobre todo ello se mantiene una atmósfera de un 90% de Hidrógeno, un 9'5% de helio y el resto de compuestos típicos de la atmósfera primordial.

La evolución de la Atmósfera

Cuando el Sol empezó a brillar, el Sistema Solar contenía varios cuerpos celestes que tenían una atmósfera primordial compuesta de vapor de agua, metano y amoníaco, con más o menos cantidad de hidrógeno según el tamaño del planeta.

Al quedar el sistema solar cada vez más despejado de polvo, el calor del Sol empezó a afectar a los planetas que giraban a su alrededor. Al calentarse las capas altas de la atmósfera se producía una disociación de las moléculas de vapor de agua, separándose en sus componentes, Oxígeno e Hidrógeno. El Hidrógeno libre era muy ligero, y más al calentarse, por lo que tendía a ascender sobre la atmósfera y a determinada distancia podía escapar del campo gravitatorio siendo arrastrado por el viento solar hacia más allá del sistema solar.

El Oxígeno libre reaccionaba con el amoníaco y el metano para formar Nitrógeno, Dióxido de Carbono y agua, y con este agua volvía a repetirse el ciclo una vez tras otra. El final de este proceso, de repetirse un numero indefinido de veces, era la desaparición de toda el agua y el Hidrógeno quedando entonces una atmósfera inerte, compuesta principalmente de Dióxido de Carbono con algo de Nitrógeno, sin que a partir de entonces se produzcan más cambios. Si el planeta era lo bastante grande podría retener además una cantidad más o menos apreciable de Hidrógeno y Helio.

En Mercurio, demasiado pequeño y excesivamente cerca del Sol, esta reacción se produjo muy rápido acabando en pocos millones de años con toda la atmósfera del planeta. Hoy en día no quedan rastros de atmósfera en la superficie de Mercurio, si bien durante el día, que dura varias semanas, el calor es tan intenso que las rocas de la superficie exhalan Oxígeno, Sodio, Hidrógeno, Helio y Potasio. Durante la noche el Sodio y el Potasio son reabsorbidos por los minerales de la superficie, parte del hidrógeno y el helio escapan de la atracción gravitatoria de Mercurio y así, poco a poco, Mercurio va perdiendo sus componentes gaseosos.

Aunque mucho más lejos, el reducido tamaño de Marte también hizo que desapareciera gran parte de su atmósfera quedando hoy en día apenas leves trazas de una atmósfera muy tenue de Nitrógeno y Dióxido de Carbono.

Venus y la Tierra son lo bastante grandes como para que el Hidrógeno no se pierda con tanta rapidez en el espacio, y en ellos se ha producido otro fenómeno que no se había producido en los planetas más pequeños.

Cuando los rayos UV (ultravioleta) disociaban las moléculas de agua, los átomos de Hidrógeno ascendían sobre la atmósfera para perderse en el espacio, y los de Oxígeno descendían para repetir el ciclo que conduciría a una nueva atmósfera. Pero mientras permanecía como Oxígeno libre, algunas moléculas eran bombardeadas por rayos UV formándose moléculas de Ozono.
El Ozono era más ligero que la atmósfera, por eso formaba una capa sobre ella. Pero más importante, el Ozono NO DEJABA PASAR los rayos UV, es decir que cuando se formaba la capa de Ozono el proceso de disociación del agua se detenía.

La capa de Ozono se mantenía a una muy elevada altitud, más de veinte kilómetros, y al ser bombardeada por rayos UV muchas moléculas podían adquirir suficiente velocidad como para escapar de la atracción planetaria. Se generó entonces un efecto autorregulador, la pérdida de ozono permitía el paso de rayos UV que generaban más ozono hasta encontrar un punto de equilibrio. De esta forma la disociación del agua se ha visto muy reducida.

Al ser Venus algo más pequeña que la Tierra y al estar situada mucho más cerca del Sol, su capa de Ozono se disolvía con más rapidez que la capa de ozono terrestre, de ahí que a la larga desapareciera todo el oxígeno de su atmósfera convirtiéndose ésta en una muestra más de atmósfera inerte, compuesta de Dióxido de Carbono y Nitrógeno. Al agotarse el oxígeno libre de la atmósfera dejó de producirse ozono y la capa de ozono de Venus acabó por desaparecer.

Mientras tanto, los planetas gigantes se encontraban en la situación opuesta. Por un lado estaban tan lejos del Sol que los rayos UV apenas alcanzaban a disociar una mínima cantidad de moléculas de agua. La temperatura transmitida por el Sol era apenas suficiente para calentar los gases, al contrario, debido a sus propios procesos internos el mismo Júpiter genera más calor que el que recibe del Sol. Y por último, la masa de Júpiter es tan grande y a esa distancia el viento solar tan débil, que ni siquiera el Hidrógeno consigue escapar con facilidad de su campo gravitatorio, por lo que la conversión de Atmósfera Primigenia en Atmósfera Inerte aún está en sus inicios.

Sin embargo el proceso en la Tierra ha seguido un camino diferente. Al principio, tal como en los demás planetas del sistema solar, se produjo una Atmósfera Primigenia de Vapor de Agua, Amoníaco y Metano. También como en los demás planetas comenzó la transformación de esa atmósfera en otra inerte de Dióxido de Carbono y Nitrógeno. Pero hoy en día gozamos de una saludable atmósfera de Nitrógeno, Oxígeno y Vapor de Agua, con algunas trazas de otros gases como Argón o Dióxido de Carbono.
¿Cómo se ha generado esta atmósfera?

La respuesta podremos encontrarla en la siguiente página: El Origen de la Vida.