las hipótesis cosmológicas

7/24/2019 Las Hiptesis Cosmolgicas

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Pgina 1 de 21Horacio Tignanelli2010

Sobre las ideas bsicas Cuarta parte

Las hiptesis cosmolgicasIdea bsica a trabajar:Una gran parte del material csmico se descubre ordenado en cuerpos ms o menos

compactos (astros), cuyas estructuras y propiedades cambian a travs del tiempo, sugiriendo rasgos identifi-cables como etapas evolutivas.

1. BREVE HISTORIAL SOBRE LAS IDEAS CIENTFICAS FORMULADAS EN TORNO AL ORIGEN DEL SISTEMASOLAR

Los astronoma planetaria no cuenta en la actualidad con una idea cosmognica nicaque convenza a la mayora de los especialistas; del anlisis de los datos enviados por losdiversos satlites exploradores interplanetarios puede suceder que surjan nuevas hipte-sis sobre la base de las teoras clsicas. Del mismo modo, tambin puede llegar a apare-cer una nueva teora sobre nuevas bases y con nuevas ideas. De todas formas, los inten-tos histricos por explicar el origen del Sol y los planetas representan una gesta singularen el campo de la investigacin cientfica y una meta atrayente dentro de la astronoma.

En todos los casos, se pretende que la explicacin de losfenmenos no debe contradecir las leyes de la naturale-za; debe tenerse en cuenta que las hiptesis no slodeben explicar los fenmenos para los cuales fue des-arrollada, sino que puedan predecir otros nuevos.

Partiendo de cierta base nica, cada nueva idea debe explicar diferentes fenmenos sinagregar para ello suposiciones adicionales. De hecho,todas las teoras deben explicar algunas de las caracters-ticas fundamentales del Sistema Solar, como son:

a) Las rbitas planetarias se ubican casi todas en el planode simetra del sistema.

b) Las rbitas planetarias son casi circulares.

c) El movimiento orbital de todos los planetas es directo (idntico al sentido de rotacinsolar).

d) La rotacin intrnseca (en torno a su eje) de casi todos los planetas tambin es directa.

e) Las densidades de los planetas disminuyen desde el interior del sistema hacia el exterior (algo similar ocurre con laslunas de los sistemas Jpiter, Saturno y Urano).

Adems que actualmente se conocen algunos centenares de planetas extrasolares (1) sabemos que existen estrellasque cuentan con nebulosas (2) a su alrededor que podran tener alguna vinculacin con el origen de un sistema similaral nuestro. Resulta entonces interesante conocer cmo evolucionaron las principales hiptesis acerca de la formacindel Sistema Solar (3).

Nuestro recorrido se inicia en 1749, cuando un naturalista francs de nombre Leclerc(conocido como el Conde de Buf-fon) plante el origen de los planetas como el resultado del choquede un cometa gigantesco contra la superficie delSol.

En contraposicin a las ideas de Leclerc se hallan las hiptesis cosmolgicas de I. Kant, filsofo alemn y P. Laplace,matemtico y astrnomo francs.

1Los planetas extrasolares, tambin llamados exoplanetas, son planetas que se mueven alrededor de una estrella diferente al SolEn la actualidad se conocen centenares de sistemas planetarios, adems del Sistema Solar.2Se trata de nebulosas gaseosas y/o de polvo.3

Hablamos aqu de las teoras y modelos que no incluyen acciones sobrenaturales de ningn tipo. De hecho, la teora cosmolgicade Kant es la primera que no remite a una accin mstica ni a un proceso mgico.

Georges Louis Leclerc(1707-1788)


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Kant, en su trabajo de 1755 (1) supone que en el origendel sistema hubo una nube de polvo llenando todo elespacio, establecindose diferentes centros de conden-sacin en torno de las partculas ms grandes.

De esta manera se formaron acumulaciones de masasalrededor del cuerpo mayor (2), movindose en todas lasdirecciones.

Las masas que caan hacia el cuerpo central eran des-viadas por choques elsticos o por fuerzas repulsivasque la materia ejercera a pequeas distancias; de modoque la cada rectilnea de esas masas se habra trans-formado en trayectorias circulares imprimindole un mo-vimiento rotatorio al Sol; de este modo no muy claro e insostenible fsicamente, Kant explicaba por qu la aglomeracinprimordial de la materia se haba puesto a girar.

Esquema de la teora de Kant

Por otro lado, entre las partculas que no se haban condensado en el Sol se producanchoques que acababan por eliminar los movimientos contrarios: esto es, al aglomerarsetales partculas formaron los planetas que entonces se movan en el mismo sentido y casien el mismo plano. Laplace, por otra parte, present sus ideas sobre la formacin del Sis-tema Solar, ignorando los trabajos de Kant de cuatro dcadas atrs.

Laplace sustituye la nube de polvo de Kant por una nebulosa gaseosa e incandescente,similar a las que el astrnomo W.Herschelacababa de descubrir con sus telescopios. Deeste modo, se libr de varios de los errores conceptuales de Kant, al admitir que su nebulo-sa desde el comienzo estara en rotacin.

Por enfriamientos sucesivos de la masa gaseosa, el Sol se contrajo en el centro de la nubey por la propiedad del momento angular (3) de mantenerse constante, la velocidad de rota-cin aument a medida que el tamao solar decreca. La aceleracin de la rotacin solarprodujo el aumento de la fuerza centrfuga; finalmente esta fuerza prevaleci sobre laatraccin gravitatoria y arranc un anillo de materia de la superficie del Sol primitivo.

1"Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels"2Un cuerpo que luego sera el Sol.3El momento angular tambin se denomina "momento cintico" o bien "momento de la cantidad de movimiento". Es una de las

principales caractersticas dinmicas del movimiento. Para los planetas, es el producto vectorial de la masa del cuerpo celeste por lavelocidad de su movimiento en la rbita y por la distancia al Sol.

Immanuel Kant (1724-1804) Pierre S. Laplace (1749-1827)

William Herschel(1738-1822)


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Como ese anillo era inhomogneo se fraccion en porciones de diferente tamao que continuaron movindose alrede-dor del Sol; si en cambio, ese anillo hubiese sido de densidad constante habrapermanecido estable, sin partirse.

Los fragmentos ms grandes del anillo atrajeron a los ms pequeos; finalmen-

te toda la materia del anillo se reuni en un globo planetario constituido por unncleo denso y rodeado por una atmsfera incandescente, sigui girando alre-dedor del Sol en el mismo sentido que el anillo generador.

A medida que el Sol continu su contraccin, se desprendieron nuevos anillos ycada uno de ellos form un nuevo globo planetario.

En escala menor, el enfriamiento de esos globos provoc que sus atmsferasdesprendieran tambin anillos que por el mismo proceso se convertiran luegoen los satlites que hoy observamos cerca de los planetas.

Como excepcin notable Laplace seala a Saturno,argumentando que a su alrededor se mantuvo un anillosin fragmentarse debido a que por azar result de

densidad constante.Por ltimo, Laplace consider que los cometas eranastros que pertenecan a otros sistemas planetarios yque viajaban de uno a otro permanentemente; es decir,los cometas eran una especie de astros intrusos.

Las primeras fallas en estas hiptesis aparecieroncuando el astrnomo norteamericano S. Newcomb, a mediados del siglo XIX, observ el senti-do retrgrado del movimiento de los satlites de Urano; posteriormente, el francs F. Tisse-rand, mostr que el mismo fenmeno ocurra con uno de los satlites de Neptuno.

Luego tambin se observ que algo similar se hallaba en satlites de Jpiter y de Saturno. Lasideas de Laplace no pueden explicar estos fenmenos ya que consideraba como premisa pri-

mordial la universalidaddel sentido directo (1).

Observacionalmente, las pruebas comenzaron a sucederse: pronto se descubri que el anillode Saturno no era continuo, sino compuesto por rocas de pequeas dimensiones y que suspartes internas giraban a mayor velocidad que el mismo planeta; Fobos, satlite de Marte,tambin se "adelanta" al planeta.

Tericamente tambin surgieron problemas: la ley de conservacin del momento angular sugie-re que la velocidad de rotacin solar debera ser mucho mayor que la que se mide en la actualidad y las distanciasplanetarias bastante menores de las que existen.

Con el nimo de rescatar la teora de Laplace, su compatriota H. Fayeinvent un mecanismo de formacin de planetasque explica la rotacin directa de Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter y Saturno, pero admite el sentido retrgrado derotacin de los restantes, es decir: Urano y Neptuno (debemos recordar que Plutn an no haba sido descubierto).

Faye aceptaba las condiciones iniciales planteadas por Laplace, es decir: se formaran condensaciones anulares co-menzando por la parte interior de la nebulosa en direccin hacia su periferia; cuanto ms alejada estuviera una partculamayor sera su velocidad, ya que la nube se mova lentamente como un todo. En estas condiciones se habran formadolos seis primeros planetas. Al mismo tiempo, o bien algo despus, se form el Sol.

1En vida de Laplace, su hiptesis nebular se edit cinco veces. En su ltima edicin, cuando correga sus originales le lleg la

noticia del descubrimiento del movimiento retrgrado de ciertos astros del sistema, algo que Laplace estim que no era importanteprestarle atencin.

Dos aspectos de la teora nebular deLaplace (a) la nube primordial, en rota-cin y (b) la nube aplanada, an rotan-do y formando anillos

Froncois Felix Tisse-rand

(1845-1896)

Simon Newcomb(1835-1909)


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Una vez conformado el Sol comienza a predominar la fuerza de atraccin gravitatoria y haceque las partculas restantes se muevan ahora segn las leyes de Kepler, no como un todonico: su velocidad disminuye a medida que se alejan del centro. Por esta razn, los planetasms alejados (que se habran formado despus) debieron tener una rotacin retrgrada. As,los seis primeros planetas seran ms viejos que el Sol mientas que el do Urano-Neptuno,ms joven.

Muchos opinaron que el modelo de Faye resultaba demasiado especulativo y, adems, quedejaba planteado igual nmero de inconvenientes que la teora de Laplace. Posteriormente, G.Darwin(1) propuso nuevas alternativas para resolver algunos de los problemas que surgan altratar de representar cmo haba sido la formacin del Sistema Solar.

En un todo de acuerdo con la idea nebular de Laplace: Darwin seal que directamente (desdeun comienzo) todos los planetas tenan sentido de rotacin retrgrado. En otras palabras, en suprimera poca como planetas, luego de condensarse de la nube de gas incandescente, aquellos cuerpos primitivos sehabran hallado en estado "fluido" (semejante a un lquido) y sufriendo fuertes fuerzas de mareaproducidas por el queera el cuerpo central, de mayor masa (el Sol). Adems, en ese entonces, sugiere Darwin, los fenmenos de marea eranconsiderablemente ms potentes de los que se pueden observar en la actualidad; tanto es as,que ondas de mareafrenaron a los planetas.

Si el planeta ya se haba enfriado del todo, quedaba dando vueltas manteniendo slo un movi-miento de rotacin sobre su eje durante su perodo orbital, de carcter constante. Si, en cam-bio, el planeta segua enfrindose y comprimindose, entonces su velocidad de rotacin debaseguir creciendo; es decir, luego de frenarse, comenzaba a rotar lentamente en sentido directo.De esta manera, Darwin concluy que los planetas cercanos, ms expuestos a las fuerzas demarea solar, acabaron girando en sentido directo; los ms lejanos, por su parte, conservan surotacin inicial (retrgrada) por estar menos expuestos a dichas fuerzas.

A comienzos del siglo XX (1905) apareci una nueva idea acerca de la cosmogona planetariapor parte de dos norteamericanos Moulton (astrnomo) y Chamberlin(gelogo).

Supusieron que en los tiempos en que el Sol no contaba con su sistemaplanetario, una estrella de su vecindad csmica pas tan cerca de l queprovoc que emergiera de las profundidades solares una gigantesca

ola de materiales comprimidos (en particular, gases). As, desde laregin solar orientada en la direccin de esa estrella perturbadora, partiuna descomunal bocanada solar de la que se formaran, luego, losplanetas gigantes (gaseosos).

Desde la zona opuesta a laestrella perturbadora, las erup-ciones solares fueron muchomenores; sin embargo tambin se produjeron expulsiones de gases, los cua-les quedaron atrapados en las cercanas del Sol y sera, a partir de los mis-mos, con el material que se habran formado los planetas ms pequeos.

En primer trmino el material solar se condensara en cuerpos diminutos quese enfriaran rpidamente, endurecindose, a los que llamaron planetesima-les.

Luego, por efecto gravitatorio, se juntaron formando cuerpos cada vez msgrandes, hasta terminar conformando los planetas tal como los conocemos.

Cabe destacar que esta teora no daba cuenta del origen de los satlites pla-

1Hijo del famoso naturalista Charles Darwin.

Herb Faye (1814-1902)

George H.Darwin(1868-1912)

Thomas C. Chamber-lin

(1843-1928)

Moulton, Richard(1849-1924).

Ilustracin de la idea de los planetesima-les


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netarios; sin embargo, las ideas de Mouton y Chamberlin perdieron vigencia al no hallar argumentos convincentes acer-ca de qu fuerzas podran haber actuado sobre el Sol para generar esas bocanada(1).

En un trabajo de 1919 (2) el ingls J. Jeanshabla tambin del acercamientode un objeto este-lar al Sol primitivo y entonces sin planetas. La perturbacin, segn Jeans, de carcter catastr-

ficoprovoc que se formara en la superficie solar una protuberancia colosal de forma cnica(algo as como un volcn). A cierta distancia mnima, ese volcn solar entr en erupcin expul-sando un gigantesco chorrode materia estelar; por su descripcin aquel chorro se asemejaba aun cigarro: ms voluminoso en su centro que en sus extremos. Posteriormente, se partira entrozos formndose los planetas: de la parte central (ms hinchada) saldran los planetas gigan-tes y de los extremos, los planetas pequeos.

Esta teora no explicaba satisfactoriamente la formacin de los cometas y asteroides; tampocoeran convincentes sus argumentos acerca de la rotacin de los planetas sobre s mismos y laformacin de los satlites (3).

En 1929, el geofsico ingls H. Jeffreystrat de corregir los errores de la teora de Jeans considerando que la estrellaperturbadora habra pasado tan cerca del Sol que podra, incluso, haberlo tocado. Con esta hiptesis, desde entonces

conocida como la teora de Jeans-Jeffreys,sedujo al ambiente cientfico durante algn tiempo, ya que lograba explicarsatisfactoriamente la rotacin intrnsecade los planetas.

Pocos aos despus, en 1935, el astr-nomo H. Russelldemostr que la teoracatastrfica descrita contena graveserrores conceptuales.

En su reemplazo propuso que antes delencuentro con la estrella perturbadora, elSol era en realidad un sistema dobleestelar, con una componente pequeagirando a su alrededor; el acercamientode la estrella perturbadora habra parti-do en pedazos a esa componente, concada uno de los cuales se formaranluego los planetas.

Entre otros, esta teora fue adoptada yreformulada por el astrnomo ingls R.Littleton.

En 1943, el astrnomo C. Weizsackerretom las ideas de Kant y Laplace yelabor una nueva hiptesis sobre laformacin del Sistema Solar donde setenan en cuenta solamente fuerzas de gravitacin, recurriendo a la Teora de Turbulencias(4), recientemente elabo-rada. Con esas ideas, Weizsacker lograba explicar la disposicin espacial de los planetas, la ubicacin en sus rbitas yla distribucin del momento angular.

Hacia mediados de siglo XX, G. Gamowse ocup de analizar los componentes que tendra que tener la nebulosa pri-mordial que propona Weizsacker, encontrando que deba de haber sido de hidrgeno, helio y polvo, en una mezcla con

1En principio se supuso que slo fueron fuerzas de atraccin gravitatoria entre la estrella perturbadora y el Sol; luego se incorporlas fuerzas de presin de la luz ("repulsin radiante").2Cuyo ttulo puede traducirse como "Los problemas de la cosmogona y la dinmica celeste".3Jeans sugiri que los cometas fueron atrapados durante su trayectoria y que los asteroides eran restos de algn planeta, origi-nalmente entre Marte y Jpiter, que se habra acercado demasiado a Jpiter y sus fuerzas de marea lo desintegraron.4

La "Teora de las Turbulencias" da cuenta de los fenmenos observados en lquidos y gases, fundamentalmente aquellos en quela densidad (al igual que otros parmetros, como la velocidad y la presin) sufre cambios caticos.

James Jean(1877-1946)

Harold Jeffreys(1891-1989)

Henry Norris Russel(1877-1957)

Carl Weizsacker(1912)

George Gamow(1904-1968)

J. Oort(1900-1992)

Giovanni Schiaperelli(1835-1910)


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cierto grado de viscosidad considerable; los aportes de Gamow enriquecieron significativamente la hiptesis de Weiz-sacker.

Se debe sumar en ese momento el aporte del astrnomo J. Oort, quien logr introducir por primera vez una idea con-vincente sobre el origen de los cometas, algo que no estaba resuelto en las hiptesis cosmognicas antes considera-

das. Luego de analizar los datos orbitales de cientos de cometas,Oort estaba convencido de que esos astros eran miembros delSistema Solar y que viajaban por el espacio acompaando al Sol;en este punto, Oort retoma una vieja idea enunciada por G.Schia-parellien el siglo XIX, respecto a que los cometas forman una grannube rodeando al conjunto de planetas que conforma al SistemaSolar.

Oort seala que esa nube cometaria, de forma esfrica, deberaestar al menos a 150.000 UA del Sol (este sera el radio de esaesfera).

En la misma poca (1944), O. Schmidtinici la publicacin de una

serie de artculos sobre una nueva hiptesis cosmognica del Sis-tema Solar; Schimidt realiz un estudio detallado de las hiptesisque existan y tom de muchas de ellas algunas de sus ideas principales.

En un intento de sntesis, Schmidt sugiere que en tiempos remotos, cuando el Sol an no contaba con su sistema pla-netario, durante su desplazamiento espacial se top con una gran nebulosa de gas (aqu re-cuerda a la nube de Laplace) y de polvo (aqu a la nebulosa que sugiri Kant). Es decir, el Solse llev por delante una nube de material interestelar, provocndose un fenmeno catastrfico(al estilo del planteado por Jeans y Jeffreys).

Como resultado del choque entre el Sol y la nube, una porcin importante de la nebulosa siguial Sol, empez a girar y a comprimirse, conformando pequeas partculas; posteriormente,algunas de ellas se juntaban formando cuerpos ms grandes (aqu, echa mano a la idea de losplanetesimales de Moulton y Chamberlin). De este modo se habran forjado luego los planetas:por acumulacin.

La hiptesis de Schmidt provoc grandes discusiones en el ambiente cientfico, donde tanto losargumentos a favor como los en contra eran igualmente convincentes. Las crticas ms impor-tantes a sus ideas se basaban en que stas no alcanzaban a explicar satisfactoriamente la

distribucin de los planetas segn lasdistancias ni la existencia de un satli-te nico, como la Luna de la Tierra;tampoco se estaba seguro de que laTierra pudiera haberse formado departculas fras, como se desprende delas ideas de Schmidt.

Posteriormente (1949) comenz aelaborarse una nueva teora con lostrabajos del astrnomo holands-norteamericano G. Kuiper, en muchosaspectos similar a la de Weizsacker.

Bsicamente, Kuiper afirma que losplanetas y los satlites se formaron deuna nebulosa; sta aparece como residuo del material no condensado en el Sol recin formado, y que se mantiene a sualrededor.

Nube de Oort

Gerald Kuiper(1905-1973)

Anillo o cinturn de Kuiper. Se han dibujado las rbitas de algunos cuerpos exterio-res, como la de Plutn


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Con torbellinos o turbulencias del tipo planteado por Weiszacker, Kuiper seala que se forjaron los planetas ms gran-des (a los que llam protoplanetas); agrega, otras hiptesis adicionales como aparicin de torbellinos intermedios,accin del viento solar(1) y la idea de una consistencia blanda y elstica para nuestro planeta en el inicio de su exis-tencia (es decir, nunca estuvo en un estado fundido). Por ltimo, Kuiper hace otras consideraciones: el anillo de Saturnoes el resto de un disco nebular que rodeaba al planeta en sus inicios, los satlites se originaron de modo similar a losplanetas; la Luna, en particular, resulta un cuerpo fro e independiente de la Tierra.

Otra teora se sumara a las mencionadas, en ese mismo momento; es la producida por elastrnomo E. Epicde Estonia.

Este investigador parte de un Sol rodeado de una nebulosa, sin indicar cmo estos cuerpos sehabran formado. La nebulosa era heterogneadebido a su rotacin; en el plano de la eclpticase formaron nubes de polvo que absorban la luz solar. All, en una regin tan fra, los gasesevaporados se condensaron en copos de nieve.

Esos copos al unirse a granos de polvo formaronplanetesimales, los cuales se unan a su vezformando protoplanetas. A medida que los protoplanetas aumentaban su masa, se producanchoques a mayor velocidad y se desprenda calor.

Luego, en el protoplaneta el hielo se derreta y los gases se evaporaban perdindose en el espacio; las partculas sli-das, en cambio, se quedaban formando el cuerpo principaldel planeta.

Epic le dio una gran importancia al efecto invernadero(2) enlos planetas (en particular en la Tierra); por otra parte, consi-deraba que la Luna era un cuerpo formado al lado de la Tie-rra en forma independiente.

Deca que los crteres lunares eran producto de impactosmetericos, negando que pudiera existir algn tipo de activi-dad volcnica lunar; sin embargo, astrnomos soviticos ynorteamericanos observaron ms tarde erupciones en uno de

los crteres de nuestro satlite. Con las ideas de Epic pode-mos considerar que quedan reflejadas las principales hipte-sis de formacin del Sistema Solar, basadas exclusivamente en fuerzas gravitatorias (es decir, formulacin clsica).

Luego de la Segunda Guerra Mundial, el astrofsico sueco J. Alfvnpropuso una hiptesis sobre la formacin de losplanetas sobre la base de interacciones entre fuerzas electromagnticas.Alfvn considera que el Sol primitivo, rodeado de una nebulosa formada detomos neutros, posea un campo magntico muy fuerte; debido a la radiacinsolar, los tomos de la nebulosa se ionizaban y quedaban atrapados en laslneas de fuerza del campo magntico del Sol, rotando con ste.

Un obstculo que presentaba la teora de Alfvn era que de ella se infiere quelos tomos de los elementos ms livianos deban ionizarse cerca del Sol y los

tomos de los elementos ms pesados, mucho ms lejos.As, los planetas interiores deban estar formados por elementos ms ligeros(hidrgeno, helio, etc.) y los exteriores de elementos metlicos (hierro, nquel,etc.). Esto no est de acuerdo con las observaciones, que dicen exactamente lo contrario.

1De forma genrica, se denomina viento solaral flujo de partculas (en su mayora protones de muy altas energas) emitidos por laatmsfera de una estrella. La composicin elemental del viento solar en el Sistema Solar es idntica a la de la corona del Sol: un73% de hidrgeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partculas se encuentran completamente ionizadas,formando un plasma muy poco denso. En las cercanas de la Tierra, la velocidad del viento solar vara entre 200 y 889 km/s, siendoel promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar. Ver 3Mdulo (primera parte).2

El efecto invernadero significa que debido a la contaminacin atmosfrica se hace ms lenta la emisin trmica del planeta y latemperatura general se eleva.

J. Alfvn (1908-1995)

Fred Hoyle (1915-2001)


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El astrnomo inglsF. Hoyleelabora entonces una variante a la hiptesis de Alfvn: considera que no slo el Sol pose-a un fuerte campo magntico, sino tambin la nebulosa que lo rodeaba.

Segn el esquema de Hoyle, el Sol giraba rpidamente y la nebulosa entonces se fue achatando hasta conformar undisco; aquel disco original fue acelerando su rotacin mientras el Sol iba detenindose. En esas circunstancias el mo-

mento angular solar se iba transmitiendo al disco nebular. Es en este punto cuando las fuerzas magnticas postuladaspor Alfvn toman un papel principal: en la redistribucin del momento angular en el disco planetario.

De esta manera, Hoyle seala que el momento solar no se transmite a todas las partculas de la nebulosa, sino slo alas gaseosas. As, las sustancias no voltiles se condensaron y retrasaron con relacin al gas, que se mova haciaafuera. Con este hecho los planetas terrqueos (no gigantes) poseen masas pequeas, se hallan compuestos de mate-riales no voltiles y estn ubicados en la parte interior del sistema planetario.

Hoyle contina diciendo que en la regin entre Marte y Jpiter predominan el agua y el amonaco. Hacia Jpiter y Sa-turno, los copos de nieve y el amonaco congelado se unen juntando a su alrededor gran cantidad de gas. Las densida-des de los planetas mencionados se ajustan bien a esta hiptesis: cuanto ms alejado del Sol menor deba ser su den-sidad. Pero sucede que Urano y Neptuno presentan densidades crecientes.

Formula adems, otro mecanismo para explicar este hecho. En la regin de Urano y Neptuno dice Hoyle que el fro es

tan intenso que el agua y el amonaco se hielan, slo se concentran los hidrocarburos ms pesados; el hidrgeno, porsu parte, se dirige hacia las regiones ms exteriores. La hiptesis de Hoyle, sin embargo, no explica de modo satisfacto-rio la formacin de los satlites, las diversas inclinaciones en los ejes de rotacin de los planetas y el nmero de lunasen cada uno de ellos.

Por ltimo, mencionemos len este desarrollo la hiptesis eruptiva del astrnomo sovitico Vsejs-viatski. La idea es que en tiempos remotos el Sol era una estrella doble; en algn momento sucomponente explot por alguna razn desconocida y la sustancia dispersa comenz a juntarseformando protoplanetas. Como esos protoplanetas eran de poca masa, no podan tener lugar reac-ciones termonucleares en sus interiores, por lo tanto comenzaron a enfriarse rpidamente, a perdergas y a cubrirse de corteza.

De vez en cuando, los gases atravesaban la corteza planetaria y emergan al espacio; Vsejsviatski

habla entonces de erupcionesplanetarias en las cuales estos objetos perdan sustancias. As, losprotoplanetas primitivos eran todos iguales, pero de ellos se formaron diversos planetas, diferentesen composicin qumica y fsica en relacin al grado de erupciones que hayan padecido.

De lo expuesto hasta aqu resulta sugestivo que todava no surja una teora que explique de una manera clara y globaltodolo que conocemos del Sistema Solar. Cada nuevo dato observacional colabora para perfeccionar nuestro conoci-miento de los planetas y tambin para optimizar las ideas cosmognicas que dan cuenta de su origen; probablementeel estudio de los nuevos sistemas planetarios, como los descubiertos alrededor de otras estrellas, colabore en la com-prensin acerca de cmo se ha formado y cul ha sido su evolucin posterior.

2. CMO HACER UNA DESCRIPCIN (SUCINTA) DEL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR?

Hace unos cinco mil millones de aos, la zona conocida como el Sistema Solar era una extensa nube de gas y polvo.La composicin de esta nube originalera casi la misma que en la actualidad compone toda la materia del universo, es

decir: un 92% de hidrgeno (H), 7% de helio (He) y un 1% de los dems elementos.De ese 1%, haba aproximadamente un 50% de oxgeno (O), 20% de nen (Ne), 15% de nitrgeno (N), 8% de carbono(C) , 2% de silicio (Si), 2% de magnesio (Mg), 1,5% de hierro (Fe), 1% de azufre (S), y el 0,5% restante era una mezclade argn (Ar), aluminio (Al), calcio (Ca), sodio (Na), nquel (Ni), fsforo (P) y dems elementos en proporciones cadavez menores.

Pero, aunque esos eran los elementos bsicos, el espacio interestelar tambin permita la formacin de compuestosqumicos ms complejos.

As, una gran parte del oxgeno, nitrgeno y carbono existentes reaccionaron con el hidrgeno, que era el elementomucho ms abundante, para formar molculas de agua, amonaco y metano, y otras an ms complejas.

S. Vsejsviatski(1905-1984)


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2.1 LAS CORRIENTES Y LOS REMOLINOS

Las partculas de gas en el espacio vibran constantemente debido, fundamentalmente a su temperatura: mientras mscalientes ms vibran. Esto produce que las partculas de gas tiendan a chocar y rebotar intentando expandirse lo mxi-mo posible. Pero al mismo tiempo, una nube de gas y polvo de tamao suficientemente grande genera una fuerza gravi-

tatoria sobre su entorno, y al mismo tiempo esa fuerza gravitatoria hace que las partculas de gas y polvo situadas en laperiferia tiendan a caer hacia el centro de gravedad de la nube.

Curiosamente, las partculas situadas en el centro de la nube experimentan una atraccin desde todas las direcciones,por consiguiente su tendencia resultante es que no experimenta ninguna reaccin a su entorno. Las partculas situadasen la periferia son las que experimentan una atraccin slo desde una direccin y eso hace que reaccionen intentandocaer en direccin al centro de gravedadde la nube.

Las dos tendencias contrapuestas, la vibracin catica que intenta expandir el gas y la fuerza gravitatoria que intentacontraerlo, hace que las partculas de gas choquen continuamente entre s, y esto provoca roturas de molculas y for-macin de iones(1). Estas cargas elctricas generan campos magnticos y provocan que las partculas cercanas re-orienten su movimiento haciendo que las partculas de gas de una misma zona adquieran un movimiento solidario, casicomo si estuvieran atadas por hilos invisibles, formando una corriente que, al chocar con otras corrientes se desviaban

y unan para formar corrientes ms intensas. Al mismo tiempo el choque de partculas de gas y polvo en el interior de lanebulosa original (los astrnomos tambin suelen llamarla nebulosa solar) generaba cargas de electricidad esttica, talcomo las nubes en la atmsfera van acumulando electricidad esttica hasta que tienen que liberarla en forma de rayo.

El efecto combinado de las cargas estticas y las corrientes de polvo provocaron campos magnticos que reorientaronlas rbitas de casi todas las partculas de la nebulosa para hacerlas girar en la misma direccin. As, la nebulosa solarse convirti en un disco plano y giratorio con un gran abultamiento en su centro y con un aspecto muy similar al denuestra propia galaxia (la Va Lctea). En ese disco de gases se volvi a repetir, a escala ms reducida, el mismo pro-ceso formndose nubes ms pequeas que giraban sobre s mismas al tiempo que se trasladaban alrededor de la nubecentral.

2.2 LA ACRECIN BROWNIANA

Las partculas de polvo o gas experimentan una vibracin conocida como Movimiento Brownianoque depende de latemperatura de las partculas. Este movimiento hace que las partculas de polvo se encuentren constantemente golpea-das desde todas direcciones por las molculas de gas que las rodean, pero cuando dos partculas de polvo estn bas-tante cerca la una de la otra, entre ellas hay pocas molculas de gas, y esohace que las partculas se vean ms golpeadas desde el exterior que desdeel interior, con lo que el resultado es que ambas partculas acaban adheridaspor la fuerza browniana.

De esa forma, de la nube de gas y polvo original, se formaron los primerosconglomerados de partculas, atradas no por la gravedad, an insuficientepara afectarlas, sino por la agitacin brownianaque las rodeaba.

Conforme pasa el tiempo, ese conglomerado va aumentando de tamao en

forma aleatoria dndole un aspecto esponjoso, con las partculas unidasentre s en largos hilos, superficies y slidos pero dejando entre ellos numerosos huecos de formas y tamaos azaro-sos.

Uno de estos conglomerados poda llegar a adquirir un tamao de varios cientos de metros, hasta kilmetros de dime-tro, teniendo una masa muy reducida, ya que su interior era tan ligero como la espuma, tan dbil como un castillo denaipes, tan inconsistente como una nube de polvo. Pero aunque inconsistente, al alcanzar determinado tamao sumasa ya poda ser de varios cientos de kilos, capaces de provocar una atraccin gravitatoria muy dbil sobre su entor-no. Atrados por esa masa, las partculas de hielo y polvo que formaban parte de la superficie de esa estructura, co-menzaron a hacer presin sobre las partculas situadas ms cerca del centro.

1

Se trata de tomo o una molcula cargada elctricamente. Se debe a que ha ganado o perdido electrones de su dotacin, origi-nalmente neutra, un fenmeno que se conoce como ionizacin.


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Mientras la fuerza gravitatoria era menor que la fuerza browniana, la estructura esponjosa se conservaba estable e ibacreciendo con la acrecin de otras partculas, pero al alcanzar un determinado tamao la fuerza gravitatoria fue mayorque la fuerza browniana y las nuevas partculas comenzaron a romper las uniones brownianas que tenan bajo ellasprovocando un derrumbamiento desde la superficie hacia el centro de la estructura. En cuestin de pocas horas, laestructura esponjosa de gas y polvo que haba adquirido un tamao de varios centenares de metros se derrumb sobresu centro generando una bola de polvo similar a la que saldra de una aspiradora de un tamao de unas pocas decenasde metros.

2.3 LA ACRECIN GRAVITATORIA

La fuerza gravitatoria sigui atrayendo partculas de su alrededor, volvindose cada vez ms intensa y aumentando ladensidad y presin ejercida sobre su centro. Como los tomos llevaban un movimiento propio antes de comenzar acaer, las partculas que se iban uniendo a estas primitivas bolas de polvo no impactaban directamente hacia el centrogravitatorio, sino que al chocar le impriman un efecto de giro.

Como cada partcula tendra una velocidad y ngulo de cada prcticamente aleatorios, la mediade numerosos impac-tos debera tender a cero, pero la realidad es que muchos de esos embriones de planetas o planetesimales estaban

girando sobre un eje, y al recibir un impacto lo bastante fuerte giraran sobre otro eje diferente, pero era muy improbableque un planeta se mantuviera sin tener una, aunque fuera mnima, rotacin.

Conforme el tamao de estas bolas de polvo aumentaba (hasta alcanzar de nuevo dimensiones de varios centenaresde metros) la presin de las capas externas sobre las internas fue aumentando y compactando el polvo. Mientras msgrande era un planetesimalmayor era su densidad interna y mayor su capacidad de atraer a otros cuerpos y seguircreciendo.

Los choques entre esos cuerpos celestes, al principio, eran muy lentos, su tamao era pequeo y la fuerza gravitatoriamuy dbil, por lo que un choque entre dos planetesimales, en esta fase, se parecera ms a dos gotas de agua unin-dose en una sola.

Pero conforme el tamao de los planetesimales fue creciendo la fuerza gravitatoria se hizo mayor y los choques comen-zaron a ser ms y ms violentos.

Mientras ms grande fuera un planetesimal, ms probable resultaba que atrajera a otros cuerpos, de ah que aunquetodos los cuerpos tendan a crecer, los ms grandes crecan mucho ms rpido que los ms pequeos, aumentando sufuerza gravitatoria y su densidad, y atrayendo a los planetesimales ms pequeos.

Al cabo de varios millones de aos de caos orbital quedaron apenas unos pocos miles de planetesimales, los msgrandes y abundantes a unos 700 a 1000 miles de millones de kilmetros de distancia del centro nebular. Los dems,en tamaos y cantidades menores, conforme se acercaban o alejaban del centro de la nebulosa solar.

2.4 SOBRE LAS TRAYECTORIAS PLANETARIAS (RBITAS)

En esta zona intermediaa mitad de camino entre el centro de la nebulosa solar y su borde externo, se habran forma-do dos planetesimales muy grandes que, conforme pasaban cerca de otros ms pequeos los engullanaumentando

an ms su tamao.Estos planetesimales llegaron a hacerse tan grandes que su fuerza gravitatoria tambin lleg a afectar a la mayor partedelprotosistemaplanetario, eliminando muchos planetesimales lejanos por efecto de la resonancia orbital gravitatoria(1). Esto es, si un planeta pequeo tuviera un perodo orbital tal que su ao durase exactamente el doble, el triple, el

1En la rama de la astronoma llamada Mecnica Celeste, se dice que hay resonancia orbitalcuando la rbita de dos cuerpostienen perodos cuya razn es una fraccin simple de nmeros enteros; esto significa que se ejercen una influencia gravitatoriaregular. Este efecto de la resonancia es conocido en mltiples fenmenos fsicos. Supongamos una nia que se columpia con unperiodo de dos segundos. S su padre la empuja a periodos arbitrarios no causar el mismo efecto que si la impulsa cada dos se-gundos pues entonces lo har de manera eficaz y causando el aumento de la oscilacin. A esta intensificacin o amplificacin de lafuerza que llega a afectar de forma notable a sus movimien tos se le conoce con el nombre de resonancia. Considrese que, si el

perodo orbital de un satlite es un mltiplo exacto o una fraccin del perodo de otro satlite, el efecto gravitatorio neto de cadasatlite sobre el otro sera, prcticamente, como un tirn o un empujn aplicado, repetidamente, en el mismo punto del movi-


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cudruplo, etctera, o la mitad, un tercio, un cuarto, etctera, o, en general un mltiplo o fraccin exacta de un planetade mayor tamao, eso hara que cada xaos su distancia relativa ms corta coincidiera en la misma zona del espacio.El efecto gravitatorio en cada encuentro provocara una leve alteracin (cuestin de centmetros) en la rbita del planetamenor y este efecto se ira acumulando en rbitas sucesivas haciendo que su rbita se fuese alargando o achatando. Elefecto es acumulativo, y mientras ms deformada est la rbita mayor ser el efecto en los siguientes acercamientos,hasta que al cabo de pocos miles o decenas de miles de aos esta deformacin orbital le llevara al punto de cruzarsecon la rbita de otros planetas de rbita circular y eventualmente chocando con ellos. En cambio, un planeta cuya rbitano coincidiera con ningn mltiplo ni divisor exacto de la rbita de los planetas gigantes, aunque en cada acercamientosufrira una leve alteracin, como este acercamiento se producira siempre en distintas posiciones de la rbita las alte-raciones tenderan a anularse entre s y, de hecho, la tendencia sera ms bien a estabilizar y hacer ms circular larbita del planeta menor.

De esa forma, la existencia de los planetas ms masivos (Jpiter y Saturno) provoc que determinadas rbitas, tanto ensu interior como en su exterior, quedaran vacas y los restos se estrellaran o bien con ellos o bien con otros planetassituados en rbitas cuyo perodo orbital no coincidiera con ningn mltiplo ni divisor exacto de los de los planetas gigan-tes. Al final, tras varios millones de aos de evolucin planetaria, el sistema solar qued compuesto por un centro masi-vo, dos o tres planetesimales gigantescos y varios planetesimales menores que viajaban en rbitas ms o menos esta-

bles.

2.5 LA FORMACIN DE LOS PLANETAS

Los planetesimales eran en principio nubes de gas y polvo que giraban alrededor del Sol y que se haban formado porel mismo proceso que ya hemos descrito ms arriba. Una vez iniciado el proceso de condensacin de una nube de gasy polvo se produca un efecto de retroalimentacin. La mayor condensacin aumentaba la presin interior, lo cual au-mentaba la atraccin gravitatoria que la masa interna ejerca sobre la masa perifrica y esto a su vez provocaba mscondensacin de materia.

De esa forma los planetesimales se fueron haciendo cada vez ms densos y los materiales que los componan comen-zaron a diferenciarse.

Debido a la fuerza gravitatoria los materiales ms pesados, principalmente el hierro y el nquel, tendan a hundirse haciael interior de la nube mientras que los ms ligeros, como silicatos y gases, permanecan en el exterior. Entre los ele-mentos ms pesados que el hierro se encontraba una cierta cantidad de elementos radiactivos, como uranio (U), torio(Th) o potasio (K).

La proporcin era mnima, haca falta reunir cuatro billones de tomos al azar para encontrar uno solo de uranio, pero lacantidad de tomos de cada planetesimal era gigantesca, haba ms que suficiente como para encontrar millones detoneladas de uranio incluso en los planetesimales del tamao de la Luna.

Al ir hundindose toda esa cantidad de uranio y otros elementos radiactivos en el planetesimal, la radiactividadprodujoel calentamiento de la materia circundante, lo cual ocasion la fusin de los elementos que se haban aglomeradoacelerando su propio hundimiento al mismo tiempo que los elementos y compuestos ms ligeros flotaban hacia la su-perficie.

Pero al llegar al centro del planeta la concentracin de elementos radiactivos fue cada vez mayor hasta alcanzar lamasa crtica, necesaria para cambiar la historia Los elementos radiactivos que formaban parte del planeta cuando seform eran tomos y partculas sueltas, separadas entre s.

Cuando el planeta se fundi estos tomos empezaron a hundirse y concentrarse y en cuanto la concentracin de ele-mentos radioactivos fuese suficiente entraran en explosin. Con 6000 Km de magma por encima la explosin no essuficiente para destruir el planeta, as que se mantiene contenida en el ncleo planetario generando una gran cantidadde calor que se ha mantenido hasta ahora.

miento cclico; de esa forma se amplifica el efecto. En el Sistema Solar, los planetas Jpiter y Saturno tienen los periodos orbitalesen una resonancia 5:2, lo que significa que cada cinco vueltas al Sol que da Jpiter, Saturno da dos. El planeta enano Plutn yalgunos cuerpos ms pequeos llamados Plutinos se salvaron de la eyeccin del Sistema Solar porque tienen una resonancia 3:2

con el planeta Neptuno; esto significa que cada dos vueltas en torno al Sol del cuerpo plutino, Neptuno da tres vueltas.


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En realidad, todos los cuerpos grandes del Sistema Solar que hayan pasado por un proceso de fusin deben tener unncleo radioactivo, pero en los ms pequeos (como la Luna y Marte) el combustible atmico ya se habr consumido,llevando al planeta a su enfriamiento definitivo y a que su temperatura dependa slo de la radiacin solar, pero los pla-netas mayores an mantienen suficiente combustible atmico para estar ms calientes de lo que estaran si su calorsolo dependiera de la radiacin solar.

De ah que se haya comprobado, por ejemplo, que Jpiter emite ms radiaciones de las que recibe desde el Sol, ya quesi solo un tomo de cada cuatro billones de tomos de polvo espacial es uranio, la masa de Jpiter es lo bastante gran-de como para que en su formacin integrara cientos de millones de toneladas de elementos radioactivos que al fundirseel planeta se hundieron hasta formar en su centro una masa radioactiva de al menos cien kilmetros de dimetro y queen esa concentracin generaran una reaccin atmica que an se mantendr por varios miles de millones de aos.

El ncleo atmico de la Tierra es bastante ms pequeo (unos pocos kilmetros de dimetro) y lleva ardiendo ms decuatro mil millones de aos, pero no tenemos medio an de saber cundo empezar a agotarse propiciando el enfria-miento definitivo del interior de la Tierra. El tamao original de la nube que formaba el planetesimal poda suponer unadiferencia muy grande en la composicin final del planeta.

En un planetesimal de pequeo tamao podra no generarse suficiente calor interno como para fundir sus componen-

tes, y eso hara que el interior del planeta constituyese un heterogneo conglomerado de polvo y hielo, de una densidadmuy inferior a la piedra pmez, capaz de flotar en el agua.

Su superficie sera bombardeada de igual forma por meteoritos, que convirtiendo la energa cintica del choque encalor, fundiran parte de la corteza para posteriormente solidificarse en formas irregulares. Si el cuerpo tuviera suficientetamao, su propia fuerza gravitatoria hara que el material slido que lo compone se asentara en forma de esfera, talcomo los asteroides ms grandes, de ms de cien kilmetros de radio.

En un planetesimal de mayor tamao, el calor interno s ser suficiente para fundir el material y eso provocar la forma-cin de un ncleo de material fundido. A travs de este ncleo fundido, los elementos ms pesados se hundirn bajo losms ligeros formndose diversas capas en una pauta que ser casi idntica en todos los planetas. En el centro casitodos los elementos ms pesados, de los que haba pocos, pero la mayora de ellos radiactivos, y cuya concentracinfue produciendo ms calor.

A su alrededor un ncleo metlico, formado en su mayor parte de hierro, con menos de un 10% de nquel y un 1% delresto de metales pesados que tuvieran una densidad similar. A continuacin una capa de silicio, tan abundante como elhierro, que a altas temperaturas formar compuestos con el oxgeno y otros muchos elementos para dar lugar a todotipo de silicatos. Los silicatos ms densos quedarn en el interior mientras los ms ligeros flotarn sobre ellos. Y sobretodo ello quedar una capa de atmsfera sujeta por la fuerza gravitatoria del planeta. Mientras mayor sea el planeta,mayor ser la atmsfera retenida por el planeta.

Muchos astrnomos consideran que, de una forma similar, se han formado casi todos los planetas del Sistema Solar, ydebido a su posicin original dentro de la nebulosa solar sus tamaos tambin se corresponden aproximadamente conuna funcin que depende de la distancia al Sol. Mientras ms hacia el centro, ms cantidad de materia haba por cadakilmetro cbico, pero el volumen total de la rbita era menor.

Y mientras ms hacia el borde, el volumen de cada rbita era mayor, pero su densidad muchsimo menor, de ah que la

rbita con mayor cantidad de materia se encontraba a entre 700 a 800 millones de Km de distancia del Sol. Mientrasms cerca del Sol, o ms lejos de esa distancia, menor cantidad total de masa haba en cada rbita y menores los pla-netas que se formaran con ella. An as, segn esta frmula los planetas interiores, desde Mercurio a Marte deberanser bastante ms grandes de lo que son en realidad. An falta un elemento para explicar esta anomala.

2.6 LA FORMACIN DEL SOL

Hace casi cinco mil millones de aos el Sistema Solar tena casi la misma composicin que hoy en da, con dos diferen-cias fundamentales.

La primera era que el Sistema Solar an era bsicamente una nebulosa llena de gas y polvo a travs de la cualevolucionaban varios planetesimales, planetas y satlites en diversos grados de evolucin planetaria.

La segunda era que el Sol an no haba empezado a brillar.


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Pero aunque no haba Sol que iluminase los planetas, aunque la luz de las estrellas no poda atravesar el polvo queformaba el sistema solar, un leve resplandor iluminaba toda la nebulosa.

El movimiento continuo de gases y polvo en la nebulosa original (de dimensiones cercanas a los diez mil millones dekilmetros) generaba frecuentes descargas de electricidad esttica de naturaleza similar a los rayos que se producen

entre las nubes durante una tormenta pero de intensidad muy superior.Un solo rayo apenas sera visible pero en aquel inmenso volumen se producan cientos de "pequeas" descargas porsegundo. Pequeas con relacin al tamao de la nebulosa, pero cada rayo podra ser tan grande como todo un planeta,iluminando cada uno un radio de varios millones de kilmetros. Visto desde la distancia sera como si la nebulosa brilla-se continuamente con una leve tonalidad azulada.

Sin embargo, el gas y el polvo interplanetarios tenan un efecto muy importante sobre el sistema solar. Los planetasavanzaban atravesndolo y eso produca un efecto de frenado. De esa forma los planetesimales ms pequeos habranacabado por sucumbir con rapidez siendo absorbidos por los mayores, y el efecto de frenado se seguira produciendodurante mucho tiempo hasta hacer que los satlites cayeran sobre sus primarios y los planetas sobre la nebulosa cen-tral. Algo lo impidi.

Hemos mencionado cmo un planetesimal podra condensarse para formar un planeta, y si el planetesimal era lo bas-

tante grande podra incluso conformar un planeta gigantesco, como Jpiter. Pero en el centro de la nebulosa haba unanube de gas y polvo que era mil veces ms grande que Jpiter. Durante su evolucin, aquella nube pas por las diver-sas etapas por las que haban pasado otros planetesimales. Una acrecin de partculas de hielo y polvo que al alcanzarun tamao determinado colaps para formar un planetesimal y que al aumentar de tamao adquiri temperatura sufi-ciente para fundirse y formar un planeta con un ncleo metlico, una capa de silicatos y una atmsfera. Tal como enJpiter la presin interior lleg a ser tan grande que el hidrgeno lleg a licuarse, y al aumentar an ms se convirti enuna enorme esfera de hidrgeno metlico.

Pero la presin sigui aumentando. Mientras ms y ms billones de toneladas de hidrgeno, hielo y polvo seguan sien-do atrados, la presin interior segua aumentando, y lo nico que sujetaba aquella inmensa masa era la fuerza de loselectrones alrededor de los tomos. Lleg un momento en que ni siquiera la fuerza de los electrones fue capaz de ven-cer tanto peso y los tomos colapsaron. Al hacerlo, los electrones se derrumbaron sobre el ncleo y stos se precipita-ron los unos contra los otros, chocando, fusionndose y provocando una explosin termonuclear en el centro de la ne-bulosa solar.

Probablemente las primeras explosiones fueron sofocadas enseguida por el peso tan enorme que tenan encima, sinque la luz llegase a asomar a la superficie del Sol, pero poco ms tarde se produjeron ms explosiones, cada vez conmayor frecuencia, hasta que el fuego termonuclear ya no pudo ser sofocado. El Sol se encendi, pero slo en suinterior, haba centenares de miles de kilmetros de distancia hasta su superficie, por eso la explosin nuclear se ex-tendi por todo el interior del Sol pero la presin del gas que tena encima impeda que alcanzara la superficie, y mien-tras tanto la suma de la presin gravitatoria desde fuera y la presin explosiva desde dentro del Sol mantuvieron encen-dida la llama nuclear aunque la superficie del Sol sigui siendo una superficie apagada. La explosin nuclear que seproduca en el interior creaba ingentes cantidades de energa y calor y el calor se fue transmitiendo a travs de laatmsfera solar hasta alcanzar la superficie.

Conforme el hidrgeno se calentaba miles de grados, emita radiaciones calorficas y visibles. Tal como el hierro que,cuando est muy caliente, al rojo vivo, emite luz y calor y que si se calienta an ms alcanza un color blanco deslum-brante. El hidrgeno actu de la misma forma y al alcanzar una temperatura de miles de grados reflejaba las ondas quereciba en todo tipo de frecuencias y longitudes de onda.

Los fotones generados en el ncleo atmico rebotaban una y otra vez entre los tomos de la densa atmsfera solarhasta que tras millones de rebotes algunos fotones empezaron a llegar a la superficie solar y escapar hacia el espacio.Pero solo un pequeo porcentaje llegaba hasta all, la mayora de los fotones continuaban rebotando por dentro delinmenso volumen de la atmsfera solar y mientras ms fotones se producan en el interior del ncleo ms se acumula-ban en la zona inmediata, hasta el punto de alcanzar temperaturas incluso superiores a la misma reaccin nuclear.

Con el tiempo la atmsfera se fue saturando de fotones, y la cantidad de estos que alcanzaban la superficie fue siendocada vez mayor, pero an as hizo falta casi un milln de aos hasta que el nivel de saturacin de fotones en la atms-fera solar llegara al punto de equilibrio en que el Sol emitiera tantos fotones desde su superficie como los que se fabri-

caban al mismo tiempo en su interior. Desde entonces la intensidad solar ha sido casi constante, pero como el ncleo


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solar, la zona donde se converta el hidrgeno en helio era cada vez mayor, se fue incrementando con lentitud, a raznde un diez por ciento cada mil millones de aos.

Si un hipottico observador hubiese estado en aquel momento contemplando el proceso desde una distancia de un parde das luzsobre el plano de la eclptica (1), podra haber sido testigo de lo siguiente.

Al principio slo habra visto una nube dbilmente iluminada desde su interior.De vez en cuando podra ser testigo depequeos destellos producidos por las descargas de electricidad esttica de las nubes de polvo en movimiento, deste-llos que iluminaran durante varios segundos o minutos una zona especfica de la nebulosa antes de que su luminosi-dad quedara diluida en el resto de la nebulosa. Estos destellos seran tan abundantes que cada destello se solaparacon otros haciendo que toda la nebulosa pareciese sumida en una luminosidad fantasmal, superior a la luminosidad delresto del espacio. Desde el centro de la nube, de repente, comenzara a iluminarse un punto. A lo largo de un milln deaos ese punto se hara cada vez ms intenso hasta que su luminosidad resultara cegadora. Desde ese momento la luzira avanzando a travs de la nebulosa iluminando las nubes de gas y polvo as como los varios planetas que poblabanpor entonces el sistema solar. La presin de los fotones tambin empujara parte de la atmsfera solar por lo que stacomenz a "derramarse" en todas direcciones empujando a las partculas de polvo y gas que encontrase en su camino.

Al poco tiempo de que el centro de la nebulosa solar se encendiera se vera un nuevo cambio, cuando a travs del

centro del Sistema pudiera verse una estrella gigantesca, el Sol. Antes slo se poda apreciar su resplandor pero unavez que el viento solar barri el espacio interplanetario empujando hacia el exterior los gases ms ligeros, fue posiblever directamente el brillo de la superficie del Sol. A su alrededor apareci un anillo brillante, el frente de empuje delviento solar al ir barriendo la nebulosa. En realidad se tratara de una esfera alejndose en todas las direcciones, peroal estar la mayor parte del polvo repartida en el plano de la elptica, y visto desde dos das luz sobre dicho plano, laapariencia sera la de un anillo que fuera creciendo a una velocidad de ms de veinte millones de kilmetros diarios. Alaumentar el tamao de ese anillo, a travs de su interior se pudieron ver por primera vez las estrellas que hay al otrolado, invisibles hasta entonces por la densidad de la nebulosa. Y tambin los planetas. A medida que el frente del vientosolar se alejaba iban quedando atrs los planetas interiores, Mercurio, Venus, La Tierra y Marte.

El frente sigui creciendo hasta dejar a la vista los planetas gigantes, Jpiter y Saturno, y los exteriores, Urano y Neptu-no. En ese primer barrido el viento solar empuj hacia el exterior casi todas las partculas, tomos y molculas ligerasque no estuviesen bajo la influencia gravitatoria de algn planeta. Las partculas algo ms pesadas seran barridas ms

adelante a lo largo de los ms de cuatro mil millones de aos transcurridos desde entonces, y todas esas partculas hanido a formar una nube a uno o dos aos luz de distancia del Sol.

Esta nube rodea el Sistema Solar como una esfera, aunque ms densa en el plano del sistema solar, an empujadamuy dbilmente por la presin de la luz solar pero sujeta por la presin de las estrellas vecinas. En esa nube tambin sehan formado, por su propia fuerza gravitatoria, cuerpos ms o menos masivos, y alguna vez que otra uno de estoscuerpos es desviado de su rbita por otro cuerpo similar y cae hacia el Sol en una rbita sumamente excntrica. For-mados en su mayor parte por los mismos elementos que haba en el origen de nuestro sistema, esas bolas de hielosucioatraviesan el firmamento formando lo que desde la antigedad se han dado en llamar cometas.

Pero la limpieza que el viento solar produjo en el Sistema Solar tuvo otros efectos an ms importantes. Mientras elSistema Solar estaba densamente cubierto por una nube, el gas y el polvo que integraban el espacio interplanetarioactuaba como un freno, dbil pero constante.

Los satlites y planetas se frenaban a lo largo de millones de aos cayendo los ms pequeos sobre sus primarios yprovocando frecuentes cataclismos csmicos. Al barrer el viento solar todo el polvo que frenaba las rbitas de los plane-tas con su rozamiento y con los campos electromagnticos que generaban, los planetas y planetesimales existentes enese momento han dejado de ser frenados salvndose de caer hacia el centro del sistema.

Al contrario, el efecto gravitatorio que se produce entre los diversos planetas y satlites ha hecho que en algunos casoslas distancias orbitales aumenten en lugar de disminuir. Y otro efecto ms negativo del viento solar es que al bombar-dear las capas altas de los planetas, excitaban los tomos que hubiese sobre la atmsfera, arrancndoles poco a pocolos elementos ms ligeros que hubiese sobre ella.

1

Un da luz es la distancia que recorre la luz, en un da. Puede calcularse considerando la velocidad de la luz en el vaco y elnmero de segundos que hay en un da.


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De ah que, mientras ms cerca estuvieran los planetas del Sol, mayor era la fuerza del viento solar y mayor su prdidade gases de la atmsfera. Al llegar a determinada distancia, el viento solar perda gran parte de su fuerza, por eso noafect a los planetas gigantes ni a los que se encontraban ms lejos.

2.7 LA FORMACIN DE LOS CUERPOS PEQUEOS (ASTEROIDES)Hay cierto acuerdo en que los pequeos cuerpos del Sistema Solar tienen dos orgenes distintos, que sintetizamos acontinuacin;

1)En primer lugar estn los asteroides que se formaron por condensacin de la nube original, y que acabaron en unarbita ms o menos estable. Debido a su masa tan reducida, su interior no ha llegado a generar suficiente calor parafundirse, y solo diversas porciones de la superficie sobre las que hayan cado meteoritos han formado una costra dematerial fundido, material compuesto en su mayor parte por una mezcla ms o menos homognea de las sustanciasms abundantes en la nube solar original. Su fuerza gravitatoria nunca fue suficiente para retener gases, de ah que notengan atmsfera, pero en su estructura tambin podemos encontrar gases en combinacin con otros elementos que, atemperaturas bastante bajas permanecen en estado slido, entre ellos el agua. El agua se forma por la superabundan-cia de hidrgeno y oxgeno en la nube original y las molculas aisladas de agua actan como un gas, pero debido a que

dichas molculas actan como un imn, diversas molculas de agua cristalizan con otras para formar cristales de hieloen el espacio.

Si estn demasiado cerca del Sol, el calor que reciben estos cristales es suficiente para romper su estructura cristalina yconvertirse en gas, pero a mayores distancias del Sol, los cristales de hielo actan como un elemento ms que acabarpor formar parte de la estructura de un asteroide. Esto mismo tambin ocurri con la formacin de los planetas, tambinellos incorporaron en su masa inicial grandes cantidades de hielo, pero la temperatura alcanzada ms adelante, capazhasta de fundir las rocas, convirti todo este hielo en vapor, que acab flotando en la atmsfera y, si el planeta no tenamasa suficiente, perdindose en el espacio.

Es decir, la primera generacin de asteroides formados en el sistema solar eran conglomerados de hielo y polvo, y deellos solo sobreviven hoy en da aquellos que estn tan lejos del Sol que su calor no llegue a derretirlos.

2)Otro tipo de asteroides, formados principalmente de hierro o silicatos. Su origen est en el interior de los planetas.Cuando el Sistema Solar se encontraba en sus inicios, alrededor del Sol se formaron miles de planetesimales, asteroi-des y conglomerados de muy diversos tamaos. Los planetas ms grandes que tuvieran una rbita estable tendan asacar de su rbita a otros ms pequeos cuyo perodo orbital fuera un mltiplo o fraccin entera del mayor.

Estos planetesimales llegaban a acercarse tanto a un planeta mayor que en ocasiones podan ser capturados por sufuerza gravitatoria y quedar a su alrededor como un satlite o incluso llegar a estrellarse contra l. Un choque tan gigan-tesco, a las velocidades a las que viajan los planetas, produca unos efectos cataclsmicos.

Segn la velocidad a la que se produzca el choque saldran numerosos trozos de ambos planetas salpicados hacia elespacio, volviendo a caer los menos veloces y provocando otros choques secundarios que a su vez provocaran laemisin de ms restos barriendo toda la superficie planetaria. Los trozos que adquirieran una velocidad superior a lavelocidad de escape saldran al espacio y acabaran convertidos en asteroides de segunda generacin, no una mezclade hielo y polvo, sino de silicatos, hierro y nquel extrados del corazn de un planeta por el choque cataclsmico de otro

cuerpo planetario.

2.8 LA FORMACIN DE SATLITES PLANETARIOS

Tal como en el caso de los asteroides, los satlites que orbitan alrededor de los planetas tambin pueden tener dosorgenes distintos. En primer lugar estn los planetesimales formados en el origen del sistema solar que han sido captu-rados por la fuerza gravitatoria de planetas mayores. En segundo lugar estn los formados con los escombros y restosde choques planetarios.

Cuando un cuerpo planetario o un meteorito chocaban con un planeta, las salpicaduras adquiran velocidades muydiferentes. Las ms lentas volvan a caer al planeta, las ms rpidas escapaban al espacio interplanetario para conver-tirse en asteroides, pero las que tenan una velocidad intermedia quedaban en rbita alrededor del planeta formandouna nube de escombros y rocas.


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Estos escombros en rbita chocaban entre s y adquiran una distribucin en forma de anillo alrededor del planeta, ycon el paso de los miles de aos el anillo se iba haciendo ms plano y estrecho hasta unirse en una sola masa que,segn el tamao adquirido poda volver a fundirse y formar un nuevo cuerpo esfrico en rbita alrededor del planeta delque surgieron sus escombros.

Al mismo tiempo, la energa cintica de estos choques se habr convertido en calor, fundiendo la materia que componael satlite y aportndole una gran cantidad de calor. Esto har que en esa materia fundida los elementos se separensegn su peso y temperatura de fusin, cayendo los elementos ms pesados hacia el centro del mismo y quedando losms ligeros en la superficie.

Como el Sistema Solar en su origen estaba repleto de cuerpos de muy diferentes tamaos, hechos como este se debie-ron producir millones de veces, y aunque solo la cada de grandes planetesimales y a alta velocidad provocaran salpi-caduras de nuevos cuerpos al espacio, todos ellos provocaban calor que mantenan la temperatura del planeta muy porencima del punto de fusin de los elementos que contena.

Un ltimo punto a considerar es el siguiente: cuando un planeta cae sobre otro no caer casi nunca verticalmente, sutrayectoria interceptar el planeta mayor pero es muy improbable que est apuntando justo al centro del mismo, as quecasi siempre caer sobre un lado del planeta y eso har que el planeta que recibe el impacto acabe girando, tal como

una bola de billar, en la direccin en la que ha recibido dicho impacto.Si la masa impactante no es mucha en relacin al planeta impactado, la rotacin adquirida ser ms o menos lenta,pero en el caso de un planetesimal mayor, la rotacin adquirida puede ser bastante grande, tanto como hacer que elplaneta, despus del choque, acabe girando a gran velocidad.

2.9 ALGO MS SOBRE LA FORMACIN DE LOS PLANETAS

Los planetesimales eran nubes de gases que se aglomeraban debido a su propia fuerza gravitatoria. Como dijimos, elgas que los formaba contena todos los elementos estables del universo aproximadamente en la misma proporcin enque esos elementos existen hoy en da, es decir, un 92% de hidrgeno, 7% de helio y un 1% de los dems elementos.De este 1%, haba aproximadamente un 50% de oxgeno, 20% de nen, 15% de nitrgeno, 8% de carbono, 2% desilicio, 2% de magnesio, 1,5% de hierro, 1% de azufre, y el 0,5% restante era una mezcla de argn, aluminio, calcio,

sodio, nquel, fsforo y dems elementos en proporciones cada vez menores.

Sin embargo, a pesar de suponer un porcentaje tan reducido, la masa total de cada uno de los planetesimales era tangrande que la cantidad de nquel o fsforo, por ejemplo, en cada uno de ellos era gigantesca, capaz de formar unaesfera de centenares de kilmetros de radio. El calor y la presin provocaron diversas reacciones qumicas que propi-ciaron la formacin de molculas y compuestos qumicos.

El hidrgeno, altamente reactivo y superabundante en aquella nube, se una a diversos tomos, especialmente a losms abundantes (oxgeno, carbono y nitrgeno) para formar gases como vapor de agua, metano y amonaco. El helio yel nen, al ser muy poco reactivos, se conservaban como gases aislados. El silicio reaccionaba con el oxigeno y poste-riormente con otros elementos para formar todo tipo de silicatos. El hierro reaccionaba con el azufre dando lugar a todotipo de sulfuros.

Debido a la fuerza gravitatoria los materiales ms pesados, principalmente el hierro y el nquel, tendan a hundirse hacia

el interior de la nube mientras que los ms ligeros permanecan en la superficie. As se formaron las primeras capas queforman el interior de nuestro planeta, un ncleo de hierro y niquel seguido de un manto de silicatos.

Sobre todo ello una corteza ms o menos slida de silicatos y por encima una atmsfera de vapor de agua, amonaco ymetano. Era la llamada atmsfera I.

Aproximadamente por esa poca fue cuando el Sol se habra encendido. Conforme el Sistema Solar iba quedando cadavez ms despejado de polvo, el calor del Sol empez a afectar a los planetas que giraban a su alrededor. Al calentarselas capas altas de la atmsfera se produca una disociacin de las molculas de vapor de agua, separndose en suscomponentes, oxgeno e hidrgeno.

El hidrgeno libre era muy ligero y ms al calentarse, por lo que tenda a ascender sobre la atmsfera y a determinadadistancia poda escapar del campo gravitatorio terrestre siendo arrastrado por el viento solar hacia ms all del sistemasolar. El oxgeno libre reaccionaba con el amonaco y el metano para formar nitrgeno, dixido de carbono y agua, ycon esta agua volva a repetirse el ciclo una vez tras otra. El final de este proceso, de repetirse un nmero indefinido de


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veces, era la desaparicin de toda el agua y el hidrgeno quedando entonces una atmsfera II, compuesta exclusiva-mente de nitrgeno y dixido de carbono.

En el planeta Mercurio, demasiado pequeo y excesivamente cerca del Sol, esta reaccin se produjo muy rpido aca-bando en pocos millones de aos con toda la atmsfera del planeta. Aunque mucho ms lejos, el reducido tamao del

planeta Marte tambin hizo que desapareciera gran parte de su atmsfera quedando hoy en da apenas leves trazas deuna atmsfera muy tenue de nitrgeno y dixido de carbono. Venus y la Tierra son lo bastante grandes como para queel hidrgeno no se pierda con tanta rapidez en el espacio, y entonces se ha producido otro fenmeno que no se habaproducido en los planetas ms pequeos.

Cuando los rayos ultravioleta(Rayos UV) disociaban las molculas de agua, los tomos de hidrgeno ascendan so-bre la atmsfera para perderse en el espacio, y los de oxgeno descendan para repetir el ciclo que conducira a unanueva atmsfera. Pero mientras permaneca como oxgeno libre, algunas molculas eran bombardeadas por Rayos UVformndose molculas de ozono (1).

El ozono era ms ligero que la atmsfera, por eso formaba una capa sobre ella. Pero ms importante, el ozono no deja-ba pasar los rayos UV, es decir que cuando se formaba la capa de ozono el proceso de disociacin del agua se deten-a. Por desgracia la capa de ozono se mantena a una muy elevada altitud, ms de veinte kilmetros, y segua siendo

bombardeada por Rayos UV. Muchas molculas de ozono, al ser bombardeadas, podan adquirir suficiente velocidadcomo para escapar de la atraccin planetaria, y eso haca que al cabo del tiempo la capa de ozono se debilitaba, volvaa dejar pasar los Rayos UV y se volva a repetir el proceso. Pero al menos la disociacin del agua haba resultado mu-cho ms lenta que sin la capa de ozono.

Al ser Venus un planeta algo ms pequeo que la Tierra y al estar situado mucho ms cerca del Sol, su capa de ozonono pudo impedir que, con el tiempo, desapareciera todo el hidrgeno de su atmsfera convirtindose sta en una mues-tra ms de atmsfera II, compuesta de nitrgeno y dixido de carbono.

Mientras tanto, los planetas gigantes se encontraban en la situacin opuesta. Por un lado estaban tan lejos del Sol quelos Rayos UV apenas alcanzaban a disociar una mnima cantidad de molculas de agua. La temperatura transmitidapor el Sol era apenas suficiente para calentar los gases, al contrario, debido a sus propios procesos internos el mismoJpiter genera ms calor que el que recibe del Sol. Y por ltimo, la masa de Jpiter es tan grande y a esa distancia elviento solar tan dbil, que ni siquiera el hidrgeno consigue escapar con facilidad de su campo gravitatorio, por lo que laconversin de atmsfera I en atmsfera II an est en sus inicios.

Sin embargo el proceso en la Tierra parece haber seguido un camino diferente. Al principio, tal como en los demsplanetas del Sistema Solar, se produjo una atmsfera de vapor de agua, amonaco y metano. Tambin como en losdems planetas comenz la transformacin de esa atmsfera en otra de nitrgeno y dixido de carbono; sin embargo,en la actualidad tenemos una saludableatmsfera de nitrgeno, oxgeno y vapor de agua, con algunas trazas de otrosgases como argn o dixido de carbono.

2.10 INDICIOS SOBRE LA FORMACIN DE LA CORTEZA TERRESTRE

En todo sistema cerrado la tendencia natural de la materia es el desorden. Esto es algo que observamos continuamen-te, si dejamos un coche abandonado junto a la carretera al cabo de algunos aos estar oxidado, los cristales estarn

rotos, los asientos carcomidos, los neumticos destrozados. Si dejamos un libro sobre la mesa al cabo de algunos si-glos solo quedar un pequeo montn de polvo. Si lo que dejamos es una manzana, no quedar nada en pocas sema-nas.

A escala atmica ocurre lo mismo: donde hay molculas complejas tarde o temprano estas molculas se desorganizan,se parten en componentes ms pequeos, donde haba vida, sta muere, donde haba organizacin sta 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 aos por millo-nes de meteoritos que han aumentado su tamao al mismo tiempo que su cada produca suficiente calor como paraque toda la masa del planeta se fundiese. Este calor ha ocasionado que los elementos constitutivos del planeta se

1

El ozono (O3) es una sustancia cuya molcula est compuesta por tres tomos de oxgeno, formada al disociarse los dos tomosque componen el gas de oxgeno.


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combinasen entre s para formar los compuestos y aleaciones, sulfuros y silicatos que conforman las capas de nuestroplaneta.

De una estructura catica que haba al principio, los compuestos que tenan un punto de fusin similar se separaban delresto de la masa terrestre para formar vetas de minerales ms o menos homogneos. Sometida a sucesivos procesos

de fusin y enfriamiento, presin y compresin, acrecin y conveccin, cada uno de estos procesos empujaba determi-nados 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 ms interiorhay un ncleo con los elementos ms pesados, siendo los ms abundantes el hierro y el nquel. A continuacin un man-to de silicatos a temperatura de fusin. Por encima de este manto la atmsfera primigenia.

Conforme iban quedando cada vez menos fragmentos slidos en la nebulosa solar, disminuy el bombardeo de meteo-ritos, de ah que la capa externa del manto comenzara a enfriarse y solidificarse. Sobre la superficie del manto fundidose form una costra slida que era rota continuamente por la cada de los an frecuentes meteoritos.

Tal como hoy en da los ocanos se mantienen en movimiento, el manto semilquido de aquella poca tambin lo hacay al formarse una costra en su superficie sta se desplazaba en la direccin en que la empujaran las corrientes delmanto.

Con el tiempo la corteza adquiri un grosor de varios kilmetros, pero an segua siendo una fina corteza flotando sobreel manto terrestre y arrastrada por las corrientes magmticas. En ocasiones, fragmentos de esa corteza chocaban entres y donde se producan esos choques ocurra como con una tela empapada flotando sobre el agua: los bordes de esasplacas se arrugaban formando elevadas cordilleras, o se montaban una placas sobre otras generando extensas mese-tas. En algunas zonas dos placas contiguas podan alejarse dejando al descubierto el manto fundido del interior de laTierra, y en otras ocasiones dos placas podan deslizarse la una junto a la otra en direcciones contrarias provocandoperidicos terremotos.

Todo este continuo movimiento provocaba gigantescas presiones en el interior de la corteza terrestre y en ocasiones seproducan erupciones volcnicas que sacaban al exterior materias que quizs llevaban millones de aos enterradas. Deesta forma tan catica se formaron los principales yacimientos mineros, los ndulos de diamantes, las vetas de uranio,las menas de plata y mercurio.

Los gases de la atmsfera primigenia reaccionaban con todos estos elementos para formar numerosos compuestos quese depositaban en la superficie para posteriormente formar parte de una corteza terrestre cada vez ms compleja.

Y cuando la temperatura de la superficie terrestre lo permita, el vapor de agua de la atmsfera se condensaba paraformar los primeros lagos, lagos que slo se daban en lugares elevados, cordilleras, crteres de volcanes apagados,lugares que estaban sobre una corteza terrestre lo suficientemente gruesa como para mantenerse alejada del calor delmanto terrestre, porque en los lugares bajos, donde hoy estn los ocanos, la corteza terrestre era sumamente delgaday estaba demasiado caliente a causa del calor interior del planeta para que en ella pudiese permanecer el agua enestado lquido. En esos lagos de montaa, en ocasiones tan calientes hasta el punto de hervir, inundados de salesminerales y acariciados por una ardiente brisa de hidrgeno, amonaco y metano, se producan numerosas reaccionesqumicas que dieron los primeros pasos hacia la vida.

2.11 EXPERIMENTOS PARA EXPLICAR EL ORIGEN DE LA VIDAEn los primeros lagos que se formaron en la superficie terrestre haba numerosas sales minerales, magnesio, azufre,hierro. El agua estaba a unas temperaturas muy elevadas y sobre ella haba una ardiente masa de aire formada pormetano y amonaco. Esto ocurra en la ms completa oscuridad, el Sol an no haba entrado en ignicin y la nebulosasolar impeda que se viera el ms mnimo destello de luz estelar. Pero a pesar de estas condiciones tan adversas, elaporte energtico era tan grande que las molculas se agrupaban en estructuras complejas.

Haba dos fuentes de energa principales, una era el calor interno de la Tierra, la otra era la frecuente, casi continuaformacin de tormentas elctricas. Estas dos fuentes de energa hacan reaccionar unos tomos con otros, unas mol-culas con otras. El calor y los rayos creaban molculas complejas. Y tambin las destruan.

La energa poda disociar molculas de metano o amonaco, y stas volvan a asociarse con las piezas que se encon-trasen ms a mano. La mayor parte de las veces se formaban combinaciones bastante inestables, pero en ocasiones,por azar, se formaban combinaciones ms estables. As, el azar iba generando compuestos, algunos ms simples,


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otros ms complejos. Las molculas complejas eran capaces de almacenar ms energa que las simples, y como laenerga abundaba, esto hizo que la complejidad del caldo primigenio fuera tambin en aumento.

En muy poco tiempo el caldo primigenio que formaba esos lagos estuvolleno de compuestos como formaldehdo, cidos frmico, actico y

lctico, urea y hasta algunos aminocidos simples como glicinay ala-nina.

Una vez realizado este proceso el caldo primigenio haba dado lugar aun caldo ms elaborado, como si a partir de una mezcla de agua, gravay arena se hubiesen formado ladrillos.

Con piezas ms complejas, las combinaciones aumentaban su comple-jidad y a partir de estos "ladril los" se construyeron piezas ms comple-jas, entre ellas algunas purinas como la adenina y azcares como laribosa y la desoxirribosa, componentes de los cidos nucleicos. El lagoya contena sustancias de una gran complejidad, y aunque

seguan existiendo molculas simples la mayor parte de las molculas

que se encontraban en ese caldo eran molculas ms complejas, capa-ces de almacenar gran cantidad de energa qumica.

Conforme aumentaba la complejidad del caldo aumentaba tambin laprobabilidad de que se formasen sustancias ms complejas. As, cuan-do el caldo estaba saturado de cidos nucleicos, purinas y azcares,result inevitable que de esta mezcla surgiesen los primeros nucleti-dos e incluso algunos compuestos tan complejos como el trifosfato de adenosina (ATP), uno de los componentesfundamentales de la vida.

Al hablar de azar no tenemos ms remedio que hablar de probabilidades. Quprobabilidad haba de que surgiese de forma espontnea un compuesto tan com-plejo como el ATP?

Si tuvisemos que partir exclusivamente de los elementos que se encontraban enla atmsfera primigenia, la probabilidad de que se formase ATP resultara tan bajaque sera absurdo siquiera considerarla.

Podran pasar mil veces la edad del sistema solar y an podramos estar espe-rando que se formase ATP a partir de agua, metano, amonaco y las escasassales que existan en el caldo primigenio.

Pero de este caldo primigenio no surgi el ATP, sino un nuevo caldo ms comple-jo que el anterior, en el cual surgieron molculas ms complejas que aumentaronla complejidad del caldo en un ciclo que se retroalimentaba a s mismo hastahacer inevitable la formacin de ATP.

Estructura qumica del trifosfato de adenosina(ATP).

A mediados del siglo XX, StanleyMiller y Harold Urey, usaron equipos

similares a los de la imagen, con elfin de recrear los procesos necesa-

rios para el comienzo espontneo dela vida sobre la Tierra.


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De hecho, todo lo expuesto hasta ahora no son ms que los pasos lgicos que debidar la naturaleza y que los cientficos del ltimo siglo han intentado (y obtenido) repro-ducir paso a paso.

En 1953, los cientficos HaroldUreyy StanleyMillerprepararon una mezcla de amon-aco, metano e hidrgeno por la que hicieron pasar un serpentn con vapor de agua.

Dentro del recipiente un electrodo generaba una chispa elctrica que atravesaba el gas.Una semana ms tarde analizaron la muestra y encontraron cidos frmico, actico,gliclico y lctico, cido cianhdrico, urea y dos aminocidos, glicina y alanina. Las can-tidades de estas sustancias generadas no eran pequeas, sino grandes, tanto que sloal cabo de 24 horas el caldo, originalmente transparente, haba adquirido un fuerte color

rosa y al final del experimento un intenso color rojo amarronado.

El experimento fue repetido por varios cientficos con diversas variaciones a lo largo de varios aos, sustituyendo algu-nos componentes originales y usando luz ultravioleta en lugar del electrodo y en todaslas ocasiones se produjeron sustancias complejas y hasta algunos aminocidos ms

complejos que la glicina y la alanina que consiguieron Urey y Miller.En 1961 Juan Or, en la Universidad de Houston, aadi cidocianhdrico al caldo primigenio y del proceso obtuvo algunaspurinas, entre ellas la adenina.

En un experimento posterior, en 1962, aadi formaldehidoala mezcla original y consigui la sntesis de dos azcares distin-tos, la ribosa y la desoxirribosa, componentes de los cidos

nucleicos. Desde 1963 hasta 1965, en el centro de investigacin Amesde California se reali-zaron una serie de experimentos partiendo de compuestos que ya haban sido creados enexperimentos anteriores, como la ribosa, la adenina, fosfatos y otros, y sometindolos a ilumi-nacin con luz UV. De estos experimentos surgieron compuestos cada vez ms complejos, como adenosina, cido

adenlico y trifosfato de adenosina (ATP). Vemos pues que el proceso por el cual los mares primigenios fueron adqui-riendo complejidad no son simples teoras, sino que han sido comprobados por los experimentos de muchos cientficosmodernos.

Ahora bien, todas estas sustancias siguen siendo simples molculas, incapaces de equipararse a la complejidad de unasimple clula viva. Pero es que la complejidad del caldo primigenio no se detuvo all, sino que sigui aumentando du-rante millones de aos creando combinaciones cada vez ms complejas y ms capaces de procesar grandes cantida-des de energa. El proceso no era fcil, an estamos hablando de lagos en zonas elevadas del planeta, los nicos luga-res donde el agua poda permanecer en estado lquido.

Sin embargo el planeta segua a oscuras, y segua bombardeado por meteoritos y asolados por terremotos. Los lagosse formaban, pero tambin se destruan y en ocasiones, todas las sustancias complejas que hubiesen podido formarseen uno de aquellos lagos podan desaparecer para siempre sin dejar rastros de su existencia.

Pero los experimentos, las reacciones qumicas, se seguan produciendo en muchos lugares del planeta. Poco a pocola corteza terrestre se fue enfriando y en algunos sitios surgieron los primeros mares permanentes. Tambin por esapoca fue cuando el sol se encendi y el viento solar barri el sistema eliminando la nebulosa original.

Harold Urey (1893-1981)

Stanley Millar (1930-2007)

Juan Or


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Al ocurrir esto se produjeron varios fenmenos, en primer lugar la luz del sol co-menz a transformar la atmsfera de metano, hidrgeno y amonaco en una nuevaatmsfera de nitrgeno y dixido de carbono.

Al mismo tiempo apareci una nueva fuente de energa, el Sol, cuyos rayos UV

supusieron un enorme incremento en la cantidad de energa disponible en la super-ficie del planeta. Y esto llev directamente a que en los mares primigenios aumenta-ra portentosamente el nmero de experimentos qumicos capaces de producir sus-tancias necesarias para la formacin de la vida.

Cada vez que de uno de estos experimentos surga una molcula capaz de proce-sar la energa con ms eficiencia que sus antecesoras, esta nueva molcula pasabaa formar parte sustancial del caldo prebitico, reemplazando a alguna de las mol-culas menos eficientes. Con componentes ms complejos cada vez, el proceso serepiti durante millones de aos de experimentos hasta formar molculas compues-tas de cidos nucleicos y protenas lo suficientemente complejas como para sercapaz de usar la energa de su entorno en crear una copia de s misma.

As, la primera molcula capaz de autoreplicarse (pero an no un ser vivo) inici unproceso evolutivo que en pocos cientos de millones de aos pobl el fondo de losmares de las ms diversas formas de vida.

Experimento de Urey-Miller

las hipótesis cosmológicas

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