junio 2009


1De nube a planeta.- La Tierra tomó forma hace unos 4.600 millones de años. Una nube de gas y polvo, como tantas otras en los brazos espirales de la Vía Láctea, comenzó a condensarse por efecto de su propia gravedad. El consiguiente un movimiento de contracción y rotación la transformó en un disco aplanado que giraba en el plano ecuatorial de la galaxia. La materia de su centro se concentró y apretó más y más en un punto cada vez más denso, masivo y caliente que finalmente, tras alcanzar por presión millones de grados, inició las reacciones nucleares que lo encendieron en un nuevo Sol. El disco de polvo y gas que rotaba en su derredor se apiñó también en planetesimales (pequeños planetas en formación) que atraían con su gravedad a los desechos más menudos, adquiriendo mayor masa. De vez en cuando colisionaban, desintegrándose o fundiéndose en uno solo de tamaño mayor. Los planetas actuales son los pocos supervivientes que lograron, vuelta a vuelta, limpiar su órbita de otros restos (1). De ellos, los más cercanos al Sol (de Mercurio a Marte) sufrieron tras el encendido de este un violentísimo viento de radiación solar (fase T-Tauri) que barrió la mayor parte de los elementos ligeros que retenía su gravedad. Se convirtieron así en planetas pequeños y rocosos, producto de la condensación de los materiales pesados como el hierro y los silicatos. Los demás, mucho más alejados, conservaron por el contrario sus materiales ligeros y se convirtieron en gigantes gaseosos muy masivos.

2El planeta rojo (¿Desde hace 4.000 hasta hace 3.900 millones de años?).- ¿Cómo era esa primera Tierra recién condensada y ya redondeada? Para empezar no tendría atmósfera. No habría, pues, nubes, vientos ni lluvia; solo frecuentes colisiones de meteoritos, y puede (según Fred Singer y otros) que ocurriera alguna evasión o captura de satélites, como la Luna (2). De haber podido estar allí, desde la superficie de esa joven Tierra habríamos podido contemplar un cielo muy oscuro y estrellado, con un Sol joven y poco brillante, que emitía más o menos un 40% del calor que emite ahora. A este calor se unía en la corteza terrestre el generado por los continuos impactos, y, en el manto interior, el calor de los isótopos radiactivos llegados al planeta entre el polvo y el gas. La energía atómica emitida en su desintegración fundía los materiales, facilitando que los más pesados se hundieran hasta unirse en un núcleo, mientras los demás quedaban arriba formando el manto y una corteza rocosa pero inestable, al estar apoyada en una capa semifundida mucho más activa que la actual. De modo que la Tierra tenía en los primeros millones de años tras su formación el color de sus rocas y el del magma de sus abundantes erupciones.

3El planeta blanco (¿Desde hace 3.900 hasta hace 3.500 ó 3.000 millones de años?).- Aunque la acreción meteorítica continúa en pequeña medida incluso hoy en día, el proceso principal había decaído bastante hace unos 3.900 millones de años. También la desintegración radiactiva. La consecuencia fue que la Tierra comenzó a enfriarse y aparecieron las primeras losas de corteza sobre manto estable. Al mismo tiempo, su superficie fue cubriéndose de una densa capa de vapores emergida del interior del planeta, que se desgasificaba rápidamente: nitrógeno, dióxido de carbono y vapor de agua como gases dominantes; monóxido de carbono y gases de azufre como secundarios. En definitiva, una primera atmósfera densa y completamente tóxica para nosotros (sin oxígeno) cubrió por completo el planeta como hoy lo está Venus, en una nube perpetua que le confirió un homogéneo color blanquecino (3).

Una vez que la atmosfera primitiva se saturó de vapor de agua, este fue condensándose y precipitándose a la superficie, produciendo charcas, al principio inestables al ser evaporadas por los impactos de meteoros. La superficie aun superaba los 100 grados centígrados, pero la elevada presión aumenta el punto de evaporación del agua, de modo que, a pesar de esta temperatura, los charcos pudieron ir agrandándose hasta formar lagunas, lagos y finalmente enormes mares calientes, que debido a la elevada presión no tendrían oleaje.

En cuanto el agua cubrió la tierra, hace unos 3.800 millones de años, la vida hizo su aparición, en forma de organismos unicelulares sin núcleo que se alimentaban de la materia orgánica disuelta en el líquido. Al no tener depredadores, estos organismos se desarrollaron sin freno hasta que, inevitablemente, millones de años después, empezó a escasear el alimento.

El planeta verde (¿Desde hace 3.500 ó 3.000 hasta hace 2.000 millones de años?).- La evolución natural se encargó, después de muchos intentos fallidos, de encontrar la solución: la fotosíntesis. Este fabuloso invento tuvo inmediato éxito, y en pocos m.a. las microplantas cubrieron los mares, confiriéndole, en el agua extremadamente transparente de entonces, un maravilloso color… ¡verde! (4)

En la fotosíntesis se sintetiza el alimento a partir de agua, energía solar y dióxido de carbono, produciendo oxígeno en el proceso. Con ella el dióxido de carbono, dominante en la atmósfera y el agua primitivas, fue siendo digerido por los seres vivos, que a su muerte se depositaban formando rocas carbonatadas. El efecto invernadero que este gas provoca fue disminuyendo con su consumo, lo que debería haber provocado una gran bajada en la temperatura del planeta. Pero al mismo tiempo el Sol iba calentando más, y la precipitación del carbono se vio frenada por la alta presión atmosférica y la alta salinidad marinas, de modo que la vida no acabó congelada.

El planeta azul (¿Desde hace 2.000 millones de años? hasta la actualidad).- El agua de los océanos se saturó de oxígeno hace unos 2.000 m.a. Pero mucho antes la fotosíntesis había comenzado ya a provocar serios problemas a los seres vivos, pues el oxígeno producido era un veneno que contaminaba cada vez más su medio, como los gases producidos por la era industrial envenenan más y más el nuestro. De modo que a la revolución de la fotosíntesis hubo de seguirle, mucho después, otra no menos traumática: la adaptación de una parte de la vida al consumo de oxígeno para no acabar envenenado por este. Cuando finalmente el logro tuvo lugar, la interacción de seres comedores de dióxido de carbono y seres comedores de oxígeno resultó una solución tan feliz que hoy en día sigue usándose en gran escala (5).

Saturados los mares de oxígeno, este continuó produciéndose y escapando a la atmósfera, donde fue también sustituyendo al dióxido de carbono y preparando el camino para que los seres consumidores de oxígeno pudieran salir del mar y colonizar la tierra firme. Hay autores que defienden que el nivel actual de oxígeno en el aire se alcanzó hace sólo unos 40 m.a., mientras que otros sitúan ese momento hace unos 400 m.a., con las primeras plantas terrestres. Lo importante es que ese modelo, en el que nosotros vivimos, sigue funcionando con efectividad.

Notas: (1). La teoría dominante que explica la explicación de planetesimales es la aquí expuesta, llamada de acreción nuclear, si bien junto a ella persiste la de formación por inestabilidades gravitatorias. Para ambas, ver Gregory P. Laughlin, “Sistemas planetarios extrasolares”, Investigación y Ciencia, Temas 53, 2008.

(2) La teoría más aceptada es la de que la Luna no es un satélite capturado, sino que se formó por el impacto, hace unos 4.500 m.a., de un planetoide del tamaño de Marte sobre la Tierra, arrancando un pedazo de esta que posteriormente se redondeó y alejó de nuestro planeta hasta su posición actual (Canup, Asphaug y otros).

(3) Una teoría alternativa, menos aceptada, defiende que el agua no procede del vapor emanado del interior de la Tierra, sino que llegó a ésta en los meteoritos (Tobías, Mojzsis, Sciensweek). Otros autores prefieren una unión de mabas causas.

(4) No sé si ello sería suficiente como para que en el planeta predominase el color verde. En cualquier caso, esta época me sigue mereciendo el nombre de planeta verde, por estar cubierto de vida verde en toda la extensión de sus mares.

(5) El anterior apartado y la primera parte de éste está basado en una estupenda historia química de la Tierra: María Jesús Mediavilla Pérez, La Historia de la Tierra, McGraw Hill, Madrid, 2006.

Junio 09

En este mes, el día 21, a las 5:45 TU, empieza el verano en el hemisferio norte, y el invierno en el hemisferio sur. El solsticio es aquel instante en que el Sol se halla en uno de los dos trópicos, en este caso, en el trópico de Cáncer. El solsticio de junio hace, en el hemisferio boreal, que el día sea el más largo y la noche la más corta del año; y en el hemisferio austral, la noche más larga y el día más corto.

La estrella Vega (en la constelación de Lira) junto con Deneb (en la constelación del Cisne) y Altair (en la constelación del Águila) forman el denominado Triángulo de Verano, que comenzarán a hacer su aparición por el este en las noches veraniegas. En la constelación del Cisne destacamos a una de sus integrantes, Albireo, situada en la cabeza de la constelación. Se trata de una estrella triple y es considerado como uno de los sistemas múltiples más bellos y fascinantes del cielo. Su estrella principal es una estrella gigante dorada y su compañera es una estrella enana azul y cuando son contempladas ambas al mismo tiempo, los colores de una realzan los de la otra, las cuales se pueden separar con un pequeño telescopio. La estrella principal, además, es en realidad una estrella doble, formada por una estrella gigante y otra enana, pero tan próximas una de la otra que es casi imposible separarlas con un telescopio.

A partir de este mes y durante todo el verano podremos disfrutar de una maravillosa vista hacia el centro de nuestra galaxia, con las constelaciones de Escorpio y Sagitario como principales protagonistas, en una zona tremendamente rica y densa en estrellas. En la constelación de Sagitario se encuentran numerosos objetos de cielo profundo muy interesantes, entre los que destacamos a la Nebulosa de la Laguna y la Trífida (objetos M8 y M20 del catálogo Messier), también se encuentra, entre muchos otros, el famoso cúmulo globular M22, el cual es visible a simple vista si las condiciones atmosféricas son favorables.

Las constelaciones que alcanzan su momento de mejor visibilidad son Escorpio, Ofiuco, Hércules y el Dragón. Este mes lo vamos a dedicar a Hércules. La mejor manera de localizar esta constelación es partir de la línea que une alfa del Cisne (Deneb) con alfa de Lira (Vega) y prolongarla. El rasgo más destacable de ella es un cuadrilátero de estrellas llamado Trapecio de Hércules o Piedra Angular, compuesto por épsilon, zeta, eta y pi de Hércules. En un lado de la Piedra Angular aparece M13, uno de los cúmulos globulares más destacables de los cielos septentrionales. En buenas condiciones, M13 puede verse a simple vista; con prismáticos aparece como una estrella borrosa de un tamaño similar a media Luna llena. En ese mismo lado de la Piedra Angular, aunque más alejado, hay un segundo cúmulo globular, M92, que suele pasar desapercibido por ser menor que M13. Con prismáticos, a menudo se confunde con una estrella ordinaria. También podremos encontrar el Cúmulo de Galaxias de Hércules, Abell 2151, situado a unos 500 millones de años luz.

LOS PLANETAS

Mercurio será observable antes de los amaneceres durante la primera hora, alzándose cada vez un poco más según avance el mes y llegando a su máxima elongación el día 13.

Venus irá ganando altura y se observará antes de los amaneceres, llegándose a poder observar casi dos horas y media antes del amanecer al final del mes.

Marte irá ganando altura y se observará antes de los amaneceres, llegándose a poder observar casi dos horas y media antes del amanecer al final del mes.

Júpiter comenzará a poder verse casi cuatro horas antes de los amaneceres, ganando altura a lo largo del mes. A finales, aparecerá casi seis horas antes que el sol.

Saturno será observable la segunda mitad de la noche, observándose cada vez durante menos tiempo. Al final del mes sólo se podrá observar durante unas tres horas antes del amanecer.