Diego Hurtado de Mendoza
Laboratorio de Geofísica, UBA-CONICET

En el comienzo era el caos, cuenta Hesíodo en -se cree- el siglo VIII a.C. Luego -prosigue su relato- se esboza la primera realidad, Gea, la Tierra, la base segura de todo lo que es. Los cielos y el Erebo, instalado bajo tierra y en el cual tendrían su lugar los infiernos, emanan de ella. La más célebre de las teogonías de la Grecia antigua ya testimonía la búsqueda de los orígenes de nuestro planeta, de su interior y de los cielos. Luego vendrán las armonías geométricas de los pitagóricos y el Cosmos geocéntrico y eterno de Aristóteles. El relato mítíco va tendiendo a un tipo de explicación que llamamos científica y que presenta dos rostros: uno exige contrastación empírica, el otro matematización.

La idea a partir de la cual se forjarían las actuales teorías de formación de los planetas fue enunciada más de dos milenios después, a fines del siglo XVIII, por Laplace, en su Exposition du systéme du monde, con estas palabras: En el estado primitivo en que suponemos al Sol, se parece a las nebulosas que el telescopio nos muestra, compuestas de un núcleo más o menos briilante, rodeado de una nebulosidad que, condensándose en la superficie del núcleo, lo transformaría en estrella.

Al presente, dos teorías -herederas de la hipótesis de Laplace- compiten en explicar la formación de los planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), asi llamados por su composición rocosa y rica en metales. La primera dice que pudieron surgir de concentraciones locales de gas y polvo nebular, que habrían colapsado a causa de inestabilidades gravuitatorias. El proceso sería semejante al de la formación de una estrella. Tal teoría deja sin explicar la masiva pérdida de hidrógeno, helio y otros eiementos menos volátiles, que están presentes en la composición del Sol y no en la de los planetas terrestres. Además, cálculos efectuados por D. Stevenson, del Caltech, según los cuales el proceso de separación tiene poca probabilidad de haber ocurrido, cuestionan la hipótesis anterior.

La segunda teoría, más aceptada por la comunidad científica, supone que el colapso gravitatorio del gas y el polvo condujo a la formación de multitud de pequeños cuerpos, de entre uno y diez kilómetros de diámetro, llamados planetesimales, que habrían dado origen a los planetas terrestres por sucesivos procesos de colisión y agregación coalescente. El asunto, en este terreno, es explicar cómo, de un enjambre de planetesimales, se llega finalmente a los cuatro planetas terrestres.

Para ello se parte de un concepto sencillo, la velocidad de escape, definida como la velocidad relativa mínima necesaria para que dos cuerpos no queden atrapados por su mutua atracción gravitatoria. Con el aumento de tamaño de los cuerpos se incrementa la velocidad de escape, ya que al ser mayor la masa, lo es también la atracción gravitatoria, y la velocidad mínima para lograr el escape es necesariamente más alta. En la década de los sesenta, Victor S. Safronov, del instituto de geofísica aplicada de Moscú, investigó de qué manera el incremento de la velocidad de escape afecta a la velocidad relativa de los planetesimales.

En estas circunstancias, tienen lugar dos efectos opuestos. Cuerpos que pasan uno cerca del otro, pero no entran en colisión, perturban mutuamente sus órbitas, con un aumento neto, luego de varios encuentros, de su velocidad relativa. En términos de las leyes de Kepler, esto ocasiona un incremento en la excentricidad de las órbitas, lo cual favorece el cruce de trayectorias y aumenta la probabilidad de impacto. Como efecto contrario del anterior, las colisiones tienden a hacer las órbitas más circulares y, por lo tanto, a disminuir las velocidades relativas y el número de colisiones. Según esto, mientras las colisiones ordenan el sistema y disminuyen la probabilidad de futuras colisiones, los encuentros sin impacto lo desordenan y las favorecen. Luego de aplicar las leyes de Newton y la teoría de los movimientos aleatorios, el resultado al que se arriba es, curiosamente, el requerido para que el proceso de coalescencia continúe con el aumento de tamaño. Esto es, con el tamaño aumenta la velocidad de escape, debido a que se incrementa la masa de los cuerpos y, también, la velocidad relativa.

Hoy en día, algunas de las hipótesis empleadas por Safronov y sus colaboradores resultan excesivamente simplistas. Por ejemplo, sus cálculos suponen que, inicialmente, todos los planetesimales tenían la misma masa y los tratan como sí sus trayectorias fueran rectilíneas. Pero más recientemente, Larry Cox, del MIT empleó modelos bidimensionales y concluyó que la posibilidad de formación de un número pequeño de planetas depende del grado inicial de excentricidades. En condiciones de baja excentricidad, más acordes con el modelo de Safronov, dedujo que se podrían haber formado, por lo menos, díez planetas terrestres. En cambio, como lo muestran los trabajos de George W Wetherill, en modelos tridimensionales aparece como determinante que, en el estado inicial, los planetesimales del enjambre tengan tamaños diferentes. Por último, G. Stewart y W. Kaula, de la universidad de California, demostraron que, partiendo de una distribución aleatoria de masas, los planetesimales de mayor tamaño crecen más rápidamente que los pequeños.

Para llegar a condiciones más realistas de simulación, se debe tener en cuenta que los planetesimales estaban sumergidos en la nebulosa solar, principalmente compuesta de hidrógeno y helio, y que ciertas interacciones adicionales deben haber actuado sobre ellos al desplazarse estos en un medio gaseoso. Como puede suponerse, las simulaciones se tornan más difíciles en tales condiciones, ya que, por ejemplo, la distribución del gas se ve, a su vez, influida por los campos gravitatorios presentes. Chushiro Hayashi, de la Universidad de Kyoto, incluyó en sus modelos el medio gaseoso, que ejerce mayor influencia sobre los cuerpos de masa pequeña, a causa de su escasa inercia. En sus simulaciones, en las que se habrían formado cuerpos de 2000km de diámetro en un lapso aproximado de 10.000 años, se pudo prever la composición aproximada de la atmósfera que cada planeta terrestre, en sus orígenes, pudo atraer hacia sí.

Es posible contrastar los resultados de estos cálculos con la concentración que puede medirse en las rocas de la Tierra. Al respecto, en estos últimos años, los geólogos han hallado pequeñas cantidades de granos minerales cuya edad se aproxima a los 4200 millones de años, no lejana a la estimada de la Tierra (4500 millones de años). Para interpretar las evidencias geológicas, es fundamental determinar si la Tierra se formó a elevada temperatura y se hallaba en gran parte fundida, o si siempre fue un cuerpo sólido y frío. Hoy se favorece la primera hipótesis, pues se piensa que las colisiones produjeron calentamiento y que, además, en una Tierra naciente, la compresión de la atmósfera, a causa de la gravedad, pudo conducir a una temperatura más alta que el punto de fusión de las rocas.

Desde hace un par de décadas, muchas de las respuestas tienden a depender, en cada vez mayor grado, de la composición interior del planeta. Si bien la evidencia directa que se tiene es escasa, dado que sólo se dispone de muestras de materiales obtenidos de hasta unos pocos cientos de kilómetros de la superficie, se han conseguido datos contrastables por técnicas sismológicas y por experiencias de laboratorio, tanto químicas como físicas; estas últimas, en su mayoría, acerca del comportamiento de minerales a altas presiones y temperaturas.