| VII. La Tabla de Tiempos Geológicos y la Edad de la Tierra | Página de título | IX. La Tierra antes del Tiempo Geológico |
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«¿De dónde surgió este mundo y si fue creado por mano divina o no?»
El hombre, con todas sus limitaciones, se ha preguntado durante siglos de dónde provienen la Tierra, su hogar, y el Sol y las estrellas en el cielo. Sin embargo, solo en los últimos siglos esta investigación se ha profundizado científicamente, y durante más de un siglo el problema ha ocupado un lugar central en el pensamiento astronómico. No obstante, la solución aún no está definitivamente a nuestro alcance, y en las páginas siguientes se presentarán diferentes hipótesis. La que se acepta en este libro de texto como la más razonable es la de Chamberlin y Moulton, que postula la evolución del sistema solar a partir del propio Sol mediante la aproximación accidental a otra estrella al principio de sus respectivas carreras.
No hay estudio más imponente que la astronomía. Nos lleva más allá de la Tierra, la Luna y el Sol, a las estrellas brillantes, y más allá de las estrellas, a los innumerables universos espirales. Las distancias mensurables entre las estrellas son tan vastas que escapan a toda comprensión real, y más allá de ellas se cree que el espacio continúa sin límites. «Existen, quizás, un millón de otros universos, tan grandes como el nuestro y cada uno con mil millones de soles, al alcance de nuestros grandes telescopios» (Curtis). Un espacio sin límites, a través del cual se mueven innumerables sistemas de orbes en una maravillosa disposición; tal es la majestuosidad del universo mayor. Y en todas partes de este universo hay ley y, por lo tanto, orden. Es la inmensidad de la astronomía lo que hace aún más incontestable la pregunta. ¿Qué significa todo esto? El hombre pensante ha reflexionado durante mucho tiempo sobre las estrellas, la infinitud del espacio, la indestructibilidad de la materia, y en su impotencia ha buscado refugio en la religión y en imaginarios poderes sobrenaturales que ordenan las leyes de la naturaleza. ¿Quién puede negar, quién puede afirmar?
¶ Las nebulosas
Cuando miramos hacia el cielo más cercano, vemos el Sol y la luna de su familia de planetas, que componen el sistema [ p. 108 ] solar. En el espacio exterior se encuentran las estrellas, y entre ellas y más allá se encuentran diferentes tipos de nebulosas (llamadas así porque en los telescopios su materia se ve como pequeñas nubes). Las nebulosas, al igual que las estrellas, son masas luminosas, pero mucho menos densas y se encuentran dispersas en el espacio con mucha menos densidad que las estrellas. «Donde escasean las estrellas, abundan las nebulosas, y donde abundan las estrellas, escasean las nebulosas». De las nebulosas más brillantes, se sabe desde hace tiempo que existen doscientas o trescientas en la Vía Láctea y sus alrededores, y se conocen unas cuatrocientas de todo tipo en esta región del cielo. Estas son las nebulosas gaseosas. Sin embargo, la gran mayoría de las nebulosas, conocidas como nebulosas blancas, tenues o espirales, están ausentes en esta parte del cielo.
Nebulosas Verdes. — Las nebulosas gaseosas se condensan con extrema lentitud en masas más calientes y, finalmente, en estrellas nebulosas, pero en algunas no se observan centros de condensación. Las nebulosas verdes dentro de la galaxia estelar son cuerpos altamente enrarecidos de gases brillantes, con superficies enormemente grandes en proporción a su contenido calórico. Orión es una de estas nebulosas que pueden verse a simple vista. Estas nebulosas verdes se encuentran en el estado elemental simple de la materia, compuestas esencialmente de nebulio, y su material está en constante cambio. Sin embargo, dado que no parecen tener una relación directa con la evolución de un sistema como nuestro sistema solar, no es necesario considerarlas más a fondo.
«Es muy posible, e incluso probable», dice Campbell, «que las masas gaseosas no siempre hayan pasado directamente al estado estelar. Los materiales de una nebulosa gaseosa pueden estar tan atenuados o distribuidos de forma tan irregular en un vasto volumen de espacio, que se condensarán en sólidos, por ejemplo, pequeñas partículas meteóricas, antes de combinarse para formar estrellas. Se cree que tales masas o nubes de materia no brillante o invisible existen en considerable profusión dentro del sistema estelar… Que este material eventualmente será absorbido por las estrellas ya existentes en la vecindad, o se condensará en nuevos centros y formará otras estrellas, es algo que difícilmente podemos dudar.»
Aparentemente, no debería haber «agujeros negros» ni espacios no luminosos en las zonas densamente pobladas del sistema estelar. Campbell cree que estos agujeros en ciertas partes del cielo se deben a «materiales invisibles entre nosotros y las estrellas»; en otras palabras, las estrellas están ocultas por material que oculta la luz que nos envían. Newcomb y Kelvin han descubierto que hay mucha más materia invisible en el sistema estelar que en las estrellas visibles.
Nebulosas Espirales o Blancas. — Hemos visto que las nebulosas verdes están asociadas con nuestro sistema estelar, la galaxia, y que a este sistema estelar pertenece nuestro Sol con su familia de planetas y lunas. Pero más allá de la galaxia existen innumerables nebulosas, las blancas, con una estructura espiral. Debemos considerar estas nebulosas espirales con más detalle, ya que forman parte de ciertas teorías sobre el origen de la Tierra que se describirán en páginas posteriores.
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Se sabe que la gran mayoría de las nebulosas son de este tipo espiral. Quizás un millón de nebulosas espirales estén al alcance de las lentes de los grandes telescopios reflectores. La causa de su luz blanca aún se desconoce, aunque se ha sugerido que se debe a la luz combinada de millones de soles (véase la figura inferior).
La forma dominante de la nebulosa blanca es, como se ha dicho, la espiral. La más grande es la gran nebulosa de Andrómeda, con un diámetro cientos de miles de veces mayor que la distancia entre la Tierra y el Sol, aunque visible a simple vista solo en las noches más despejadas, debido a su extrema tenuidad y enorme lejanía. Vistas de lado, las nebulosas espirales son delgadas y discoidales; su materia también presenta una distribución irregular dentro de los discos. Su característica más significativa es la presencia de dos brazos dominantes que surgen de lados diametralmente opuestos del núcleo y se curvan concéntricamente. A menudo hay más de dos brazos en la parte exterior, y hay mucha materia dispersa irregularmente. La disposición espiral es evidencia de que están en rápida rotación.
Campbell pregunta: «¿Están las nebulosas espirales dentro o adheridas a nuestro sistema, o están fuera de él, a enormes distancias de nosotros?.. La antigua hipótesis [de Herschel y Kant] de que las nebulosas no resueltas son otros grandes universos estelares muy distantes del nuestro está recibiendo una consideración favorable». Algunas de las nebulosas espirales «contienen suficiente material para formar… posiblemente millones de estrellas comparables en [ p. 110 ] masa a la de nuestro propio Sol». Además, sus movimientos de aproximación y alejamiento son muy rápidos, aproximadamente de veinte a treinta veces más rápidos que los movimientos del promedio de las estrellas en nuestro sistema estelar. Por lo tanto, Campbell apoya la hipótesis de que las nebulosas espirales son cuerpos enormemente distantes, sistemas estelares independientes en diferentes grados de desarrollo e independientes de nuestro sistema estelar. Humboldt los llamó hace mucho tiempo «universos isla».
¶ Evolución de las estrellas
¡Qué maravilloso espectáculo es el cielo en una noche despejada y oscura, especialmente en el aire enrarecido de la cima de una montaña o en el clima seco del desierto! Vemos claramente cientos de estrellas vibrantes, grandes y pequeñas, de colores variables, todas en la profunda oscuridad del espacio infinito. La Vía Láctea, en los confines de la galaxia, se extiende por todo el cielo como una nube irregular y difusa de un blanco plateado, y también está compuesta por innumerables estrellas. Las estrellas más grandes de todas las visibles se ven mejor, por supuesto, al atardecer y al amanecer: las estrellas vespertinas y matutinas, como las llamamos, aunque no son estrellas, sino planetas de nuestro sistema solar que brillan por la luz reflejada del sol.
Todas las estrellas verdaderas son cuerpos autoluminiscentes y la mayoría superan las dimensiones del Sol hasta cuarenta veces, mientras que Betelgeuze tiene unas 250 veces el diámetro del Sol (1390.000 kilómetros). El Sol es la estrella más cercana, y sin embargo, se encuentra en promedio a unos 159.000.000 kilómetros de distancia. La estrella fija más cercana, por otro lado, está más de 200.000 veces más lejos que el Sol; sin embargo, la mayoría de las personas pueden ver en cualquier lugar al menos 250 estrellas, y un buen ojo puede distinguir unas 800. Se calcula que la brillante estrella Arturo, que emite una luz muy parecida a la del Sol, tiene un volumen 50.000 veces mayor que el Sol y se encuentra a 200 años luz de él. La luz viaja a una velocidad de 299.000 kilómetros por segundo, y un año luz equivale a 63.000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Dicho de otra manera, un año luz tiene seis millones de milimillas.
Todas las estrellas están en movimiento, a una velocidad media de unos 25 kilómetros por segundo. Alrededor del 20 % parece inmóvil, pero el resto se mueve en direcciones opuestas, como si dos enjambres de abejas estuvieran entremezclados y, sin embargo, uno de ellos atravesara al otro en ángulos aparentemente rectos.
Estrellas Oscuras. — También hay dispersas por el cielo muchas «estrellas oscuras» que han completado su ciclo de evolución y ahora son externamente frías y no luminosas. Se desconoce su número aproximado, pero probablemente superan en número a las estrellas brillantes. Tampoco tenemos conocimiento de planetas y satélites distintos de los [ p. 111 ] de nuestro sistema solar, y es posible que algunas de estas estrellas oscuras se conviertan en cometas de la familia del sol.
Forma y tamaño del sistema estelar. — Los astrónomos nos dicen que el sistema estelar o galaxia (= conjunto de estrellas bajo un mismo control gravitatorio) tiene aproximadamente la forma de un reloj de bolsillo muy plano. Sus dimensiones son enormes, y los astrónomos del Observatorio del Monte Wilson, en el sur de California, calculan su diámetro mayor en unos dos millones de años luz. Mirando hacia el ecuador del sistema estelar o la Vía Láctea, observamos a través de la mayor profundidad de estrellas, mientras que la profundidad mucho menor se encuentra en las regiones axiales o polares de la galaxia.
Origen de las estrellas. — Las estrellas se desarrollan a partir de materia nebulosa, las nebulosas verdes en estado gaseoso, y la evolución posterior tiene lugar a través de la condensación y la pérdida de calor por radiación, dando lugar a estrellas más pequeñas, más complejas y más calientes.
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Se considera que la gran nebulosa de Orión (Fig., p. 111) está en el primer período de la historia de una estrella, ya que aquí el gas del nebulio es extremadamente tenue y las estrellas que se condensan en él parecen indicar que toda la masa nebulosa en forma de nube también está en lento movimiento interno.
Estrellas Gigantes. — Los astrónomos han determinado la evolución de las estrellas mucho mejor que nunca, y las han agrupado en una serie evolutiva ascendente de estrellas gigantes en calentamiento y una serie descendente de estrellas enanas en enfriamiento. En otras palabras, las estrellas gigantes se encuentran en las primeras etapas de la evolución estelar, son enormemente más grandes que nuestro Sol, tienen una temperatura mucho más baja y sus gases son tan difusos como los de un tubo de vacío eléctrico. Jeans afirma que el volumen de las estrellas gigantes, comparado con el de las estrellas enanas, está en una proporción de aproximadamente un millón a uno.
Betelgeuze, la estrella roja de la constelación de Orión, es una de las estrellas gigantes más grandes conocidas, con un diámetro de aproximadamente 345 millones de kilómetros (Hale). Su volumen supera al del Sol al menos un millón de veces, aunque su masa probablemente no sea más de diez veces mayor. La densidad de su gas apenas puede superar una milésima parte de nuestra atmósfera. Tres cuartas partes de las estrellas visibles a simple vista se encuentran en esta etapa, según Hale, y Antares y Aldebarán son otros ejemplos. Lentamente, con el tiempo, las estrellas gigantes se contraen debido a la constante pérdida de calor por radiación, y aun así su temperatura aumenta, y como resultado, su color cambia de rojo a blanco azulado. Este proceso de contracción y aumento de temperatura continúa mientras las estrellas permanecen en estado de gas perfecto. El punto culminante de la evolución ascendente o de calentamiento se alcanza en las estrellas blanco azuladas intensamente calientes de la clase del helio. La densidad de estas estrellas es quizás una décima parte de la del Sol, y este último tiene una densidad 1,4 veces mayor que la del agua.
Luego siguen las etapas de enfriamiento, la parte descendente del ciclo evolutivo, pues tan pronto como la contracción aumenta la densidad del gas más allá de cierto punto, la temperatura comienza a descender. La luz blanca azulada de la estrella se vuelve amarillenta, y la evolución estelar se encuentra ahora en la fase de enanismo del ciclo. Nuestro Sol es un buen representante de esta etapa. La densidad aumenta, superando la del agua, como en el caso del Sol, y la superará con creces en la evolución posterior. Con el transcurso de millones de años, vuelve a aparecer un tono rojizo, que finalmente se torna rojo intenso. La estrella más densa conocida es la «Nueva Variable», situada un poco al sur de la Osa Mayor. Es tan sólida como las rocas superficiales de la Tierra, con una gravedad específica entre 3,1 y 4,8. Curiosamente, brilla intensamente, siendo de undécima magnitud. En consecuencia, observamos que existen estrellas rojas gigantes jóvenes en las que los gases están poco condensados, y estrellas rojas enanas con una condensación muy avanzada. Estas últimas son las estrellas más antiguas y están cerca de extinguirse como emisoras de luz. A medida que las estrellas enanas se enfrían, la disminución de la temperatura permite que los elementos se unan en compuestos cada vez más complejos. Finalmente, cesa toda emisión de luz y la estrella alcanza su estado definitivo, con un exterior frío y oscuro, pero un interior más o menos caliente.
Estrellas de Helio. — Mediante el estudio de la luz (espectros) de las estrellas, se ha descubierto que las nebulosas gaseosas del tipo Orión [ p. 113 ] se transforman en estrellas que revelan predominantemente helio. Estas son las estrellas de color blanco azulado, la etapa final de la serie ascendente de estrellas gigantes en calentamiento. Las estrellas de helio tienen las velocidades estelares más bajas conocidas, y las velocidades de las estrellas aumentan desde las estrellas de helio, pasando por las estrellas de hidrógeno y solares, hasta las estrellas rojas. Las estrellas de helio son jóvenes, se mueven lentamente y no se han alejado mucho de su lugar de nacimiento en la Vía Láctea. Las estrellas enanas más maduras se han alejado mucho de su lugar de origen.
Estrellas de hidrógeno o sirias. — Las siguientes en orden de evolución en la serie de enanismo parecen ser estrellas como Sirio, cuyo espectro está marcado por conspicuas líneas de hidrógeno, asociadas con otras discretas de hierro, sodio, magnesio, etc. No poseen atmósferas densas y absorbentes, y debido a esto y a su altísima temperatura, también se nos presentan como estrellas blancas o blanco azuladas. Estas estrellas, aunque relativamente condensadas, son, sin embargo, mucho menos densas que el Sol.
Estrellas solares o metálicas. — Una mayor condensación produce una atmósfera absorbente cada vez más espesa, y la consiguiente filtración de la luz de las estrellas hace que adquieran un tinte amarillento o rojizo. Se cree que las estrellas solares o amarillentas han alcanzado la madurez estelar —son estrellas de mediana edad— y, al igual que el Sol, tienen atmósferas absorbentes espesas; sin embargo, sus interiores aún son gaseosos, aunque están sometidos a una fuerte compresión. La temperatura del Sol es del orden de 6000 °C absolutos, o casi el doble de la temperatura del [ p. 114 ] de la luz del arco (véase la Fig., pág. 113). El Sol, como muchas otras estrellas, es del tipo metálico, algo más caliente que el tipo amarillo rojizo o arcturiano, y el espectroscopio revela en él la presencia de vapores de hierro, sodio, magnesio, calcio, hidrógeno y muchos otros elementos conocidos en la Tierra, pero en general no se producen compuestos de elementos (Abbot).
Hale describe la apariencia del sol en momentos de eclipse total de la siguiente manera: Llamas de hidrógeno, que a veces alcanzan alturas de quinientas mil millas, se pueden ver elevándose desde un mar continuo de llamas que rodea completamente al sol (véase la Fig., pág. 113). Estas son las prominencias, y el núcleo continuo de llamas del que se elevan es la cromosfera. Extendiéndose mucho más allá de estas llamas en el espacio, a veces a una distancia de millones de millas, se encuentra la corona, que brilla con un brillo plateado ligeramente inferior al de la luna llena.
Estrellas de Carbono o Antarianas. — Las estrellas, en su continua evolución más allá de la etapa solar, se desvanecen cada vez más hacia la invisibilidad. De las estrellas amarillentas pasamos a las de color naranja o rojo, cuyos espectros revelan marcadas líneas de carbono. Este último representa el último período de visibilidad estelar.
Estrellas Oscuras. — Finalmente, la evolución continúa hacia las estrellas oscuras o invisibles, muchas de las cuales se conocen por la perturbación gravitacional que ejercen sobre las estrellas vecinas. La última etapa será la formación de una capa exterior dura, pero no se desarrollará vida porque no habrá luz para proporcionar el entorno necesario a los organismos. Sin embargo, el movimiento original continuará, y de ahí la posibilidad de una futura aproximación cataclísmica a otra estrella.
Rapidez de la evolución estelar. — Hablando con cierta ligereza, creo que podríamos decir que los procesos de evolución de una nebulosa extendida a una nebulosa condensada y de esta última a una estrella esférica son comparativamente rápidos, quizá normalmente limitados a unas pocas decenas de millones de años; pero que cuanto más avanzamos en el proceso de desarrollo, de la estrella azul a la amarilla, y posiblemente, aunque no con certeza, a la estrella roja, más lento es el progreso.
Hay razones para sospechar que los procesos de evolución en nuestro Sol, así como en otras estrellas, podrían prolongarse enormemente debido a la influencia de la energía contenida en los átomos o moléculas de materia que los componen. Las fuerzas subatómicas presentes en los elementos radiactivos representan la forma de energía más condensada que conocemos. Se cree que la energía subatómica en una masa de radio es al menos un millón de veces mayor que la energía presente en la combustión u otra transformación química de cualquier sustancia ordinaria de la misma masa. Estas fuerzas radiactivas se liberan con extrema lentitud, en forma de calor o equivalente; y si estas sustancias existen moderadamente en el Sol y las estrellas, como en la Tierra, podrían ser factores importantes en la prolongación de la vida de estos cuerpos. (Campbell)
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Estrellas Nuevas. — Como hemos visto, en el universo galáctico debe haber innumerables estrellas muertas, cualquiera de las cuales podría, en algún momento futuro, por el accidente de una aproximación cercana a otra estrella, encenderse temporalmente. Las novas o estrellas nuevas podrían deberse a tales catástrofes estelares.
En la etapa temprana de la evolución galáctica, dice Jeans, los acercamientos deben haber ocurrido a menudo, ya que las estrellas estaban entonces mucho más cerca unas de otras que ahora, sus velocidades relativas eran probablemente mucho menores y sus densidades muy bajas.
Las nuevas estrellas son catástrofes estelares imponentes que aparecen repentinamente en el cielo, casi siempre en la Vía Láctea, donde antes no se conocía la existencia de ninguna estrella. Su número conocido no es elevado. Suelen alcanzar su máximo brillo en pocos días, y algunas han multiplicado su brillo por diez mil en dos o tres días. Se vuelven invisibles en pocas semanas o meses.
«Una nova», dice Campbell, «parece explicarse mejor con la teoría de que una estrella oscura o relativamente oscura, al viajar rápidamente por el espacio, ha encontrado resistencia, como la que ofrecería una gran nebulosa o nube de partículas. Al atravesar la nube, la cara frontal de la estrella es barrida a altas velocidades por los materiales resistentes. Los estratos superficiales se calientan y la luminosidad de la estrella aumenta rápidamente». Reynolds (1923) sostiene que las novas se transforman en nebulosas planetarias.
¶ Meteoritos y cometas
Debemos aquí hacer una pequeña digresión para estudiar los meteoritos, ya que representan fielmente la naturaleza de cualquier tipo de materia interplanetaria dispersa de tipo sólido que alguna vez pudo haber estado disponible para la formación de pequeños planetas y satélites”, como se postula en la teoría de Chamberlin sobre el origen de la Tierra, que pronto se describirá.
En casi cualquier noche oscura se pueden ver brillantes rayos [ p. 116 ] de luz blanca o verde disparándose a gran velocidad y en diferentes direcciones a través del cielo. Estas líneas de fuego, conocidas popularmente como «estrellas fugaces» o «piedras que caen», son causadas por cuerpos de materia sólida, cuyo tamaño varía entre 5 gramos y al menos 37,5 toneladas al llegar a la Tierra (Figs., págs. 116, 117). Aunque pocas son visibles a simple vista, se estima que 20.000.000 impactan la Tierra o su atmósfera cada día; sin embargo, los geólogos solo conocen unas 815 caídas (260 en Estados Unidos). Se cree que anualmente se añaden a la Tierra unas 100.000 toneladas de polvo meteórico. Los meteoritos son «fragmentos incuestionables» de otros mundos que se desplazan rápidamente a través de nuestra atmósfera. La velocidad inicial del impacto es tan alta, de hasta 72 kilómetros por segundo, que los meteoritos se calientan hasta el punto de disiparse como un gas luminoso por la fricción generada al atravesar la atmósfera terrestre. Por lo tanto, solo se hacen visibles en el momento de su disolución, lo que depende del accidente de la colisión con la Tierra.
Los meteoritos parecen ser cometas desintegrados, atraídos por el Sol y la Tierra desde los confines del espacio solar. Nos brindan muestras de su constitución física y la prueba de que sus elementos químicos están estrechamente relacionados con los de nuestro Sol y Tierra, aunque difieren en las proporciones y, a veces, radicalmente en sus combinaciones. Se conocen más de cuarenta elementos en meteoritos, siendo los más abundantes el aluminio, el calcio, el carbono (como el grafito y los diamantes), el hierro, el magnesio, el níquel, el oxígeno, el fósforo, el silicio y el azufre.
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Existe una considerable variedad de meteoritos, y Merrill los agrupa de la siguiente manera: (1) meteoritos pétreos (basálticos y condríticos) o aerolitos, compuestos esencialmente de minerales de silicato con pequeñas cantidades de aleaciones metálicas y sulfuros (Fig., abajo); (2) meteoritos pétreos-férreos o siderolitos de minerales metálicos y silicatos; y (3) grandes meteoritos de hierro o sideritas, compuestos esencialmente de una aleación de níquel, hierro y cobalto, con fosfuros y sulfuros de hierro (Figs., págs. 116, 118). Es evidente que los meteoritos se formaron en condiciones de suministro limitado de oxígeno y que, desde su formación, han estado sometidos a altas temperaturas y al poder reductor de los gases (Merrill).
Chamberhn considera los meteoritos como «un mero resultado incidental de la acción estelar y planetaria. Su génesis es completamente secundaria y no ofrece ninguna base para considerarlos la materia prima de las grandes nebulosas o de los sistemas estelares… Se presume que esta materia dispersa es recogida poco a poco por todos los cuerpos celestes, como ocurre a diario en la Tierra».
Cometas y su relación con los meteoritos. — Los cometas, comparados con la Tierra o la Luna, son cuerpos mucho más pequeños y ahora pertenecen a la constelación del Sol. Originalmente eran cuerpos interestelares oscuros desviados de su trayectoria por la atracción de masa del sistema solar. Pasan la mayor parte del tiempo en las regiones más externas del sistema solar y orbitan alrededor del Sol, generalmente de oeste a este. La mayoría se ven solo una vez, pero al menos sesenta son periódicos y giran en elipses cortas alrededor del Sol. Al acercarse al Sol, los cometas desarrollan colas compuestas de gases y polvo fino que la presión de la luz expulsa al espacio y que luego se ven reflejados por la luz solar.
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Las cabezas de los cometas periódicos tienen una apariencia más difusa que las de los demás, y se cree que consisten principalmente en pequeños cuerpos discretos unidos por su propia fuerza gravitacional. Con cada retorno al Sol, las partes se dispersan cada vez más y, finalmente, el cometa se vuelve invisible, pero parece conservar su órbita cometaria como un enjambre de meteoros. Se conocen cinco enjambres de este tipo: los de abril y agosto, las Perseidas; los de noviembre, las Leónidas; y el cometa de Biela. «Claramente», afirma Campbell, «los materiales cometarios se habían dispersado gradualmente por el efecto desintegrador de la atracción solar, y las partículas separadas se vieron obligadas a moverse en órbitas ligeramente diferentes entre sí y de las órbitas reconocidas de los cometas».
¶ Teorías del origen solar
Geólogos y astrónomos están abandonando cada vez más la teoría de Laplace sobre el origen de la Tierra a partir del Sol y aceptando en mayor o menor medida la hipótesis de Chamberlin-Moulton. Sin embargo, esta última explicación se comprenderá mejor si analizamos la historia del surgimiento de la teoría laplaciana.
Hipótesis Nebular de Kant. — La astronomía y la física recibieron un gran impulso gracias al principio de gravitación universal de Newton, presentado al mundo en 1687, principio que condujo a una concepción sólida de la evolución del sistema solar. Este principio newtoniano fue la base de la hipótesis nebular [ p. 119 ] de Immanuel Kant, que el profesor de matemáticas y geografía física de Königsberg presentó en 1755.
Kant, según Iddings, concebía que el universo podría haberse desarrollado a partir del caos y que el espacio estaba lleno de materia fundamental con una gran variedad de masa, densidad y capacidad de atracción de partículas. Argumentaba que, dado que los planetas y sus satélites se movían en estricta armonía entre sí y en una relación definida con un sol central, con espacios vacíos entre ellos, debió haber existido una difusión de su sustancia a través del espacio y una subsiguiente segregación en masas planetarias.
La atracción mutua de las partículas provocaría movimiento en todas direcciones a lo largo del enjambre. Las más densas se convertirían con el tiempo en núcleos de condensación. Finalmente, se formarían zonas o anillos de partículas discretas que se segregarían en núcleos de condensación, los cuales, tras una mayor condensación, se transformarían en planetas y satélites, siendo el núcleo central preponderante el Sol, altamente calentado.
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«La hipótesis de Kant», dice Campbell, «tenía el gran defecto de intentar demostrar demasiado. Partía de la materia en reposo y fracasó al intentar dar movimiento de rotación a toda la masa mediante la acción exclusiva de fuerzas internas, algo imposible. La idea de Kant de núcleos o centros de atracción gravitacional, dispersos aquí y allá por la masa caótica, que se convirtió en los planetas y sus satélites, es muy valiosa.»
Teoría Nebular o Teoría de la Tierra Caliente de Laplace. — La célebre teoría del astrónomo francés Laplace, que explica el origen del sistema solar, dominó el pensamiento mundial desde su publicación en 1796 y su posterior modificación en 1824. Laplace creía que nuestro Sol ancestral, mucho antes de dar origen a su familia de ocho planetas (cuatro grandes exteriores [ p. 121 ] y cuatro pequeños interiores), sus veintiséis satélites y el anillo de más de novecientos planetoides muy pequeños, se encontraba originalmente en un estado de vapor luminoso. Se extendía incluso más allá de la órbita del planeta más exterior, Neptuno. En otras palabras, el Sol vaporoso tenía entonces un diámetro de no menos de 5.600.000.000 millas, y su gas debía de ser increíblemente tenue, varios cientos de millones de veces menos denso que el aire que respiramos.
Laplace imaginó nuestro Sol ancestral como una nebulosa de gas en rotación que se contraía lentamente debido a la pérdida de calor por radiación, dejando tras de sí nueve anillos de gas liberados de la región ecuatorial de su masa, cada uno de los cuales se condensó en un planeta o en un anillo de planetoides. Si bien fue importante este nacimiento de los planetas, su masa total no supera el 0,5% de la del Sol. Sin embargo, según Campbell, el abandono sucesivo de nueve anillos gaseosos de materia, cada uno girando como si fuera una estructura sólida, es impensable.
Laplace también sostenía que los planetas gaseosos dejaron uno o más anillos ecuatoriales que posteriormente se condensaron en lunas. En el caso de Saturno (véase la Fig., pág. 119), algunos de los anillos permanecieron como tales, pero ahora se sabe que no son gaseosos, sino que están compuestos de material sólido fragmentado. Sin embargo, dado que todos los satélites deberían girar en la misma dirección que sus planetas progenitores, es decir, de oeste a este, en el sentido de las agujas del reloj, resulta fatal para la teoría de Laplace que ocho de ellos no sigan esta regla; estas son las cuatro lunas de Urano, la de Neptuno, la novena luna o la más exterior de Saturno, y las lunas octava y novena de Júpiter.
Esta teoría se objetó en diversas ocasiones durante el siglo XIX, algunas de las cuales ya se han mencionado. Otras son: (1) Aún no se ha descubierto ninguna nebulosa que se asemeje mucho a la supuesta nebulosa anular que dio origen al sistema solar. (2) La gran masa solar en rotación violaría fatalmente la ley de la constancia del momento de la cantidad de movimiento (el término técnico para la energía del cuerpo en rotación). (3) El sistema solar laplaciano debería ser regular en todas sus partes, pero el sistema solar tal como existe es una combinación de regularidades y muchas irregularidades sorprendentes (Campbell). (4) Incluso si los anillos se hubieran formado, Moulton ha demostrado que habría sido imposible que este material nebular se uniera para formar un planeta.
Teoría de Jeans sobre la Evolución de la Galaxia y el Sistema Solar. — Según Jeans, en el principio todas las estrellas de nuestro universo galáctico formaban una única masa de gas extremadamente tenue en rotación lenta. Esta masa se contrajo debido a la pérdida de energía por radiación, [ p. 122 ], aumentando así su velocidad angular hasta adoptar una forma lenticular. Después de esto, una mayor contracción fue matemáticamente imposible y el sistema tuvo que expandirse. El mecanismo de expansión se debía a la materia expulsada del borde afilado de la figura lenticular; el centro lenticular formaba entonces el núcleo de una nebulosa espiral de tipo normal, y la materia expulsada formaba los brazos. (Véase la Fig., pág. 109). Los largos filamentos de materia que constituían los brazos, al ser gravitacionalmente inestables, primero formaron cadenas de condensaciones alrededor de núcleos y finalmente formaron masas de gas desprendidas. Con la contracción continua, la temperatura de estas masas aumentó hasta alcanzar la incandescencia y brillar como estrellas luminosas. La mayoría de las estrellas se separaron de sus vecinas y formaron así nuestro actual universo galáctico, en el que la forma aplanada de la nebulosa original todavía puede rastrearse en la concentración alrededor del plano galáctico, mientras que el movimiento original a lo largo de los brazos nebulares todavía persiste en forma de «flujo de estrellas».
Sin embargo, el sistema solar del universo galáctico no se formó como resultado de una ruptura rotacional, como nuestra galaxia y las nebulosas espirales, sino que se desarrolló a partir de una disrupción de marea causada por el acercamiento de otra estrella al Sol.
A intervalos, debió ocurrir que dos estrellas pasaran relativamente cerca una de la otra en su movimiento a través del universo. Conjeturamos que nuestro Sol experimentó un encuentro de este tipo: una estrella más grande, superior a la media, pasó a una distancia aproximada del diámetro del Sol de su superficie. El efecto de esto sería la expulsión de una corriente de gas desde el Sol hacia la estrella que pasaba. Se supone que en esta época, el Sol era oscuro y frío, con una densidad tan baja que su radio era quizás comparable al radio actual de la órbita de Neptuno. La corriente de materia expulsada se condensó en núcleos separados que finalmente formarían planetas. Los planetas más líquidos al final de la cadena serían los de menor masa; el centro gaseoso de la cadena de materia expulsada formaría los planetas más grandes: Júpiter y Saturno.
Teoría planetesimal o de la Tierra fría de Chamberlin y Moulton. — Estos autores postulan que los materiales que hoy componen el Sol, los planetas y los satélites debieron tener un origen biparental. Debido a una aproximación cercana, se evocó una nebulosa del Sol para formar sus acompañantes. En otras palabras, la nebulosa solar secundaria era poco más que un par de brazos nudosos y ondulantes de materia nebulosa, lanzados desde el Sol y curvados en apéndices espirales a su alrededor por la atracción conjunta de sí mismos y de una estrella que pasaba.
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«La hipótesis de Chamberlin y Moulton tiene la ventaja de una masa madre en rotación, prácticamente en un plano común, y con los materiales distribuidos a distancias del núcleo tan en armonía con la distribución conocida de la materia en el sistema solar como queramos. … En efecto, conserva todas las ventajas de las propuestas de Kant. Parece tener la flexibilidad necesaria para abordar las irregularidades que observamos en nuestro sistema» (Campbell).
Los nudos de la nebulosa solar juegan un papel principal en la interpretación de la génesis inmediata de los planetas, planetoides y satélites alrededor de ellos, ya que sirvieron como centros de recolección de la materia dispersa similar al polvo, los planetesimales, las diminutas partículas de la nebulosa solar secundaria.
El estudiante debe tener cuidado de no confundir la nebulosa solar, que tenía forma espiral, con las vastas nebulosas espirales, los «universos islas», ya que estas últimas se condensan en galaxias, mientras que la nebulosa solar sólo dio origen a la constelación del sol.
Según la hipótesis planetesimal, hubo seis etapas en el crecimiento de la Tierra antes de que comenzara el tiempo geológico.
Estos pueden describirse brevemente de la siguiente manera:
(1) Etapa nuclear. — La Tierra se originó en un nudo nebular, cuyo diámetro pudo haber sido de entre 3.200 y 4.800 kilómetros. Al principio, la materia discreta se mantuvo unida por la gravedad mutua, y posteriormente todo se convirtió gradualmente en una masa sólida.
(2) Etapa Volcánica Inicial. — Antes de que el núcleo creciera hasta alcanzar una parte importante de la masa actual de la Tierra, se cree que la autocompresión que surgió de su propia gravedad, cuando tenía un diámetro inferior a 3000 millas, produjo suficiente calor central como para alcanzar los puntos de fusión de las rocas comunes a bajas presiones. En consecuencia, pronto apareció actividad volcánica en la superficie de la Tierra en crecimiento. El calor interno pudo haber sido producido en parte por la caída de planetesimales, y una cantidad desconocida probablemente fue heredada del nudo nebular [ p. 124 ] que constituyó el núcleo terrestre original. Sin embargo, la principal fuente de calor interno se asigna a la condensación interior progresiva del cuerpo en crecimiento a medida que se añadían planetesimales a su superficie. Otra fuente de calor residía en la reorganización atómica y molecular del núcleo en crecimiento.
(3) Etapa Atmosférica Inicial. — En la etapa nuclear, la Tierra era demasiado pequeña para retener en su superficie los gases de una atmósfera, pero cuando alcanzó una masa de al menos una décima parte de la actual, probablemente contuvo una atmósfera limitada, como la de Marte. A medida que creció, comenzó a atraer moléculas atmosféricas y desarrolló la capacidad de retener una atmósfera. El diámetro de la Tierra pudo haber sido entonces de unos 6.800 kilómetros, y con el origen de la actividad volcánica, se añadieron más gases a la atmósfera.
(4) Etapa Hidrosférica Inicial. — Cuando la Tierra alcanzó el tamaño suficiente, el vapor de agua se mantuvo en la atmósfera, y al alcanzar finalmente el punto de saturación, tomó forma líquida e inició la hidrosfera. Al acumularse el agua en esta superficie, lo hizo en innumerables pequeñas depresiones o lagos. Estas masas de agua dieron origen a las cuencas oceánicas. Por lo tanto, la diferenciación de las regiones oceánicas, más densas, de las protuberancias continentales, más ligeras, comenzó casi tan pronto como la hidrosfera empezó a acumularse, o cuando la Tierra alcanzó el tamaño de Marte.
(5) Etapa inicial de la vida. — Las condiciones adecuadas para la vida no existían hasta después de un notable desarrollo de la atmósfera y la hidrosfera, pero es posible que ciertas formas de vida se originaran mucho antes de que la Tierra estuviera completamente desarrollada.
(6) Última Etapa de Acreción Planetesimal. — Durante todas las etapas anteriores, la Tierra fue creciendo lentamente, y según Chamberlin, su crecimiento fue muy lento. Finalmente, llegó el momento en que prácticamente todos los planetesimales de la nebulosa original, bajo la influencia de la atracción de la Tierra y la Luna, se habían reunido. La Tierra probablemente tenía entonces un diámetro ecuatorial considerablemente mayor que el actual. Esta etapa puso fin a la era cósmica en la historia de la Tierra.
(7) Etapa Gradacional. — Tras cesar el crecimiento de la tierra, la superficie dejó de estar sujeta a un enterramiento continuo, sino que quedó expuesta a la acción del aire, el agua, el calor y el frío, erosionando las zonas altas para llenar las bajas. La séptima etapa, por lo tanto, abarca todo el tiempo geológico, y su proceso dominante fue el gradacional.
Si la Tierra se formó a partir de meteoritos como los que cayeron sobre ella, que tienen una gravedad específica media de 3,69, y si los meteoritos fueran tan pequeños como [ p. 125 ] el polvo, rígidos y elásticos, entonces la Tierra, al final de su período de crecimiento, debió tener un radio de 7250 kilómetros, con una gravedad específica actual de 9,83. Esto es 914 kilómetros mayor que el radio actual (6340 kilómetros). Originalmente, la porosidad era mucho mayor debido a la naturaleza granular de los planetesimales. En consecuencia, la Tierra se ha encogido unos 914 kilómetros desde el inicio de su crecimiento (Chamberlin).
Teoría planetoide o de la Tierra Caliente de Barrell. — Hemos visto que, según Chamberlin, los planetesimales eran principalmente del tamaño del polvo, y que la Tierra y la Luna tardaron muchísimo tiempo en acumularlos. Barrell (1918), por otro lado, considerando el tamaño probable de los planetesimales como equivalente al de los planetoides, se inclinó por la idea de una rápida caída de material sobre el núcleo terrestre. En consecuencia, se consumió poco tiempo durante las etapas de crecimiento de la Tierra, y la caída de masas, principalmente grandes y de hasta cientos de millas de diámetro, condujo a la formación de una Tierra Caliente.
Según Barrell, entre una cuarta parte y la mitad de todo el material expulsado del Sol se encontraba en los nudos, y el resto en planetoides y planetesimales. Cuatro pequeños nudos representaban el origen de los cuatro pequeños planetas interiores. Más allá de ellos se encontraba la zona de los planetoides, y como aquí no había un núcleo dominante, estos han permanecido hasta la fecha en gran parte en estado planetoide. Fuera de este último se encontraban los cuatro núcleos mayores, el origen de los cuatro planetas mayores. Estos núcleos y planetoides aglutinaron a los planetesimales dentro de las esferas de su poder de atracción.
Chamberlin concibe que la Tierra se formó como un cuerpo sólido, no como fluido ni viscoso en ningún momento posterior a la etapa nuclear temprana. Se considera que la roca líquida generada por compresión o radiactividad durante el crecimiento de la Tierra fue amasada y exprimida hasta la superficie, donde se solidificó aproximadamente a la misma velocidad con la que se formó.
Por otro lado, Barrell sostiene que la naturaleza química de las rocas ígneas, la limitada profundidad de las variaciones de densidad en la corteza, la limitada cantidad de sal en el mar, los períodos de rotación de la Luna y los planetas apuntan a un estado de fusión de la Tierra al completar su crecimiento. Si la Tierra comenzó a tener un océano cuando tenía aproximadamente la mitad de su diámetro actual y una octava parte de su volumen actual, entonces los océanos deberían ser mucho más salados de lo que son, porque siete octavas partes de sus materiales acumulados sufrieron meteorización y deberían haber cedido sus sales a los océanos.
El argumento a favor de una eventual Tierra fundida, según Barrell, es el siguiente: el cinturón de asteroides, mejor llamado [ p. 126 ] planetoides, parece haber permanecido más próximo a su estado original que otras partes del sistema solar. Los diámetros de los asteroides conocidos varían desde 780 kilómetros en número creciente hasta 24 o 32 kilómetros, el límite de la visibilidad telescópica, y muchos otros deben ser tan pequeños que permanecerán invisibles. La masa total de los asteroides, según cálculos recientes, equivale a menos de una centésima parte de la masa de la Tierra. Por lo tanto, las partes invisibles de este anillo de asteroides no están en forma de polvo ni molecular, sino en fragmentos de tamaño apreciable, que alcanzan varios kilómetros de diámetro. Además, estas masas, debido a sus grandes diámetros y, por consiguiente, a su débil fuerza gravitatoria, prácticamente no tendrían capacidad de crecer por acreción. Deben conservar casi el estado original de la nebulosa, o mejor aún, del enjambre meteorítico. Por lo tanto, su evidencia apoya la idea de que la materia dispersa que se añadió al núcleo para formar la Tierra fue en gran parte de tal tamaño que los planetoides individuales habrían penetrado bajo la superficie de la Tierra, líquida o sólida. La energía del impacto de las masas mayores provocaría una licuefacción local. Si, además, la caída de los planetoides fue lo suficientemente rápida como para absorber el calor de las caídas previas antes de que pudiera disiparse por conducción a la superficie, tendería a producirse un calentamiento y licuefacción general de la Tierra, tanto por la mayor compresión del núcleo más profundo como por los efectos del impacto a niveles superiores.
¶ Lectura colateral
C. G. Abbot, The Sun. Nueva York (Appleton), 1911.
Svante Arrhenius, Los destinos de las estrellas. Nueva York (Putnam), 1918.
Joseph Barrell, El origen de la Tierra. Capítulo I en «La evolución de la Tierra y sus habitantes», New Haven (Yale University Press), 1918.
W. W. Campbell, La evolución de las estrellas y la formación de la Tierra. Popular Science Monthly, septiembre de 1915, págs. 209-235; Scientific Monthly, octubre de 1915, págs. 1-17; noviembre de 1915, págs. 177-194; diciembre de 1915, págs. 238-255.
W. W. Campbell, Las nebulosas. Ciencia, nueva serie, vol. 45, págs. 513-548, 1917.
T. C. Chamberlin, El origen de la Tierra. Chicago (University Press), 1916.
G. E. Hale, Los nuevos cielos. Nueva York (Scribner), 1922.
G. E. Hale, El estudio de la evolución estelar. Chicago (University Press), 1908.
J. H. Jeans, Problemas de cosmogonía y dinámica estelar. Cambridge (University Press), 1916.
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