14.5: Evolución Planetaria

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir la actividad geológica durante la evolución de los planetas, particularmente en los planetas terrestres
• Describir los factores que afectan las diferencias de elevación en los planetas terrestres
• Explicar cómo las diferencias en la atmósfera en Venus, la Tierra y Marte evolucionaron desde puntos de partida similares en la historia temprana del sistema solar

Mientras esperamos más descubrimientos y una mejor comprensión de otros sistemas planetarios, volvamos a mirar la historia temprana de nuestro propio sistema solar, después de la disipación de nuestro disco de polvo. La era de impactos gigantes probablemente se limitó a los primeros 100 millones de años de historia del sistema solar, terminando hace unos 4.4 mil millones de años. Poco después, los planetas se enfriaron y comenzaron a asumir sus aspectos actuales. Hasta hace cerca de 4 mil millones de años, continuaron adquiriendo materiales volátiles, y sus superficies estaban fuertemente cráteres de los escombros restantes que los golpearon. Sin embargo, a medida que disminuyeron las influencias externas, todos los planetas terrestres, así como las lunas de los planetas exteriores, comenzaron a seguir sus propios cursos evolutivos. La naturaleza de esta evolución dependía de la composición, la masa y la distancia del Sol de cada objeto.

Actividad geológica

Hemos visto una amplia gama en el nivel de actividad geológica en los planetas terrestres y lunas heladas. Las fuentes internas de tal actividad (a diferencia de los golpes desde arriba) requieren energía, ya sea en forma de calor primordial sobrante de la formación de un planeta o de la desintegración de elementos radiactivos en el interior. Cuanto más grande sea el planeta o la luna, más probable es que retenga su calor interno y más lentamente se enfríe, este es el “efecto papa horneada” mencionado en Otros mundos: una introducción al sistema solar. Por lo tanto, es más probable que veamos evidencia de una actividad geológica continua en la superficie de mundos más grandes (sólidos) (Figura\(\PageIndex{1}\)). La luna Io de Júpiter es una interesante excepción a esta regla; vimos que tiene una fuente inusual de calor por la flexión gravitacional de su interior por la atracción mareal de Júpiter. Europa es probablemente también calentada por las mareas jovianas. Saturno puede estar teniendo un efecto similar en su luna Encélado.

\(\PageIndex{1}\)Etapas de la Figura en la Historia Geológica de un Planeta Terrestre. En esta imagen, el tiempo aumenta hacia abajo a lo largo del lado izquierdo, donde se describen las etapas. Cada planeta se muestra aproximadamente en su etapa actual. Cuanto más pequeño es el planeta, más rápido pasa por estas etapas.

La Luna, el más pequeño de los mundos terrestres, estuvo internamente activa hasta hace unos 3.300 millones de años, cuando cesó su mayor vulcanismo. Desde entonces, su manto se ha enfriado y se ha vuelto sólido, y hoy incluso la actividad sísmica interna ha disminuido a casi cero. La Luna es un mundo geológicamente muerto. Aunque sabemos mucho menos de Mercurio, parece probable que este planeta, también, cesara la mayor parte de la actividad volcánica aproximadamente al mismo tiempo que lo hizo la Luna.

Marte representa un caso intermedio, y ha estado mucho más activo que la Luna. La corteza del hemisferio sur se había formado hace 4 mil millones de años, y las llanuras volcánicas del hemisferio norte parecen ser contemporáneas con la maria lunar. Sin embargo, el bulto de Tharsis se formó algo más tarde, y la actividad en los grandes volcanes de Tharsis aparentemente ha continuado dentro y fuera de la época actual.

La Tierra y Venus son los planetas terrestres más grandes y activos. Nuestro planeta experimenta tectónica global de placas impulsada por convección en su manto. Como resultado, nuestra superficie es continuamente reelaborada, y la mayor parte del material de la superficie de la Tierra tiene menos de 200 millones de años de antigüedad. Venus tiene generalmente niveles similares de actividad volcánica, pero a diferencia de la Tierra, no ha experimentado la tectónica de placas. La mayor parte de su superficie parece no tener más de 500 millones de años. Vimos que la superficie de nuestro planeta hermano está siendo modificada por una especie de “tectónica de manchas”, donde el material caliente de abajo frunce y estalla a través de la superficie, lo que lleva a coronae, volcanes de panqueques y otras características similares. Una mejor comprensión de las diferencias geológicas entre Venus y la Tierra es una alta prioridad para los geólogos planetarios.

La evolución geológica de las lunas heladas y Plutón ha sido algo diferente a la de los planetas terrestres. Las fuentes de energía mareomotriz han estado activas, y los materiales con los que la naturaleza tiene que trabajar no son los mismos. En estos mundos exteriores, vemos evidencia de vulcanismo a baja temperatura, con la lava de silicato de los planetas internos complementada por compuestos de azufre en Io, y reemplazada por agua y otros hielos en Plutón y otras lunas de planetas exteriores.

Diferencias de elevación

Veamos algunos ejemplos específicos de cómo difieren los planetas. Las montañas de los planetas terrestres deben sus orígenes a diferentes procesos. En la Luna y Mercurio, las montañas principales son eyectadas lanzadas por los grandes impactos formadores de cuencas que tuvieron lugar hace miles de millones de años. La mayoría de las grandes montañas de Marte son volcanes, producidos por repetidas erupciones de lava de los mismos respiraderos. Hay volcanes similares (pero más pequeños) en la Tierra y Venus. Sin embargo, las montañas más altas de la Tierra y Venus son el resultado de la compresión y elevación de la superficie. En la Tierra, esta compresión cortical resulta de colisiones de una placa continental con otra.

Es interesante comparar las alturas máximas de los volcanes en la Tierra, Venus y Marte (Figura\(\PageIndex{2}\)). En Venus y la Tierra, las diferencias máximas de elevación entre estas montañas y sus alrededores son de unos 10 kilómetros. Olympus Mons, en contraste, se eleva a más de 20 kilómetros por encima de sus alrededores y casi 30 kilómetros por encima de las áreas de menor elevación de Marte.

Figura Montañas\(\PageIndex{2}\) más altas de Marte, Venus y Tierra. Las montañas pueden elevarse más altas en Marte porque Marte tiene menos gravedad superficial y no tiene placas móviles. La escala vertical es exagerada por un factor de tres para facilitar la comparación. La etiqueta “nivel del mar” se refiere únicamente a la Tierra, claro, ya que los otros dos planetas no tienen océanos. Mauna Loa y Mt. El Everest está en la Tierra, Olympus Mons está en Marte y las montañas Maxwell están en Venus.

Una de las razones por las que Olympus Mons (Figura\(\PageIndex{3}\)) es mucho mayor que sus contrapartes terrestres es que las placas de la corteza en la Tierra nunca dejan de moverse lo suficiente como para dejar crecer un volcán realmente grande. En cambio, la placa móvil crea una larga fila de volcanes como las islas hawaianas. En Marte (y quizás Venus) la corteza permanece estacionaria con respecto al punto caliente subyacente, por lo que un solo volcán puede seguir creciendo durante cientos de millones de años.

Figura\(\PageIndex{3}\) Olimpo Mons. El volcán marciano más grande se ve desde arriba en esta espectacular imagen compuesta creada a partir de muchas fotografías de orbitadores vikingos. El volcán tiene casi 500 kilómetros de ancho en su base y más de 20 kilómetros de altura. (Su altura es casi tres veces la altura de la montaña más alta de la Tierra).

Una segunda diferencia se relaciona con la fuerza de la gravedad en los tres planetas. La gravedad superficial en Venus es casi la misma que la de la Tierra, pero en Marte es sólo alrededor de un tercio de grande. Para que una montaña sobreviva, su fuerza interna debe ser lo suficientemente grande como para soportar su peso contra la fuerza de la gravedad. Las rocas volcánicas tienen fortalezas conocidas, y podemos calcular que en la Tierra, 10 kilómetros está a punto del límite. Por ejemplo, cuando se agrega nueva lava a la cima de Mauna Loa en Hawai, la montaña se hunde hacia abajo bajo su propio peso. El mismo límite de altura se aplica en Venus, donde la fuerza de gravedad es la misma que la de la Tierra. En Marte, sin embargo, con su menor gravedad superficial, se pueden soportar diferencias de elevación mucho mayores, lo que ayuda a explicar por qué Olympus Mons es más del doble de alto que las montañas más altas de Venus o Tierra.

Por cierto, el mismo tipo de cálculo que determina la altura limitante de una montaña se puede utilizar para determinar el cuerpo más grande que puede tener una forma irregular. La gravedad, si puede, tira de todos los objetos en la forma más “eficiente” (donde todos los puntos exteriores están igualmente distantes del centro). Todos los planetas y lunas más grandes son casi esféricas, debido a la fuerza de su propia gravedad que los arrastra a una esfera. Pero cuanto más pequeño es el objeto, mayor es la desviación de la forma esférica que puede soportar la fuerza de sus rocas. Para los cuerpos de silicato, el diámetro límite es de unos 400 kilómetros; los objetos más grandes siempre serán aproximadamente esféricos, mientras que los más pequeños pueden tener casi cualquier forma (como vemos en fotografías de asteroides, como Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura Asteroide\(\PageIndex{4}\) Irregular. Los objetos pequeños como el asteroide Ida (que se muestra aquí en múltiples vistas tomadas por la cámara de la nave espacial Galileo cuando pasó volando) son generalmente irregulares o alargados; no tienen la gravedad lo suficientemente fuerte como para llevarlos a una forma esférica. Ida tiene unos 60 kilómetros de largo en su dimensión más larga.

Atmósferas

Las atmósferas de los planetas estaban formadas por una combinación de gas que escapaba de sus interiores y los impactos de los desechos ricos en volátiles del sistema solar exterior. Cada uno de los planetas terrestres debió haber tenido originalmente atmósferas similares, pero Mercurio era demasiado pequeño y demasiado caliente para retener su gas. La Luna probablemente nunca tuvo atmósfera ya que el material que la componía se agotó en materiales volátiles.

El gas volátil predominante en los planetas terrestres es ahora el dióxido de carbono (\(\ce{CO2}\)), pero inicialmente probablemente también hubo gases que contienen hidrógeno. En este ambiente más reducido químicamente (dominado por hidrógeno), debería haber grandes cantidades de monóxido de carbono (\(\ce{CO}\)) y trazas de amoníaco (\(\ce{NH3}\)) y metano (\(\ce{CH4}\)). Sin embargo, la luz ultravioleta del Sol separó las moléculas de gases reductores en el sistema solar interno. La mayoría de los átomos de hidrógeno ligeros escaparon, dejando atrás las atmósferas oxidadas (dominadas por el oxígeno) que vemos hoy en la Tierra, Venus y Marte.

El destino del agua era diferente en cada uno de estos tres planetas, dependiendo de su tamaño y distancia al Sol. Al principio de su historia, Marte aparentemente tenía una atmósfera espesa con abundante agua líquida, pero no pudo retener esas condiciones. Se perdió lo\(\ce{CO2}\) necesario para un efecto invernadero sustancial, la temperatura bajó y finalmente el agua restante se congeló. En Venus se llevó a cabo el proceso inverso, con un efecto invernadero desbocado que condujo a la pérdida permanente de agua. Sólo la Tierra logró mantener el delicado equilibrio que permite que el agua líquida persista en su superficie.

Con el agua desaparecida, Venus y Marte terminaron cada uno con una atmósfera de alrededor del 96 por ciento de dióxido de carbono y un poco por ciento de nitrógeno. En la Tierra, la presencia primero del agua y luego de la vida condujo a un tipo de atmósfera muy diferente. El\(\ce{CO2}\) fue removido y depositado en sedimentos marinos. La proliferación de formas de vida que podrían fotosintetizar eventualmente condujo a la liberación de más oxígeno del que las reacciones químicas naturales pueden eliminar de la atmósfera. En consecuencia, gracias a la vida en su superficie, la Tierra se encuentra con una gran deficiencia de\(\ce{CO2}\), con el nitrógeno como el gas más abundante, y la única atmósfera planetaria que contiene oxígeno libre.

En el sistema solar exterior, Titán es la única luna con una atmósfera sustancial. Este objeto debe haber contenido suficientes volátiles, como amoníaco, metano y nitrógeno, para formar una atmósfera. Así, hoy la atmósfera de Titán consiste principalmente en nitrógeno. En comparación con las de los planetas internos, las temperaturas en Titán son demasiado bajas para que el dióxido de carbono o el agua estén en forma de vapor. Con estos dos volátiles comunes sólidos congelados, quizás no sea demasiado sorprendente que el nitrógeno haya terminado como el principal constituyente atmosférico.

Vemos que la naturaleza, comenzando con un conjunto de constituyentes químicos, puede modelar una amplia gama de atmósferas finales adecuadas a las condiciones e historia de cada mundo. La atmósfera que tenemos en la Tierra es el resultado de muchos eones de evolución y adaptación. Y, como vimos, se puede cambiar por las acciones de las formas de vida que habitan el planeta.

Una de las motivaciones para la exploración de nuestro sistema planetario es la búsqueda de vida, comenzando con una encuesta de ambientes potencialmente habitables. Mercurio, Venus y la Luna no son adecuados; tampoco lo son la mayoría de las lunas en el sistema solar exterior. Los planetas gigantes, que no tienen superficies sólidas, también fallan en la prueba de habitabilidad.

Hasta el momento, la búsqueda de ambientes habitables se ha centrado en la presencia de agua líquida. Tanto la Tierra como Europa tienen grandes océanos, aunque el océano de Europa está cubierto de una gruesa corteza de hielo. Marte tiene una larga historia de agua líquida en su superficie, aunque la superficie hoy en día es mayormente seca y fría. Sin embargo, existe una fuerte evidencia de agua subsuperficial en Marte, e incluso hoy el agua fluye brevemente sobre la superficie en las condiciones adecuadas. Encelado puede tener el agua líquida más accesible, la cual está arrojando al espacio por medio de los géiseres observados con nuestra nave espacial Cassini. Titán es en muchos sentidos el mundo más interesante que hemos explorado. Hace demasiado frío para el agua líquida, pero con su atmósfera espesa y sus lagos de hidrocarburos, puede ser el mejor lugar para buscar “la vida como no la conocemos”.

Llegamos ahora al final de nuestro estudio del sistema planetario. Aunque hemos aprendido mucho sobre los otros planetas durante las últimas décadas de exploración de naves espaciales, aún se desconoce mucho. Los descubrimientos en los últimos años de actividad geológica en Titán y Encélado fueron inesperados, al igual que la compleja superficie de Plutón revelada por New Horizons. El estudio de los sistemas exoplanetarios proporciona una nueva perspectiva, enseñándonos que hay mucha más variedad entre los sistemas planetarios de lo que los científicos habían imaginado hace algunas décadas. La exploración del sistema solar es una de las mayores aventuras humanas, y, en muchos sentidos, acaba de comenzar.

Conceptos clave y resumen

Después de su comienzo común, cada uno de los planetas evolucionó por su propio camino. Diferentes resultados posibles se ilustran mediante la comparación de los planetas terrestres (Tierra, Venus, Marte, Mercurio y la Luna). Todos son objetos rocosos, diferenciados. El nivel de actividad geológica es proporcional a la masa: mayor para la Tierra y Venus, menos para Marte y ausente para la Luna y Mercurio. Sin embargo, las mareas de otro mundo cercano también pueden generar calor para impulsar la actividad geológica, como lo muestran Io, Europa y Encélado. Plutón también está activo, para sorpresa de los científicos planetarios. En las superficies de mundos sólidos, las montañas pueden ser el resultado de impactos, vulcanismo o elevación. Sea cual sea su origen, las montañas más altas pueden apoyarse en planetas más pequeños que tienen menos gravedad superficial. Las atmósferas de los planetas terrestres pueden haber adquirido materiales volátiles de los impactos de los cometas. La Luna y Mercurio perdieron sus atmósferas; la mayoría de los volátiles en Marte se congelan debido a su mayor distancia del Sol y su atmósfera más delgada; y Venus se retuvo\(\ce{CO2}\) pero perdió\(\ce{H2O}\) cuando desarrolló un efecto invernadero masivo. Sólo la Tierra todavía tiene agua líquida en su superficie y por lo tanto puede soportar la vida.