La formació dels planetes del sistema solar

Consideracions generals

L’observació de l’esdevenir dels planetes pel Zodíac ha fet que al llarg de la història la humanitat desenvolupés teories en les quals la immutabilitat era una de les condicions de partida. Res més lluny de la realitat: l’estudi de l’evolució del sistema solar mostra un origen marcat per grans col·lisions, altes temperatures i la destrucció de mons.

Actualment s’accepta que el sistema solar és compost per vuit planetes, unes quantes desenes de planetoides amb un diàmetre superior a 1.000 km i bilions de cossos menors que giren al voltant d’una estrella: el Sol. Pel que fa als planetes, hi ha una marcada dicotomia. D’una banda, el sistema solar interior, al qual pertanyen els planetes rocosos, és a dir, els de tipus terrestre: Mercuri, Venus, la Terra i Mart; d’altra banda, el sistema solar exterior, on es troben els planetes gegants gasosos: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú.

Del disc protoplanetari als planetesimals

A l’interior de la nebulosa d’Orió (M42) els discs protoplanetaris destaquen sobre el fons il·luminat del gas nebular ionitzat 1 Imatge en l’espectre visible, on es perfila un disc recentment format. 2 La mateixa regió vista en el rang infraroig de l’espectre electromagnètic, on s’intueix el naixement estel·lar al seu interior; en aquesta longitud d’ona la llum de l’estrella és capaç de travessar el dens disc de gas i pols.

M.J. McCaughrean (MPIA) i C.R. O’Dell (Rice University) / HST / NASA.

Actualment ja no es discuteix que el Sol, els vuit planetes i la resta de petits cossos que conformen el sistema solar van néixer del col·lapse gravitatori d’un núvol de gas i pols ara fa uns 4.600 milions d’anys (Ma). Al centre d’aquella nebulosa i amb la major part de la seva matèria es va formar una estrella, el Sol, tal com s’ha vist en altres indrets de la Via Làctia, i al seu voltant va aparèixer un disc, el disc protoplanetari, format de partícules petites sorgides per condensació del gas nebular, a mesura que aquest s’anava refredant. El disc protoplanetari es formà de manera natural, atès que els materials de la nebulosa en rotació tendien a caure al pla oposat a l’eix de gir.

En conjunt els materials del disc protoplanetari no representaren més de l’1% de la massa del núvol primigeni, ja que la majoria de la matèria va passar a formar part del Sol. Els minerals que tenia (condensats en decréixer la temperatura de la nebulosa, que era en forma gasosa) es poden predir tot tenint en compte les abundàncies químiques primordials i la pressió del gas. A més, una petita part de les partícules inicialment presents al disc procedien de materials que contenien isòtops radioactius –com ara ²⁶Al i ⁶⁰Fe– emesos des de les fotosferes d’estrelles de la Via Làctia, algunes fins i tot veïnes del Sol recentment format. Aquestes partícules formades en altres estrelles s’anomenen grans presolars i són directament detectables en els meteorits més primitius per les diferències isotòpiques que presenten en comparació amb el material del sistema solar. Com a font d’aquests isòtops presolars s’han identificat principalment supernoves i estrelles lleugerament més massives que el Sol, concretament de l’anomenada branca asimptòtica de les gegants. La presència d’aquests components va ser fonamental per tal d’injectar l’energia que requerien els planetesimals –els primers objectes sòlids formats al disc protoplanetari– per tal de produir la fusió dels seus materials primigenis.

Cronologia de la formació dels principals cossos del sistema solar a partir de diferents línies de datació. El zero correspon a una antiguitat de 4.567 Ma, tal com ha estat acuradament determinat per la datació isotòpica dels principals components dels meteorits, les condrites.

A partir de fonts diverses

Això sí, és probable que existissin diferents generacions de planetesimals amb regions de formació molt diverses. Els primers blocs de matèria formats a les regions properes al Sol haurien aprofitat la massiva presència de minerals refractaris, metalls i silicats. Això ha estat deduït de l’estudi dels meteorits més primitius, anomenats condrites, La presència d’isòtops radioactius en aquests blocs constitutius dels protoplanetes (l’estadi entre els planetesimals i els planetes) va fer que, en formar cossos prou grans, es fonguessin els seus minerals primigenis; això va induir la posterior segregació dels components planetaris en l’anomenada diferenciació química. Com a fruit d’aquest procés s’esdevindria la separació dels materials en capes de composició diferent que, en refredar-se i cristal·litzar, donaria lloc al modelat final de l’estructura interna dels planetes.

Des del punt de vista pràctic, les abundàncies d’alguns isòtops es poden fer servir per a datar les roques i, particularment, els planetes. Així, els primers materials del disc protoplanetari sòlids i condensats, també preservats a les condrites, són les inclusions riques en calci i alumini (conegudes pel seu acrònim anglosaxó CAI), que són formades per òxids refractaris i datades en 4.567 Ma; solen mostrar fines capes externes de composició variable tot suggerint que es van formar a altes temperatures, potser sotmeses a fulguracions solars o bé a ones de xoc produïdes al disc. Els altres components majoritaris de les condrites són les esfèrules vítries de silicats, les còndrules, que es van formar entre 1 i 2 Ma després de la formació de les CAI.

El sistema solar interior

Principals propietats físiques dels planetes rocosos. Per poder tenir una idea més intuïtiva de les mides, es donen la massa (M) i el diàmetre (D) de cada planeta no en termes absoluts sinó amb relació a les mateixes magnituds de la Terra (M_T i D_T, respectivament); la massa de la Terra és 5.974·10²¹ kg.

A partir de l’autor i fonts diverses

Els planetes rocosos, o de tipus terrestre, són compostos majoritàriament per minerals amb elevats punts d’ebullició, com ara els aliatges metàl·lics i els silicats. Aquesta composició els fa tenir una elevada densitat mitjana que és molt semblant per a Mercuri, Venus i la Terra. Al seu torn, Mart, amb una composició força diferent i un diàmetre més petit, potser és un cos planetari més primitiu.

Mercuri

Els planetes rocosos a escala junt amb la Terra, el planeta blau.

NASA / ESA

Mercuri és el planeta més proper al Sol. Completa una revolució al Sol en uns 88 dies amb una òrbita inclinada 7º respecte al pla de l’eclíptica i molt excèntrica (e = 0,20; en una òrbita circular, e = 0; les òrbites el·líptiques oscil·len entre 0 i 1, aquest últim valor el prenen les òrbites parabòliques). En ser un planeta amb una òrbita interior a la Terra només és observable quan assoleix la màxima elongació –és a dir, l’angle màxim que, amb vèrtex a la Terra, formen el Sol i el planeta–, poc després de la posta del Sol o abans de la sortida. El seu diàmetre de 2.437 km el converteix en un cos planetari de dimensions inferiors als satèl·lits Ganimedes de Júpiter o Tità de Saturn.

Actualment la densitat de l’atmosfera d’aquest planeta és una bilionèsima part de la terrestre i és el producte de la interacció amb el vent solar i de l’impacte amb meteoroides tal com suggereix la seva composició elemental. Una atmosfera tan tènue no proporciona cap protecció a Mercuri davant els impactes d’altres cossos. Donada la seva proximitat al Sol i segons la llei de les àrees de Kepler, la velocitat mitjana dels objectes que impacten amb Mercuri ha de ser més elevada que en el cas dels altres planetes més allunyats. Aquest biaix proporcionà impactes molt energètics amb gran capacitat erosiva que, al llarg dels eons, haurien erosionat preferentment les capes superficials del planeta i qualsevol esbós d’atmosfera primigènia que pogués haver tingut.

Model de la distribució de massa en les diverses capes de Mercuri.

Lodders i Fegley, 1998; Lewis, 1995

Composició de l’atmosfera de Mercuri. En el cas del sodi i el potassi, l’abundància es pot considerar particularment variable.

A partir de fonts diverses

Pel que fa a la seva estructura interna, tot i ser producte només de models i no d’anàlisis directes, proporciona interessants claus sobre la seva evolució. Mercuri posseeix una escorça i un mantell realment prims per a les dimensions del planeta; això suggereix que ha perdut part de la seva massa com a conseqüència dels impactes. Aquesta abundància d’impactes ha generat una fisonomia superficial molt característica. Així ho van revelar les primeres imatges d’alta resolució preses l’any 1974 per la sonda Mariner 10 de la NASA, que mostraren una superfície plena de mars solidificats de colades basàltiques, cràters, cadenes muntanyoses i clivells gegantins.

Aquesta similitud amb la Lluna també es dóna en la composició; l’anàlisi remota de Mercuri ha revelat que diversos silicats, basalt i anortosita formen part de les roques que en configuren la superfície. La composició elemental també és indicativa dels esmentats impactes d’altres cossos.

Venus

Imatge hemisfèrica de Venus centrada a 180° de longitud est, reconstruïda a partir dels registres radar de la seva superfície realitzats entre el 1990 i el 1994 per la missió Magellan. A més d’aquesta, la tòrrida atmosfera de Venus ha estat visitada i analitzada per altres sondes espacials, com ara les Mariner, Pioneer Venus i Galileo, de la NASA, així com les Venera i Vega, de l’antiga Agència Espacial Soviètica.

NASA / JPL / USGS.

El planeta Venus es pot considerar un món bessó de la Terra pel fet de tenir el diàmetre, la massa i la gravetat molt semblants, a més de posseir una atmosfera molt densa.

Així es va considerar també als segles XVIII i XIX, particularment arran del descobriment per Mikhaïl Lomonosov (1711 – 1765) de l’existència de la seva atmosfera durant el trànsit de Venus per davant del disc solar esdevingut l’any 1761. Res més lluny de la realitat, però, atès que la densa atmosfera de Venus, dominada per CO₂, el fa un món inhòspit i caldejat per un efecte hivernacle intensíssim. La densa atmosfera de Venus, amb 95,6 bars de pressió a la superfície, és dominada per diòxid de carboni (CO₂) en un 96,5%, i per nitrogen molecular (N₂) en un 3,5%. També, s’hi observen traces d’altres compostos com ara aigua, diòxid de sofre (SO₂), oxisulfur de carboni (OCS), àcid clorhídric (HCl) i àcid fluorhídric (HF). L’abundància de tots aquests compostos sembla que és regulada per les reaccions amb les roques superficials; entre elles, la principal és la que es produeix entre la calcita (CaCO₃) i la sílice (SiO₂), que dóna wollastonita (CaSiO₃) i diòxid de carboni (CO₂). A més a més, l’atmosfera de Venus resulta extraordinàriament dinàmica i amb un contingut molt variable en compostos minoritaris en funció de l’alçada; en particular a l’atmosfera mitjana, que s’estén entre els 45 i els 70 km d’altitud, es formen núvols que absorbeixen prop del 70% de tota l’energia solar emmagatzemada en aquest gegantí hivernacle. Els núvols són formats per diferents tipus d’aerosols i també per petites gotes majoritàriament compostes d’àcid sulfúric, que resulten de la fotooxidació del SO₂ en rebre radiació solar ultraviolada. L’àcid sulfúric té un poderós efecte corrosiu i dessecant, tot restringint la presència d’aigua a aquesta altitud a unes poques parts per milió en volum. Per sobre d’aquests núvols les condicions resulten tremendament hostils. La seva proximitat al Sol, comparada amb la de la Terra, és considerada la clau de l’absència d’aigua a l’atmosfera venusiana, ja que la radiació ultraviolada indueix una molt eficient fotòlisi. La fotòlisi també limita a uns 14.000 anys la vida mitjana del CO₂ per sobre dels núvols, la qual cosa requereix mecanismes que actuen tot regenerant el diòxid de carboni dissociat a les regions més altes. En general, molts dels processos que mantenen l’atmosfera de Venus encara són desconeguts. La seva resolució futura podria donar importants claus sobre quina va ser la diferència fonamental que va portar Venus a unes condicions tan extremes comparades amb les de la Terra.

Principals gasos presents a l’atmosfera de Venus. També es troben altres gasos en proporcions molt menors, de l’ordre de parts per milió, com ara: diòxid de sofre (SO₂), argó (Ar), monòxid de carboni (CO), vapor d’aigua (H₂O), heli (He) i neó (Ne).

Lodders i Fegley, 1998

Les sondes espacials Venera i Vega, de l’antiga Agència Espacial Soviètica, abans que les extremes condicions climàtiques a què van ser exposades en arribar a la superfície de Venus les fessin malbé, van enregistrar durant pocs minuts informació d’espectroscòpia de raigs gamma i fluorescència de raigs X. Aquestes dades, interpretades conjuntament amb d’altres de caràcter geològic, geoquímic o de radar obtingudes per missions posteriors, suggereixen una superfície del planeta majoritàriament composta per roques basàltiques tot i que determinades regions són compostes per roques alcalines. En els estudis remots de les superfícies planetàries s’aplica la geologia comparativa amb la Terra, i això ha permès arribar a la conclusió, entre d’altres, que bona part dels llocs d’aterratge de les sondes posseïen un sòl de composició basàltica semblant als que conformen la dorsal centreoceànica a la Terra.

La Terra

La Lluna i la Terra captades per la sonda Galileo.

NASA / JPL.

L’estructura de la Terra es pot pensar com un embolcall format per l’atmosfera i la hidrosfera, d’una banda, i una estructura interna formada per l’escorça, el mantell i el nucli, de l’altra. L’escorça terrestre pot ser de natura continental o oceànica; la primera és de composició majoritàriament granítica mentre que la segona és de natura basàltica. El gruix, la densitat i l’extensió d’ambdues són variables.

El mantell forma la part rocosa principal de la Terra, composta majorment per silicats. El coneixement d’aquesta regió interior prové de les dades sísmiques, de l’anàlisi de roques de natura ultramàfica i dels nòduls que apareixen formant xenòlits en diverses roques que afloren a la superfície, de l’estudi de magmes basàltics produïts presumiblement al mantell superior, així com d’estudis experimentals i teòrics de l’equilibri de fases de diversos minerals. La composició elemental i isotòpica de determinats meteorits també proporciona claus valuoses sobre la natura d’aquesta regió de la Terra.

Gruix de l'escorça continental i l'escorça oceànica, del mantell i del nucli extern i intern, i altres trets bàsics de l'estructura terrestre.

Lodders i Fegley, 1998

El nucli resulta encara més desconegut, però la geoquímica comparativa i l’estudi de determinats meteorits proporciona claus per a interpretar-ne la natura i la composició aproximada. Les dades sísmiques suggereixen que es divideix en una part exterior fosa, lleugerament menys densa que el ferro fos, i un nucli interior sòlid. Es creu que al nucli exterior, a banda de ferro i altres metalls minoritaris, el 10% són elements lleugers com ara el sofre (S), l’oxigen (O) i el carboni (C). D’altra banda, se sap que el nucli interior és lleugerament més dens que el ferro i probablement sigui un aliatge de ferro i níquel similar a l’exemplificat pels meteorits metàl·lics, de manera que aquesta part seria un autèntic llegat procedent dels nuclis de mons actualment desapareguts.

La rotació del nucli terrestre manté l’efecte dinamo que genera el camp magnètic; això és una garantia contra les partícules carregades i el vent solar, que col·lideixen amb el cinyell de Van Allen –zones de la magnetosfera terrestre on es concentren i queden atrapades aquestes partícules– i eviten així la degradació de l’atmosfera superior.

La Lluna

La Lluna també és un cos planetari amb característiques úniques que permeten aprofundir en el seu origen i en el de l’esdeveniment comú que va marcar l’evolució de la mateixa Terra. Tot apunta que un gran impacte de la prototerra amb un embrió planetari de la mida de Mart va donar lloc a la Lluna fa uns 4.500 Ma.

L’estudi de la Lluna per diverses missions, particularment per les de retorn de mostres, com ara les Apollo de la NASA i les Luna de l’Agència Espacial Soviètica, ha permès aprofundir en la seva formació i història. No són les úniques mostres disponibles ja que, a causa del bombardeig continu que ha patit des de la seva formació, arriben roques de la seva superfície com a meteorits. Impactes laterals amb asteroides i cometes han permès l’arribada de roques lunars a la Terra tot i que són difícils d’identificar, perquè molt sovint són similars a les roques terrestres. El coneixement actual més directe de l’origen i la formació de la Lluna prové dels 145 meteorits lunars reconeguts fins el 2011 per la Meteoritical Society (l’òrgan internacional que regula la seva caracterització i nomenclatura) més els prop de 382 kg de roques portades pels astronautes de les missions Apollo i els 320 g de les missions Luna soviètiques. Amb aquestes mostres no només s’ha pogut datar l’edat de la Lluna i dels principals cràters excavats per grans col·lisions a la seva superfície sinó també obtenir nocions de la seva estructura primigènia a partir de la seva peculiar composició química i mineralògica. Un dels resultats més interessants és que sembla corroborat que la Lluna posseïa un oceà de magma a la seva superfície, semblant al que potser van posseir els planetes terrestres. En aquest escenari l’estructura actual seria el resultat de la segregació química i posterior solidificació progressiva dels seus minerals a causa de les diverses densitats.

L’escorça de la Lluna té un gruix d’uns 60 km i és extraordinàriament rica en òxid d’alumini (Al₂O₃), que representa aproximadament el 25% de la massa de l’escorça. Aquesta és una peculiaritat interessant ja que a tota la Lluna la concentració d’aquest òxid és del 6%; és a dir, que el 40% d’aquest compost és a l’escorça. Les anomenades terres altes les formen anortosites riques en ferro i magnesi; entre aquestes, les de ferro són les roques més antigues i daten de fa més de 4.400 Ma. Aquestes roques primitives, conjuntament amb bretxes d’impacte i regolita, formen prop del 83% de la superfície lunar; l’altre 17% és format per colades basàltiques que conformen els mars, planes extenses de la superfície lunar. En general les terres altes són riques en plagiòclasi i pobres en piroxens en comparació amb els mars basàltics, formats més tard. Queden molts detalls per a concretar sobre l’interior de la Lluna que s’hauran d’esbrinar mitjançant futures missions de sondeig com ara la Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL), que la NASA planeja posar en funcionament entre el 2011 i el 2012.

Mart

Mapa de Mart en projecció cilíndrica tot mostrant les troballes relacionades amb la sal o l’aigua congelada. Els colors indiquen la presència de gel d’aigua al subsòl; des de concentracions màximes (àrees blau intens) a latituds elevades tant nord com sud fins a les mínimes (taques taronja). Els quadrats blancs marquen els llocs de l’hemisferi nord amb petits cràters recents que mostren gel prop de la superfície. Els quadrats de color vermell marquen dipòsits de clorur, que podrien resultar de l’evaporació d’aigua salada. Els quadrats blaus indiquen un tipus de troballes fosques (detectades a l’agost del 2011) que apareixen i creixen en els pendents durant les estacions càlides; es pensa que l’origen pot ser l’acció de l’aigua salobre.

NASA / JPL-Caltech / ASU / UA / LANL / MSSS.

Mart és l’últim i el més petit dels planetes rocosos, però no pas el menys interessant. De fet, estudis recents suggereixen que Mart podria ser una mena de fòssil vivent, un dels pocs exemples d’embrió planetari supervivent (així mateix es considera que els asteroides Ceres o Vesta en podrien ser dos exemples més). S’ha fet servir el sistema de desintegració isotòpica de hafnitungstè en meteorits marcians per a concloure que Mart s’hauria format en un període d’entre 2 i 4 Ma. És a dir, un ordre de magnitud més ràpid que la pròpia Terra; la qual cosa confirmaria la hipòtesi que Mart exemplifica els primers blocs que, per agregació, formaren els planetes terrestres.

Tot i que el diàmetre de Mart és el 53% del de la Terra, a causa de la seva baixa densitat mitjana, la seva massa és només l’11% de la terrestre. Els models de la composició química i d’isòtops d’oxigen dels meteorits marcians permeten reconstruir l’estructura interna de Mart. Així, s’ha pogut predir l’existència d’un nucli metàl·lic que constitueix prop del 21% de la seva massa i el 49% del seu radi. La resta del planeta és format per un mantell de silicats i una escorça.

L'abundància relativa dels gasos de l’atmosfera de Mart varia molt estacionalment, a causa de la condensació i la sublimació periòdica del diòxid de carboni (CO₂) i de l’aigua (H₂O). A part de l’argó (Ar), hi ha altres gasos nobles en abundància de poques parts per milió com són el neó (Ne), el criptó (Kr) i el xenó (Xe), que tenen un origen primordial, producte de l’emanació de gasos des del seu interior.

Lodders i Fegley, 1998

Un aspecte interessant de Mart és la pràctica absència d’un camp magnètic. Això pot indicar o bé que el nucli metàl·lic s’ha solidificat completament o bé que es mou molt lentament amb relació a qualsevol possible nucli líquid que hi pugui romandre al seu interior. Com a conseqüència d’aquesta feblesa del camp magnètic el vent solar incideix sobre l’atmosfera i erosiona la superfície del planeta ràpidament. Al mateix temps, la petita massa de Mart fa que la gravetat superficial sigui un terç de la terrestre, per la qual cosa les espècies químiques atmosfèriques es perden ràpidament en ser dissociades per la radiació solar i assolir els seus constituents la velocitat d’escapada.

Les imatges pioneres de la sonda Viking 1 mostraven la tènue aparença de l’atmosfera de Mart des de la seva superfície. La gran roca que hi ha prop del centre es va anomenar Big Joe i mesura uns 2 m de diàmetre.

NASA / JPL.

Estudis recents mostren que l’atmosfera primitiva podria haver estat dominada pel diòxid de carboni (CO₂) però que durant els primers 400 Ma, aproximadament, aquest compost s’hauria dissociat per la radiació ultraviolada solar i els productes elementals, carboni i oxigen, s’escaparien ràpidament a causa de les temperatures i la petita massa del planeta. Només quan la radiació extrema se situés en valors semblants als actuals, el planeta podria tenir una atmosfera apreciable. D’aquest període és la regió volcànica de Tharsis que, segons el seu contingut en compostos volàtils, podria haver sostingut una atmosfera d’entre 1 i 3 bars de CO₂ durant centenars de milions d’anys. Aquest escenari podria explicar de manera natural l’existència d’un període humit, que hauria permès una presència abundant d’aigua a la superfície. En qualsevol cas, la composició química i isotòpica de l’atmosfera marciana conserva patrons clars que suggereixen la seva pèrdua progressiva. Les espècies químiques més lleugeres assoleixen amb facilitat la velocitat d’escapada i són eficientment escombrades des de l’atmosfera superior pel vent solar; contràriament, la presència d’argó en una abundància significativa o l’elevat quocient isotòpic ¹⁵N/¹⁴N indiquen que els isòtops més pesants eviten preferentment la seva escapada.

Altres cossos planetaris

Propietats físiques d’alguns cossos planetaris exteriors: Ceres, Vesta, Ió, Europa, Ganimedes, Cal·listo, Tità.

A partir de l’autor i fonts diverses

Hi ha altres cossos planetaris al sistema solar exterior que es podrien incloure en una categoria semblant a la dels planetes rocosos. Són cossos amb radis d’entre 1.000 i 3.000 km que es van formar en estadis primerencs de l’evolució del sistema planetari. Per algunes de les seves propietats, Mart podria ser considerat el principal representant d’aquests cossos, però al cinturó d’asteroides (regió entre Mart i Júpiter on s’acumulen cossos menors) se’n troben d’altres ben diferenciats, com ara Ceres i Vesta.

Més enllà, la ràpida formació de Júpiter i Saturn i la massa involucrada en la seva formació indica que al seu voltant també s’hi van desenvolupar discs d’acreció, de manera semblant a com es van engendrar els planetes al voltant del Sol. Exemples ben significatius de cossos diferenciats són els grans satèl·lits que orbiten els planetes gegants.

La formació dels planetes gegants

Massa aproximada (M_T) en termes relatius respecte a la massa terrestre dels nuclis dels planetes gegants: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú.

Hubbard, 1984

Principals propietats físiques dels planetes gegants: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Es donen la massa (M) i el diàmetre (D) de cada planeta no en termes absoluts sinó amb relació a les mateixes magnituds de la Terra (M_T i D_T, respectivament); la massa de la Terra és 5.974·10²¹ kg.

A partir de l’autor i fonts diverses

Comparats amb la Terra, els planetes del sistema solar exterior són aclaparadorament grans però, per contra, tenen una densitat mitjana propera a la de l'aigua. La formació dels planetes gegants va precedir la dels rocosos.

Els planetes gasosos, Júpiter i Saturn, són majoritàriament formats per hidrogen (H) i heli (He), com el Sol. Més lluny del Sol es troben els planetes gelats: Urà i Neptú. Hi ha dos models confrontats que tracten d’explicar la formació d’aquests gegants planetaris.

El model d’acreció seqüencial

Els grans satèl·lits dels planetes gegants són cossos planetaris de 1.000 a 3.000 km de diàmetre. En són exemples els satèl·lits galileians de Júpiter: Ió, Europa, Ganimedes i Cal·listo. També el satèl·lit de Saturn Tità, que és el cos planetari amb una atmosfera més semblant a la terrestre; i el de Neptú, Tritó, que amb 2.706 km de diàmetre de fet és més gran que Plutó.

Adaptat de la NASA

Aquest model explica la formació dels planetes gasosos partint de la constitució de planetesimals que, per successiva agregació de materials del disc protoplanetari, donarien lloc a embrions que atraurien part del gas present al disc. Aquesta agregació hauria d’haver ocorregut abans de la dissipació d’aquest gas (esdevinguda com a màxim uns 5 Ma després d’engegar-se la fusió nuclear del Sol). Això se sap perquè arran del seu naixement el vent estel·lar del Sol hauria escombrat el gas romanent i els protoplanetes nascuts al seu interior podrien haver atret gravitatòriament hidrogen i heli suficients per a explicar les gegantines atmosferes de Júpiter i Saturn, amb composició molt similar a la solar.

No hi ha cap dubte que els inicis de la formació del disc protoplanetari van ser tortuosos per a les partícules condensades. La presència del gas va agitar la pols en forma de petits minerals i les col·lisions entre materials de diferents mides tendiren a adherirlos en escales temporals relativament curtes, segurament de milers d’anys. Probablement el procés d’agregació va ser particularment eficient en regions externes del disc on la baixa temperatura permeté la formació de gels i de matèria orgànica. Precisament en aquestes regions s’esdevingué la formació dels cometesimals –blocs formats per gel i pols– i aquests van ser probablement els components constitutius dels nuclis dels planetes gegants. La viscositat del gas, la pressió de la radiació solar i les col·lisions van fer que les partícules fossin progressivament frenades en les seves òrbites al voltant del Sol. Com a conseqüència, les partícules van tendir a caure en espiral cap al Sol, interceptant les òrbites dels embrions planetaris i unint-s’hi o evaporant-se a les regions properes al Sol. Hi ha proves d’aquest cicle de reciclatge continu en els components de les condrites, les quals no han passat per processos de fusió ni de diferenciació química als asteroides i cometes dels quals procedeixen.

Com a conseqüència d’aquests processos d’agregació de petits cossos, els planetes gegants assoliren els nuclis densos que s’ha comprovat que tenen. Cal tenir en compte que engolint cossos gelats també es pot incrementar ràpidament la massa i la densitat dels nuclis d’aquests planetes, d’altra banda majoritàriament gasosos.

El model d’inestabilitat del disc i migració

Percentatge d’abundàncies estimades dels principals gasos presents a les atmosferes dels planetes gasosos. Els components majoritaris són l’hidrogen i l’heli, els dos elements que també són majoritaris al Sol.

Lodders i Fegley, 1998

L’altra teoria, potser més controvertida perquè es basa en hipotètiques situacions d’inestabilitat del disc protoplanetari, parteix del fet que el gas i les petites partícules serien sotmeses a inestabilitats gravitatòries, que crearien embrions planetaris en fracturar-se el disc; aleshores algunes regions tendirien a col·lapsar-se. Aquests embrions podrien ser majoritàriament gas en un començament, però en créixer anirien engolint gravitatòriament cossos menors, presumiblement cometesimals.

Les simulacions hidrodinàmiques del comportament del disc protoplanetari davant la presència de planetes gegants embeguts en ell mostren que es produeixen regions de baixa densitat de material al disc a causa de l’absorció gravitatòria del material circumdant.

La formació primerenca del gegant Júpiter quan encara hi havia un disc de massa considerable a la regió interior va fer que aquest planeta migrés cap a l’interior seguit per l’encara embrió Saturn. Júpiter s’hauria endinsat, fa uns 3.800 Ma, envers el cinturó d’asteroides, però hauria invertit el seu moviment, tot retrocedint, quan Saturn assolí la seva massa final. Tot just aleshores els dos gegants retrocediren cap a la regió externa del sistema solar fins a assolir una regió d’estabilitat una vegada dispersats la majoria de cossos que afectaven els seus moviments. Es pensa que aquest procés de migració va ser el principal mecanisme de generació d’un nombre molt important de planetes extrasolars gegants que s’han descobert situats molt a prop de les seves estrelles mare.

La formació dels planetes rocosos

Fins a mitjan segle XX la teoria formativa dels planetes a penes es trobava desenvolupada. Viktor Safronov (1917 – 1999) va realitzar un progrés significatiu l’any 1969 en desenvolupar un model físic per tal d’explicar la formació dels planetes. Els primers models analítics van ser testats per ordinadors en incrementar-se la seva capacitat computacional a la dècada de 1980. Diversos experts van desenvolupar models estadístics per tal d’entendre les fases primerenques d’agregació de la pols que portà a formar blocs constitutius més grans, els planetesimals. Finalment, cap a l’acabament del segle XX es van obtenir simulacions per tal de reproduir millor la consolidació final dels planetes. Aquests models d’ordinador permeten realitzar càlculs numèrics que condueixen a estimar les propietats físiques de sistemes planetaris en diferents estadis de la seva formació. Cada cos modelat queda definit per la seva massa, pels elements orbitals i pel temps de pas pel periheli.

Les fases formatives dels planetes rocosos

Segons el model estàndard, els planetes rocosos van néixer a través d’una sèrie de fases. Primer la pols que es condensà a la nebulosa primigènia, a causa de la rotació del núvol solar, es va sedimentar en el pla perpendicular a l’eix de rotació del núvol i va donar lloc al disc protoplanetari. En la segona fase va tenir lloc l’agregació dels planetesimals, blocs constitutius des d’uns metres fins a pocs quilòmetres de diàmetre que es van formar a partir de petits minerals i partícules arraïmades que hi havia al disc. Quan els planetesimals van assolir mides quilomètriques començaren a interaccionar gravitatòriament i van col·lidir entre ells, en general amb velocitats de topada moderades que donaren com a fruit el creixement progressiu dels objectes supervivents. Aquests objectes van tendir a desenvolupar òrbites circulars i van ser els embrions planetaris de centenars de quilòmetres de diàmetre, que en la tercera fase es van consolidar. Finalment, en la quarta fase els planetes van créixer fins a assolir els diàmetres i les òrbites definitives gràcies als grans impactes esdevinguts entre embrions planetaris; és la fase de creixement caòtic, anomenada així perquè les topades s’haurien produït a l’atzar. Com a conseqüència d’aquest fet, els models d’ordinador que intenten reproduir la formació del sistema solar tenen problemes a l’hora de reproduir el nombre, les dimensions i les òrbites dels planetes terrestres. Les condicions inicials podrien ser tan importants en aquesta fase com, per ara, desconegudes.

El descobriment d’altres sistemes planetaris a l’univers ha revelat una diversitat inesperada que, llevat dels biaixos clars, suggereix l’existència de mecanismes diferents en la síntesi planetària, molt més del que a priori es podria imaginar. Les condicions inicials, la peculiar evolució depenent de les abundàncies químiques primordials, les migracions i la fase de consolidació dels planetes es perfilen com a elements determinants. No obstant això, els científics esperen aconseguir noves claus amb la troballa i caracterització de planetes semblants a la Terra al voltant d’altres estrelles.

La consolidació dels planetes rocosos

Des de fa dècades es desenvolupen models que tracten de reproduir sintèticament l’estructura del sistema solar.

El primer model d’ordinador capaç de reproduir la formació, l’evolució orbital i la configuració final dels planetes terrestres suggereix que la migració de Júpiter al llarg del cinturó d’asteroides possiblement va determinar la consolidació dels planetes rocosos en les dimensions i les composicions químiques observades. D’altra banda, la migració dels planetes gegants a través del cinturó d’asteroides va produir importants processos, particularment la desestabilització gravitatòria d’innombrables cossos que, com a conseqüència, foren dispersats cap a diverses regions del sistema solar; una part impulsats cap a la regió de consolidació dels planetes terrestres, on van participar en l’enriquiment químic final de la Terra i dels altres planetes rocosos. Aquest període (fa al voltant de 3.800-4.100 Ma), en el qual diversos cossos del sistema solar van ser objecte de forts impactes d’asteroides, es pensa que va ser crucial per a l’enriquiment químic final dels planetes terrestres; es coneix com Gran Bombardeig Tardà i podria explicar l’increment en la taxa d’impactes soferts per la Lluna.

Així doncs, l’anell de cossos que inicialment es trobaven a l’interior del cinturó d’asteroides va ser desplaçat cap a òrbites interiors al rang de distàncies on es troben actualment Venus i la Terra. El procés de completar el creixement d’aquests mons bessons fins a gairebé les dimensions actuals va demanar uns 30 Ma. D’altra banda, el moviment dels planetes gegants contribuí a arrossegar objectes rics en aigua i matèria orgànica, els quals, tot i que sovint es consideren cometesimals, potser podrien ser objectes de transició entre asteroides i cometes; les simulacions solen mostrar que tendeixen a adoptar òrbites que creuen la regió dels planetes terrestres. Aquests cossos, procedents de les regions exteriors del cinturó principal d’asteroides, podrien ser fins i tot més rics en aigua que les condrites que arriben actualment a la Terra.

Altres proves geoquímiques semblen suggerir que bona part de l’aigua, la matèria orgànica i les anomalies dels gasos nobles de l’atmosfera terrestre podrien procedir dels fràgils cossos que es fragmenten a les regions internes del sistema solar. Actualment apareixen inesperadament alguns cometes molt lluny del Sol que pateixen sobtades disgregacions, potser a causa de la fragilitat de la seva estructura. Aquest comportament no hauria estat infreqüent en cossos d’aquesta feblesa constitutiva en endinsar-se sota una calor sufocant a la regió dels planetes terrestres; a més, haurien patit intensos efectes de marea gravitatòria en aproximar-se bé als planetes terrestres o bé als planetes gegants. Potser diverses onades de fragments de cometes van ser les principals responsables de la composició de l’atmosfera i la biosfera terrestre. El fet que en un moment de l’evolució del sistema solar s’obrissin vies de transferència de cossos gelats des de les regions externes, també podria explicar l’enorme similitud isotòpica de les atmosferes de Tità –el satèl·lit de Saturn– i la Terra.

L’evolució de l’atmosfera de la Terra vers l’origen de la vida

Esquema dels principals processos i components de l’atmosfera com a funció de les edats geològiques. La majoria de les investigacions coincideixen que l’oxigen molecular no va ser present a l’atmosfera primitiva fins uns 3.000 Ma enrere, ja dins de l’eó arqueà.

A partir de fonts diverses.

Els grans impactes propis de les primeres etapes formatives de la Terra no van ser els únics processos exògens que intervindrien en l’evolució de la Terra. A partir de la composició dels seus blocs constitutius es va produir la diferenciació química en una escala temporal lleugerament diferent. Aquesta diferenciació va comportar de manera natural un procés d’emissió contínua de gasos des de l’interior planetari tot donant lloc a les primeres atmosferes. Es creu que la Terra a l’eó hadeà va perdre la seva atmosfera repetidament com a conseqüència de l’intens flux de radiació ultraviolada procedent del jove Sol, així com d’ejeccions massives de vent solar que afectaren la magnetosfera terrestre i, també, de grans impactes; els tres fenòmens resulten parcialment però no totalment erosius. Els efectes dels tres contribuirien a l’escapada tèrmica de diversos components de l’atmosfera tot produint processos de fraccionament isotòpic dels quals hi ha certes reminiscències a l’atmosfera actual; bons exemples serien els quocients isotòpics peculiars de nitrogen o bé de gasos nobles.

Un dels primers autors que va proposar com seria la composició de l’atmosfera primitiva de la Terra i les seves implicacions en l’origen de la vida va ser el rus Aleksandr Ivanovitx Oparin (1894 – 1980). En formular la seva teoria sobre l’origen de la vida proposava una atmosfera reductora rica en hidrogen molecular (H₂), amoníac (NH₃), metà (CH₄) i altres hidrocarburs. En el seu llibre L’origen de la vida mostrava com aquesta composició afavoria un increment progressiu de la complexitat dels compostos orgànics que, una vegada formats i presents com a aerosols a l’atmosfera, serien escombrats per l’aigua de pluja cap a l’oceà primitiu. Aquest escenari era, per tant, pioner en suggerir una connexió directa entre l’evolució de l’atmosfera i l’origen de la vida. Les idees d’Oparin van suscitar un gran debat entre la comunitat científica fent que altres autors proposessin hipòtesis diferents. Per exemple, l’any 1928 John B.S. Haldane (1892 – 1964) va proposar que el CO₂ era el compost de carboni dominant a l’atmosfera primigènia partint de la idea que els primers gasos provindrien de la gasificació dels volcans i assumint que l’estat d’oxidació fos comparable a l’actual. A hores d’ara se sap que aquesta assumpció podria ser incorrecta, segons la quantitat d’oxigen disponible en les roques constitutives.

Principals espècies químiques dels elements primordials de l’atmosfera primitiva de la Terra segons les teories de l’atmosfera reductora i oxidant. Ja a la dècada de 1950 eren moltes les proves del caràcter reductor de l’atmosfera primitiva de la Terra.

Dades elaborades per l'autor

El primer model quantitatiu de l’atmosfera primitiva va ser creat l’any 1952 per Harold C. Urey (1893 – 1981) i confirmava clarament les idees d’Oparin. Tot i això, va ser la síntesi d’aminoàcids al laboratori realitzada amb èxit l’any 1953 per un estudiant d’Urey anomenat Stanley Miller (1930 – 2007) la que va donar una empenta als models d’una atmosfera reductora com a atmosfera primitiva de la Terra. No obstant això, l’any 1955 William W. Rubey (1898 – 1974) encara va proposar un entorn oxidant.

Potser per reconciliar totes dues hipòtesis, l’any 1962 va sorgir una teoria segons la qual l’atmosfera primitiva podria haver passat per les dues fases, inicialment una de reductora que progressivament es transformaria cap a un estat oxidant; en un primer període la Terra podria haver tingut una atmosfera reductora, ja que abans de completar-se la formació del nucli els gasos volcànics emanats del mantell podrien haver estat rics en ferro metàl·lic. Aquest model evolucionaria progressivament cap a una atmosfera més aviat neutra, no tan oxidant com alguns científics consideraven. El problema principal per a acceptar algun d’aquests escenaris, però, encara persisteix: l’absència de roques més antigues de 3.900 Ma aproximadament no permet tenir una prova clara de l’evolució atmosfèrica durant els primers 600 Ma. Tot i així, el descobriment de petits grans minerals supervivents (zircons) amb una antiguitat d’uns 4.300 Ma indica que l’aigua va ser present a la superfície terrestre des de molt aviat.

Abundàncies relatives i fonts dels principals gasos presents a la troposfera de la Terra. Entre els minoritaris es ressenyen aquells l’abundància dels quals és superior a 1 ppm.

Lodders i Fegley, 1998

Principals components gasosos de l’atmosfera terrestre. Les abundàncies s’expressen en percentatge per volum d’aire sec, excepte en els components més minoritaris, que s’expressen en parts per milió (ppm) .

Lodders i Fegley,1998; Trigo-Rodríguez i Martín-Torres, 2011 i fonts diverses

Recentment s’ha proposat que la taxa de difusió de l’hidrogen molecular a l’atmosfera superior cap a l’espai a causa de l’escapament hidrodinàmic hauria estat menor que l’inicialment calculat. Així, a l’eó hadeà tardà una atmosfera primigènia més reductora, dominada per l’hidrogen, però en la qual també serien presents els gasos metà i amoníac, podria tenir implicacions directes en la síntesi de compostos orgànics. Una composició atmosfèrica semblant s’obtindria de la subducció dels materials condrítics arribats massivament durant el Gran Bombardeig Tardà, esdevingut vora el final de l’Hadeà. En aquest escenari la radiació ultraviolada arribada del Sol, tot i ser menor que a l’Hadeà, encara participaria en la producció d’hidrocarburs a l’atmosfera. Gràcies a la pluja, aquests es difondrien a la hidrosfera tot promovent un enriquiment orgànic considerat clau per a l’aparició de la vida. Després de tot, l’atmosfera a l’Hadeà podria haver tingut una composició propera a les idees pioneres d’Oparin.

Actualment es pensa que un escenari capaç d’explicar l’evolució de l’atmosfera primigènia ha de ser molt més complex i capaç de considerar altres factors astronòmics rellevants en cada instant evolutiu. D’una banda intervindrien factors endògens, com ara l’emanació primigènia de l’interior terrestre o la consolidació del camp magnètic un cop completada la diferenciació química de la Terra; d’altra banda, haurien intervingut canvis exògens com ara l’estabilització orbital, la formació de la Lluna i l’equilibrament de l’eix de rotació terrestre. També se sap que estrelles de la mateixa massa però més joves que el Sol emeten fluxos menors de radiació solar, alhora que la radiació ultraviolada que produeixen és més intensa. Un flux menor redueix la temperatura atmosfèrica i, si la radiació ultraviolada és més intensa, ionitza determinats components atmosfèrics de manera preferent.

A més a més, les primeres fases de la Terra van ser marcades per grans impactes, amb energia suficient per a erosionar completament l’atmosfera terrestre. Determinats períodes de la història de la Terra, com ara el Gran Bombardeig Tardà, podrien haver suposat la injecció d’una gran quantitat de cossos rics en elements essencials per a la vida en òrbites directes contra la Terra, a més de conformar la composició química de tots els planetes rocosos. Donada la seva fràgil natura i el seu petit diàmetre relatiu, potser els impactes sotmeteren la Terra a una pluja contínua de petites partícules, responsables d’implantar les anomalies observades en els quocients isotòpics peculiars de l’atmosfera terrestre. És qüestió de temps que les noves missions d’exploració dels cossos primitius del sistema solar aportin proves que permetin aprofundir en l’evolució de la Terra envers l’aparició de la vida.