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Astronomía

¿Qué pasaría si trajésemos un trozo de estrella de neutrones a la Tierra?

by Jordi Pereyra

Si os gusta la astronomía, seguro que habréis oído hablar de las estrellas de neutrones, unos objetos con una masa un 40% superior a la del sol que sólo miden entre 10 y 15 kilómetros de diámetro. Como resultado, su densidad es tan alta que si llenáramos una botella de 1 litro con el material de su corteza y la trajéramos a la Tierra, esa botella pesaría tanto como 71 millones de ballenas azules. En cambio, una botella llena de osmio, el elemento más denso de la tabla periódica, «sólo» pesaría 22,3 kilos.

Me gustaría completar tu comparación absurda añadiendo que el peso de la ballena azul media es de 140.000 kg. Pero, bueno, volviendo al tema que nos ocupa… ¡¿CÓMO DIANTRES PUEDE SER QUE LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES SEAN TAN INCREÍBLEMENTE DENSAS?!

Lo expliqué con más detalle en esta otra entrada, voz cursiva, pero lo primero que hay que tener en cuenta es que las estrellas de neutrones son los «cadáveres» que dejan atrás las estrellas que tienen una masa entre 10 y 29 veces superior a la del sol cuando mueren.

Cuando una de estas estrellas gigantes agota su combustible y las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en su interior se detienen, su núcleo ya no puede mantener a raya el peso de toda la materia que descansa sobre él y, de repente, la estrella se comprime tanto bajo su propia gravedad que incluso sus capas externas alcanzan las condiciones de presión y temperatura necesarias para que el material que contienen pueda fusionarse. Cuando esto ocurre, la estrella entera revienta en forma de súpernova, como una bomba termonuclear de millones de kilómetros de diámetro… Y en el centro de la explosión queda una bola diminuta que contiene todo el material del núcleo de la estrella, aunque extremadamente comprimido.

Esa bola compacta es a lo que los astrónomos se refieren como una estrella de neutrones.

Recreación artística de una estrella de neutrones. (Fuente)

El material que compone estos cuerpos no se parece en nada a la materia ordinaria que nos rodea, porque la contracción final del núcleo de las estrellas gigantes es tan violenta los electrones terminan aplastados contra sus núcleos atómicos y se ven forzados a unirse con los protones, produciendo neutrones. Como resultado, los objetos compactos que dejan atrás las estrellas gigantes son, básicamente, bolas de neutrones de una decena de kilómetros de diámetro (y algún que otro protón). De ahí el nombre de estrellas de neutrones, claro.

Y ahí está el secreto de la densidad de estos objetos.

Los protones y los neutrones son tan masivos (2.000 veces más que los electrones) que los núcleos de los átomos tienen una densidad que ronda los 23 billones de kilos por litro. Por suerte, como comenté en esta entrada prehistórica, el 99,9999999999999% del volumen de un átomo está vacío debido a la gran distancia que separa el núcleo de las capas de electrones que lo rodean, así que, aunque los átomos tengan un núcleo muy masivo, su densidad media es relativamente baja y la materia que nos rodea es bastante ligera.

Pero, claro, las estrellas de neutrones no contienen átomos ordinarios porque están hechas de neutrones muy pegados entre ellos, así que la densidad extrema de estas estrellas viene del hecho de que están compuestas únicamente por las partículas más masivas de los átomos, sin espacios vacíos entre ellas que reduzcan la densidad global del material.

Pero, además una densidad tremenda que ronda los cientos de billones de kilos por litro, el material que compone las estrellas de neutrones tiene otra particularidad muy curiosa: es extremadamente duro y resistente, 10.000 millones de veces más fuerte que el acero.

Esto se debe a que un material se rompe cuando el esfuerzo al que está sometido supera la fuerza que mantiene sus átomos unidos y éstos se empiezan a separar en algún punto de su estructura. Por tanto, la resistencia mecánica de un material depende en gran medida de lo fuertes que sean los enlaces que mantienen la cohesión de sus átomos de manera que, cuanto mayor sea la fuerza con la que están enlazados, más resistente será.

Representación chapucera de lo que le pasa a un material cuando se rompe, a nivel atómico.

O sea, que el material que compone las estrellas de neutrones es extremadamente resistente porque la fuerza que mantiene unidos sus neutrones es muchísimo mayor que la que enlaza los átomos que forman la materia ordinaria.

¡Ostras! ¿Y a qué estamos esperando? ¿Por qué no montamos una expedición a una estrella de neutrones y traemos este material a la Tierra para fabricar pantallas de móviles que no se romperán nunca más?

Pues primero porque la estrella de neutrones más cercana está a unos 400 años luz de la Tierra… Pero, más importante aún, porque posiblemente moriríamos todos.

Me explico (con una analogía).

Un muelle metálico muy grande podría parecer un objeto rígido cuando está comprimido, pero, por supuesto, en cuanto la fuerza que lo comprime se retire, el muelle saltará y recuperará violentamente su forma en un instante. O sea, que un muelle sólo puede existir en su estado comprimido mientras está bajo presión, así que no podemos cogerlo y llevarlo de un lado a otro sin más porque recuperará su forma en cuanto lo apartemos de la fuerza que lo mantiene compactado.

Pues resulta que al material que compone las estrellas de neutrones le ocurre algo parecido porque esta sustancia extremadamente fuerte y densa sólo puede existir bajo condiciones de gravedad extrema. E igual que un muelle tiene una resistencia interna que lo devolverá bruscamente a su forma original en cuanto la fuerza que lo comprime desaparezca, los neutrones también experimentan una intensa repulsión debida al principio de exclusión de Pauli (que mencioné en esta entrada) que sólo puede ser contenida por la inmensa gravedad de una estrella de neutrones.

Por tanto, igual que un muelle que recupera su forma cuando se descomprime, en el momento en que alejáramos un fragmento de estrella de neutrones de su superficie, las partículas dejarían de estar confinadas por su campo gravitatorio y el material se expandiría de manera instantánea a velocidades de entre el 10% y el 20% de la velocidad de la luz. Para haceros una idea del efecto devastador que tendría esta expansión repentina, el astrofísico Rob Jeffries calculó en esta respuesta que sólo 5 mililitros de estrella de neutrones liberarían tanta a energía al expandirse como mil millones de bombas atómicas, lo que equivale a 3.500 veces la energía que produjo el impacto del meteorito que extinguió (o contribuyó a la extinción de) los dinosaurios.

¡¿Pero qué dices?! ¡¿Cómo iba una cosa tan pequeña a producir una explosión tan fuerte?!

Lo sé, lo sé, parece increíble, pero recuerda que las estrellas de neutrones tienen una densidad tremenda: esos 5 mililitros contendrían una masa de varios cientos de miles de millones de kilos que se estarían expandiendo a una fracción respetable de la velocidad de la luz.

He intentado representar cuál sería el efecto de una explosión de esta magnitud usando esta aplicación que muestra sobre un mapa el radio de destrucción que provocaría una bomba atómica de una potencia determinada, pero el programa tiene un límite de «sólo» 100 megatones, el doble de la bomba termonuclear más potente jamás detonada. Introduciendo esta cifra límite, la aplicación revela que los efectos de la explosión se sentirían en un radio de 64 kilómetros, representado en esta imagen:

Nada en contra de Murcia, la imagen está hecha con fines puramente comparativos.

En cambio, la energía liberada por 5 mililitros de estrella de neutrones ascendería hasta los 358.000.000.000 megatones, más de tres mil millones de veces superior a ese límite… Así que, bueno… Aunque el programa no lo pueda calcular, me atrevería a afirmar que no sería muy buena idea traer este material a la Tierra.

Por tanto, si no quieres que se rompa la pantalla de tu móvil y quieres evitar la esterilización de la superficie terrestre, te recomiendo que te compres una funda, voz cursiva.

De todas maneras, sería imposible traer un fragmento de la corteza de una estrella de neutrones a la Tierra porque habría que mantenerlo contenido bajo presiones extremas durante el camino para que no reventara. Como no existe ninguna tecnología capaz de someter la materia a presiones tan intensas, quienes se acabarían tragando la explosión equivalente a la de miles de millones de bombas atómicas serían los pobres diablos a los que se les hubiera ocurrido la genial idea de ir a buscar un fragmento de la estrella de neutrones.

 

 

 

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¿Qué son los planetas ctónicos?

by Jordi Pereyra

En la década de 1990 se detectaron los primeros planetas que orbitan alrededor de otras estrellas y, desde entonces, se han encontrado mundos muy distintos a los de nuestro propio sistema solar: gigantes gaseosos tan pegados a sus estrellas que sus atmósferas están incandescentes, planetas rocosos con océanos de lava o que orbitan alrededor de dos soles e incluso un planeta antiquísimo que se formó sólo 1.000 millones de años después del Big Bang.

Pero, de entre toda esta variedad, un caso que me llama especialmente la atención es el de los supuestos planetas ctónicos, unos cuerpos extremadamente densos que podrían ser los núcleos desnudos de planetas gigantes gaseosos que habrían perdido todo su gas… Así que hoy quería hablar de estos objetos hipotéticos.

No sé, dicho así no me parece tan curioso. Te cierro la ventana, que tengo unos vídeos de gatos en cola y me…

Espera, espera, voz cursiva. Déjame explicarte por qué me parece interesante este asunto.

Si os gusta la astronomía, os sonarán los conceptos de planeta rocoso y gigante gaseoso. Como su nombre indica, los gigantes gaseosos son cuerpos inmensos que están compuestos principalmente por gas (o, al menos, por elementos que estamos acostumbrados a ver en forma de gas en nuestro día a día). Los rocosos, por su parte, están hechos de… Bueno, de roca. Y también tienen un poco de metal en su núcleo.

En nuestro sistema solar, los planetas interiores (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) son rocosos, mientras que los exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) pertenecen a la categoría de los gigantes gaseosos.

Las distancias no están a escala (por suerte). (Fuente)

Los gigantes gaseosos son lugares especialmente hostiles para los seres vivos que nos hemos malacostumbrado a vivir en un mundo sólido porque, más allá de su inmenso tamaño, estas enormes bolas de gas tienen la particularidad de que no poseen una superficie.

Espera, espera. ¿Me quieres decir que podría precipitarme grácilmente entre las nubes de un gigante gaseoso y sentir cómo la brisa acaricia mi cara durante la caída de centenares de miles de kilómetros que me llevaría hasta el centro del planeta?

Más bien no, voz cursiva. En primer lugar, porque no tienes cara, pero, incluso aunque tuvieras cuerpo, morirías mucho antes de llegar al núcleo del planeta si te dejaras caer en su atmósfera.

Esto se debe a que, en general, los gigantes gaseosos son muchísimo más masivos que los planetas rocosos. Por ejemplo, Júpiter tiene una masa 318 veces mayor que la de la Tierra, pero los gigantes gaseosos más grandes pueden llegar a alcanzar una masa hasta 75 u 80 veces superior a la de Júpiter (aunque a esas alturas ya rozan la frontera de las estrellas enanas marrones, como explicaba aquí).

Como resultado, por muy poética que sea la idea de un mundo que es casi todo cielo, la realidad es que el interior de los gigantes gaseosos está tan comprimido por el peso de su propia masa que el gas que contienen está licuado y a muy alta temperatura. O sea, que, como expliqué en esta otra entrada, casi todo el volumen de un gigante gaseoso se encuentra en estado líquido, no en forma de gas (exceptuando la capa más externa de su atmósfera).

De hecho, la presión en las profundidades más oscuras de los gigantes gaseosos es tan alta que en ellas se forma hidrógeno metálico. Eso sí, pese a lo que sugiere su nombre, no se trata de un estado en el que este elemento se convierta literalmente en un metal, porque sigue siendo líquido, sino que simplemente se convierte en un fluido que conduce muy bien la electricidad.

Total, que caer a través de la atmósfera de un gigante gaseoso no sería una experiencia demasiado agradable: durante la caída, la temperatura y la presión irían aumentando a nuestro alrededor y quedaríamos aplastados y/o vaporizados muchísimo antes de alcanzar el núcleo del planeta. Para que te hagas una idea de lo corto que sería nuestro viaje, la sonda Galileo se zambulló en la atmósfera de Júpiter al final de su misión y se perdió el contacto con ella a una profundidad de sólo 146 kilómetros, donde la temperatura rondaba los 150ºC y la presión era de 22 atmósferas. En comparación, Júpiter tiene un radio de 70.000 kilómetros.

Vale, vale… Borraré a Júpiter de mi lista de viajes. Pero, ¿en serio no existe ninguna superficie sólida bajo la densa atmósfera de un planeta gaseoso? ¿No tiene un núcleo macizo o algo así?

Efectivamente y no, voz cursiva. Para variar, la cuestión tiene matices.

Como decía en esta otra entrada, según las teorías de formación planetaria actuales, los gigantes gaseosos deberían contener un núcleo rocoso porque todos los planetas empiezan su vida de la misma manera: a partir de la unión de los granos de polvo de la nebulosa presolar, que van formando fragmentos de roca cada vez más grandes hasta que acumulan bastante masa para ser considerados planetas rocosos.

Si el planeta rocoso en cuestión se encuentra cerca de su estrella, su crecimiento se detendrá en este punto y ahí se acabará la historia. Pero, como explicaba en este artículo, el gas se condensa con más facilidad en las regiones exteriores y frías de un sistema solar, así que los planetas rocosos que se encuentran más lejos de su estrella podrán seguir creciendo mientras atraen ese gas y lo empiezan a acumular sobre su superficie. Si el planeta es lo bastante masivo y tiene suficiente gas a disponible a su alrededor, formará una atmósfera cada vez más gruesa y espesa y terminará por convertirse en una inmensa bola de gas comprimido con un núcleo de roca… O, lo que es lo mismo, en un gigante gaseoso.

Vale, pues entonces los gigantes gaseosos sí que tienen una superficie: el núcleo rocoso sobre el que descansa su gigantesca «atmósfera».

No exactamente. Aunque no he encontrado ninguna fuente que hable de esto con detalle, sospecho que es improbable que exista una frontera bien definida entre la capa de hidrógeno líquido y el núcleo rocoso de un gigante gaseoso, dadas las condiciones extremas de presión y temperatura que se dan alrededor del núcleo. En su lugar, seguramente se trate de un cambio gradual en el que en ningún momento exista una  «superficie» como tal.

Pero, bueno, el asunto es que la presión ejercida por el propio peso de un gigante gaseoso sobre su centro es tan intensa (entre 30 y 40 millones de atmósferas, en el caso de Júpiter) que incluso su núcleo rocoso se termina comprimiendo.

¿Pero cómo vas a comprimir un objeto sólido? ¡No puedes hacer que una cosa sólida ocupe menos espacio!

Vaya si se puede, voz cursiva, pero se necesita una presión tremenda.

Como  comenté en mi último vídeo, la densidad de una sustancia depende de la cantidad de átomos que quepan en un volumen determinado y de la masa de cada átomo. Por tanto, cuanto más pequeños y masivos sean los átomos de un elemento, más denso será.

Bajo condiciones de presión tan extremas, las órbitas de los electrones se comprimen y el diámetro de los átomos disminuye. Como resultado, la masa de los átomos termina comprimida en un espacio más pequeño y, por tanto, su densidad aumenta (es un fenómeno parecido al que ocurre en el interior de las estrellas enanas blancas, que comentaba en esta entrada).

Imagen reciclada de la entrada que mencionaba.

Para hacernos una idea del efecto que tiene la presión sobre la densidad del núcleo de los planetas, usemos como ejemplo el hierro y el níquel, que tienen una densidad de 8 y 9 kilogramos por litro en condiciones normales. Eso significa que, si cogemos dos botellas de agua y llenamos una de hierro y otra de níquel, esas botellas pesarán 8 y 9 kilos, respectivamente.

El núcleo de la Tierra también está compuesto por una mezcla de hierro y níquel, pero su densidad ronda los 12 kilos por litro, una densidad más parecida a la del plomo que a la del propio hierro o el níquel en condiciones normales. Pero, ¿cómo puede ser que estos dos metales sean más densos en el núcleo del planeta, que sobre su superficie? Pues porque, en el núcleo, los átomos de estos elementos ocupan menos espacio porque están comprimidos por la presión.

En el núcleo de los gigantes gaseosos, el efecto es aún más exagerado. En el caso de Júpiter, la presión a la que está sometido su interior es tan alta que el material sólido de su núcleo tiene una densidad estimada de unos 25 kilogramos por litro. Para que os hagáis una idea de la magnitud de la que estamos hablando, el elemento más denso de la tabla periódica, el osmio, tiene 22 kilogramos por litro en condiciones normales.

Así que quedaos con este detalle: los gigantes gaseosos tienen núcleos sólidos extremadamente densos. Voy a responder de una vez la pregunta del título.

Resulta que en 2012 se anunció el descubrimiento de tres exoplanetas que tienen unas características bastante peculiares: su diámetro es más o menos el doble del de la Tierra, pero tienen masas entre 30 y 100 veces mayores. O sea, que la densidad global de estos tres planetas ronda entre los 20 y los 70 kilogramos por litro, mucho mayor que si todo su volumen estuviera compuesto por hierro.

Esto es bastante desconcertante porque el tamaño de estos planetas sugiere que son mundos rocosos, pero no existe ningún mecanismo que pueda proporcionar una densidad tan alta a este tipo de planetas. De hecho, aunque el núcleo metálico de un planeta rocoso pueda ser muy denso, está rodeado de un manto de roca mucho más ligero que reduce la densidad global del objeto a entre los 3 y los 6 kilos por litro. La Tierra, por ejemplo, tiene una densidad media de 5,51 kilos por litro.

Por tanto, como en principio no existe un mecanismo que explique esta densidad tan alta, se ha propuesto que estos planetas extremadamente densos podrían ser los núcleos «desnudos» de unos antiguos planetas gaseosos o, lo que es lo mismo, lo que quedaría después de que un gigante gaseoso pierda todo su gas.

No sé, no me convence la idea, ¿cómo se le puede quitar la atmósfera a un gigante gaseoso?

Pues de la misma manera que se la quita a un planeta rocoso normal y corriente: con viento solar y  radiación ultravioleta.

Por un lado, las estrellas emiten una corriente de partículas cargadas al espacio en todas las direcciones y de manera constante llamada viento solar. El sol no es una excepción y nuestro planeta está siendo azotado por este viento constantemente, pero, por suerte, la Tierra tiene un campo magnético que desvía estas partículas y el único efecto que tiene el viento solar sobre nuestras vidas es la formación de auroras boreales.

Pero otros planetas rocosos no tienen la suerte de tener un campo magnético, así que su interacción con el viento solar no es tan romántica. Sin un campo magnético, el viento solar interacciona directamente con la atmósfera de un planeta y la arrastra poco a poco al espacio. De hecho, la atmósfera de Marte casi ha desaparecido desde que se formó y Venus también está perdiendo la suya, precisamente porque ninguno de los dos tiene un campo magnético.

A este proceso de pérdida atmosférica también contribuye la radiación ultravioleta de las estrellas, que calienta e ioniza las moléculas de gas de la atmósfera, aumentando las probabilidades de que escapen al espacio.

Total, que se cree que eso es precisamente lo que les habría ocurrido a los planetas ctónicos: serían los restos de unos gigantes gaseosos que orbitaban demasiado cerca de su estrellas y cuyas atmósferas habrían sido arrancadas por el intenso viento solar y la radiación ultravioleta, dejando sus núcleos rocosos y compactos al descubierto.

Ahora bien, ¿cómo sería la superficie de un planeta que había estado enterrado en las profundidades de una atmósfera de decenas de decenas de miles de kilómetros de espesor, en contacto con hidrógeno líquido a alta temperatura? Por desgracia, no he encontrado ninguna referencia al respecto. De lo único que no hay duda es que la gravedad sobre un planeta tan compacto sería mucho más intensa que en la Tierra (entre 7 y 25 veces mayor, en el caso de los tres planetas que había comentado).

En cualquier caso, la existencia de los planetas ctónicos es perfectamente factible e incluso se han descubierto gigantes gaseosos que están perdiendo poco a poco su atmósfera. Aun así, aunque la hipótesis está bien fundamentada, también sería posible que la naturaleza de los planetas densos que se han encontrado hasta ahora sea distinta o que se tratara un error en las mediciones. Ya sé que no es una conclusión muy emocionante para terminar el artículo que se ha ido tanto por las ramas, pero así funciona la ciencia.

 

 

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¿Hasta cuándo será estable el sistema solar?

by Jordi Pereyra

Hace tres años escribí una entrada en la que explicaba que se puede estimar cuándo se formó una cosa estudiando la proporción de ciertos elementos químicos e isótopos que contiene y, de paso, también comenté que el análisis del material de los meteoritos más antiguos que se han encontrado sugiere que el sistema solar se empezó a formar hace unos 4.600 millones de años. El reencuentro con esta entrada antigua (y mi reciente obsesión por los meteoritos) me ha llevado a buscar más información sobre el origen del sistema solar y me he dado cuenta de que hay un detalle muy interesante que aún no he tratado nunca: aunque las órbitas de los planetas parecen inamovibles, nuestro sistema solar no siempre ha tenido el aspecto que tiene en la actualidad.

Por eso hoy quería hablar sobre cómo han cambiado las órbitas de los planetas desde que el sistema solar se formó, sobre la posibilidad de que su posición vuelva a cambiar en el futuro… Y si ese cambio podría llegar a poner a la Tierra en peligro.

Coloco por aquí esta imagen del sistema solar actual, para refrescar la memoria. (Imagen original)

Al lío.

Como ya he comentado otras veces, el sol se formó a partir del colapso de una gran nube de polvo y gas interestelar en la que los granos de material sólido fueron chocando y uniéndose, acumulándose en masas cada vez más grandes que crecieron hasta producir los planetas. Ahora bien, aunque las pinceladas generales de este proceso están bastante claras, la cadena de acontecimientos exacta que otorgó a los planetas sus órbitas actuales es un terreno más incierto porque, como comentaré en un rato, cualquier pequeña perturbación que sufra la órbita de un planeta puede amplificarse a lo largo de millones de años, así que modelar el pasado lejano del sistema solar no es una tarea fácil.

Por tanto, la distribución de los diferentes cuerpos del sistema solar primitivo se suele estudiar mediante simulaciones: se recrean muchas versiones diferentes del sistema solar primigenio en las que los cuerpos celestes se encuentran en configuraciones distintas y se simula la evolución de sus órbitas a lo largo de miles de millones de años. Al final, las versiones del sistema solar temprano que acaban produciendo órbitas similares a las que vemos hoy en día son las que mejor reflejan cómo podrían haber sido hace 4.600 millones de años.

Aquí tenéis un ejemplo (muy básico) de un sistema solar simulado ficticio y la evolución de sus órbitas:

Este tipo de estudios sugieren que, durante sus primeros millones de años de vida, en nuestro sistema solar se podrían haber formado entre 50 y 100 cuerpos rocosos de un tamaño comparable al de la Luna o el de Marte que, a través de sus interacciones gravitatorias, fueron chocando y uniéndose hasta formar los cuatro planetas rocosos interiores que conocemos hoy en día: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.

También es posible que nuestro mundo y sus vecinos rocosos no se formaran de manera directa a través de las colisiones de estos embriones planetarios y que, en su lugar, en el sistema solar primigenio aparecieran primero varias «supertierras» como las que se han encontrado en otros sistemas extrasolares… Pero la existencia de estos primeros planetas rocosos hubiera sido efímera, porque, mientras los cuerpos celestes tomaban forma, Júpiter se acercó hacia el sol hasta alcanzar la posición en la que hoy en día se encuentra Marte. Desde ahí, la inmensa gravedad de Júpiter habría desorganizado las órbitas de estas supertierras cercanas al sol, haciendo que algunas se precipitaran contra nuestra estrella y que otras chocaran entre ellas, llenando de escombros la región en la que se encontraban.

Por suerte, este evento habría coincidido con la época en la que Saturno también se estaba formando y las interacciones gravitatorias de Júpiter con este otro gigante gaseoso empezarían a arrastrar a ambos hacia órbitas más alejadas, permitiendo que los escombros de esos primeros planetas interiores se volvieran a unir y formaran los cuatro planetas rocosos que conocemos en la actualidad.

Por otro lado, las teorías de formación planetaria sugieren que Urano y Neptuno no se pudieron formar en sus posiciones actuales porque, a esa distancia del sol, no habrían tenido suficiente gas a su disposición como para alcanzar su tamaño actual.

Pero el escenario en el que Júpiter se adentró en el sistema solar y luego migró hacia una órbita más alejada puede resolver este problema: Urano y Neptuno se podrían haber formado en los alrededores de Júpiter y Saturno (donde la densidad del gas era mayor) y, mientras estos dos planetas se alejaban del sol, sus interacciones gravitatorias también los hubieran arrastrado hacia el exterior del sistema solar. Es más, aunque hoy en día Neptuno es el planeta que se encuentra más lejos del sol, es posible que ese título hubiera pertenecido a Urano en el pasado y que los dos planetas «intercambiaran» sus sitios durante su migración.

Menudo percalazo era el sistema solar primigenio. Me gustaría añadir otro detalle curioso: una señal más de cómo ha cambiado nuestro sistema solar es ese planeta que existía entre Marte y Júpiter, pero que terminó destruido por algún impacto y sus escombros acabaron formando el cinturón de asteroides.

Buen apunte, voz cursiva.

Es cierto que durante un tiempo se pensó que el cinturón de asteroides estaba compuesto por los restos de un planeta destruido, pero esta hipótesis se terminó descartando, entre otras cosas, porque la masa de todos los asteroides de esta región combinados equivale a sólo un 4% de la masa de la Luna y porque, aun así, el impacto necesario para hacer añicos un cuerpo así tendría que ser terriblemente energético. Por tanto, la hipótesis más aceptada hoy en día es que el cinturón de asteroides simplemente es material que sobró durante la formación del sistema solar y que nunca pudo llegar a unirse para formar un cuerpo mayor debido a la acción de la gravedad de Júpiter.

Pero en una cosa sí que tienes razón, voz cursiva: es posible que, en el pasado, el sistema solar hubiera contenido algún otro planeta que ya no está con nosotros.

Por ejemplo, se ha especulado que la migración de Júpiter hacia una órbita más alejada del sol podría haber eyectado otro gigante gaseoso de nuestro sistema solar. Además, las simulaciones sugieren que durante la formación de los sistemas solares que contienen planetas gigantes gaseosos, algunos cuerpos rocosos del tamaño de Marte suelen acabar expulados al espacio interestelar… Y, de hecho, el descubrimiento de planetas que vagan por el espacio sin orbitar ninguna estrella (los llamados planetas interestelares) parece sugerir que estos eventos son bastante comunes.

Qué barbaridad… Pero, si las órbitas de nuestro sistema solar han cambiado tanto desde su origen, ¿podrían seguir cambiando en el futuro?

Actualmente el sistema solar se encuentra en una configuración mucho más estable que cuando se estaba formando, pero las interacciones gravitatorias que tienen lugar entre los planetas aún podrían llegar a modificarlo a largo plazo.

Parece que el candidato más claro a sufrir perturbaciones serias en su órbita en el futuro es Mercurio, porque su perihelio (el punto de su órbita más alejado del sol) se irá alineando con el de Júpiter. Cuando esto ocurra, Mercurio empezará a sufrir los tirones gravitatorios de Júpiter en intervalos de tiempo regulares y el efecto de estas perturbaciones se irá magnificando por resonancia, haciendo que su órbita se vuelva cada vez más excéntrica (más ovalada).

Con el tiempo, es posible que la órbita de Mercurio termine volviéndose tan excéntrica que se acabe cruzando con la órbita de Venus y, llegados a este punto, Mercurio podría llegar a ser eyectado del sistema solar… O incluso impactar contra Venus, la Tierra o Marte.

¡¡Nooo!! ¿¡Y que hago!? ¿¡Compro provisiones!? ¿¡Empiezo a construir un búnker!?

No tienes que preocuparte ni hacer nada, voz cursiva, porque este tipo de fenómenos ocurren en escalas de tiempo geológicas. De hecho, se ha predicho que la desestabilización de la órbita de Mercurio tendría lugar entre los siguientes 3.000 y 4.000 millones de años y, aun así, la probabilidad de que un evento como este ocurra sólo es de entre el 1% y el 2%.

¿Cómo que «la probabilidad»? Pero si los planetas no son más que bolas que dan vueltas alrededor del sol, que es una bola más grande… ¿Me quieres decir que tu sofisticada «ciencia» no puede decirnos con seguridad cómo se van a comportar unas simples bolas a largo plazo?

Pues resulta que predecir el comportamiento del sistema solar a largo plazo es mucho más complicado de lo que parece porque, aunque los movimientos de los planetas son muy predecibles a corto plazo, el problema es que cualquier pequeña perturbación que sufre una órbita puede magnificarse tanto con el paso del tiempo que el sistema termine en un estado completamente distinto al que hubiera adoptado si esa perturbación nunca hubiera tenido lugar.

Estas pequeñas perturbaciones imprevisibles pueden tener muchas causas: pueden ser ligeros tirones gravitatorios de cometas y asteroides, el empuje del viento solar o incluso el campo gravitatorio de una estrella cercana, pero, en cualquier caso, hacen que el estado futuro del sistema solar sólo se pueda predecir con precisión con una proyección de unos 5 millones de años. Más allá de eso, estas perturbaciones se magnifican tanto que el comportamiento real del sistema solar puede ser muy distinto al que se había calculado.

Bueno, vale, te compro lo de que el asunto es más complicado de lo que parece. Pero, ¿y qué hay de las órbitas del resto de los planetas? ¿Sólo Mercurio se va a volver loco a largo plazo o hay algún otro  planeta que vaya a ser expulsado del sistema solar?

Dentro de las limitaciones que tiene este campo de estudio, no parece que las órbitas del resto de los planetas vayan a cambiar demasiado. En este gráfico se muestran los cambios de excentricidad que podrían sufrir las órbitas de los planetas durante los siguientes miles de millones de años (Gyr) y se puede ver que Mercurio es el planeta que se verá más afectado:

Los gigantes gaseosos tienen órbitas tan estables que en el gráfico aparecen como líneas rectas. El «0» representa el presente. (Fuente)

Ahora bien, la desestabilización de la órbita de Mercurio sí que podría afectar a los otros planetas interiores de manera indirecta.

En 2009 se realizaron 2.501 simulaciones de los siguientes 5.000 millones de años de vida del sistema solar y en cada una de ellas se cambiaron ligeramente las condiciones iniciales. En un 1% de esas simulaciones la órbita de Mercurio se desestabilizaba y el planeta terminaba chocando contra el sol o contra Venus, pero, en una de ellas en concreto, la alteración de la órbita de Mercurio provocaba que Marte terminara siendo eyectado del sistema solar. Los investigadores llevaron a cabo 201 simulaciones adicionales en las que replicaron las condiciones que daban lugar a esa inestabilidad tan específica y los resultados fueron los siguientes:

  • Marte acababa siendo eyectado del sistema solar en 5 simulaciones.
  • Mercurio sólo colisionaba con la Tierra en una de ellas.
  • Marte colisionaba con la Tierra en 29 simulaciones.
  • Venus y la Tierra colisionaban en otras 18.

Como podéis ver, a la Tierra no le faltan potenciales finales cataclísmicos, pero, aun así, hay que recordar que en la mayor parte de las simulaciones (el 99%, ni más ni menos) las órbitas de los planetas no se desestabilizan lo suficiente como para desatar el caos en el sistema solar interior en un futuro lejano.

O sea, que, respondiendo a la pregunta del titular de hoy: aunque no se puede asegurar con certeza, lo más probable es que las órbitas de los planetas de nuestro sistema solar se mantengan más o menos estables durante los próximos miles de millones de años… O, al menos, hasta que el sol se empiece a hinchar y se convierta en una gigante roja dentro de 5.000 millones de años. Cuando llegue este momento, Mercurio, Venus y la Tierra acabarán siendo engullidos por la estrella que una vez las iluminó, por muy estables que hayan sido sus órbitas hasta entonces.

Vaya… Así que, de una manera u otra, la Tierra acaba siendo destruida a largo plazo. 

Efectivamente, voz cursiva, creo que esa es una muy buena moraleja para terminar la entrada de hoy.

 

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¿De dónde viene el agua de los océanos?

by Jordi Pereyra

Hace unas semanas escribí una entrada sobre el origen de los lagos y ríos de hidrocarburos que cubren Titán, la luna de Saturno, pero creo está feo haber colgado ese artículo sin haber mencionado antes de dónde salió todo ese líquido que cubre un cuerpo de nuestro sistema solar que es mucho más cercano y querido: la Tierra.

Así que, con esta excusa tan mala a modo de introducción, entremos en materia.

Un detalle que llama la atención cuando vemos las fotos de distintos mundos del sistema solar es la cantidad de agua que hay en la Tierra y su aparente ausencia en el resto de los planetas. Pero, aunque no lo parezca a simple vista, el agua es una sustancia muy abundante en el espacio porque está compuesta por átomos de oxígeno e hidrógeno, dos de los elementos más comunes del universo.

Abundancia de varios elementos en el universo. (Fuente)

De hecho, en realidad el agua se puede encontrar en muchos lugares de nuestro sistema solar, desde las trazas de vapor de agua que hay en la atmósfera de los gigantes gaseosos, pasando por el hielo que cubre algunos satélites como Europa, Encélado o Tritón y hasta en los cuerpos congelados del exterior del sistema solar, como los planetas enanos o los cometas. O sea, que en el sistema solar hay bastante agua, pero se encuentra mayoritariamente en forma de hielo o vapor y no en estado líquido, que es como estamos acostumbrados a verla.

Llegados a este punto, es posible que los más interesados en la astronomía hayáis notado que todos los cuerpos celestes con agua que acabo de mencionar se encuentran más allá de Júpiter, lejos del sol. Esto se debe a que lo verdaderamente difícil no es encontrar agua en el sistema solar, sino encontrarla en los planetas que están cerca del sol. De ahí que sea intrigante que en la Tierra haya tanta agua.

¿Entonces de dónde viene toda el agua de la Tierra? ¿Y por qué hay tanta en las regiones exteriores del sistema solar? 

Gracias por esta intervención tan oportuna para encaminar la entrada, voz cursiva. Para entender de dónde viene el agua de la Tierra, tendremos que hablar brevemente sobre la formación del sistema solar.

Como ya he comentado otras veces, el sistema solar se formó a partir de una gran nube de polvo y gas que colapsó sobre sí misma por su propia gravedad. Mientras el sol tomaba forma en el centro de la nebulosa, el material que lo rodeaba iba colisionando y agrupándose en masas cada vez mayores que, debido a su creciente campo gravitatorio, atraían aún más material. Con el tiempo, el tamaño de estas masas fue incrementando hasta dar lugar a los planetas y satélites que conocemos en la actualidad… Y el material «sobrante» sigue vagando por el espacio hoy en día en forma de asteroides y cometas.

El proceso de formación planetaria está muy bien ilustrado en esta animación:

Ahora bien, en relación con el tema que nos ocupa hoy, hubo dos factores determinaron cuánta agua llegaría a contener cada cuerpo de nuestro sistema solar.

Por un lado, el sol está caliente, así que, lógicamente, cuanto más nos alejamos de él, más frío hace. Por otro lado, la nebulosa solar que dio lugar al sistema solar contenía diferentes tipos de compuestos volátiles (entre ellos, el agua) que en el espacio permanecen en forma de gas por encima de una temperatura determinada. Como resultado, el sistema solar primigenio el agua estaba dividido en dos regiones distintas: los alrededores del sol, donde el agua se mantenía en estado gaseoso debido a las altas temperaturas, y el sistema solar exterior, la región en la que el frío permitía que las moléculas de agua se unieran entre ellas y formaran masas de hielo que podían ser atraídas con facilidad hacia los cuerpos celestes que estaban en proceso formación. La frontera que separaba las dos regiones es la llamada línea de congelación del agua del sistema solar, que en la actualidad se encuentra entre Marte y Júpiter.

Es decir, que las regiones alejadas del sol están llenas de mundos helados porque eran los únicos lugares en los que el agua podía formar masas de hielo en el sistema solar primigenio. Poco a poco, esos pedazos de hielo fueron chocando con el resto de escombros espaciales y uniéndose con ellos para formar objetos congelados cada vez más grandes, como ciertos satélites, los planetas enanos y los cometas que se pueden encontrar en el sistema solar exterior.

Por tanto, una de las ideas que se barajan en la actualidad es que nuestro planeta no contenía agua cuando se formó (o contenía muy poca) porque se encontraba demasiado cerca del sol y que, a lo largo de millones de años, el agua fue llegando a la superficie de la Tierra a bordo de los asteroides y cometas que impactaban contra ella y que se habían formado más allá de la línea de congelación del agua.

Un chorro de polvo y hielo emanando de la superficie del cometa 67P, fotografiado por la sonda Rosetta. (Fuente)

Comprendo. Entonces, ¿el agua de nuestros océanos vino de asteroides y cometas por igual? ¿O uno de los dos contribuyó más que el otro?

Pues aún no se sabe con total seguridad qué tipo de objeto fue el que trajo más agua a la Tierra, voz crusiva. Pero hay una manera de obtener pistas.

En la naturaleza existen dos «tipos» de agua: el agua normal y el agua pesada, que es un 11% más densa. Hablé de este tipo de agua en este otro artículo, pero, en resumidas cuentas, la diferencia entre las dos es que las moléculas de agua pesada contienen una forma del hidrógeno llamada deuterio que, en lugar de tener un sólo protón en su núcleo, contiene un protón y un neutrón. El deuterio tiene el doble de masa que un átomo de hidrógeno corriente porque posee dos partículas en su núcleo en lugar de una y, por tanto, las moléculas de agua que contienen algún átomo de deuterio en lugar de los de hidrógeno son ligeramente más «pesadas». De ahí su nombre, claro.

Total, que, en nuestro planeta, la proporción entre el deuterio (D) y el hidrógeno (H) del agua (el ratio D/H) es de 1 átomo de deuterio por cada 8.000 de hidrógeno «normal». Eso significa que, estudiando cuál es la proporción de hidrógeno y deuterio en otros cuerpos celestes, se puede buscar cuál tiene la más similar a la de la Tierra y deducir qué objetos trajeron el agua hasta aquí.

De momento, los resultados son los siguientes:

En este gráfico aparecen representadas las proporciones de hidrógeno y deuterio en distintos cuerpos del sistema solar. La línea azul marca la proporción que contiene el agua en la Tierra y se puede ver que es muy superior a la del medio interestelar que nos rodea (ISM) y a la de la nebulosa que dio lugar a nuestro sistema solar (Protosolar) , así que la Tierra no pudo haber adoptado su agua de su entorno durante su formación. Curiosamente, los cuatros gigantes gaseosos del sistema solar (J, S, U, N) sí que parecen tener una concentración similar, de modo que seguramente absorbieron el agua de esta nebulosa mientras se formaban.

En el gráfico también aparecen las concentraciones de hidrógeno y deuterio de 5 cometas de largo recorrido, un tipo de cometas provienen de una región de lejana del sistema solar llamada nube de Oort. El ratio D/H de estos cometas es bastante mayor que el del agua de la Tierra, por lo que más probable es que la contribución de estos objetos a los océanos de nuestro planeta fuera muy pequeña o nula. En cambio, la proporción de hidrógeno y deuterio de nuestros océanos sí que es similar a la del agua que contienen tanto los meteoritos carbonáceos como un cometa de la familia de Júpiter. Los primeros objetos son pedazos de asteroides que tienen un alto contenido en carbono (llamados condritas carbonáceas) y el segundo forma parte de un grupo de cometas que tienen órbitas cercanas al sol y que se cree que proceden del cinturón de Kuiper, una región exterior del sistema solar, pero que está mucho más cerca del sol que la nube de Oort.

Por tanto, parece probable que el agua de nuestro planeta proviniera de un tipo de asteroides caracterizados por su contenido en compuestos de carbono y tal vez también de los cometas de recorrido corto, aunque con una sola medición no se puede asegurar que todos los cometas de este tipo tengan una proporción de hidrógeno y deuterio similar.

PERO.

Aun así, esta explicación sólo tiene sentido si se asume que la proporción de hidrógeno y deuterio del agua de los océanos ha permanecido constante desde que nuestro planeta se formó, hace 4.600 millones de años… Y eso es algo que no se sabe con certeza, porque existen mecanismos que podrían haber cambiado esa proporción a lo largo de la historia geológica del planeta, como sugiere este paper.

Por tanto, si la proporción de deuterio hubiera sido mucho mayor cuando la Tierra se formó, eso significaría que nuestro planeta podría haber heredado su hidrógeno directamente de la nebulosa presolar. Si este fuera el caso, el agua no habría llegado a la Tierra a bordo de asteroides y cometas, sino que se podría haber formado directamente sobre el planeta a través de las reacciones de oxidación entre el hidrógeno de su atmósfera primitiva y los óxidos que contenía el magma que inundaba su superficie durante su infancia.

Ahora bien, descubrir si la proporción de deuterio e hidrógeno del agua de nuestro planeta ha cambiado con el tiempo es una tarea complicada, porque la actividad tectónica renueva la superficie de la Tierra constantemente y rocas terrestres primigenias que pudieron haber conservado alguna muestra de agua primitiva se perdieron bajo la corteza terrestre hace mucho tiempo. Se cree que algunas rocas originales podrían haber sobrevivido inalteradas en las profundidades del manto terrestre, pero, claro, conseguir muestras de esta región del planeta es más bien complicado.

Aun así, se ha descubierto que las muestras de rocas lunares contienen el mismo ratio D/H que la Tierra. Teniendo en cuenta que la Luna se formó a partir de material terrestre (como explicaba en esta otra entrada) y que ese material habría descansado sobre ella inalterado durante miles de millones de años porque nuestro satélite está geológicamente inactivo, esto parece indicar que la proporción de deuterio e hidrógeno de nuestro planeta se ha conservado desde su formación.

Por tanto, aunque de momento no se sabe con seguridad cuál es el origen exacto del agua de nuestro planeta, las evidencias parecen favorecer la hipótesis de que la proporción de deuterio e hidrógeno no ha cambiado a lo largo de la historia de la Tierra y que, como resultado, lo más probable es que el agua llegara a nuestros océanos a bordo de asteroides y, más concretamente, de un tipo de asteroides pertenecientes a la familia de las condritas carbonáceas.

Así que, la próxima vez que vayáis a la playa y entréis en el agua, os podéis comer el tarro pensando que el líquido en el que os estáis bañando proviene del espacio.

Eh, eh, no te flipes con las conclusiones, que tampoco es para tanto: todo el material de la Tierra vino del espacio.

Touché, voz cursiva.

 

 

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