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Cátedra de Geoquímica

Unidad 2.- Cosmoquímica

1

Unidad 2 – COSMOQUÍMICA

ORIGEN DEL UNIVERSO

Ciertas cuestiones acerca de nuestra existencia en la Tierra son tan fundamentales que ellas

fueron incorporadas en mitologías y religiones. Estas cuestiones no solamente conciernen al origen

de la Tierra y la evolución de la vida, sino que también se extienden al origen del Universo y a la

naturaleza del espacio y el tiempo.

¿Tuvo el Universo un comienzo y tendrá un fin? ¿Tiene el Universo límites y qué existe

más allá de esos límites?

Es apropiado expresar estos interrogantes al comienzo del curso de Geoquímica, porque

están dentro del objetivo de la Cosmoquímica.

EL BIG-BANG

El Universo comenzó como una burbuja dentro de una corriente. Al principio no estaba allí,

y de repente se formó y expandió tan rápidamente como si hubiera explotado (Gott, 1982). La

ciencia tiene sus propias asociaciones de ideas y así el comienzo de la expansión del Universo fue

llamado Big-Bang (Gamow, 1952). Desde el mismo remoto comienzo, el Universo ya tenía toda la

masa y energía que tiene actualmente. Como resultado, su presión y temperatura a los 10-32

segundos después del Big Bang era tan alta que la materia existía en su forma más fundamental

como una “sopa de quarks”. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, los quarks se

combinaron para formar partículas nucleares más familiares, que finalmente se organizaron en

núcleos de hidrógeno y helio. La formación de los núcleos atómicos comenzó cerca de 13,8

segundos después del Big Bang, cuando la temperatura del Universo había descendido a 3 x 109 K.

Este proceso continúo por cerca de treinta minutos, pero no fue más allá del Helio, porque las

reacciones nucleares no pudieron llenar un vacío en las estabilidades de los núcleos de Li, Be y B.

En ese momento, el Universo era una bola de fuego, intensamente caliente y en rápida expansión.

Algo así como 700.000 años más tarde, cuando la temperatura descendió a 3 x 103 K, los

electrones se adhirieron a los núcleos de Hidrógeno y Helio. La materia y la radiación fueron

separadas y el Universo se volvió transparente a la luz. Subsecuentemente, la materia comenzó a

organizarse en estrellas, galaxias y conjuntos galácticos (clusters) a medida que el universo

continuaba expandiéndose hasta el tiempo presente (Weinberg, 1977).

Pero… ¿cómo sabemos todo esto? La respuesta es que la expansión del Universo puede

verse en el “corrimiento o cambio al rojo” de las líneas espectrales de luz emitida por las galaxias

distantes, y ella puede ser “oída” como la “radiación de microonda cósmica” que es el remanente

de la “bola de fuego” que todavía llena el Universo. Por añadidura, las propiedades del Universo

inmediatamente después del Big Bang fueron similares a las de los núcleos atómicos. Por lo tanto,

una colaboración muy fructífera se ha desarrollado entre los físicos nucleares y los cosmólogos que

han sido capaces de reconstruir la historia del Universo hasta 10-32

segundos después del Big Bang.

Estos estudios han demostrado, que las fuerzas que nosotros reconocemos a temperaturas bajas,

están al menos en parte, unificadas a temperaturas y densidades extremadamente altas. Existe la

esperanza que una Gran Teoría Unificada (GUT) surgirá eventualmente que nos permita llegar más

cerca de la comprensión del nacimiento del Universo.

Y qué acerca del futuro? Continuará el Universo expandiéndose para siempre? La respuesta

es que el futuro del Universo podrá predecirse solamente si conocemos la cantidad total de materia

que contiene. La materia que es detectable en el tiempo presente no es suficiente para permitir que



2

la gravedad supere a la expansión. Si la expansión continua, el universo se volverá más frío y más

vacío sin perspectiva de un final.

Sin embargo, una porción grande de la masa del Universo está oculta a la vista en forma de

gas y polvo en el espacio interestelar e intergaláctico y en los cuerpos de estrellas que ya no emiten

luz. Además, no podemos exceptuar la posibilidad que los neutrinos tengan masa, aunque ellos

estén en reposo. Si la masa del Universo es suficiente para retardar la expansión y, últimamente

invertirla, entonces el Universo eventualmente se contraerá hasta desaparecer en la corriente del

tiempo. Puesto que el Universo tuvo un comienzo, y está todavía en expansión, no puede ser

infinito en tamaño. Sin embargo, el límite del Universo no puede verse con los telescopios porque

tomaría un tiempo demasiado largo para que la luz nos alcance. A medida que el Universo se

expande, el espacio se expande con él. En otras palabras, parece ser imposible exceder los límites

del universo. Estamos entrampados en nuestra burbuja en expansión. Si otros universos existen, no

podemos comunicarnos con ellos.

Ahora que hemos visto el cuadro mayor, revisemos ciertos eventos en la historia del

modelo estandard de cosmología, para demostrar que el progreso en la ciencia es a veces

accidental.

En 1929, el astrónomo norteamericano Edwin Hubble informó que 18 galaxias en el

conjunto de Virgo están alejándose de la Tierra a diferentes velocidades, que se incrementaban con

sus distancias de la Tierra. El autor calculó las velocidades de retroceso de estas galaxias por medio

del “efecto Doppler” a partir del incremento observado en las longitudes de onda de líneas

espectrales características de luz que ellas emiten. Este corrimiento al rojo está relacionado a la

velocidad de retroceso por una ecuación obtenida en 1842 por Johann Christian Doppler en Praga:

donde ´ es la longitud de onda de una línea espectral de luz emitida por un cuerpo (o

fuente) móvil, es la longitud de onda de una línea espectral de un cuerpo o fuente estacionaria, c

es la velocidad de la luz, y v es la velocidad de retroceso.

La intensidad de luz emitida por una estrella disminuye con el cuadrado de la distancia.

Luego, la distancia a una estrella puede determinarse a partir de una comparación de su

luminosidad absoluta y aparente. Hubble determinó las velocidades de retroceso y las distancias de

las galaxias del conjunto de Virgo y expresó su relación así:

donde v es la velocidad de retroceso en km/seg, d es la distancia en 106 años-luz, y H es la

constante de Hubble (Hubble, 1936). Se puede calcular el tiempo o edad del universo, si dos

objetos se están alejando con una velocidad v, el tiempo t requerido para separarse una distancia d

es:

siendo el valor de la constante de Hubble de 170 km/seg/106 años-luz, este valor indica un

tiempo de expansión para el universo de 20 x 109 años.



3

EVOLUCIÓN ESTELAR

La materia en el universo está organizada en una jerarquía de cuerpos celestes listada en

orden de tamaño decreciente:

- conjuntos de galaxias

- galaxias

- estrellas, pulsares y agujeros negros

- planetas

- satélites

- cometas

- asteroides

- meteoritos

- partículas de polvo

- moléculas y átomos de H y He

En una escala subatómica, el espacio entre estrellas y galaxias es llenado con rayos

cósmicos (partículas nucleares energéticas) y fotones (luz).

Las estrellas son las unidades básicas en la jerarquía de cuerpos celestiales. Muchos

billones de estrellas están agrupados para formar una galaxia, y grandes números de galaxias están

asociadas en conjuntos de galaxias. Las estrellas pueden tener acompañantes estelares o pueden

tener planetas que las orbiten, incluyendo cometas.

Origen de las estrellas

La evolución de las estrellas puede describirse por sus luminosidades y temperaturas

superficiales. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa y su temperatura superficial

o color es indicador de su volumen. Cuando una nube de gas interestelar se contrae, su temperatura

se incrementa y comienza a irradiar energía en el infrarrojo y la parte visible del espectro. Como la

temperatura en el núcleo de la nube de gas se aproxima a unos 20 x 106 K, la producción de energía

por la fusión de hidrógeno se hace posible y una estrella ha nacido. La mayoría de las estrellas de

una galaxia típica liberan energía a partir de este proceso y se pueden proyectar en una banda

llamada la “secuencia principal” (figure 1). Las estrellas de gran masa, llamadas gigantes azules,

tienen alta luminosidad y altas temperaturas superficiales. En cambio el Sol es una estrella de masa

intermedia, con una temperatura superficial de 5.800 K. Las estrellas con menor masa que el sol, se

proyectan en un extremo inferior en la secuencia y se llaman enanas rojas.

Cuando una estrella de masa 5 veces mayor que el sol convierte hidrógeno en helio aún

sobre la secuencia principal, la densidad del núcleo se incrementa y el interior de la estrella se

contrae. En consecuencia, la temperatura del núcleo se eleva lentamente durante la combustión del

H. Esta alta temperatura acelera la reacción de fusión y hace que la envoltura externa de la estrella

se expanda. No obstante, cuando el núcleo queda empobrecido en hidrógeno, la producción de

energía declina y se contrae, aumentando más la temperatura del núcleo. El lugar de producción de

energía se desplaza desde el núcleo a la capa externa. Los cambios resultantes en luminosidad y

temperatura superficial desplazan la estrella fuera de la secuencia principal hacia el ambiente de las

gigantes rojas (figura 1).

El helio producido por fusión de hidrógeno en la capa externa se acumula en el núcleo que

sigue contrayéndose y calentándose más. La resultante expansión de la envoltura disminuye la

temperatura superficial y causa que el color se torne rojo. Al mismo tiempo, la capa en la cual el



4

hidrógeno está reaccionando se adelgaza gradualmente, a medida que se mueve hacia la superficie

y la luminosidad de la estrella declina. Estos cambios llevan a una estrella de la secuencia principal

al estado de gigante roja “hinchada”. Por ejemplo, el radio de una estrella de masa 5 veces mayor a

la del sol, aumenta 30 veces antes que comience a quemarse el helio. Cuando la temperatura del

núcleo alcanza 100 x 106 K se produce la fusión del helio por el proceso “triple alfa” y se

convierten tres núcleos de Helio en un núcleo de Carbono 12. Al mismo tiempo, continúa la fusión

de hidrógeno en la capa que rodea al núcleo. Si la estrella tiene una masa 5 veces la del sol es

también 1000 veces más brillante en la secuencia principal y pasa a gigante roja más rápidamente

que las estrellas que tienen dos masas solares (Iben, 1967, 1974).

En general las estrellas de masa grande consumen su combustible más rápidamente y puede

transcurrir solo 10 x 106 años en la secuencia principal. Las estrellas más pequeñas (enanas rojas)

tienen montos de metabolismo más lento y permanecen en la secuencia principal por periodos muy

largos de tiempo excediendo 10 x 109 años. El sol como estrella modesta tiene suficiente hidrógeno

en el núcleo para gastar en 9 x 109 años. Como ya han transcurrido 4,5 x 10

9 años desde que nació,

alcanzó su vida media. Al final de su vida se expandirá en una gigante roja, volatilizando todos sus

planetas y finalmente se contraerá en una enana blanca, alcanzando densidades de 104 a 10

8 g/cm

3.

Las estrellas más masivas culminan su fin con una explosión: las supernovas. Los escombros de

estas explosiones forman nubes de gas y polvo a partir de los cuales se forman nuevas estrellas. El

núcleo de las estrellas supernovas colapsa y su diámetro es reducido a 10 km alcanzando una

densidad del orden de 1011

- 1015

g/cm3 convirtiéndose en estrellas de neutrones. Estas estrellas

tienen rápida velocidad de rotación y emiten radiaciones en ondas de pulsos (pulsares).

Eventualmente se forman agujeros negros que desvían la luz y atraen hacia sí toda la materia

cercana.

Figure 1.- Evolución estelar sobre un diagrama Hertzsprung-Russell para estrellas abarcando desde 1

a 9 masas solares. Cuando una estrella ha consumido el H en su núcleo, éste se contrae y luego se mueve fuera de la secuencia principal y entra en el dominio de las gigantes rojas, las cuales generan energía por

fusión de helio. La traza evolucionaría y la expectativa de vida de las estrellas depende fuertemente de sus masas. Las estrellas de cinco masas mayores que el Sol son casi 1000 veces más brillantes, tienen

temperaturas superficiales de casi 18000 K, comparadas con las 5800 K del Sol, y permanecen sobre la secuencia principal solamente 68 millones de años. Su evolución hacia el final de la fase mayor de

combustión de helio toma solamente 87 millones de años.



5

NUCLEOSINTESIS

El origen de los elementos químicos está íntimamente ligado a la evolución de las estrellas

porque ellos son sintetizados por las reacciones nucleares, a partir de las cuales las estrellas derivan

la energía que irradian al espacio. Solamente Helio y Deuterio, el isótopo pesado del hidrógeno,

fueron sintetizados durante la expansión inicial del Universo. La nucleosíntesis en las estrellas

activas explica la abundancia de los elementos químicos y sus isótopos naturales. Los geoquímicos

han dedicado mucho tiempo en obtener datos analíticos precisos sobre la concentración de

elementos en el sol y otras estrellas vecinas, a partir del espectro de longitudes de onda de la luz

que ellas emiten. La información sobre la abundancia de elementos no volátiles proviene también

de los análisis químicos de meteoritos pétreos y condritos carbonáceos, que son las muestras de

materia más indiferenciada del sistema solar disponibles. La tabla 1 es una lista de las abundancias

de los elementos en el sistema solar compilado por Anders & Ebihara (1982). La abundancia es

expresada en términos de números de nº de átomos relativos a 106 átomos de Silicio. La figura 2 es

un ploteo de estos datos e ilustra varias observaciones importantes acerca de las abundancias de los

elementos:

1) El hidrógeno y el helio son los elementos más abundantes en el sistema solar, y la

relación atómica H/He = 12.5.

2) La abundancia de los primeros 50 elementos decrece exponencialmente.

3) Las abundancias de los elementos con nº atómico mayor que 50 son muy bajas y no

varían apreciablemente con el incremento del nº atómico.

4) Los elementos con nº atómicos pares son más abundantes que sus vecinos

inmediatos con nº atómico impar. Esto se llama “Regla de Oddo-Harkins”, y explica la mayor

estabilidad de los nuclidios con número atómico par.

5) Las abundancias de Li, Be y B son anómalamente bajas, comparadas con los otros

elementos de nº atómico bajo.

6) La abundancia del Fe es notablemente más alta que las de los otros elementos con

nº atómico similar.

7) Dos elementos: tecnecio y prometio, no ocurren en forma natural en el Sistema

Solar, porque todos sus isótopos son inestables y decaen rápidamente.

8) Los elementos de nº atómico mayores que 83 (Bi) no tienen isótopos estables, pero

ocurren naturalmente a abundancias muy bajas porque ellos son isótopos hijos radiogénicos de

isótopos radiactivos de larga vida, de uranio y thorio.

El modelo de nucleosíntesis propuesto por Burbridge, Burbridge, Fowler y Hoyle (1957),

conocido como “modelo B2FH”, incluye ocho clases diferentes de reacciones nucleares que ocurren

a temperaturas especificadas en el curso de la evolución de una estrella. Varias de esas reacciones

pueden tener lugar simultáneamente en el núcleo y capas externas de las estrellas de masa grande.

Como resultado, el núcleo de una estrella puede tener una composición química diferente a la capa

que la rodea. No todos los procesos nucleares se producen en todas las estrellas. En consecuencia,

otras estrellas de la Galaxia Vía Láctea no necesariamente tienen la misma composición química

que el Sol y sus planetas. Todas las estrellas de la Secuencia Principal generan energía por

reacciones de fusión de hidrógeno. Este proceso resulta en la síntesis del Helio, por

encadenamiento directo protón-protón (ecuaciones 1 a 4), o por el ciclo C N O (ecuaciones 5 a 10).

La cadena protón-protón trabaja como sigue. Dos núcleo de hidrógeno, que consisten de un

protón cada uno, colisionan para formar el núcleo de deuterio ( H2

1 ) más un positrón (β+) y un

neutrino (v). Cada reacción de esta naturaleza libera 0.422 millones electrón-volt (MeV) de energía

(ec. 1). El positrón (un 'especie' de electrón cargado positivamente) es aniquilado por interacción



6

con un electrón cargado negativamente dando una energía adicional de 1.02 MeV (ec. 2). El núcleo

del deuterio colisiona con otro protón para formar el núcleo de helio-3 ( He3

2 ) más un rayo gamma

(γ) y 5.493 MeV de energía (ec. 3). Finalmente, dos núcleos de helio-3 pueden colisionar para

formar helio-4 ( H2

1 ), dos protones, y 12.859 MeV (ec. 4). El resultado final es que cuatro núcleos

de hidrógeno se funden para formar un núcleo de helio-4, un rayo gamma, un neutrino, y 19.794

MeV de energía.

MeV 0.422 H H H 2

1

1

1

1

1 v ec. 1

)(MeV 02.1 ónaniquilaci ec. 2

MeV 5.493 He H H 3

2

1

1

2

1 ec. 3

MeV 12.859 H H He He He 1

1

1

1

4

2

3

2

3

2 ec. 4

(símbolos: + es un positrón, electrón cargado positivamente y -

es un electrón, v

es el neutrino y es radiación gamma)

La fusión directa protón-protón para formar 4He, solo puede ocurrir a una T de cerca de 10 x

106 K y aún así la probabilidad que suceda es pequeña. Este proceso fue la única fuente de energía

nuclear para las estrellas de primera generación formadas a partir de la mezcla primitiva de H y He

después del Big Bang.



7

Tabla 1. Abundancia de los elementos en el Sistema Solar en unidades de números de átomos por

106 átomos de Si.



8

10

5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 75 80 85 0

-1

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

H

He

Li

Be

B

C

N

O

F

Ne

Na

Mg

Al

Si

P

S

Cl

Ar

K

Ca

Sc

Ti

V

Cr

Mn

Fe

Co

Ni

Cu

Zn

Ga

Ge

As

Se

Br

Kr

Rb

Sr

Y

Zr

Nb

Mo

Ru

Rh

Pd

Ag

Cd

In

Sn

Sb

Te

I

Xe

Cs

Ba

La

Ce

Pr

NdSm

Eu

Gd

Tb

Dy

Ho

Er

Tm

Yb

Lu

Hf

Ta

W

Re

Os

Ir

Pt

Au

Hg

Tl

Pb

Bi

NÚMERO ATÓMICO

LO

GA

RIT

MO

DE

LA

AB

UN

DA

CIA

RE

LA

TIV

A A

Si =

10

6

Figura 2. Abundancia de los elementos químicos en el sistema solar en términos de átomos por 106

átomos de Si. Los datos fueron extraídos principalmente a partir de los análisis de meteoritos condríticos carbonáceos y por espectroscopia óptica de la luz del sol y de estrellas cercanas (Anders & Ebihara, 1982).

Una vez que la primera generación de estrellas culminó su ciclo evolutivo y explotó, las

nubes de gases interestelares contenían elementos de mayor nº atómico. La presencia de carbón-12

( C12

6 ) sintetizado por las estrellas ancestrales, facilitó la energía para la fusión de hidrógeno de las

estrellas de nueva generación. Este modo alternativo de fusión de hidrógeno, es conocido como el

ciclo C N O, que se produce así:

N H C 13

7

1

1

12

6 ec. 5

v C N 13

6

13

7 ec. 6

N H C 14

7

1

1

13

6 ec. 7

O H N 15

8

1

1

14

7 ec. 8

v N O 15

7

15

8 ec. 9

He C H N 4

2

12

6

1

1

15

7 ec. 10



9

El resultado final es que cuatro protones son fusionados para formar un núcleo de He, como

en la cadena directa protón-protón. El nuclidio de C12

6actúa como una suerte de catalizador y es

liberado al final. Puede ser re-usado para otra secuencia del ciclo C N O.

El Sol contiene elementos de mayor nº atómico que el He incluyendo el C12

6, el cual impulsa

la fusión de hidrógeno por el ciclo C N O. En efecto, la mayoría de las estrellas de nuestra Vía

Láctea son estrellas de segunda generación porque nuestra Galaxia es tan antigua que solamente las

estrellas más pequeñas de la Primera Generación habrían sobrevivido hasta el tiempo presente.

Después que el hidrógeno del núcleo ha sido convertido en “ceniza” de helio, la fusión del

hidrógeno cesa y el núcleo se contrae por influencia de la gravedad. La temperatura del núcleo se

eleva hasta 100 millones K y la ceniza de Helio se transforma en el combustible para la próxima

serie de reacciones nucleares. La reacción crítica para la combustión del Helio es la fusión de tres

núcleos de He (partículas alfa, proceso triple alfa).

Los isótopos de elementos como Li, Be y B que se forman temporalmente, son muy

inestables (vida media del Be8

4es 10

-16 segundos y del Li5

310

-21 segundos). El primero por absorción

de un núcleo de He4

2da un núcleo de C12

6. El Li5

3 se descompone en un núcleo de He más un protón.

El proceso por adición de partículas alfa continua desde el carbono 12, produciendo oxígeno,

nitrógeno, neón, etc. Hasta el nuclidio de Ni, aquí el efecto de repulsión de partículas alfa y los

núcleos cargados positivamente, limita el tamaño de los átomos que se forman de este modo: Así el

Ni56

28 decae primero a Co56

27 y finalmente al Fe56

26 estable. Es por esto que este elemento es más

abundante que sus vecinos (ver tabla 1 y figura 2).

La combustión del He sostiene a las gigantes rojas por pocas decenas de millones de años.

Los procesos nucleares para los números atómicos mayores que 26, son capturas de neutrones para

producir átomos del mismo número atómico pero de distinta masa, por ejemplo el Ni63

28 que es

radiactivo y decae al isotopo estable de Cu63

29 por emisión de partícula beta. El proceso de adiciones

sucesivas de neutrones, lleva a la formación de los demás elementos de mayor nº atómico. Estos

procesos tienen lugar en el estadio de gigantes rojas, cuando el flujo de neutrones es lo

suficientemente lento para permitir que el núcleo producto decaiga antes que el próximo neutrón

sea añadido. También existen procesos más rápidos como la adición de 5 neutrones, que forman

Zn70

30 a partir de Cu65

29 por adición de 5 neutrones que forman el temporal Cu70

29 que por emisión de

- decae a Zn70

30 estable. La captura de varios neutrones a la vez es el llamado proceso rápido y

requiere un flujo más grande de neutrones que es justo el momento previo de la explosión de la

supernova. Al final del estadio de la gigante roja, se puede producir Se74

34 por la adición de 2

protones (proceso p) a partir de un elemento estable como el Ge72

32 . Estos procesos de sucesivas

adiciones de neutrones están ilustrados en la figura 3.

El sistema de las reacciones nucleares propuesto por Burbridge et al. (1957) puede explicar

las abundancias observadas de los elementos químicos en el sistema solar y estrellas vecinas. La

nucleosíntesis tiene lugar actualmente en nuestra galaxia y otras en el universo. Hay buena

evidencia por los espectros de las longitudes de onda de luz de galaxias distantes, que los

elementos químicos que encontramos en la Tierra también existen en todas partes en el Universo.

Los pulsares y agujeros negros tienen altas presiones y temperaturas internas que causan que

el núcleo atómico se desintegre en constituyentes más primitivos. Las proporciones relativas de los

elementos químicos en otras estrellas son diferentes porque las condiciones locales pueden afectar

el rendimiento de muchas reacciones nucleares que contribuyen a su síntesis.



10

Figura 3. Nucleosíntesis en gigantes rojas por captura de neutro en proceso lento (proceso-s) seguido

por decaimiento beta. Los cuadros sombreados son isótopos estables, mientras que los cuadros blancos son

radiactivos. El proceso comienza con Ni62

28 , el cual absorbe un neutrón para formar Ni63

28 inestable, el cual

decae a Cu63

29 por emisión de partículas β-. La línea principal del proceso-s, como está indicado por las

flechas, prosigue desde el Ni62

28 a Se77

34 , pero se saltea Zn70

30 y Se74

34 . Zn70

30 es producido por captura de

neutrón en un proceso rápido (proceso-r) desde Zn68

30 vía inestable Zn69

30 y a partir del Cu65

29 , el cual

captura cinco neutrones en rápida sucesión para formar Cu70

30 seguido por decaimiento del estable Zn70

30 .

Se74

34 es un nuclídio rico en protones que no puede formarse ni por proceso-s ni proceso-r y requiere de la

adición de dos protones (proceso-p) para formarse a partir del estable Ge72

32 .

RESUMEN –Universo, el comienzo-

Vivimos en un universo en expansión cuyo futuro es incierto. El universo comenzó con un

Big Bang hace unos 15 x 109 años y ha evolucionado desde entonces de acuerdo con las leyes de la

física.

Las estrellas son las unidades básicas en la jerarquía de los cuerpos celestes. Se forman por

contracción de nubes de gases y polvo interestelar hasta que la temperatura de su núcleo es

suficiente para causar la fusión de hidrógeno. Las estrellas evolucionan según estadios predecibles

que dependen de sus masas y composiciones iniciales. Generan energía por reacciones nucleares

que sintetizan otros elementos a partir del hidrógeno y helio primordial. En el final, las estrellas

explotan y el remanente son objetos sólidos de gran densidad.

Las abundancias de los elementos químicos en el sistema solar pueden ser explicadas por

reacciones nucleares de las estrellas. Estas reacciones se desarrollan a partir de la fusión de

hidrógeno y helio a la captura de neutrones y a otras reacciones, muchas de las cuales ocurren sólo

por un corto tiempo al final de la vida activa de una estrella. Los elementos químicos que



11

conocemos en la tierra ocurren en todo el universo, pero sus abundancias varían debido a que las

condiciones locales afectan los procesos de nucleosintesis.

EL SISTEMA SOLAR

El sol se formó a partir de una nube de gases y partículas de polvo, como lo han hecho todas las

otras estrellas en la Vía Láctea y del universo. A veces el proceso de formación estelar conlleva a

crear dos estrellas compañeras. Sin embargo, en el caso del Sol una pequeña fracción de la nube

original se acrecieron para formar una serie de nueve planetas, incluido la Tierra. Comparados con

las estrellas, estos planetas son objetos insignificantes, pero para nosotros, desde luego son la base

de nuestra existencia. La especie humana apareció en la Tierra hace sólo dos a tres millones de

años y después de un comienzo muy lento, aprendió a volar y explorar el Sistema Solar en el

espacio de menos de un siglo.

La Geoquímica, hoy en día, no solamente abarca el estudio de la composición y procesos

químicos que ocurren sobre la Tierra, sino que también abarca todo lo que concierne a los planetas

y sus satélites. La información del estudio del Sistema Solar proviene del análisis de los meteoritos

y de muestras de rocas traídas de la Luna y de estudios con sensores remotos de las superficies de

los planetas. La exploración del Sistema Solar ha expandido nuestro horizonte y ha provisto las

bases para la geoquímica planetaria comparativa. Los satélites de los grandes planetas gaseosos son

de interés especial en este nuevo campo de estudio porque algunos de ellos son más grandes que

nuestra Luna y tienen composiciones químicas muy diferentes así como rasgos superficiales

distintos a los de la Tierra. Necesitamos por lo tanto, dar un vistazo previo a estos nuevos mundos

que se explorarán antes de concentrar nuestra atención sobre la geoquímica convencional de la

Tierra.

Origen del sistema solar

El origen de los planetas del Sistema Solar está íntimamente ligado con la formación del Sol. En el

comienzo había una masa difusa de gas y polvo interestelar conocido como la Nébula Solar. Esta

nébula se formó hace aproximadamente 6 mil millones de años como resultado de las explosiones

terminales de estrellas ancestrales, las cuales añadieron los elementos que ellas habían sintetizado

del hidrógeno y helio primordial originados del Big Bang. La nube de polvo tenía el mismo sentido

de rotación que la galaxia Vía Láctea, y estuvo afectada por fuerzas gravitacionales, magnéticas y

eléctricas.

Tan pronto como la masa de la nébula solar se empezó a contraer, un orden comenzó a ser

impuesto sobre ella a base de condiciones físico-quimicas que existieron durante esta fase de

formación estelar. Estas condiciones fueron el desarrollo de gradientes de presión y temperaturas y

un incremento en la velocidad de rotación. Ciertas clases de partículas sólidas que se habían

formado en la nébula se evaporaron a medida que la temperatura aumentaba, para mantener el

equilibrio entre sólidos y gases. Como resultado, únicamente las partículas más refractarias como

las aleaciones de Fe-Ni, alúmina, calcio, etc. sobrevivieron en la parte más caliente de la nébula,

mientras que en las regiones externas más frías, una variedad mayor de componentes permaneció

en el estado sólido. El incremente en el monto de rotación causó que parte de la nébula del

protosol formara un disco central. Las partículas sólidas se congregaron en este disco y lo hicieron

suficientemente opaco para que pudiera absorber radiación infrarroja. La temperatura en el disco

central, por lo tanto, aumentó hasta que alcanzó cerca de 2000 K en el centro, y hasta una distancia



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de 7.5 x 109 Km la temperatura disminuyó hasta 40 K. La presión fluctuaba desde menos de 0,1

atm a alrededor de 10-7

atm cerca del borde del disco (Cameron, 1978; Cameron & Pine, 1973).

El desarrollo de gradientes de presión y temperatura en el disco causó la primera mayor

diferenciación química de la nébula solar. Los componentes con baja presión de vapor persistieron

a través de la nébula y formaron partículas de polvo, mientras que los compuestos con alta presión

de vapor pudieron existir solamente en las regiones externas más frías. Las temperaturas de

condensación de varios componentes que existieron en la nébula solar se ven en la tabla 2. Los

condensados se acrecieron para formar cuerpos más grandes como resultado de adhesión selectiva

causada por fuerzas magnéticas y electroestáticas. Los cuerpos sólidos resultantes, llamados

planetesimales tenían diámetros desde 10 m a más de 1000 Km y sus composiciones químicas

variaban con la distancia desde el centro del disco protoplanetario. Los planetesimales cercanos al

protosol estaban compuestos por componentes refractarios dominados por óxidos de hierro y níquel

metálicos; y más alejados, los silicatos de Mg y Fe y más lejos todavía, 'hielos' compuestos por

H2O, amoníaco, metano y otros volátiles.

Tabla 2 - Condensados de la Nébula Solar a diferentes temperaturas (Glass, 1982).

Temperatura, º C Condensados

1325 óxidos refractarios: CaO, Al2O3, TiO2, REE

1025 Fe y Ni métalicos

925 enstatita (MgSiO3)

929-920 El Fe forma FeO, el que reacciona c/enstatita para formar olivino (Fe,

Mg)2SiO4

725 Na reacciona con Al2O3 y silicatos para formar feldespatos y minerales

relacionados. También ocurre la condensación de K y otros álcalis

400 H2S reacc.con Fe metálico para formar troilita FeS

280 Vapor de H2O reacc. con minerales de Ca para dar tremolita

150 Vapor de agua reacc. con olivino para dar serpentina

-100 Vapor de agua se condensa para formar hielo

-125 NH3 (g) reacc con hielo para dar NH3·H2O sólido

-150 CH4 (g) reacc con hielo para dar CH4·7H2O

-250 Ne, H, y He se condensan

El régimen inicial de evolución del sistema solar fue muy rápido. El tiempo requerido para que el

Sol alcance la temperatura de ignición para la fusión del hidrógeno fue de menos de 100.000 años.

La luminosidad inicial del sol era dos o tres veces mayor que la que concuerda con la secuencia

principal a causa que el sol contenía un exceso de energía térmica generada durante la contracción

inicial. Esta fase superluminosa del sol duró al menos 10 millones de años y resultó en la expulsión

de algo así como el 25% de su masa original en la forma de “viento solar” compuesto de plasma de

proton/electron. Este es el llamado estado “T-Tauri” de la evolución estelar, según la estrella que es

el prototipo para este proceso. Toda la materia gaseosa en la vecindad del sol fue barrida durante

este período y únicamente quedaron los planetesimales sólidos con diámetros mayores a 10 m.

Los planetesimales que estaban en la región más interna del disco planetario se acrecieron

para formar los planetas rocosos, Mercurio, Venus, La Tierra y Marte y los ancestros de los

meteoritos, actualmente representados por asteroides. Las inestabilidades en las partes externas del

disco resultaron en la formación de los planetas gaseosos externos: Júpiter, Saturno, Urano,

Neptuno y Plutón.

El origen y composición química de Plutón no son todavía bien conocidos porque este

planeta es difícil de observar desde la Tierra. Plutón tampoco cumple con la llamada ley de Titius-

Bode, la cual parece gobernar las distancias de los planetas desde el sol, cuando estas distancias se

expresan en unidades astronómicas (A.U.), definidas como la distancia promedio entre la Tierra y

el Sol. La ley de Titius-Bode se publicó en 1772 por J. E. Bode, director del observatorio



13

astronómico de Berlin y se basa sobre una serie de números descubiertos por J. D. Titius de

Wittenberg en 1766. La serie está compuesta por los números: 0.4; 0.7; 1.0; 1.6; 2.8 ......, que se

obtienen a partir de la secuencia 0, 3, 6, 12, 24, ...... sumando 4 a cada número y dividiendo por 10.

Los números resultantes concuerdan con las distancias de los planetas con el sol muy bien

incluyendo a Urano. Sin embargo el radio de la órbita de Neptuno es de sólo 30.1 Unidades

Astronómicas, mientras que el valor de Titius-Bode es de 38.8, y la discrepancia en el caso de

Plutón es aún mayor. La ley de Titius-Bode predice un valor de 77.2, pero el radio orbital de Plutón

es de 39.4 A.U. La discrepancia puede sugerir que Plutón no se formó en la órbita que ocupa ahora.

Las propiedades físicas descriptivas del sistema solar indican que el 99,87% de la masa total del

mismo (2.052 x 1033

g) está concentrada en el sol. El restante 0.13 % está distribuido entre los 9

planetas mayores, entre los cuales Júpiter es el más grande con el 71% de las masas planetarias

(tabla 3). Las densidades y tamaños de los planetas varían ampliamente e indican la existencia de

grandes diferencias en sus composiciones químicas (figura 4). Los planetas internos Mercurio,

Venus, Tierra y Marte, así como la Luna y los asteroides son objetos sólidos compuestos

esencialmente por compuestos de baja presión de vapor. Los planetas externos Júpiter, Saturno,

Urano y Neptuno tienen bajas densidades y son esencialmente gaseosos, aunque todos ellos tienen

probablemente un núcleo condensado. Los planetas internos se parecen a la Tierra en su

composición química y por ello se los llama planetas rocosos. Los planetas externos consisten

esencialmente en H y He con pequeñas cantidades de otros elementos y se parecen al Sol en su

composición química.

Tabla 3 - Propiedades del Sol y sus Planetas

Distancia solar media Diámetro Densidad Número

Objeto 106 Km U.A. ecuat. en Km Masa, g g/cm

3 de satélit.

Sol --------------- 1.391.400 1,987 x 1033

1,4 -------------

Mercurio 57,9 0.387 4.878 3,30 x 1026

5,44 0

Venus 108,2 0.723 12.100 4,87 x 1027

5,25 0

Tierra 149,6 1.00 12.756 5,98 x 1027

5,52 1

Luna -------- 3.476 7,35 x 1025

3,34 -------

Marte 227,9 1,52 6.786 6,44 x 1026

3,94 2

Ceres (aster.) 414 2,77 1.020 1,17 x 1024

2,2 -----

Júpiter 778,3 5,20 142.984 1,90 x 1030

1,33 16

Saturno 1.427,0 9,54 120.536 5,69 x 1029

0,70 21

Urano 2.869,6 19,2 51.118 8,66 x 1028

1,30 15

Neptuno 4.504 30,1 49.562 1,0123 x 1029

1,76 8

Plutón 5.900 39,4 3.000 1,5 x 1025

1,1 1

Los planetas rocosos incluida la luna y asteroides, constituyen sólo el 0.0006 % de la masa total del

sistema solar y sólo el 0.44 % de la masa planetaria total. Todos esos objetos están tan cerca del sol

que el radio orbital del asteroide más lejano es de sólo un 0.7 % el radio total del sistema solar.

Evidentemente, los planetas terrestres no son típicos del sistema solar y deben su existencia a las

condiciones especiales en el disco planetario cercano al sol. La Tierra es el más grande de los

planetas internos, con cerca de 50.3 % de la masa, seguido por Venus 40,9%, Marte, 5,4% y

Mercurio 2.8%.

Los planetas terrestres vistos en la perspectiva del entero sistema solar, son una anomalía

física y química (figura 4). La Tierra es única entre sus vecinos rocosos en que tiene el 71% de su

superficie cubierta por agua líquida, dentro de la cual la vida se desarrolló tempranamente en su

historia y evolucionó en una multitud de especies de los reinos animal y vegetal. Hasta donde



14

nosotros sabemos, formas de vida no existen en el tiempo presente en ninguna otra parte del

sistema solar.

Figura 4- A: Variación de densidad de los planetas con la distancia al sol. Observar que la Tierra tiene la más

alta densidad entre los planetas similares (planetas rocosos), los cuales, como un grupo, son más densos que los planetas gaseosos más externos.

B: Los planetas del sistema solar amplificado 2000 veces en relación a la escala de distancia. Los planetas

similares a la Tierra son muy pequeños en relación al sol y los planetas gaseosos del sistema solar.

Los planetas

Nuestro sistema solar es sólo uno de los aproximadamente 400 mil millones que componen la Vía

Láctea. Y ésta a su vez es sólo una de las cientos de miles de millones de galaxias que constituyen

el universo. La Vía Láctea es una galaxia en espiral, cuyos brazos van girando una vez cada 250

millones de años y donde el Sistema Solar ocupa una posición distal, cerca del borde de uno de

estos brazos.

En la región más externa del Sistema Solar, a un año luz de distancia desde la Tierra, hay

un enjambre esférico de gigantes bolas de nieve compuestas por hielo, roca y moléculas orgánicas

que rodea al Sol: son los núcleos de los cometas. De vez en cuando el paso de una estrella provoca

una pequeña sacudida gravitatoria, y alguno de ellos se precipita hacia el sistema solar interior. Allí

el Sol lo calienta, el hielo se vaporiza y se desarrolla la cola cometaria.

Los planetas de nuestro sistema giran alrededor del Sol en órbitas casi circulares y son

calentados principalmente por la luz solar. Plutón, cubierto por hielo de metano y acompañado por

su solitaria luna gigante, Caronte; los mundos gaseosos gigantes, Neptuno, Urano, Saturno y

Júpiter están rodeados por un séquito de lunas heladas. Le sigue luego el cinturón de asteroides y

hacia el interior se encuentra los planetas cálidos y rocosos. Está por ejemplo Marte, el planeta

rojo, con encumbrados volcanes, valles de dislocación, enormes tormentas de arena que abarcan

todo el planeta. Todos los planetas están en órbita alrededor del Sol, la estrella más próxima, un

infierno de gas hidrógeno y de helio ocupado en reacciones termonucleares y que ilumina todo el

Sistema Solar.



15

Mercurio: es el planeta más cercano al sol, aproximadamente 52 millones de kilómetros, y por lo

tanto es el que presenta la temperatura más elevada de los planetas del Sistema Solar. Tiene un

diámetro de 4876 Km2, tarda 59 días terrestres en realizar una rotación completa y 88 días en dar

una vuelta completa al sol. En su superficie se reconoce una gran cantidad de cráteres meteoríticos,

debido principalmente a la ausencia de atmósfera, y por lo tanto los meteoritos impactan

directamente con la superficie, sin desintegrarse en el camino.

Venus: tiene un diámetro de 12.000 km2 y se encuentra a 108,5 millones de kilómetros del Sol.

Una rotación completa sobre su eje es de 243 días, en relación a las estrellas, pero de sólo 118 días,

en relación a la Tierra (debido a que su movimiento de rotación es de sentido inverso, es decir que

el Sol nace por el Oeste y se pone al Este); su movimiento de traslación alrededor del Sol es de 225

días terrestres.

Las temperaturas en la superficie de Venus son de aproximadamente 480oC y la Presión es

de 90 atmósferas (90 veces la que sentimos en la Tierra). Al parecer la elevada temperatura de su

superficie se debe a un efecto invernadero a gran escala. La luz solar atraviesa la atmósfera y las

nubes de Venus y alcanza la superficie. Esta que se ha calentado trata de irradiar este calor de

nuevo al espacio, como radiaciones infrarrojas. Sin embargo, el dióxido de carbono y el vapor de

agua de la atmósfera de Venus son casi perfectamente opacos a la radiación infrarroja; el calor del

sol queda atrapado eficazmente, y la temperatura de la superficie aumenta (1).

La atmósfera de Venus se compone de un 96% de dióxido de carbono y a unos 60 Km de

su superficie existen nubes compuestas en su mayor parte por una solución concentrada de ácido

sulfúrico; además de pequeñas partes de ácido clorhídrico y fluorhídrico.

(1)Al igual que Venus, la Tierra también tiene un efecto invernadero debido al dióxido de carbono y a su

vapor de agua. La temperatura global de la tierra estaría por debajo del punto de congelación del agua si no fuese por

el efecto invernadero, que mantiene los océanos líquidos y hace posible la vida. La Tierra tiene, al igual que Venus, unas

90 atmósferas de dióxido de carbono, pero no en la atmósfera sino en la corteza en forma de rocas caliza y otros

carbonatos. Bastaría con que la Tierra se trasladara un poco más cerca del Sol, para que la temperatura aumentara

ligeramente. El calor extraería algo de CO2 de las rocas superficiales, generando un efecto más intenso de invernadero

que a su vez incrementaría un poco el calor de la superficie. Una superficie más caliente vaporizaría aún más los

carbonatos y daría más CO2 con la posibilidad de que el efecto invernadero se disparara hasta temperaturas muy altas.

Esto es lo que probablemente haya sucedido en las primeras fases de la historia de Venus, debido a la proximidad de

este planeta con el Sol.

Las principales fuentes de energía de nuestra actual civilización industrial son los llamados carburantes

fósiles. Utilizamos como combustible madera, petróleo, carbón y gas natural, y en el proceso se liberan al aire gases de

desecho, principalmente CO2. En consecuencia el dióxido de carbono contenido en la Tierra esta aumentando de un

modo espectacular.

Pero también hemos estado perturbando el clima en sentido opuesto. Durante cientos de miles de años los

seres humanos han estado quemando y talando los bosques, y llevando a los animales domésticos a pastar y destruir

praderas. Pero los bosques son más oscuros que las praderas y éstas a su vez son más oscuras que los desiertos. Como

consecuencia, la cantidad de luz solar absorbida por el suelo ha ido disminuyendo y los cambios en la utilización del

suelo han hecho bajar la temperatura de nuestro planeta. Es posible que este enfriamiento aumente el tamaño de los

casquetes polares, los cuales con su brillo reflejará aún más la luz solar desde la Tierra, enfriando aún más el planeta y

disparando un efecto de albedo (el albedo es la fracción de luz solar que llega a un planeta y que es reflejada de nuevo

hacia el espacio. El albedo de la Tierra es de un 30 a un 35 %; el resto de la luz solar es absorbido por el suelo y es el

responsable de la temperatura media de la Tierra.



16

Marte: se encuentra más distante del Sol que la Tierra, a aproximadamente 230 millones de

kilómetros, y por ello sus temperaturas son considerablemente más bajas (desde cerca del punto de

congelación al mediodía hasta unos 80oC bajo cero poco antes del amanecer), su atmósfera

contiene principalmente dióxido de carbono y algo de N2, y está fuertemente enrarecida (es de sólo

1% de la atmósfera en la Tierra) de modo que no puede existir agua líquida, pues alcanzaría

rápidamente el punto de ebullición, aún fría.

Tiene un diámetro de 6790 Km y rota sobre su eje en 24,6 horas y gira alrededor del Sol en

687 días y tiene dos satélites denominados Fobos y Deimos

En su superficie se distinguen grandes valles y canales, excavados en épocas previas de la

historia marciana por corrientes de agua. EL Vallis Marineris, descubierto por el Mariner 9 en

1971-1972, tiene 5000 km de longitud y aproximadamente 100 km de ancho; numerosos cráteres

de impactos meteoríticos, grandes volcanes y casquetes de hielo en sus regiones polares, el

septentrional compuesto principalmente por agua helada y el meridional por dióxido de carbono

congelado. Son comunes violentas tormentas de arena de ámbito global, con vientos que alcanzan

los 140 kilómetros por segundo, arrastrando arena y polvo.

Cinturón de asteroides: entre las órbitas de Marte y de Júpiter hay incontables asteroides, planetas

terrestres diminutos. Los más grandes tienen varios cientos de kilómetros de diámetro. Muchos

tienen formas oblongas y van dando tumbos a través del espacio. Las colisiones entre los asteroides

suceden con frecuencia, y en ocasiones se desprende un pequeño fragmento que intercepta

accidentalmente a la Tierra, y cae al suelo como un meteorito. El cinturón de asteroides es una gran

rueda de molino, que produce piezas cada vez más pequeñas hasta ser simples motas de polvo. Es

posible que el cinturón de asteroides sea un lugar donde las mareas gravitatorias del cercano

planeta gigante Júpiter impidieron que llegara a formarse un planeta.

Loa anillos de Saturno guardan algún parecido con el cinturón de asteroides: billones de

diminutas lunas heladas orbitando el planeta pueden representar los escombros que la gravedad de

Saturno no dejó convertirse, por acreción, en una luna cercana.

Júpiter: este es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene un diámetro de 142.000 km y se

encuentra a 782 millones de kilómetros del Sol. Realiza una rotación completa en casi 10 horas y

gira alrededor del Sol en 12 años terrestres; tiene un sistema de anillos similar al de Saturno y 14

lunas orbitando a su alrededor. Las cuatro mayores (Europa, Io, Calisto y Ganímides) fueron

descubiertas por Galileo (por ello se le llaman satélites galileanos) y son casi tan grandes como

Mercurio. Io y Europa son lunas interiores de una densidad elevada como la roca, mientras que

Calisto y Ganímides, las exteriores tienen una densidad menor, intermedia entre el hielo y la roca.

El núcleo mismo de Júpiter puede estar compuesto por una masa de roca y de hierro,

semejante a la Tierra, pero éste se halla cubierto por un gran océano de hidrógeno metálico líquido,

sobre el cual se encuentra un sistema de nubes que cubre prácticamente todo el planeta. A gran

profundidad por debajo de las nubes de Júpiter el peso de las capas superiores de la atmósfera

produce presiones muy superiores a la de la Tierra, produciendo que los átomos de hidrógeno

adquieran un estado físico no observado en nuestro planeta.

Cuando el sistema solar se condensó a partir de gas y polvo interestelares, Júpiter adquirió

la mayor parte de la masa que fue proyectada hacia el espacio interestelar, y que no cayó hacia

adentro, hacia el Sol. Si Júpiter hubiera tenido una masa 12 veces superior, la materia de su interior

hubiese sufrido reacciones termonucleares, y Júpiter hubiese empezado a brillar con luz propia.

Saturno: por su composición y por muchos aspectos es similar a Júpiter, pero más pequeño. Tiene

un diámetro de 120.000 km y su distancia al Sol es de 1435 millones de kilómetros. Saturno da una



17

vuelta sobre su eje cada 10 horas y tarda 30 años terrestres en dar una vuelta al Sol. Presenta una

serie de bandas ecuatoriales coloreadas llamadas “anillos” que están compuestos por diminutas

partículas: bolas de nieve, pedazos de hielo y diminutos glaciares, de un metro más o menos, de

hielo de agua. Este planeta está rodeado por 18 satélites o más. La más interesante de las lunas de

Saturno es Titán, la luna mayor del Sistema Solar y la única que posee una atmósfera sustancial,

compuesta principalmente por metano (CH4).

La luna

Nuestro satélite es el mejor conocido por las visitas de los astronautas y la recolección y estudio

de muestras de rocas. Revisaremos brevemente aquellos aspectos de la estructura de la luna, la

petrología de sus rocas y su historia en lo que concierne al largo período que quedó sin registro en

la historia de la tierra.

La superficie lunar es rápidamente distinguible en una región de tierras altas, de colores

claros intensamente craterizadas y otra de tierras bajas , de colores más oscuros, llamadas mares

o maria, menos craterizadas, que ocupan el 17% de la superficie lunar. Cubriendo la superficie

entera de la luna, se encuentra un regolito, de varios metros de espesor de revueltos fragmentos de

roca que se formaron a causa de impactos de meteoritos por miles de millones de años.

Afloramientos de rocas coherentes como en la tierra son raros. Las investigaciones sísmicas

revelaron una luna estratificada y diferenciada. Una gruesa capa, sobre la que se supone

parcialmente fundida, indica que la luna se ha enfriado mucho más que la tierra, lo que no

sorprende en vista de la falta de vulcanismo desde posiblemente 2 mil quinientos millones de

años (2.5 Gy). La posible existencia de un nucleo metálico es objeto de discusión, y de existir, es

sólo un 1% del total de la luna.

Los procesos petrológicos de la luna están dominados por magmatismo anhidro y

metamorfismo de shock o de impacto. Las rocas lunares carecen de volátiles, están altamente

reducidas, hay ausencia total de alteración tipo hidrotermal, metamorfismo con intervención de

fluidos y meteorización química. Estos son los contrastes mayores con las rocas terrestres.

Los rasgos más sobresalientes son los impactos de meteoritos que han alcanzado tamaños desde

100 km de diámetro, hasta polvo microscópico y han actuado al mismo tiempo como procesos

constructivos y destructivos en la formación de rocas. La energía cinética ha deformado el bedrock

y ha eyectado partículas de material desde los cráteres de impacto. En sentido constructivo, se

añadió nuevo material a la luna y parte de la energía de los meteoritos mayores se consumió en

fundir el material impactado. Estos procesos de fusión sueldan los fragmentos impactados en

brechas cohesivas, mientras que la fusión completa formó salpicaduras de gotas de material

fundido que solidificaron en esferas de vidrio. Se encontró poco material prístino (sin huellas de

impacto).

Las rocas que componen las tierras altas son anortositas, compuestas esencialmente

por plagioclasa muy cálcica (bitownita-anortita) y raramente está acompañada por piroxeno y/u

olivino.

Hay consenso en que las anortositas representan un magma que acumuló cristales de

plagioclasa que flotaron en la superficie de un océano magmático lunar. El grueso manto debajo de

la corteza anortosítica se infiere que es rico en olivino y piroxeno. La edad radimétrica de las

anortositas de 4.6 a 4.4 Gy indican que esta segregación magmática ocurrió durante la acreción

inicial de los cuerpos planetarios en el sistema solar. La energía necesaria para provocar la fusión

de la corteza externa de la luna podría haber provenido a partir de la acreción de partículas de la

nébula solar primitiva, o del impacto de los planetesimales en acreción y el decaimiento radiactivo



18

de elementos de vida corta como el 26

Al a 26

Mg. El fundido inicial tiene que haber tenido una

composición basáltica, se descarta un fundido ultramáfico por la abundancia de Al y Ca que

requiere la precipitación de la plagioclasa. Luego siguió una época de bombardeo meteorítico

masivo que culminó hasta 3.9 Gy, excavó las cuencas mayores y puede haber generado zonas de

debilidad en el enfriamiento y adelgazamiento de la corteza y manto, a través del cual se extru-

yeron más tarde los mares o maria de magma basáltico.

Los maria basálticos. Después del bombardeo masivo de meteoritos, las cuencas y tierras

bajas fueron rellenadas por innumerables coladas delgadas de basalto muy flúido. La longitud

extrema de las coladas (1000 Km), reflejan su muy baja viscosidad y velocidad de extrusión. Los

análisis isotópicos de las muestras revelan edades en el rango desde 4 a 3.2 Gy. Las densidades

de cráteres sobre algunos maria sugieren que el vulcanismo persistió hasta unos 2.5 Gy. La

textura y mineralogía de los basaltos lunares se asemeja a los terrestres, pero hay diferencias en

cuanto a la composición química. Los minerales mayores son clinopiroxenos ricos en

titanio, fuertemente zonados y plagioclasas muy cálcicas (80-90% An). El olivino no está siempre

presente y es común la cristobalita o tridimita intersticial. La ilmenita puede convertirse en una

fase mayor, pues alcanza modalmente a veces hasta un 25%. Los basaltos están altamente

reducidos, el Fe3+

parece faltar, el hierro metálico accesorio no es raro. Los elementos

volátiles como H2O, CO2, S, Cl, Pb, As, Bi, Hg, Na, K son extremadamente escasos con

respecto a los basaltos terrestres. En cambio contienen mucho mayor proporción de elementos

refractarios como Ti, Sc, Zr e Y, que integran minerales raros como armalcolita (FeMg)Ti2O5,

tranquilitita Fe8 (Zr,Y)2 Ti3Si3 O24, y zirconolita CaZrTi2 O7. Otro aspecto significativo en los

basaltos es su defecto en Eu, la explicación más atractiva es la segregación de la corteza rica en

plagioclasa, expuesta ahora como las anortositas de las tierras altas. Estas, son ricas en Eu

mostrando anomalías positivas grandes, presumiblemente, entonces, el manto lunar subyacente, se

ha segregado empobrecido en Eu. Pero la energía necesaria para la fusión parcial de este manto que

dió origen a los maria basálticos todavía es un enigma. Una explicación ingeniosa fué dada hace

pocos años: la luna se habría originado a partir de la Tierra por el impacto de un grueso asteroide,

en el momento en que la Tierra no estaba aún consolidada, desprendiendo de ella una porción del

manto. Uno de los argumentos que apoyaría esta hipótesis es la falta de núcleo metálico de la luna.

Origen de los planetas rocosos

Nuestra actual comprensión del origen del sistema solar indica que los planetas rocosos estaban

calientes cuando se formaron y que su diferenciación geoquímica interna pudo haber comenzado

con la acreción secuencial de planetesimales de diferentes composiciones (Murray et al., 1981).

Los planetesimales compuestos de hierro metálico y óxidos se acrecieron primero, para formar un

núcleo que fue subsecuentemente soterrado por los planetesimales de silicatos. Los planetas

rocosos estaban inicialmente fundidos porque el calor fue generado por la captura rápida de los

planetesimales y el calentamiento radiactivo.

La última fase de formación de la Tierra, Venus y Marte involucró la captura de

planetesimales compuestos por volátiles que se habían formado en las regiones externas del disco

planetario, quizás más allá de la órbita de Júpiter. Estos planetesimales ricos en volátiles, también

conocidos como cometasimales, depositaron compuestos sólidos de agua, amoníaco, metano y

otros volátiles sobre la superficie de los planetas. El agua y otros volátiles depositados sobre la

Tierra pronto se evaporaron para formar una atmósfera densa a partir de la cual se condensó

finalmente el agua cuando la superficie de la Tierra se había enfriado. Mercurio y la Luna no tienen



19

atmósfera debido a que, en cierto modo, son demasiado pequeños para retener elementos gaseosos

de pequeño número atómico y sus componentes.

De acuerdo a este escenario, los planetas rocosos han estado enfriándose desde el tiempo

de su formación. Mercurio y la Luna se han enfriado lo suficiente para quedar geológicamente

“inactivos” en el sentido que sus partes internas no interactúan con sus superficies. Venus y la

Tierra son los planetas rocosos más grandes y han retenido más el calor inicial que sus vecinos en

el sistema solar y están todavía activos. Marte es intermedio en tamaño y ha tenido erupciones

volcánicas en un pasado geológico no muy distante. Sin embargo, la edad del último volcanismo

marciano no es conocida.

A pesar de la similitud en tamaño y composición general de Venus y La Tierra sus

superficies han evolucionado de modo muy diferente. Venus tiene una atmósfera densa compuesta

de CO2, que causó que su superficie se volviera extremadamente caliente y seca. La superficie de la

Tierra se enfrió rápidamente permitiendo que los océanos se formaran hace como 4 x 109 años por

condensación del vapor de agua de la atmósfera. La presencia de un gran volumen de agua en la

superficie de la Tierra permitió que operaran los procesos geológicos y se crearan condiciones para

el desarrollo y evolución de la vida. Ni la Tierra ni ninguno de los planetas rocosos han tenido

nunca atmósferas de Hidrógeno y Helio de la nébula solar porque esos gases fueron expulsados de

la región más interna del sistema solar durante el estadio T-Tauri del Sol.

Los satélites de los planetas externos

Todos los planetas externos tienen satélites, algunos de los cuales son mayores que la Luna y

Mercurio. Además, estos satélites tienen un amplio rango de composiciones químicas y han

respondido en formas muy diferentes a las fuerzas que actuaron sobre ellos. Los grandes satélites

de Júpiter fueron descubiertos por Galileo en 1610. Las imágenes cercanas obtenidas por las sondas

espaciales Pioneer y Voyager mostraron datos sorprendentes.

Júpiter tiene 16 satélites y un anillo protegido por dos pequeños satélites. Los llamados

satélites “galileanos” Io, Europa, Ganímedes y Calisto, forman en efecto, un sistema planetario de

pequeña escala con Júpiter como “estrella” central. Sus densidades (figura 5) disminuyen con el

incremento del radio orbital desde 3,53 g/cm3 para Io, hasta 1,79 para Calisto; por lo tanto, se

piensa que los cuatro satélites tienen composiciones químicas bien diferentes.

Io está compuesta principalmente de silicatos y podría tener un núcleo de FeS. Con

anterioridad a la sonda Voyager, Peale et al. (1979) calcularon el monto de calor generado en Io

por fricción de marea causada por la atracción gravitacional de Júpiter y Europa y predijeron que

podrían estar presentes volcanes activos. Esta predicción se cumplió con creces, pues la sonda

fotografió y filmó el momento de una erupción. La superficie de Io no estaba craterizada como

había sido esperado. Morabito et al. (1979) descubrieron volcanismo en Io lo cual habría obliterado

muchos de los cráteres de impacto. Los flujos de lava están compuestos mayormente de S líquido,

consistente con el hecho de que la superficie de Io es amarilla a roja. El flujo calórico medido es de

48 microcalorías/cm2/seg, el cual es 30 veces mayor que el flujo calórico de la Tierra. Io es

claramente el objeto más volcánicamente activo del sistema solar.

Los otros satélites galileanos de Júpiter (Europa, Ganimedes y Calisto) tienen densidades

más bajas que Io y están compuestos por silicatos con cortezas de hielo y mantos de agua líquida.

No tienen actividad volcánica en el presente y sus superficies están craterizadas por impactos

meteóricos. Europa aparece estar completamente cubierta por un océano congelado de 75 - 100 Km

de profundidad. La corteza de hielo podría yacer sobre agua líquida que no llega a congelarse

debido al calor generado por la fricción de marea. La superficie de Europa está plagada de una



20

multitud de fracturas curvas, algunas de las cuales superan los 1000 km, causadas quizás por

actividad tectónica interna y por impactos meteóricos. Las fracturas fueron subsecuentemente

rellenadas por agua subcortical que forman diques de hielo.

Figura 5.- A: Variación de la densidad de los satélites Galileanos de Júpiter con el incremento de la distancia

del planeta. La disminución de la densidad es causada por el incremento en la proporción de agua relativa al

material silicático.

B: Los satélites Galileanos aumentados 50 veces en relación a la escala de distancia. Amalthea es mucho

más pequeño que Io, pero parece ser un objeto silicático.

Ganimedes es mayor que Mercurio y parece estar compuesto por agua sólida y silicatos en

proporciones equivalentes. La superficie está compuesta por hielo mezclado con impurezas que

causan el color oscuro. Los terrenos más oscuros están fragmentados y densamente craterizados. La

corteza de hielo es de 100 km de espesor y se encuentran sobre un manto de agua líquida entre 400

y 800 km de profundidad. El agua podría haber intruído en la corteza para formar “batolitos” de

hielo.

Calisto es el satélite más externo de los satélites Galileanos, su color es más oscuro que los

otros y posee una corteza helada de cerca de 200 km de espesor. Esta corteza de hielo puede estar

sobre un manto líquido de cerca de 1000 km de espesor. La superficie está densamente craterizada.

Al parecer se volvió inactivo muy pronto en su historia, quizás por menor calor generado en su

interior que los otros satélites galileanos. No nos referiremos a los satélites de Saturno, Urano y

Neptuno por ser menos conocidos.

RESUMEN, Sistema Solar

La secuencia de eventos que condujo a la formación del sistema solar se puede explicar como una

extensión directa de la evolución estelar aplicando las leyes de la física y química a una difusa nube

de gas y partículas de polvo en el espacio interestelar.

Los planetas similares a la Tierra (planetas rocosos) constituyen una muy pequeña fracción

de la masa total del sistema solar y son pequeños en relación a los planetas gaseosos más externos.



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Sin embargo, la Tierra es el único planeta en el sistema solar sobre cuyo ambiente superficial es (y

ha sido) proclive al desarrollo y evolución de formas de vida.

Los satélites de Júpiter forman un minúsculo sistema planetario a sí mismo. Los cuatro

satélites más grandes son similares en tamaño a Mercurio y la Luna, pero difieren

significativamente en sus composiciones químicas y rasgos superficiales.

Los satélites de Saturno, Urano, y Neptuno son igualmente de gran interés en el estudio del

sistema solar, pero son menos conocidos que los satélites de Júpiter.

Bibliografía

Faure, Gunter. 1998. Principles and Applications of Geochemistry. Prentice Hall. 600 pg.

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