AUTOR – Gabriel Castilla Cañamero

La fantasía abandonada de la razón produce monstruos.

Francisco de Goya. Manuscrito del Prado, circa 1799.

¿Se parecía a la Luna? ¿Había montañas? ¿Cómo fue el primer océano? ¿Había ríos, acantilados y playas? ¿Cómo eran los volcanes? ¿Cuándo y dónde surgió la vida?

La Tierra apenas conserva rocas más antiguas de 3.900 millones de años, y es por ello que tenemos tantas preguntas sin respuesta. Las únicas evidencias directas que tenemos del Hádico provienen de pequeños granos de circón, pero la escasa información que proporcionan nos obliga a ser muy cautos a la hora de reconstruir el primer eón de la historia terrestre.

La idea de que la Tierra es un planeta amnésico fue expresada en 1879 por el geólogo Archibald Geike en estos términos: Aun cuando las rocas nos llevan a épocas muy remotas, no pueden conducirnos hasta el principio de la historia de la Tierra como planeta. Aquel tiempo primitivo solamente puede deducirse de otras pruebas, principalmente astronómicas.

¿Por qué astronómicas? Porque la Luna es un mundo fósil cuya geología está al alcance de cualquier telescopio. La ausencia de atmósfera y de tectónica de placas hace posible que nuestro satélite natural conserve algunas de las primeras páginas que nos faltan del libro de historia de la Tierra (Figura 1).

Figura 1. Vista general de la cara visible de la Luna tal y como se ve con un telescopio. La imagen fue captada en agosto de 2008 mediante un telescopio Schmidt-Cassegrain de 203 mm (un C8), instrumento muy popular entre los aficionados a la astronomía. El cráter de rayos brillantes que destaca en la parte inferior de la imagen es Tycho, de 85 km de diámetro. Las áreas oscuras son grandes cuencas de impacto rellenas de roca volcánica. La primera de la parte superior izquierda es la cuenca  Imbrium, de 1.160 kilómetros de diámetro (la distancia entre Madrid y Milán en línea recta). La imagen se muestra en color porque el sensor CCD de la cámara fotográfica es sensible a longitudes de onda que la visión humana no puede captar. Fuente: Patricio Domínguez Alonso/Anguita y Castilla (2010).

El cataclismo lunar

Los astronautas del programa Apolo recogieron 382 kilos de rocas lunares de seis sitios distintos, lo que apenas representa un 4% de la cara visible del satélite. La mayoría de estas muestras son  rocas de tipo brecha, es decir, formadas por fragmentos de rocas más antiguas que previamente han sido trituradas, mezcladas y soldadas por las ondas de choque que se producen como consecuencia de grandes impactos (Figura 2).

Figura 2. Brecha lunar hallada en la Antártida, uno entre la treintena de meteoritos lunares encontrados en la Tierra. El hecho de que estas rocas hayan llegado hasta nosotros, evidencia la enorme cantidad de energía que puede liberar un impacto. Fuente: National Science Foundation.

Las dataciones mediante isótopos (principalmente argón-argón y uranio-plomo) muestran que se agrupan nítidamente en dos edades bien diferenciadas:

• Un primer grupo, de unos 4.400 millones de años, se interpreta como el momento en que la corteza lunar terminó de enfriarse y recibió el impacto de los últimos grandes planetesimales (los cuerpos rocosos que sirvieron de bloques de construcción para la formación de los planetas).

• Un segundo grupo, de unos 3.900 millones de años de antigüedad, fue descubierto en 1974 por un grupo de investigadores liderado por el geoquímico Fouad Tera. Los datos apuntaban que en aquel momento se habrían formado hasta 15 cuencas de impacto con tamaños superiores a los 300 kilómetros de diámetro, un verdadero “cataclismo” (figura 3).

Que un cuerpo del tamaño de la Luna recibiera tantos impactos grandes en tan poco tiempo, dejaba varias preguntas en el aire:

. ¿Qué pudo desencadenar un evento de esta intensidad casi quinientos millones de años después de la formación de los planetas?

. ¿Afectó solo a la Luna, o también a otros cuerpos del Sistema Solar interior?

. ¿Qué tipo de cuerpos habían impactado contra la Luna, planetesimales, cometas o tal vez asteroides procedentes del cinturón principal?

. Suponiendo que este evento hubiera afectado también a la Tierra, ¿pudo la vida surgir bajo unas condiciones ambientales tan extremas?

Figura 3. Dos modelos para explicar la formación de cráteres en la Luna. El modelo Apolo, establece que el satélite recibió muchos más impactos en su juventud y la tasa de craterización habría ido disminuyendo exponencialmente con el paso del tiempo. El modelo cataclismo lunar muestra un incremento brusco y repentino tiempo después de la formación del satélite. Después de este evento la “cola de impactos” vuelve a disminuir exponencialmente aun con algunos repuntes episódicos. Adaptado de Tera (1974).

Un dato, dos hipótesis

Los terrenos fuertemente craterizados de la Luna, Mercurio y Marte son una clara evidencia de que planetesimales, cometas y asteroides excavaron las superficies planetarias cuando las cortezas ya estaban formadas, y que este proceso de craterización se prolongó en el tiempo.  En este contexto, la principal duda es si el cataclismo responde a un evento único en la historia de la Luna, o si por el contrario se trata de un episodio que afectó a todos los cuerpos del Sistema Solar interior.

Las voces más críticas argumentaron inicialmente que las dos agrupaciones de edades eran ilusorias, y lo achacaron a que las muestras recabadas por las misiones Apolo podían estar contaminadas por la formación de la cuenca Imbrium, un enorme cráter de casi 1.200 kilómetros de diámetro que podemos identificar desde la Tierra a simple vista (Figuras 1 y 5).

Los especialistas en formación planetaria,  con William K. Hartmann a la cabeza, interpretaron que la barrera de los 3.900 millones de años señalaba en realidad el final del proceso de formación del satélite por acreción. El supuesto cataclismo sería como un “muro de piedra”: a medida que los impactos jóvenes recalentaban las viejas brechas, sus edades se restablecían una y otra vez a 3.900 millones de años. Esta explicación reinterpretaba el “cataclismo” y lo transformaba en un “Bombardeo Terminal”, una explicación plausible que parecía zanjar el debate (Figura 4).  

Figura 4. Laacreción es el proceso por el cual se forman objetos celestes (planetas, satélites o asteroides) como consecuencia de la colisión y fusión de objetos más pequeños. Este proceso es jerárquico: primero se agregan objetos más pequeños, como polvo, rocas y planetesimales, que se van agregando y creciendo lentamente. Esto explica por qué las últimas colisiones del proceso de formación planetaria son siempre las más grandes y generan las cuencas de impacto de mayor tamaño. La acreción puede ocurrir tanto en una nebulosa protoplanetaria de gas y polvo, como a partir de los escombros liberados al espacio tras una gran colisión como la que dio origen a la Luna. Fuente: Nature/Brandon (2011).

Pero en 1990 el geólogo Graham Ryder, especialista en petrología,desactivó este argumento al demostrar que no es fácil restablecer la edad de una roca mediante un impacto. Para que esto suceda es necesario que se funda por completo y se enfríe rápidamente, formando un vidrio de impacto, algo que solo ocurre en el punto exacto de la corteza donde se produce la colisión. La mayoría de las rocas son trituradas y salen disparadas, pero no se calientan demasiado.

Por otra parte, la idea de que las muestras analizadas estuvieran contaminadas por la formación de Mare Imbrium era demasiado simplista, teniendo en cuenta que algunas se han formado como consecuencia de varias colisiones cuyas edades se acumulan entre los 3.850 y los 3.950 millones de años. La propuesta de Hartmann resultaba interesante pero no zanjaba nada.

¿Hubo un Bombardeo Terminal más allá de la Luna?

Después de las misiones Apolo la exploración lunar experimentó un fuerte parón durante varias décadas. Misiones como Clementine (1994), Lunar Prospector (1998), Lunar Reconnaissance Orbiter (2009), LCROSS (2009) y GRAIL (2012), nos han proporcionado información detallada sobre la topografía y la gravedad de las 35 cuencas de impacto de más de 300 kilómetros de diámetro que conserva nuestro satélite (Figura 5). Solo con que la mitad de ellas se hubiese formado hace entre 3.850 y 4.000 millones de años, no quedaría más remedio que concluir que la Tierra, por ser un blanco mayor (tanto por el área de su sección transversal como por su masa), tuvo que recibir 20 veces más proyectiles (Figura 6).

Figura 5. En el  mapa de albedos de la Luna (arriba) vemos que las zonas más oscuras se corresponden con las grandes cuencas de impacto excavadas en la corteza lunar primigenia de anortosita (zonas blancas). En la topografía obtenida por la sonda Clementine (abajo) se aprecia mejor la diferencia de relieve entre las cuencas y la corteza más antigua. Se ha propuesto que las grandes elevaciones de la cara oculta están ocasionadas por la acumulación de eyecta de la gran cuenca (círculo violeta) Polo Sur-Aitken, de 2.600 kilómetros de diámetro. Fuente: Hartman, NASA/Departamento de Defensa de EE.UU.

Figura 6. La Luna y la Tierra a la misma escala. La diferencia de tamaño y una mayor gravedad nos permiten deducir que el número de impactos recibido por nuestro planeta debió de ser necesariamente mayor. Fuente: NASA/JPL.

¿Cuántos impactos recibió la Tierra durante los primeros mil millones de años de su historia?

Los modelos señalan que nuestro planeta pudo recibir unas 20 veces más impactos que la Luna. En 2014 un equipo liderado por Simone Marchi publicó los resultados de un primer modelo estadístico (Figura 7), y los números hablan por sí mismos:

. Más de 10.000 asteroides de unos 10 km de diámetro, es decir, de un tamaño similar al que acabó con los dinosaurios.

. Unos 200 asteroides de más de 100 km de diámetro. Cada una de las estas colisiones fue al menos 1.000 veces más enérgica que la responsable de la extinción de los dinosaurios.

. Entre 2 y 4 asteroides de más de 1.000 km de diámetro. Estas colisiones se habrían producido hace unos 4.400 millones de años, y liberaron tanta energía que pudieron provocar una esterilización global del planeta.

Figura 7. Secuencia de mapas que muestra los grandes impactos que pudo recibir la Tierra durante los primeros mil millones de años de su historia. El código de colores indica el momento en que se produjeron. Por tratarse de una simulación, las localizaciones no son reales. Fuente: Marchi et al. (2019) y Southwest Research Institute.

Cuando un asteroide de más de 10 kilómetros golpea la Tierra, produce un penacho de roca vaporizada y escombros llamado eyecta(término de origen latino que literalmente significa cosa expulsada), que contiene numerosas gotitas de roca  fundida del tamaño de granos de arena que ascienden por encima de la atmósfera. Eventualmente, las gotitas se enfrían y son ampliamente distribuidas por el viento, pudiendo formar una capa global cuando caen al suelo. Aunque la acción de los procesos geológicos borre el cráter, estas capas de esférulas se pueden preservar en el registro geológico.

Los lechos de esférulas de impacto más antiguos encontrados hasta el momento se conservan en las montañas Barberton (Sudáfrica) y en la región de Pilbara (Australia), con edades comprendidas entre los 3.470 y los 2.500 millones de años, y son la prueba palpable de, al menos, 9 grandes impactos de los que ya no quedan huellas (Figura 8a). 

Figura 8a. Muestra de esférulas de impacto encontrada en Australia Occidental. Las dataciones isotópicas señalan que se formó hace 2.630 millones de años tras un gran impacto. Fuente: Oberlin College/Bruce M. Simonson/Purdue University.

Mientras la Luna y la Tierra eran intensamente golpeadas, ¿qué sucedía en otros planetas?

La exploración de Marte ha permitido identificar más de 20 potenciales cuencas de impacto con diámetros superiores a los 1.000 kilómetros (Figura 9). Las edades de formación de las 15 más grandes parecen concentrarse entre los 4.100 y los 4.200 millones de años, por lo que resulta tentador relacionar la hipótesis del cataclismo con el hecho de que en menos de 150 millones de años Marte recibió la mayor parte de sus grandes impactos.

Figura 9. Las grandes cuencas de impacto del hemisferio norte marciano se han localizado mediante análisis topográficos y gravimétricos. Adaptado de Frey (2008).

El hecho de que la Luna, la Tierra y Marte recibieran grandes impactos cientos de millones de años después de que sus cortezas ya estuvieran formadas, nos obliga a preguntarnos qué sucedió. Podemos asumir que algunos impactores fueran planetesimales supervivientes de un proceso de acreción no consumado (esto podría explicar las grandes colisiones más antiguas); sin embargo, cabría esperar que conforme las órbitas planetarias se fueron limpiando de estos residuos, las grandes colisiones dejaran de producirse, pero los datos señalan que no fue así.

¿Qué pudo suceder para que tanto tiempo después de su nacimiento los planetas siguieran recibiendo impactos colosales?

El modelo de Niza

Existen varias fuentes principales de cuerpos capaces de producir un bombardeo temprano en los planetas terrestres.

1. La primera es la población de planetesimales residuales que “sobraron” de la acreción. Los modelos señalan que estos cuerpos pueden sobrevivir mucho tiempo después de que los planetas hayan alcanzado sus tamaños completos.

2. La segunda fuente es una población de objetos que escapan del joven cinturón principal de asteroides. Sabemos que el flujo de material que escapaba de esta región fue mayor en el pasado porque muchas de las zonas, que en origen debieron estar pobladas por asteroides, hoy están vacías.

Estos dos escenarios producirían poblaciones de impactores que disminuyen monótonamente, como ya vimos en el Modelo Apolo de la Figura 3.

3. La tercera fuente está relacionada con el proceso de migración planetaria. Existe cierto consenso entre la comunidad científica en aceptar que los planetas gigantes no se formaron en las órbitas que ocupan en la actualidad. Esta migración implica necesariamente el desplazamiento de una gran cantidad de asteroides que fueron expulsados de órbitas que hasta entonces eran estables. Esta alteración habría incrementado notablemente la tasa de impacto en el Sistema Solar interior.  

Una descripción detallada de este proceso nos lo proporciona el llamado modelo de Niza, un término genérico empleado para nombrar al conjunto de modelos dinámicos en los que los planetas gigantes experimentaron un desplazamiento de sus órbitas (Figura 10).

Figura 10.  El Bombardeo Tardío Intenso, según el modelo de Niza. Inicialmente las órbitas de los planetas gigantes (Urano en azul claro y Neptuno en azul oscuro) y el disco de residuos (planetesimales) se mantienen estables. En el centro se aprecia cómo ha comenzado la migración planetaria, dispersando los residuos. Unos 200 millones de años después, ya solo quedaba el 3% de la masa inicial del disco y los planetas ocupan sus actuales órbitas. Adaptado de Gomes et al. (2005).

La migración debió producir resonancias orbitales a través del cinturón de asteroides, llevando porciones sustanciales de este a órbitas que cruzan los planetas. La mayoría de los impactos en los mundos del Sistema Solar exterior habrían sido de cometas, mientras que los de los planetas terrestres y la Luna habrían sido tanto de asteroides como de aquellos cometas que sobrevivieron al paso hacia el Sistema Solar interior.

¿Existió realmente el Bombardeo Intenso Tardío?

La hipótesis original del cataclismo lunar, entendido como que la Luna y otros cuerpos del Sistema Solar interior fueron golpeados por un pico de grandes impactos hace 3.900 millones de años, se ha debilitado sustancialmente. Es posible que al menos tres de las grandes cuencas de la Luna (Imbrium,  Orientale y Serenitatis) se formaron en un intervalo de apenas 20 millones de años, pero  el limitado número de muestras lunares nos impide afinar más con las fechas de formación de las demás cuencas.

Una solución de compromiso para encajar todas las piezas del puzle, consiste en asumir que el Bombardeo Intenso Tardío se produjo en dos fases:

.  Una primera fase temprana,  producida por planetesimales sobrantes.

. Una segunda fase, producida principalmente por asteroides y cometas, y cuyo principal desencadenante habría sido el comienzo de la inestabilidad de las órbitas propuesto por el modelo de Niza.

Para poder comprobar esta hipótesis necesitamos recoger más muestras de la Luna, concretamente de su cuenca de mayor tamaño, Polo Sur-Aitken (Figura 5). Si su edad resulta ser de unos 3.900 o 4.000 millones de años, el Bombardeo Intenso Tardío quedaría reivindicado. Por el contrario, si se hubiese formado hace 4.200 o 4.300 millones de años, entonces habría que pensar en un bombardeo más o menos continuo y decreciente desde el principio del Sistema Solar.

El admitir o descartar este repunte de impactos no es solo una cuestión de la historia de la Luna. Las primeras huellas de actividad biológica en la Tierra aparen en el registro geológico hace unos 3.850 millones de años, coincidiendo con el final del bombardeo lunar. Y puesto que no es creíble que hayamos encontrado huellas del primer ser vivo, lo más probable es que el origen de la vida sea anterior.

¿Pudo la vida surgir más de una vez antes de asentarse definitivamente? 

¿Cómo pudo sobrevivir a la infernal infancia de la Tierra?

Reconstruir con detalle la historia temprana de nuestro planeta es un paso fundamental para saber de dónde venimos.  

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