Desde la Antigüedad clásica, los planetas fueron objeto de curiosidad y devoción, asociados a los dioses. Fray Luis de León cantó, como tantos otros poetas renacentistas, la armónica música de las esferas. Pero precisamente en el Renacimiento surgía una nueva astronomía que iba a dar respuestas cada vez más precisas, aunque menos musicales, a la pregunta acerca de la naturaleza de los planetas. Y quinientos años después, la geología, que parecía una ciencia sólo orientada al estudio del planeta Tierra, es ahora una disciplina que estudia, con medios a la vez tecnológicamente sofisticados e intelectualmente desafiantes, la consistencia de los cuerpos celestes.
Quienes se encargaron de exponer sus renovadoras perspectivas sobre este tema clave de la astrofísica contemporánea fueron la astrónoma Mirta Gabriela Parisi (de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata) y el geólogo Ernesto Cristallini (profesor adjunto del Departamento de Ciencias Geológicas, UBA) en el Café científico número 8, titulado “Geología planetaria: ¿de qué están hechos los planetas?”, que organiza el Planetario Galileo Galilei de la Secretaría de Cultura del Gobierno de la Ciudad en la Casona del Teatro (Av. Corrientes 1979), los terceros martes de cada mes. El próximo Café científico, y último del año, será el 18 de noviembre y el título es “Vida artificial: el último sueño tecnológico”.

Levantate y formate
Mirta Gabriela Parisi: Para hablar de geología planetaria es fundamental conocer los procesos de formación de planetas. La formación del Sistema Solar y de los sistemas planetarios en general se da del modo siguiente: una estrella se forma a partir del colapso del núcleo de una nube molecular flotante. Algunas regiones de esas nubes moleculares poseen una densidad mayor y el colapso gravitatorio del núcleo de esa nube molecular termina por armar una estrella. Esa estrella, debido al colapso, rotaría a una velocidad tan grande que la haría romperse. Pero entonces, ¿por qué no se rompe una estrella?: porque por suerte se forma un disco en el plano del ecuador de la estrella. Un disco de gas y polvo que tiene la misma composición de la estrella y que da origen a la formación del planeta. El disco de gas (en un 98 por ciento) y polvo (un dos por ciento) orbita entonces alrededor de la estrella. Pero, ¿cómo se forman los planetas a partir de ese disco de gas y polvo? Existen básicamente dos teorías: una es la teoría de la inestabilidad gravitacional, que dice que los planetas se forman por colapsos gravitatorios, de la misma manera que se forma una estrella. La otra teoría se llama “teoría del planetesimal”. Se supone que es la más aceptada por la comunidad científica, aunque la anterior ha resurgido en los últimos cinco años. Yo voy a hablarles de la teoría del planetesimal, porque la teoría de la inestabilidad gravitacional no me permite, paradójicamente, explicarles el tema de hoy, es decir, no me permite describir del todo las características geológicas de los planetas.
Tenemos el colapso del núcleo de una nube molecular, una estrella central que es el sol y un disco de gas y polvo alrededor. ¿Qué nos dice la teoría del planetesimal? Que el disco de gas y polvo va a tener una temperatura que va a ser alta en las partes que se encuentran cerca del sol y más baja en la medida en que se encuentran más alejadas del sol. Las partículas de polvo del disco colisionan entre sí y se pegan. De este modose forman objetos de mayor tamaño. Las partículas de polvo se distribuyen a lo largo de todo el disco y, si están muy cerca del sol, se evapora el hielo (de agua, de amoníaco, de metano) que contienen.
Lejos del sol el hielo de esas partículas no se evapora porque la temperatura es muy baja. Así, en la región de los planetas terrestres (Mercurio, Venus, la Tierra, Marte) tendré partículas ricas en elementos pesados. No voy a tener allí hielos. De nuevo: si me alejo del sol tendré estos mismos elementos pesados junto a los hielos. Es decir, la zona de los planetas terrestres tiene estructuras ricas en materiales pesados, y la zona de los planetas gigantes tendrá una composición rica en hielos. Esas estructuras, esos objetos, por un proceso de “coagulación” se van agrandando, y al llegar a una dimensión de un kilómetro se los denomina “planetesimal”. Y así como aquellas partículas de polvo colisionaban y se adherían entre sí, ahora son estos objetos, estos planetesimales, los que lo hacen. Y la evolución de estos planetesimales dictará el curso de la formación de los planetas. Ahora bien, ¿qué sucede con el gas? Básicamente, el gas es hidrógeno. Y en la zona del sistema solar interior ese gas se escapa con mayor facilidad. Precisamente, al ser pequeños los planetas terrestres tienen menos fuerza gravitatoria como para poder retener las moléculas de gas.
¿Cómo evolucionan los planetesimales hasta formar un planeta? Del mismo modo: colisionando entre ellos y adhiriéndose. Tenemos a una estrella central y a muchísimos planetesimales que dan vueltas a su alrededor. En la medida en que un planetesimal adquiere más volumen tendrá mayor fuerza gravitacional como para atraer a otros planetesimales. Los planetas terrestres se formaron por este proceso de agregado, o “acreción”. Algunos objetos (cometas, asteroides, ciertos satélites) son remanentes de este proceso de acreción, es decir, planetesimales remanentes. Y sus choques con otros objetos del sistema solar han producido colisiones importantísimas, al punto que introdujeron en ellos modificaciones geológicas. Por ejemplo, el agua de la Tierra ha sido traída por estos objetos.

Huellas de impactos pasados
Parisi (continúa): En una luna de Júpiter llamada Europa se observa mucho hielo, una especie de rayas o surcos que son producto de la actividad volcánica y varios puntos que son cráteres. Se cree que allí hay posibilidades de encontrar vida (la otra luna en la que hay posibilidades es Titán, de Saturno). ¿Por qué habría vida en Europa? Porque hay hielo y actividad volcánica, y porque en el medio es posible que haya agua. La luna que actualmente presenta actividad volcánica es Io, satélite de Júpiter, lo que se debe a una fricción por mareas muy importante, que promueve el propio planeta Júpiter.
En cuanto a la Tierra, en la península de Yucatán parece que se produjo uno de esos impactos que ocurren muy de vez en cuando, y donde, al parecer, cayó el planetesimal que hace 65 millones de años extinguió a los dinosaurios. En Mercurio, en la Luna y en Marte se terminó la actividad volcánica. Venus, por ejemplo, tiene una atmósfera importante, y continúa, al igual que la Tierra, con su actividad volcánica. Es interesante ver ciertos rasgos a partir de las colisiones: por ejemplo, que Marte al parecer tuvo agua, pero que por sus propias características no la pudo retener. Todos estos tipos de rasgos geológicos tienen que ver con un proceso de formación. Durante muchos años, las teorías se basaron sobre un único ejemplo: nuestro sistema planetario. Ahora bien, resulta que a partir de nuevos descubrimientos hay modelos teóricos que han quedado obsoletos. Uno de los principales problemas de la cosmología es tratar de explicar la existencia de planetas gigantes extrasolares cerca de suestrella. Es decir, según la teoría, los planetas gigantes se forman lejos de su estrella, pero por algún proceso, que debe ser explicado razonablemente, migraron al punto de quedar cerca del sol.
Bajo nuestros pies
Ernesto Cristallini: La idea de esta presentación es hablar de la geología de los planetas, pero yo no voy a hablar de su formación, pues de eso habló la doctora Parisi, sino de lo que pasó después de su formación. Es decir, quiero hablarles de la posible actividad tectónica que han tenido o no esos planetas. Pero sólo me voy a referir a los planetas que llamamos terrestres: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y la Luna, que no es un planeta, pero que por hoy vamos a llamar así. Son planetas básicamente rocosos, y por eso, se los puede tratar de un modo más geológico que a los planetas externos. La densidad de los planetas terrestres es siempre mayor a tres gramos por centímetro cúbico (recordemos que los demás andan en general abajo de los dos). El “planeta” más pequeño es la Luna, luego le siguen Mercurio, Marte, Venus y la Tierra. Se trata de un rasgo muy importante, ya que el tamaño condiciona en cierta manera la capacidad de los planetas de perder calor y, sobre todo, de retener una atmósfera. El calor que tiene cada planeta es el motor de su propia actividad tectónica. En cuanto a tamaño y densidad, el planeta más parecido a la Tierra es sin duda Venus.
En la Tierra, nuestro acceso a la geología es directo. Y podemos observar fácilmente que la densidad de las rocas que están en su superficie es bastante baja. La corteza oceánica, en cambio, tiene una densidad mayor. Esto significa que hay algo en el interior del planeta Tierra que posee mayor densidad que su superficie. Ahora bien, los terremotos, además de ser una desgracia para mucha gente, son para los geólogos una fuente importante de información. A partir de ellos, por ejemplo, podemos saber que la Tierra no tiene una graduación de densidad lineal (baja en su superficie y alta en su interior), sino que hay capas que están separadas en formas bien concretas. Mediante la medición de las ondas sísmicas a través de esas capas se puede arribar a varios datos. Primero, accederemos a la densidad de cada una de estas capas. Segundo, que la capa que recubre al núcleo se comporta como un líquido.
¿Qué sucede con el resto de los planetas? En la Luna, donde se han podido instalar sismógrafos, hay una corteza y posiblemente también un núcleo. Ahora bien, si ese núcleo existiera, sería sólido, es decir que no tendría un comportamiento líquido. Mercurio también tiene una corteza y una densidad de casi cinco. Y a su vez tiene un campo magnético asociado, por lo que se supone que una parte de su núcleo debe ser líquido. En el caso de Marte se puede también suponer la existencia de una corteza, de un manto y de un núcleo. Venus, al parecer, tiene una estructura parecida a la de la Tierra. Pero, ¿por qué existe esta separación de capas en los planetas? Al proceso de separación de capas se lo llama diferenciación. La colisión de los planetesimales juega un rol importantísimo en este proceso de diferenciación. La colisión segrega minerales, los más pesados van hacia abajo y los más livianos hacia arriba. De modo que a partir de esto se divide el núcleo del manto; la formación de la corteza es posterior. Y en general tiene que ver con la tectónica y la craterización, es decir, en los momentos en que el planeta está ya un poco más consolidado.

Volcanes, cráteres y placas
Cristallini (continúa): Ahora quiero hablarles de los procesos de la geodinámica de cada uno de los planetas. Es decir, los procesos que hacen cambiar en el tiempo a ese planeta, desde su composición en capas hastasus modificaciones tectónicas. Hablaremos entonces de tres cosas: de la craterización, del vulcanismo y de la tectónica, separados sólo con fines analíticos o didácticos. El impacto de los planetesimales origina la craterización. Es algo que afectó a todos los planetas terrestres. La superficie de la Tierra es la menos indicada para reconocer cráteres, porque todo lo que la Tierra muestra en su superficie es muy nuevito. La Luna sí guarda una buena historia de craterización, y mirando la Luna vemos qué le ha pasado a un planeta terrestre hace muchísimo tiempo. La Luna está plagada de cráteres y guarda un muy buen registro de ellos; y a partir de ellos se pueden trazar mapas geológicos. Y observaremos que la mayor craterización (en la Luna, en todos los planetas terrestres) se dio entre los 3900 y los 3200 millones de años atrás. La Tierra, por supuesto, también sufrió este alto proceso de craterización, pero nuestra corteza no lo registra hoy por su intensa actividad tectónica. Una actividad lo suficientemente importante como para borrar y reciclar sus marcas en muy poco tiempo. De todas formas existen cráteres, como el de Arizona, que tiene un diámetro de un kilómetro, o el de Yucatán, que es de 170 kilómetros (y es también mucho más viejo; data de alrededor de 65 millones de años); es el impacto que extinguió a los dinosaurios.
En Mercurio se puede observar el cráter más grande del sistema solar: tiene 1300 kilómetros de diámetro. Existen cráteres simples que no producen grandes variaciones en la corteza, pero hay otros que producen vulcanismo: su impacto provoca fusión en la roca de la corteza. Y otros se denominan multiangulares, pues producen perturbaciones muy grandes en la corteza que pueden ser disparadores de procesos tectónicos.
En relación al vulcanismo quiero que tengan presente al volcán Lascar. Se trata de un volcán chico, y su proceso de formación se vincula a la tectónica de la Tierra, algo que no es común en los demás planetas. En Marte se encuentra el famoso Monte Olimpo. Un volcán que tiene 500 kilómetros de diámetro y una altura de 25 mil metros (recuerden que el Everest tiene apenas 8 mil metros). Este es el tipo de vulcanismo que, en la Tierra, pudo haber dado origen a las semillas de los continentes, es decir a las microplacas que luego formaron las macroplacas continentales.
Hablemos ahora de la actividad tectónica. En la Tierra, hace 200 millones de años, los continentes estaban juntos, y luego se separaron, y ahora sabemos que este proceso se produjo por lo menos cinco veces; hay por lo menos cinco Pangeas reconocidas a lo largo de la historia terrestre. A esta actividad se la llama “tectónica tangencial”, porque hay grandes movimientos de masas que son paralelas a la superficie. En el resto de los planetas terrestres esto no pasa, pero sí hay, en algunos casos evidencia de una tectónica llamada vertical. La Tierra y Venus tienen cortezas muy recientes. La Tierra es muy llamativa porque tenemos zonas muy altas y depresiones bajísimas. La topografía de Venus es mucho más pareja, lo cual indica otro tipo de actividad tectónica: no quiere decir que aquí no haya vulcanismo. Venus no es un planeta fósil. Y puede que se haya podido producir allí tectónica de placas.