La Historia de la Atmósfera de la Tierra I: _{El origen de la atmósfera de la tierra}

Midiendo los gases de la atmósfera de la Tierra

Es tentador pensar que el aire es vacío, pero de hecho, vivimos y respiramos dentro de una capa con un gruesor de 100 kilómetros de moléculas de gas llamada la atmósfera. Estos gases se mantienen cerca de la superficie de la Tierra por la gravedad. Filósofos griegos y pensadores medievales originalmente pensaban que esta capa de aire consistía en una sustancia uniforme, pero científicos del sigo XX como John Dalton utilizaron una mezcla de diferentes gases, primordialmente el nitrógeno, oxigeno y el argón (vea nuestro módulo La Composición de Atmósfera de la Tierra). Adicionalmente a estos componentes principales, la atmósfera también contiene muy pequeñas cantidades de otros gases que prueban ser especialmente útiles para el entendimiento del origen e historia de nuestra atmósfera.

Por ejemplo, la atmósfera de la Tierra contiene alrededor de 20 partes por millón (abreviado como ppm) de gas de neón, el mismo gas utilizado para producir el resplandor brillante de señales en restaurantes y en marquesinas de cine. En el año 1919, un químico de la Universidad de Cambridge llamado Francis Aston se interesó en el neón, aunque no por su resplandor rojo. Había estado trabajando en una nueva técnica de medidas conocida como Espectrómetro de masas que le permitía separar elementos basándose en sus masas e identificar pequeñas cantidades de átomos raros. El Neón fue el primer elemento que el estudió (Aston, 1919).

El espectrómetro de masa depende en el hecho que iones, o átomos cargados, son influenciados por campos magnéticos. Para llevar a cabo la medida con el espectrómetro de masa, las muestras son primeramente ionizados (lo que significa que se les quita de un electrón, dejándolos con una carga positiva) y después disparada a alta velocidad entre imanes fuertes, un proceso que desvía su camino de acuerdo a la relación de masa a carga (vea Figura 1 para un diagrama). Los caminos de iones de luz como el oxigeno se doblan mas, mientras que los iones pesados como el uranio son los menos afectados. El resultado es que el espectrómetro de masa separa estos diferentes iones de la sustancia inicial, recolectando y contándolos con un detector llamado un colector Faraday y permitiendo medidas precisad de las concentraciones de iones individuales.

Utilizando esta nueva técnica, Aston descubrió algo interesante acerca del neón: No había mucho de ello en la Tierra. El había descubierto esto por accidente mientras trataba de establecer la composición promedio de la atmósfera, el océano y la corteza de la Tierra. Hizo esto midiendo muestras representativas de cada uno (Aston, 1924a), en un esfuerzo que le obtuvo un Premio Nobel en la química. Utilizando las concentraciones que el midió, Aston calculó las cantidades completas de mas de 100 elementos en la Tierra desde el hidrogeno hasta el bismuto y notó que su abundancia seguía una tendencia gradualmente decreciente mostrada en la Figura 2.

En general, pareció haber mas elementos livianos como el oxigeno y el silicón y menos pesados como el plomo. Pero el neón y otros gases nobles incluyendo el helio, argón, kriptón y el xenón no caían en la curva. Aston no tenía manera de saber que tanto el neón deberían estar en nuestro planeta, pero si notó que este gas y otros como este estaban presentes en concentraciones mas bajas de que se predecía por la tendencia.

En ese entonces, Aston no podía explicar esta observación, pero especuló de que quizás en "el alboroto" de los principios del sistema solar "los gases inertes de la Tierra estuvieron perdidos en el sol" (Aston, 1924b). Esta hipótesis requeriría medidas adicionales de afuera de la atmósfera de la Tierra para comprobar.

Medir la composición del universo

El trabajo de Aston dio surgimiento a la pregunta de que si todo el universo carecía neón, o solo la Tierra. Para contestarlo, los científicos comenzaron a ver otros objetos cósmicos como las estrellas y planetas. ¿Pero como? Las distancias inmensas del espacio hicieron imposible recolectar muestras directamente. En vez de esto, los científicos tenían que encontrar maneras de evaluar la composición de distintos objetos desde lejos.

Al mismo tiempo que Aston estaba trabajando en Cambridge, la física Cecilia Payne estuvo trabajando en su PhD en la Universidad de Harvard, estudiando la naturaleza de la luz que era liberada por las estrellas. Ella sabia de que los gases como el neón emiten luz cuando son “emocionados” por la corriente eléctrica, o por ejemplo, por la energía de una estrella en llamas. Durante la excitación, la energía permite que los electrones alrededor del núcleo de un átomo de neón para temporalmente saltar a un orbital de energía mas alta (vea nuestro módulo Teoría Atómica II: Iones, Isotopos y Capas de Electrones). Sin embargo, no pueden permanecer allí por mucho tiempo, y después caen de regreso a sus posiciones normales, descargando que la energía en el proceso. La energía es a menudo descargada en la forma de un fotón o un paquete de luz, cuya longitud de onda depende en la cantidad de energía descargada. Para el neón, la excitación causa que el gas emita una longitud de onda de luz que cae en la porción roja del espectro visible, el cual explica el resplandor rojizo de señales de neón.

Debido a las diferencias en la cantidad de energía necesitadas para excitar elementos hacia orbitales mas altos, diferentes elementos absorben y emiten luz en frecuencias especificas a lo largo del espectro electromagnético cuando es excitado. El sodio emite una luz amarilla mientras que el hidrogeno tiene bandas de emisión en las regiones naranja, azul y morado del espectro visible. Utilizando este conocimiento, los científicos pueden remotamente identificar elementos en otros cuerpos del universo basándose en su emisión del espectro única. Antes de que Cecilia Payne publicara los resultados de su investigación, los científicos estudiando el espectro de emisión del sol pensó que era primordialmente compuesto de hierro, el cual tiene líneas de emisión fuerte, mostrado en la Figura 3.

Payne, sin embargo fue el primero en reconocer de que el brillo de las emisiones liberadas por los elementos no depende solamente de su concentración, pero también en como están de excitados los átomos. Esto significa de que los colores mas brillantes liberadas por las estrellas pueden no representar el elemento mas abundante en ellas, pero el elemento que esta mas excitado y capaz de emitir mas fotones. Al calcular los estados teoréticos de excitación de diferentes elementos y después corregir los espectros de emisión de estrellas utilizando esta información, Payne mostró de que el componente primordial del sol y otras estrellas eran hidrogeno, no el hierro como se pensaba anteriormente (Payne, 1925). Las abundancias que ella determino se muestran en la Figura 4.

Las interpretaciones nuevas de Payne son líneas de emisión permitió a los científicos convertir con exactitud la emisión de espectros de las atmósferas planetarias en estimaciones de elementos que contienen. Utilizando sus descubrimientos, los astrónomos comenzaron a escanear el universo tabulando la composición de las estrellas, nebulosa y supernovas. En 1933, Payne y sus colegas fueron exitosos en identificar el espectro de emisión de neón en cuerpos celestiales (Boyce et al., 1933). Demostraron que el neón y otros gases nobles son mucho mas común en estrellas y nebulosas. A lo largo del universo, las abundancias de la mayoría de los – incluyendo el neón y otros gases nobles – caen ordenadamente en la curva de elementos predicha por las medidas de Aston (Figura 5). Algo tuvo que haberle pasado a la Tierra para explicar la escasez de neón ¿pero el que?

La atmósfera primordial de la Tierra

Aston sospecho de que los principios del sistema sola fue un tiempo importante para la atmósfera de la Tierra y lo fue. En el "alboroto" que siguió la formación del sistema solar hace 4.6 mil millones de años, nuestro rincón del universo se miraba muy diferente a como se mira hoy. En vez de ocho planetas grandes y un sol separados por espacio vacío, el grupo de masas rocosas pequeñas flotando adentro de una neblina de polvo y gas. Juntos, esta materia formaron un disco rotando o nebulosa alrededor del joven sol. Dentro de la nebulosa, masas rocosas chocaron uno con el otro, formando masas mas grandes conocidas hoy como planetesimal que finalmente crecieron a ser los planetas que conocemos hoy. Estos objetos masivos atrajeron gases de la nebulosa solar a través de su atracción gravitatoria. Durante este tiempo todos los planetas menos el pequeño Mercurio hubiese capturado su propia nube de gases, resultando en la formación de lo que los científicos llaman atmósferas "primordiales".

Si todos los planetas en el sistema sola retienen estas atmósferas primordiales atraídas directamente de la le nebulosa solar, las atmósferas modernas de todos los planetas deberían de tener composición similar al sol, pero es muy diferente a la atmósfera de la Tierra y las de otros planetas rocosos, Marte, Venus y Mercurio (vea Figura 6 para una comparación de composiciones atmosféricas). Este hecho era bien conocido para la década de 1940, cuando el físico de la Universidad de Chicago Harrison Brown se interesó en la pregunta de atmósferas planetarias. Sin embargo, para ese entonces, nadie sabía porque las atmósferas de Júpiter y la Tierra se miraban tan diferentes.

Igual a Aston, Brown enfocó su atención al gas noble neón, el cual era mas abundante en la atmósfera de Júpiter que en la de la Tierra. Para entender que tan agotado estaba el neón en la atmósfera de la Tierra, Brown calculó la proporción de neón a silicón, el segundo elemento mas abundantes en las piedras que forman la corteza de la Tierra (vea nuestro módulo Los Minerales de Silicato). De esta manera, el normalizó la cantidad de neón en la Tierra a la masa de nuestro planeta para que el tamaño de diferentes planetas y estrellas no sesgaran sus resultados.

Brown ha comparado la abundancia de gases nobles en el universo a la abundancia en la Tierra, un numero que el llamó fractonización (mostrado en la Figura 7). Al hacer esto, Brown demostró de que mas neón había sido perdido de la Tierra que cualquier otro gas noble, el argón, kriptón y xenón. De hecho, descubrió que el neón es un billón de veces mas rara en la Tierra que en Júpiter, mientras que el xenón es solamente un millón de veces mas arar en la Tierra.

Brown consideró estos resultados – que el neón es extremadamente raro en la atmósfera de la Tierra, y que es aun mas raro que gases nobles pesados como el argón y el xenón – y también surgió con explicación exponencial. Propuso de que la Tierra pudo haber tenido una atmósfera primordial con una composición rica en gases nobles similares a otros planetas, pero que el planeta había perdido esta atmósfera extremadamente temprano en su historia por medio de escape gravitacional y colisiones con otros planetesimales (Brown, 1949). Esto explicaría porque la Tierra ha perdido mas neón que argón (es mas liviano y puede escaparse mas fácilmente) y porque la Tierra ha perdido mas neón que Júpiter (la Tierra es mas pequeña que Júpiter, por lo tanto la fuerza de la gravedad en la Tierra no es tanto).

Desarrollando la atmósfera moderna

El trabajo de Brown ayudó a explicar de donde los gases nobles de la Tierra venían y porque eran tan escasos. Pero, como es comúnmente el caso en la ciencia, sus respuestas solo llevaron a mas preguntas. Por ejemplo, en su articulo de 1949, hizo una importante observación:

Parece que durante el proceso de la formación de la Tierra el mecanismo fue tal que prohibió la retención de fracción apreciable de que cualquier sustancia que existía en ese entonces primordialmente en el estado gaseoso.

En otras palabras, Brown pensó de que si el neón y el argón estaban perdidos de la atmósfera primordial, todos los gases presentes en ese entonces hubieron estar perdidos también. Si los gases que forman la atmósfera moderna (como el nitrógeno, el dióxido de carbono y el oxígeno) habían existido en las primeras atmósferas, seguramente se hubieran escapado junto con el neón. Después propuso una respuesta a este problema, que tuvieron que haber sido agregados a la atmósfera después mientras la Tierra desarrollaba su atmósfera moderna (o secundaria):

Parece que la atmósfera de la tierra es casi solo de origen secundario y fue formado como resultado de un proceso químico que se llevo a cabo subsecuentemente a la formación del planeta.

¿Qué son estos procesos sugeridos por Brown que agregan gases a la atmósfera de un planeta, particularmente a la Tierra?

Los científicos han identificado desde entonces varios mecanismos – tanto químicos como físicos que pueden agregar nuevos gases a la atmósfera de un planeta. Algunos gases atmosféricos fueron probablemente traídos a la Tierra del espacio por meteoritos y cometas. Se ha demostrado que estos objetos contienen agua, dióxido de carbono y otros gases como metanos y amoniaco. Como muchos de ellos han colisionado con la Tierra a lo largo de su larga historia, liberando su contenido en el impacto, ellos han contribuido ciertamente a la construcción de la atmósfera secundaria.

Debido a estos procesos, la atmósfera probablemente comenzó en los altos del vapor de agua, dióxido de carbono y metano. Pero la Tierra es un planeta activo y procesos geológicos continuados para alterar la composición de la atmósfera a lo largo del tiempo. Por ejemplo, algunos de los gases producidos por volcanes se reciclan de regreso al manto durante el proceso de subducción (vea nuestro módulo El Ciclo Rocoso: Uniformitarianismo y Reciclamiento).

La formación de océanos en la Tierra joven fue el evento mas importante en la evolución de la atmósfera secundaria. Mientras el planeta gradualmente se enfriaba de su estado fundido y el agua liquida se empezó a acumular, el agua del mar absorbió mucho del dióxido de carbono producido por volcanes. Una gran fracción de este carbon después se quedó encerrado por cientos de millones de años en rocas carbonatadas, efectivamente quitándolo de la atmósfera. En planetas sin océanos, como Venus y Marte, el dióxido de carbono es aun el componente principal de la atmósfera, pero debido a los Océanos aquí en la Tierra, solo es una pequeña fracción.

Todo esto ha sucedido relativamente rápido, geológicamente hablando; dentro de los primeros mil millones de años en la historia de la Tierra, el planeta perdió su atmósfera primordial y acumuló otra. A lo largo de los siguientes mil millones de años la composición de esa atmósfera evoluciono. Eventualmente, el gas de nitrógeno (N²) llegó a ser el gas dominante en nuestra atmósfera, en donde ahora cuenta como 80% del aire en la Tierra. Se acumuló en la atmósfera debido a que no forma minerales fácilmente o reacciona con otros químicos. Pero un gas aun estaba notablemente ausente: el oxígeno. Para aprender de adonde vino este gas importante, vea nuestro módulo La Historia de la Atmósfera de la Tierra II: El Aumento del oxígeno atmosférico.

La atmosfera de la Tierra en contexto

Nuestro entendimiento de como la atmósfera planetaria evoluciona ha ayudado a científicos a estudiar otros planetas. Por ejemplo, la información recolectada por el rover Curiosity sugirió de que Marte una vez tuvo una atmósfera mas densa, pero la perdió casi toda hace casi 4 mil millones de años (Mahaffy et al., 2013). Científicos en NASA dedujeron que al estudiar la abundancia de isótopos de argón en la atmósfera de Marte, igual que Aston y Brown estudiaron neón en la Tierra.

Mas lejos en el campo, los astrónomos han comenzado a investigar Titan, una luna en órbita de Saturno que tiene una atmósfera densa y rica en nitrógeno. Los científicos piensan de que pueda que tenga una composición similar a la que la atmósfera secundaria de la tierra hubiera tenido antes de la evolución de la vida. Esto ilustra como el estudio de atmósferas planetarias continúan a requerir el análisis de nuestro propio planeta y así mismo otros cuerpos celestiales en el sistema solar y como el conocimiento que adquirimos mejora el entendimiento de ambos.