El Bombardeo Pesado Tardío ( LHB ), o cataclismo lunar , es un evento astronómico hipotético que se cree que ocurrió hace aproximadamente entre 4.100 y 3.800 millones de años (Ga), [1] en un momento correspondiente a las eras Neohadiana y Eoarcaica en la Tierra. Según la hipótesis, durante este intervalo, una cantidad desproporcionadamente grande de asteroides y cometas colisionaron contra los planetas terrestres y sus satélites naturales en el Sistema Solar interior , incluidos Mercurio , Venus , la Tierra (y la Luna ) y Marte . [2] Estos provinieron tanto de poblaciones de impactadores posteriores a la acreción como impulsadas por la inestabilidad planetaria . [3] Aunque ganó credibilidad generalizada, [4] la evidencia definitiva siguió siendo esquiva. [5]
La evidencia de la existencia del LHB se deriva de muestras de rocas lunares de cráteres lunares traídos por los astronautas del programa Apolo . La datación isotópica mostró que las rocas se fundieron por última vez durante eventos de impacto en un intervalo de tiempo bastante estrecho, lo que sugiere que una gran proporción de cráteres se formaron durante este período. Varias hipótesis intentan explicar este aparente aumento en el flujo de impactadores en el Sistema Solar interior, pero aún no existe consenso. El modelo de Niza , popular entre los científicos planetarios , postula que los planetas gigantes experimentaron una migración orbital , dispersando objetos del cinturón de asteroides , el cinturón de Kuiper o ambos, en órbitas excéntricas y en la trayectoria de los planetas terrestres. [3]
Otros investigadores dudan de este intenso bombardeo, argumentando, por ejemplo, que la aparente agrupación de las edades de fusión y de impacto lunar es un artefacto estadístico producido por el muestreo de rocas dispersadas por un único gran impacto. [1] Una serie de evidencias sugiere que, en cambio, puede haber habido un período más prolongado de bombardeo lunar, que duró desde hace aproximadamente 4.200 millones de años hasta hace 3.500 millones de años. [6]
La principal prueba de un cataclismo lunar proviene de las edades radiométricas de las rocas fundidas por impacto que se recogieron durante las misiones Apolo. Se cree que la mayoría de estas rocas fundidas por impacto se formaron durante la colisión de asteroides o cometas de decenas de kilómetros de diámetro, formando cráteres de impacto de cientos de kilómetros de diámetro. Los lugares de aterrizaje de las misiones Apolo 15 , 16 y 17 se eligieron como resultado de su proximidad a las cuencas de Imbrium , Nectaris y Serenitatis , respectivamente. [7]
La aparente agrupación de edades de estos fundidos de impacto, entre aproximadamente 3,8 y 4,1 Ga, llevó a los investigadores a postular que esas edades registran un intenso bombardeo de la Luna . [8] Lo llamaron el "cataclismo lunar" y propusieron que representaba un aumento dramático en la tasa de bombardeo de la Luna alrededor de 3,9 Ga. Si estos fundidos de impacto se derivaron de estas tres cuencas, entonces no solo se formaron estas tres cuencas de impacto prominentes en un corto intervalo de tiempo, sino que también lo hicieron muchas otras basadas en bases estratigráficas . [7] En ese momento, la hipótesis se consideró controvertida.
A medida que se dispone de más datos, en particular de meteoritos lunares , esta hipótesis, aunque sigue siendo controvertida, se ha vuelto más popular. Se cree que los meteoritos lunares toman muestras aleatorias de la superficie lunar, y al menos algunos de ellos deberían haberse originado en regiones alejadas de los sitios de aterrizaje del Apolo. Muchos de los meteoritos lunares feldespáticos probablemente se originaron en el lado oculto de la Luna, y recientemente se han datado los restos de impacto dentro de ellos. En consonancia con la hipótesis del cataclismo, no se encontró que ninguna de sus edades fuera anterior a aproximadamente 3,9 Ga. [9] [10] Sin embargo, las edades no se "agrupan" en esta fecha, sino que abarcan entre 2,5 y 3,9 Ga. [11]
La datación de meteoritos de howardita , eucrita y diogenita ( HED ) y de condrita H originados en el cinturón de asteroides revela numerosas edades de 3,4 a 4,1 Ga y un pico anterior de 4,5 Ga. Las edades de 3,4 a 4,1 Ga se han interpretado como representativas de un aumento en las velocidades de impacto, ya que las simulaciones por computadora utilizando hidrocódigo [12] revelan que el volumen de la masa fundida por impacto aumenta entre 100 y 1000 veces a medida que la velocidad de impacto aumenta desde el promedio actual del cinturón de asteroides de 5 km/s a 10 km/s. Las velocidades de impacto superiores a 10 km/s requieren inclinaciones muy altas o las grandes excentricidades de los asteroides en órbitas que cruzan planetas. Dichos objetos son raros en el cinturón de asteroides actual, pero la población aumentaría significativamente por el barrido de resonancias debido a la migración de planetas gigantes. [13]
Los estudios de las distribuciones de tamaño de los cráteres de las tierras altas sugieren que la misma familia de proyectiles golpeó a Mercurio y la Luna durante el Bombardeo Pesado Tardío. [14] Si la historia de la descomposición del Bombardeo Pesado Tardío en Mercurio también siguió la historia del Bombardeo Pesado Tardío en la Luna, la cuenca grande más joven descubierta, Caloris , es comparable en edad a las cuencas lunares grandes más jóvenes, Orientale e Imbrium, y todas las unidades de llanura tienen más de 3 mil millones de años. [15]
Aunque la hipótesis del cataclismo se ha vuelto más popular recientemente (en los últimos cincuenta años), en particular entre los dinamistas que han identificado posibles causas de este fenómeno, sigue siendo controvertida y se basa en suposiciones discutibles. Dos críticas son que (1) el "cúmulo" de edades de impacto podría ser un artefacto del muestreo de los eyectos de una única cuenca, y (2) que la falta de rocas fundidas por impacto con una antigüedad superior a unos 4,1 Ga está relacionada con que todas esas muestras hayan sido pulverizadas o que sus edades hayan sido reprogramadas. [3] [7]
La primera crítica se refiere al origen de las rocas fundidas por impacto que se muestrearon en los lugares de aterrizaje del Apolo. Si bien se ha atribuido comúnmente a estas rocas fundidas por impacto haber provenido de la cuenca más cercana, se ha argumentado que una gran parte de ellas podría provenir de la cuenca Imbrium. [16] La cuenca de impacto Imbrium es la más joven y grande de las cuencas multianillos que se encuentran en el lado cercano central de la Luna, y el modelado cuantitativo muestra que debería haber cantidades significativas de material eyectado de este evento en todos los lugares de aterrizaje del Apolo. Según esta hipótesis alternativa, el grupo de rocas fundidas por impacto con edades cercanas a 3,9 Ga simplemente refleja material que se recolectó de un solo evento de impacto, y no de varios. Otra crítica también sostiene que el pico de edad en 3,9 Ga identificado en la datación 40Ar / 39Ar también podría ser producido por una formación episódica de corteza temprana seguida de pérdidas parciales de 40Ar a medida que disminuía la tasa de impacto. [17]
Una segunda crítica se refiere a la importancia de la falta de rocas fundidas por impacto con una antigüedad superior a 4,1 Ga. Una hipótesis para esta observación que no implica un cataclismo es que sí existieron rocas fundidas antiguas, pero que sus edades radiométricas se han restablecido por los efectos continuos de la formación de cráteres por impacto durante los últimos 4 mil millones de años. Además, es posible que todas estas supuestas muestras hayan sido pulverizadas hasta alcanzar tamaños tan pequeños que es imposible obtener determinaciones de edad utilizando métodos radiométricos estándar. [18] Los científicos siguen estudiando la historia de los bombardeos de la Luna en un intento de aclarar la historia del sistema solar interior. [7] [3]
Si realmente se hubiera producido un cataclismo en la Luna, la Tierra también se habría visto afectada. Si extrapolamos las tasas de formación de cráteres lunares [19] a la Tierra en ese momento, se podría haber formado la siguiente cantidad de cráteres: [20]
Antes de la formulación de la hipótesis LHB, los geólogos generalmente asumían que la Tierra permaneció fundida hasta aproximadamente 3.8 Ga. Esta fecha se podía encontrar en muchas de las rocas más antiguas conocidas de todo el mundo, y parecía representar un fuerte "punto de corte" más allá del cual no se podían encontrar rocas más antiguas. Estas fechas se mantuvieron bastante constantes incluso a través de varios métodos de datación, incluido el sistema considerado el más preciso y menos afectado por el medio ambiente, la datación de circones con uranio-plomo . Como no se pudieron encontrar rocas más antiguas, generalmente se asumió que la Tierra había permanecido fundida hasta esta fecha, que definió el límite entre los eones Hádicos anteriores y Arcaicos posteriores. No obstante, en 1999, la roca más antigua conocida en la Tierra fue datada en 4.031 ± 0.003 mil millones de años, y es parte del Gneis Acasta del Cratón Slave en el noroeste de Canadá. [21]
Sin embargo, se pueden encontrar rocas más antiguas en forma de fragmentos de asteroides que caen a la Tierra como meteoritos . Al igual que las rocas de la Tierra, los asteroides también muestran un fuerte punto de corte, en aproximadamente 4,6 Ga, que se supone que es el momento en que se formaron los primeros sólidos en el disco protoplanetario alrededor del entonces joven Sol. El Hádico, entonces, fue el período de tiempo entre la formación de estas rocas tempranas en el espacio y la eventual solidificación de la corteza terrestre, unos 700 millones de años después. Este tiempo incluiría la acreción de los planetas desde el disco y el enfriamiento lento de la Tierra hasta convertirse en un cuerpo sólido a medida que se liberaba la energía potencial gravitatoria de la acreción.
Cálculos posteriores demostraron que la velocidad de colapso y enfriamiento depende del tamaño del cuerpo rocoso. Si se aplica esta velocidad a un objeto de la masa de la Tierra, se sugería que el enfriamiento era muy rápido y que sólo requería 100 millones de años. [22] La diferencia entre la medición y la teoría planteaba un enigma en aquel momento.
El LHB ofrece una posible explicación para esta anomalía. Según este modelo, las rocas que datan de hace 3,8 Ga se solidificaron solo después de que el LHB destruyera gran parte de la corteza. En conjunto, el gneis de Acasta en el escudo cratónico de América del Norte y los gneises dentro de la porción de Jack Hills del Terrane del gneis de Narryer en Australia Occidental son los fragmentos continentales más antiguos de la Tierra, aunque parecen ser posteriores al LHB. El mineral más antiguo datado hasta ahora en la Tierra, un circón de 4,404 Ga de Jack Hills, es anterior a este evento, pero es probable que sea un fragmento de corteza que quedó de antes del LHB, contenido dentro de una roca mucho más joven (de unos 3,8 Ga de antigüedad). [ cita requerida ]
El circón de Jack Hills condujo a una evolución en la comprensión del eón Hádico. [23] Las referencias más antiguas generalmente muestran que la Tierra Hádica tenía una superficie fundida con volcanes prominentes . El nombre "Hádico" en sí mismo se refiere a las condiciones "infernales" asumidas en la Tierra para la época, del griego Hades . La datación del circón sugirió, aunque de manera controvertida, que la superficie Hádica era sólida, templada y cubierta por océanos ácidos. Esta imagen se deriva de la presencia de proporciones isotópicas particulares que sugieren la acción de la química basada en agua en algún momento anterior a la formación de las rocas más antiguas (ver Tierra primitiva fría ). [24]
De particular interés, Manfred Schidlowski argumentó en 1979 que las proporciones isotópicas de carbono de algunas rocas sedimentarias encontradas en Groenlandia eran un vestigio de materia orgánica: la proporción de carbono-12 a carbono-13 era inusualmente alta, normalmente un signo de "procesamiento" por la vida. Hubo mucho debate sobre la datación precisa de las rocas, con Schidlowski sugiriendo que tenían alrededor de 3,8 Ga de antigüedad, y otros sugiriendo una más "modesta" 3,6 Ga. En cualquier caso, fue un tiempo muy corto para que haya tenido lugar la abiogénesis , y si Schidlowski estaba en lo cierto, podría decirse que fue un tiempo demasiado corto. El Bombardeo Pesado Tardío y la "refusión" de la corteza que sugiere proporciona una línea de tiempo bajo la cual esto sería posible: la vida se formó inmediatamente después del Bombardeo Pesado Tardío, o más probablemente sobrevivió a él, habiendo surgido antes durante el Hádico . Un estudio de 2002 sugiere que las rocas que encontró Schidlowski son de hecho del extremo más antiguo del rango de edad posible, de alrededor de 3,85 Ga, lo que sugiere que la última posibilidad es la respuesta más probable. [25] Los estudios de 2005, 2006 y 2009 no han encontrado evidencia de las proporciones de carbono isotópicamente ligero que fueron la base de las afirmaciones originales de la vida temprana en el Hádico. [26] [27] [28] Sin embargo, un estudio similar de las rocas de Jack Hills de 2008 muestra rastros del mismo tipo de indicadores orgánicos potenciales. Thorsten Geisler, del Instituto de Mineralogía de la Universidad de Münster, estudió rastros de carbono atrapados en pequeños trozos de diamante y grafito dentro de circones que datan de 4,25 Ga. [29]
Los modelos informáticos tridimensionales desarrollados en mayo de 2009 por un equipo de la Universidad de Colorado en Boulder postulan que gran parte de la corteza terrestre y los microbios que viven en ella podrían haber sobrevivido al bombardeo. Sus modelos sugieren que, aunque la superficie de la Tierra se habría esterilizado, los respiraderos hidrotermales debajo de la superficie de la Tierra podrían haber incubado vida al proporcionar un santuario para los microbios termófilos . [30] En abril de 2014, los científicos informaron haber encontrado evidencia del mayor impacto de meteorito terrestre hasta la fecha cerca del Cinturón de Piedras Verdes de Barberton . Estimaron que el impacto ocurrió hace unos 3.260 millones de años y que el impactador tenía aproximadamente entre 37 y 58 kilómetros (23 a 36 millas) de ancho. El cráter de este evento, si todavía existe, aún no se ha encontrado. [31]
En el modelo de Nice, el Bombardeo Pesado Tardío es el resultado de una inestabilidad dinámica en el Sistema Solar exterior. Las simulaciones originales del modelo de Nice de Gomes et al. comenzaron con los planetas gigantes del Sistema Solar en una configuración orbital apretada rodeada por un rico cinturón transneptuniano . Los objetos de este cinturón se desvían hacia órbitas que cruzan planetas, lo que hace que las órbitas de los planetas migren durante varios cientos de millones de años. Las órbitas de Júpiter y Saturno se alejan lentamente hasta que cruzan una resonancia orbital 2:1 , lo que hace que las excentricidades de sus órbitas aumenten. Las órbitas de los planetas se vuelven inestables y Urano y Neptuno se dispersan en órbitas más amplias que alteran el cinturón exterior, lo que causa un bombardeo de cometas a medida que ingresan en órbitas que cruzan planetas. Las interacciones entre los objetos y los planetas también impulsan una migración más rápida de las órbitas de Júpiter y Saturno. Esta migración provoca resonancias que recorren el cinturón de asteroides, aumentando las excentricidades de muchos asteroides hasta que entran en el Sistema Solar interior e impactan los planetas terrestres. [1] [32]
El modelo de Niza ha sufrido algunas modificaciones desde su publicación inicial. Los planetas gigantes ahora comienzan en una configuración multirresonante debido a una migración temprana impulsada por gas a través del disco protoplanetario. [33] Las interacciones con el cinturón transneptuniano les permiten escapar de las resonancias después de varios cientos de millones de años. [34] Los encuentros entre planetas que siguen incluyen uno entre un gigante de hielo y Saturno que impulsa al gigante de hielo a una órbita que cruza Júpiter seguido de un encuentro con Júpiter que impulsa al gigante de hielo hacia afuera. Este escenario de salto de Júpiter aumenta rápidamente la separación de Júpiter y Saturno, lo que limita los efectos del barrido de resonancia sobre los asteroides y los planetas terrestres. [35] [36] Si bien esto es necesario para preservar las bajas excentricidades de los planetas terrestres y evitar dejar el cinturón de asteroides con demasiados asteroides de alta excentricidad, también reduce la fracción de asteroides eliminados del cinturón de asteroides principal, dejando una banda interna de asteroides ahora casi agotada como la fuente principal de los impactadores del LHB. [37] El gigante de hielo a menudo es expulsado después de su encuentro con Júpiter, lo que lleva a algunos a proponer que el Sistema Solar comenzó con cinco planetas gigantes . [38] Sin embargo, trabajos recientes [ ¿cuándo? ] han encontrado que los impactos de este cinturón de asteroides interno serían insuficientes para explicar la formación de antiguos lechos de esferulitas de impacto y las cuencas lunares, [39] y que el cinturón de asteroides probablemente no fue la fuente del Bombardeo Pesado Tardío. [40]
Según una simulación planetesimal del establecimiento del sistema planetario, los planetas más externos, Urano y Neptuno, se formaron muy lentamente, a lo largo de un período de varios miles de millones de años. [41] Harold Levison y su equipo también han sugerido que la densidad relativamente baja de material en el Sistema Solar exterior durante la formación de los planetas habría ralentizado enormemente su acreción. [42] Por lo tanto, se ha sugerido que la formación tardía de estos planetas es una razón diferente para el LHB. Sin embargo, cálculos recientes [ ¿cuándo? ] de flujos de gas combinados con un crecimiento descontrolado de planetesimales en el Sistema Solar exterior implican que los planetas joviales se formaron extremadamente rápido, del orden de 10 millones de años, lo que no respalda esta explicación para el LHB.
La hipótesis del Planeta V postula que un quinto planeta terrestre causó el Bombardeo Pesado Tardío cuando su órbita metaestable entró en el cinturón de asteroides interior. El hipotético quinto planeta terrestre, el Planeta V, tenía una masa menor a la mitad de la de Marte y originalmente orbitaba entre Marte y el cinturón de asteroides. La órbita del Planeta V se volvió inestable debido a las perturbaciones de los otros planetas interiores que hicieron que se cruzara con el cinturón de asteroides interior. Después de encuentros cercanos con el Planeta V, muchos asteroides entraron en órbitas que cruzaban la Tierra, lo que causó el Bombardeo Pesado Tardío. El Planeta V finalmente se perdió, probablemente hundiéndose en el Sol. En simulaciones numéricas, se ha demostrado que una distribución desigual de asteroides, con los asteroides fuertemente concentrados hacia el cinturón de asteroides interior, es necesaria para producir el LHB a través de este mecanismo. [43] Se ha propuesto una versión alternativa de esta hipótesis en la que los impactadores lunares son escombros resultantes del impacto del Planeta V contra Marte, formando la Cuenca Boreal , para explicar el bajo número de cuencas lunares gigantes en relación con los cráteres y la falta de evidencia de impactadores cometarios. [44] [45]
Una hipótesis propuesta por Matija Ćuk postula que los últimos impactos formadores de cuencas fueron el resultado de la disrupción por colisión de un gran asteroide que cruzó Marte. Este asteroide del tamaño de Vesta era un remanente de una población que inicialmente era mucho más grande que el cinturón principal de asteroides actual. La mayoría de los impactos anteriores a Imbrium se debieron a estos objetos que cruzaron Marte, y el bombardeo inicial se extendió hasta hace 4.100 millones de años. Luego siguió un período sin muchos impactos formadores de cuencas, durante el cual el campo magnético lunar decayó. Luego, hace aproximadamente 3.900 millones de años, un impacto catastrófico interrumpió el asteroide del tamaño de Vesta, lo que aumentó significativamente la población de objetos que cruzaban Marte. Muchos de estos objetos luego evolucionaron hacia órbitas que cruzaban la Tierra, lo que produjo un pico en la tasa de impactos lunares durante el cual se forman las últimas cuencas de impacto lunares. Ćuk señala el magnetismo residual débil o ausente de las últimas cuencas y un cambio en la distribución de tamaño y frecuencia de los cráteres que se formaron durante este bombardeo tardío como evidencia que apoya esta hipótesis. [46] El momento [47] [48] [49] [50] y la causa [51] del cambio en la distribución de tamaño y frecuencia de los cráteres son controvertidos.
Se han investigado otras posibles fuentes del Bombardeo Pesado Tardío. Entre ellas se encuentran satélites terrestres adicionales que orbitan de forma independiente o como troyanos lunares, planetesimales que quedaron de las formaciones de los planetas terrestres, coorbitales de la Tierra o Venus y la desintegración de un gran asteroide del cinturón principal. Se ha demostrado que los satélites terrestres adicionales en órbitas independientes fueron rápidamente capturados en resonancias durante la expansión orbital temprana de la Luna impulsada por las mareas y se perdieron o destruyeron en unos pocos millones de años. [52] Se descubrió que los troyanos lunares se desestabilizaron en 100 millones de años por una resonancia solar cuando la Luna alcanzó 27 radios terrestres. [53] Se demostró que los planetesimales que quedaron de la formación de los planetas terrestres se agotaron demasiado rápido debido a colisiones y eyecciones para formar las últimas cuencas lunares. [54] La estabilidad a largo plazo de los coorbitales primordiales de la Tierra o Venus (troyanos u objetos con órbitas en herradura) junto con la falta de observaciones actuales indican que era poco probable que hayan sido lo suficientemente comunes como para contribuir al LHB. [55] Se descubrió que producir el LHB a partir de la disrupción por colisión de un asteroide del cinturón principal requería como mínimo un cuerpo original de 1000 a 1500 km con las condiciones iniciales más favorables. [56] Los desechos producidos por colisiones entre planetas interiores, ahora perdidos, también se han propuesto como una fuente del LHB. [57]
Se han encontrado evidencias de condiciones similares a las del Bombardeo Pesado Tardío alrededor de la estrella Eta Corvi . [58]
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