L'età della Terra e il primo diluvio universale

Come si è riusciti a determinare quando avvenne nel nostro Sistema Solare la formazione e l'aggregazione dei planetesimi (alcuni dei quali, sottoforma di meteoriti, impattano ancora sulla Terra) che portò alla nascita dei pianeti? Tramite l'età dei minerali più antichi contenuti nelle meteoriti stesse, grazie al decadimento radioattivo di isotopi dell'uranio in isotopi di piombo.

Alcune forme (isotopi) dell'uranio (contenuto nei minerali di queste meteoriti) sono radioattive e si trasformano lentamente in isotopi di piombo. Misurando nel minerale la concentrazione di uranio e degli isotopi di piombo prodotti dal decadimento radioattivo dell’uranio stesso e conoscendo la velocità con cui gli atomi di uranio si trasformano in quelli di piombo, si può calcolare l’età del minerale. Si è stabilito così che la condensazione della nebulosa e l’aggregazione dei planetesimi, cioè le fasi iniziali della formazione dei pianeti del Sistema Solare, sono iniziate intorno a 4560 milioni di anni fa. Si pensa che l'aggregazione dei planetesimi e la crescita dei protopianeti, tra cui la Terra, sia avvenuta in tempi rapidi, entro pochi milioni di anni, e che la Terra abbia raggiunto le dimensioni attuali non molto dopo 4560 milioni di anni fa.

Ma si trattava certo di un pianeta molto diverso da quello che abitiamo oggi. L’impatto dei planetesimi sulla superficie del protopianeta provocava la conversione di energia cinetica in calore. L'energia in gioco è proporzionale alla velocità del planetesrmo al momento dell’impatto e alla sua massa. Quando il protopianeta nella sua crescita superò il diametro di circa 1500 Km, cioè quando raggiunse dimensioni simili a quelle della nostra Luna (che a quel tempo ancora non esisteva), la velocità di impatto dei planetesimi superò i 3-4 km/s e divenne tale da provocare la parziale distruzione dei planetesimi e la volatilizzazione di H2O, CO2 e degli altri composti volatili contenuti negli stessi. Infatti molti dei planetesimi, che aggregandosi formavano gradualmente i pianeti, contenevano nelle strutture dei minerali che li componevano composti di idrogeno, ossigeno, carbonio e azoto che, se liberati, potevano dare origine, oltre all'acqua, anche ad anidride carbonica (C02), metano (CH4), ammoniaca (NH3) e così via.

Con quale concentrazione questi composti erano contenuti negli antichi planetesimi che si aggregavano per formare il nostro pianeta? Molti meteoriti (eccetto quelli metallici) hanno contenuti notevoli di H2O (da 0,1% fino a oltre 1%) e di composti del carbonio: possiamo ipotizzare che molti tra i planetesimi contenessero valori simili. L'espulsione dei composti volatili, continuando durante l’accrescimento, ha causato gradualmente la formazione della prima atmosfera del nostro pianeta, composta principalmente da H2O e CO2, con quantità minori di CH4 e NH3. ln questa maniera si è formata un'atmosfera densa con una pressione atmosferica alla superficie del protopianeta che poteva raggiungere 200 atmosfere, e con una quantità notevole di vapore acqueo, una massa cioè d'acqua equivalente a quella dei moderni oceani. Un'atmosfera del tutto diversa da quella odierna, e che conteneva quantità trascurabili di quell'ossigeno oggi indispensabile alla nostra vita.

Continuavano nel frattempo gli impatti dei planetesimi sul protopianeta, ma la presenza della densa atmosfera causava un fatto nuovo: il calore prodotto dagli impatti rimaneva intrappolato nel pianeta a causa di un mega-effetto serra. Ne conseguiva un drammatico aumento di temperatura, che alla superficie poteva poteva raggiungere oltre 1200°C. Queste alte temperature causarono la fusione dello strato estemo del protopianeta e la formazione di un vero e proprio oceano di magma (magma ocean), che poteva raggiungere spessori di parecchie decine di chilometri.  E' il primo diluvio universale...

Proviamo a immaginare l’aspetto del nostro pianeta durante la fase oceano di magma. Un’atmosfera densa, con una pressione atmosferica in superficie enorme (simile a quella che misuriamo oggi 2000 metri sotto il livello del mare), tenuta a temperature elevate (fino a oltre 1000°C in superficie). Sotto questa atmosfera uno strato di magma, cioè di rocce in gran parte fuse, spesse decine di km con temperature fino a 1300/1400°C, e affetto da movimenti convettivi. Uno scenario reso ancora più drammatico dai frequenti impatti di planetesimi di varie dimensioni, che producevano grandi quantità di calore, trattenuto in gran parte dalla densa atmosfera. Il Sole era allora meno luminoso di quanto non sia oggi e la radiazione solare ricevuta dalla Terra era circa il 30% inferiore. Ma il calore prodotto all'interno del pianeta primitivo dal decadimento degli elementi radioattivi era di parecchie volte superiore a quello odierno e si aggiungeva a quello prodotto dagli impatti. Infatti i sistemi di decadimento radioattivo oggi ancora attivi hanno perso una buona parte della loro energia negli oltre 4 miliardi di anni intercorsi dagli eventi che stiamo descrivendo; inoltre alcuni sistemi di decadimento radioattivo, attivi nelle fasi giovanili del nostro pianeta, sono oggi completamente estinti. In questa epoca è avvenuta probabilmente la graduale segregazione di ferro metallico verso il centro del pianeta a causa della sua alta densità. Si è formato così il nucleo della Terra, inizialmente interamente allo stato fuso: un processo questo accompagnato dalla dissipazione di energia gravitativa e dalla produzione di grandi quantità di calore, che hanno contribuito ulteriormente a tenere il pianeta caldo. La frequenza degli impatti dei planetesimi è poi andata diminuendo e la temperatura della superficie e dell'atmosfera del pianeta si è gradualmente abbassata: la porzione più superficiale dell'oceano/magma si è consolidata e ha formato la crosta solida della Terra; l'acqua della proto-atmosfera si è condensata in acqua liquida. A causa dell'alta pressione atmosferica, la condensazione è avvenuta probabilmente già a temperature ben più elevate di l00°C. Queste prime piogge hanno quindi portato sulla Terra grandi quantità di acqua caldissima: un diluvio universale ben più drammatico di quello biblico. Si sono così formati i primi oceani.

Le prime acque sono dunque cadute su un pianeta il cui interno era ancora notevolmente più caldo di quanto non sia oggi, e con fenomeni di vulcanismo frequenti e intensi che contribuivano a immettere nell'atmosfera H2O e CO2 provenienti dall'interno. La superficie solida del pianeta era allora relativamente piatta; non esistevano ancora i continenti e non esisteva quindi il contrasto tra la topografia elevata dl questi e quella depressa dei bacini oceanici odierni. Probabilmente la morfologia della Terra era allora simile a quella odierna del pianeta a noi vicino, Venere. I rilievi principali erano costituiti da edifici vulcanici e le depressioni da crateri da impatto. La tettonica a zolle, cioè il movimento di zolle litosferiche sulla superficie della Terra che è la causa prima della odierna distribuzione dei continenti e delle profondità oceaniche, della formazione delle montagne, ecc. probabilmente non si era ancora attivata. I primi oceani erano quindi dispersi su aree molto estese, ma non raggiungevano le profondità degli oceani moderni. Gli impatti di corpi cosmici, sia pure meno frequenti, contribuivano però a riscaldare i proto-oceani, con fenomeni frequenti di evaporazione e riprecipitazione. Le prime acque avevano non solo una temperatura ma anche una composizione molto diversa da quella dei nostri mari. La salinità era infatti probabilmente molto più bassa di quella dei mari attuali. L’atmosfera, dopo la condensazione dell’H2O, rimaneva dominata da CO2 con concentrazioni elevatissime, simili a quelle dell’attuale atmosfera di Venere, quindi con un forte effetto serra e alte temperature. Ma poi altri processi sono intervenuti, tra cui la nascita dei continenti...