En este artículo se resumen algunos de los contenidos que se describen en la actividad inclusiva "Taller de planetología accesible", que tiene como fin divulgar las propiedades de los cuerpos rocosos del Sistema Solar y que han conducido a la presencia de vida, hasta donde sabemos, sólo en nuestro planeta. Para ello se han usado materiales inclusivos que incluyen audiodescripciones, sonificaciones o maquetas, como las que se pueden encontrar como parte del proyecto "A Touch of the Universe", de la Universidad de Valencia.
La mayoría de las veces somos iniciados en el mundo de la astronomía a través de aquellos cuerpos que son más cercanos y brillantes que pueden ser observados en el cielo, es decir, los cuerpos del Sistema Solar. De hecho, para la mayoría de la población todo aquello que se extiende más allá de los límites del ámbito de la influencia del Sol, es decir, el resto de las estrellas y las galaxias, pertenecen ya a una escala de difícil comprensión y, aún más, durante muchos siglos se ha tenido la ilusión de que todo el Universo pertenecía a ese mismo ámbito, no mucho más allá de los límites de la influencia de nuestro Sol.
Sin embargo, hoy día somos más conscientes del lugar poco privilegiado de nuestro Sol en el Universo y, aún más, en los últimos 70 años, más o menos desde los albores de la carrera espacial, nuestra comprensión de los otros cuerpos del Sistema Solar ha experimentado un incremento considerable, durante el cual se ha pasado de una noción en la que se pensaba que la mayoría de los planetas podrían albergar vida y tener hábitats básicamente iguales a los que vemos en nuestro propio planeta, la Tierra, a una cada vez mayor comprensión de las características únicas que, al menos en nuestro Sistema Solar, hacen de nuestro hogar un lugar excepcional que ha permitido la aparición, desarrollo y permanencia de la vida en él durante enormes lapsos de tiempo.
De todas formas, se está muy lejos de demostrar que esto sea realmente así, pues desconocemos casi todo acerca de las condiciones básicas en que la vida puede producirse y, de hecho, muchas de las misiones espaciales que están planeadas para las próximas décadas tienen como objetivo principal confirmar o desmentir la presencia de vida microscópica o macroscópica en el subsuelo de Marte o los océanos de agua líquida que hay bajo la superficie helada de Europa, en la órbita de Júpiter, o de Encelado, en la de Saturno. Lo que sí sabemos, es que la exuberancia que muestra la vida en la Tierra está muy por delante de lo que ha podido producirse en estos mundos lejanos y helados. Por supuesto, también sigue muy abierta la posibilidad de que las mismas condiciones favorables para un desarrollo tan alto de la vida, hasta el punto de modificar las condiciones planetarias, se puedan producir e incluso sean muy comunes en planetas que orbitan alrededor de otras estrellas más lejanas. En todo caso, aunque el número de planetas extrasolares detectados está aumentando considerablemente, aún estamos en una fase de nuestro desarrollo tecnológico que no nos permite analizar en detalle estos planetas tan lejanos como para saber si son capaces de albergar vida, aunque la planificación de misiones de observación y, por qué no, de exploración de los mismos en un futuro medio o lejano, abre una posibilidad excitante para encontrar alguno que sea parecido al nuestro en ese aspecto.
Hasta entonces, no tenemos más remedio que seguir pensando en nuestro planeta como algo único y excepcional, un sitio en que las condiciones han sido favorables para permitir que nosotros estemos aquí haciéndonos preguntas pero, ¿qué circunstancias son las que han llevado a nuestro modesto mundo a ser tan apropiado para albergar tal cantidad y variedad de entes biológicos?
Una de las propiedades que se toma más en consideración a la hora de definir la habitabilidad de un planeta es la presencia de agua líquida, la cual, al menos según se desprende de lo que sabemos de la vida en nuestro planeta a falta de cotejar otras posibilidades, sabemos que tiene una relación directa con la aparición y mantenimiento de la vida. Es por ello que en los nuevos sistemas planetarios alejados de nuestro Sistema Solar que no paran de ser descubiertos se define una zona de habitabilidad, que es la que se supone que es la distancia ideal a la cual debe estar un planeta de su estrella para que pueda tener agua líquida. A esta zona también se le denomina a veces como "ricitos de oro", en alusión al popular cuento infantil en que una niña encontraba una casa aparentemente abandonada y en la que siempre elegía el tamaño mediano de la cama o los platos para comer, sin saber que estaba habitada por una familia de osos. En este caso, la zona de habitabilidad requiere que el planeta no sea ni demasiado frío ni demasiado caliente. Esta distancia depende de muchos factores, pero suponiendo que se trate de un planeta parecido a la Tierra, los límites de esta distancia dependen fundamentalmente del brillo y la actividad de la estrella alrededor de la cual el planeta esté orbitando. Así, por ejemplo, en el caso de estrellas más débiles y frías que nuestro Sol, como son las enanas rojas de tipo K o M, esa zona se encuentra mucho más cerca que en el caso de nuestro Sol. Por eso, en nuestra estrella vecina, Proxima, a 4,3 años-luz de distancia de nosotros, el planeta Proxima b, de un tamaño ligeramente superior a la Tierra, está en la zona de habitabilidad de dicha estrella, a pesar de estar más cerca de la misma que Mercurio del Sol.
Por tanto, vemos que una de las propiedades que determinan con mayor fuerza que un planeta sea habitable o no es el flujo de radiación y de otras partículas que vienen de la misma, los llamados vientos solares. Estos vientos, compuestos por haces de plasma, mayormente partículas cargadas como protones y electrones, no dejan de condicionar la habitabilidad del resto de cuerpos que giran alrededor de la estrella central. No hay más que ver la configuración de los distintos planetas del Sistema Solar para darse cuenta de este hecho. Los planetas interiores, también llamados rocosos o telúricos, tienen una naturaleza más sólida, mientras que los gigantes gaseosos ocupan todos posiciones más alejadas al Sol. Ello es consecuencia directa de la acción de los vientos solares, que moldearon y arrastraron hacia las partes más externas del Sistema Solar a los elementos más ligeros, incluyendo el hidrógeno y el helio, en las etapas primitivas de la formación de los planetas. Además, como los más alejados se formaron más rápido por aglomeración de las nubes de gas, compuestas principalmente por estos elementos ligeros, al viento solar le fue luego mucho más difícil arrastrar esos mismos elementos más lejos del centro del Sistema Solar. Por el contrario, en la zona más interna, los planetas se formaron solo a partir de las colisiones sucesivas de cuerpos más pequeños denominados planetesimales compuestos de los elementos pesados que no fueron arrastrados, y que fueron forjando poco a poco sus tamaños y sus distancias, hasta lo que nos encontramos hoy día.
A pesar de todo, no parece que el que un planeta rocoso esté dentro de la zona de habitabilidad de una estrella garantice la presencia de agua líquida en él. En el caso de nuestro Sistema Solar tanto la Tierra como Marte están dentro de esa zona y Venus, aunque no lo está por poco, sí que lo ha estado durante la mayor parte de la vida del Sistema Solar. No es que cada vez esté más cerca del Sol, sino que éste no para de aumentar su luminosidad en la parte visible e infrarroja del espectro en un periodo lento pero inexorable a causa de su propia evolución. Entonces, hay que mirar otras características adicionales que son las responsables de que pueda haber agua líquida además de la distancia a una estrella. Hagamos un repaso por los cuerpos rocosos de nuestro Sistema Solar para ver cuáles son esas características y cómo han condicionado el aspecto actual de cada planeta.
Mercurio
Es el planeta rocoso más cercano al Sol y no hay duda de que su proximidad al mismo, un 39% de la del Sol a la Tierra, lo ha condicionado completamente para explicar la total ausencia de agua líquida en su superficie. Además, hay otra característica de Mercurio que lo hace poco apropiado para ello y es que tiene un tamaño demasiado pequeño para tener un pozo de gravedad capaz de retener una atmósfera y océanos superficiales. Su diámetro es de 4880 km, lo que implica que si la Tierra tuviera el diámetro de un balón de baloncesto, Mercurio sería como una pelota pequeña de unos 9 cm. Se piensa que un planeta sería capaz de retener una atmósfera lo bastante densa si tuviera un tamaño entre 0,5 y 10 veces el de la Tierra, así que Mercurio queda bastante por debajo. Además de su cercanía, su periodo de rotación muy lento, de unos 59 días, junto a su débil magnetosfera, hacen que la cara del planeta que mira hacia el Sol quede expuesta a su radiación y vientos solares durante lapsos de tiempo prolongados. La ausencia de atmósfera hace que, por tanto, la temperatura de esta cara, achicharrada a más de 450 grados centígrados de media, contraste con los -180 de la cara en que es de noche.
La superficie de Mercurio quedó cartografiada gracias a la visita de la sonda Messenger en 2011, a partir de cuyos datos podemos disfrutar de la maqueta de Mercurio disponible como parte del proyecto "A touch of the Universe". En esa maqueta se puede apreciar como la superficie de Mercurio está salpicada por numerosos cráteres producidos por el impacto de meteoritos cuya huella no ha sido borrada por ninguna atmósfera o actividad geológica. Además se distinguen varias fallas y escarpes que se piensa que se pudieron producir cuando el planeta se contrajo al enfriarse su núcleo tras su formación. Esto también puede ser debido a que se piensa que Mercurio carece de corteza, la cual pudo haber perdido tras la colisión con un cuerpo de gran tamaño en la época en que el Sistema Solar se estaba formando.
Otra de las características de Mercurio es su color oscuro intenso, ya que solo refleja un 6% de la radiación solar. Ello ha hecho que Messenger haya sido capaz de localizar yacimientos de hielo en el fondo de los cráteres del polo norte de este planeta. Dada la casi nula inclinación del eje de rotación, la luz del Sol apenas puede alcanzar el fondo de estas estructuras en ninguna época del año de Mercurio, lo que facilita que estos depósitos de hielo puedan mantenerse inalterados. Parece que esta es la única agua que puede encontrarse en este planeta tan inhóspito.
Venus
Venus es el siguiente planeta por cercanía al Sol, a una distancia aproximadamente un 70% de la del Sol a la Tierra. Como se comentó más arriba, en la actualidad queda fuera de la zona de habitabilidad de nuestra estrella, aunque esto no ha sido siempre así. Su tamaño es prácticamente idéntico al de nuestro planeta, por lo que tiene suficiente gravedad para retener una atmósfera densa. De hecho, para los primeros que lo observaron con un telescopio, la presencia de nubes y capas densas de gas dio lugar a toda clase de especulaciones sobre lo que podría encontrarse en su superficie oculto tras ese velo aparentemente imposible de ser traspasado a distancia.
Sin embargo, las primeras misiones espaciales que visitaron Venus y fueron capaces de mandarnos información sobre lo que se ocultaba bajo ese grueso manto, las misiones soviéticas Venera y las americanas Mariner, pronto empezaron a dibujar a Venus como un infierno a una temperatura media de más de 460 grados, más allá incluso del punto de fusión del plomo, y un atmósfera con un 96% de dióxido de carbono sometiendo su superficie a una presión 90 veces mayor que la de la atmósfera terrestre. Desde los años 90 del siglo XX disponemos, asimismo, de un cartografiado bastante completo de su superficie hecho a partir de la emisión en radar de la sonda Magallanes de la NASA, gracias a la cual se ha podido elaborar una maqueta bastante precisa que nos muestra la orografía de nuestro planeta vecino.
A diferencia de Mercurio, no se encuentran restos de cráteres o colisiones de meteoritos, ya que estos son frenados en gran parte por su densa atmósfera y, además, sus huellas han sido borradas por las coladas de lava producidas por las erupciones volcánicas que se suceden en este planeta, lo que hace que geológicamente ésta sea muy joven. Además, parece que estas erupciones son las responsables principales de la masiva presencia de dióxido de carbono en Venus, lo que ha producido un profundo efecto invernadero que es el que a su vez causa que la superficie de Venus no pueda reflejar la radiación infrarroja causante de sus altísimas temperaturas en la superficie. Por si no fuera suficiente, la muy lenta y retrógrada rotación de Venus, que tarda 243 días en completar una vuelta sobre sí mismo, ha podido también influir en que Venus no pudiera retener agua líquida en su superficie, sometida cada día en la cara que mira al Sol a una intensa radiación y a unos vientos solares que no son desviados por la casi ausente magnetosfera, hecho éste debido probablemente también a la lenta rotación, a pesar de tener un núcleo fundido de hierro como el de la Tierra.
Disponemos de varias muestras sonoras que ayudan a comprender la naturaleza de la atmósfera de Venus. Una primera muestra es la tomada por la sonda Venera 14 en 1982 y que, a diferencia de lo que pudiera pensarse, no muestra vientos muy rápidos en su superficie, en contraste con las velocidades de cientos de kilómetros por hora que tienen las nubes a varios kilómetros de altura en el Ecuador:
https://www.youtube.com/watch?v=P3Ife6iBdsU
Este otro sonido ha sido creado más recientemente a partir de la emisión de ondas de radio de las capas altas de la atmósfera de Venus captada por la misión Parker de la NASA en 2020 que muestra patrones de variación acoplados con la actividad solar, lo que podría suponer un indicio de la falta de campo magnético en Venus:
https://www.youtube.com/watch?v=hGdk49LRB14
No se descarta que Venus pudiera haber tenido agua y vida en su pasado, pero sus días largos, la falta de campo magnético y el exceso de CO2 en su atmósfera por la actividad volcánica supusieron un lastre demasiado grande para que el agua y, por tanto la vida, pudieran tener continuidad en caso de haber estado presente en ella.
La Tierra y la Luna
La Tierra es nuestro planeta. El único ejemplo exitoso que conocemos hasta hoy donde la vida se ha podido desarrollar y aún perdura. La exploración táctil de su maqueta tiene como característica más notable que más de un 70% de su superficie tiene una apariencia totalmente lisa, como corresponde al hecho de estar cubierta por agua líquida, factor clave sin cuya presencia la existencia de vida no podría ser entendida, al menos hasta donde conocemos. Las claves que han hecho que ese agua pueda mantenerse son las mismas que nos distinguen de los otros planetas rocosos donde esto no ha sido así. La Tierra está en la zona de habitabilidad, tiene una masa lo bastante grande para retener una atmósfera densa que somete a la presión adecuada a su superficie y una proporción de CO2 y otros compuestos que favorecen el efecto invernadero justo para que la superficie esté a la temperatura óptima. Su periodo de rotación, de unas 24 horas, es lo bastante rápido para que los días y las noches se alternen para que una de las caras no esté sometida demasiado tiempo a la radiación solar y para mantener en rotación un núcleo de hierro fundido que genera una magnetosfera activa. Este campo magnético es el que desvía los vientos solares a los polos magnéticos manteniendo también protegida la mayoría de la superficie a salvo de un continuo bombardeo de iones. Al mismo tiempo, presenta cordilleras, montañas y volcanes que son prueba de una actividad geológica moderada y regulada a través de los bordes de las placas tectónicas, manteniendo un ciclo de carbono que mantiene en una franja apropiada la proporción de CO2 y, por tanto, la temperatura del planeta.
Huelga decir que ese equilibrio es inestable y cualquier modificación del mismo puede desembocar en alteraciones climáticas que afectan al equilibrio de la vida, aunque no tanto su existencia. En el pasado una mayor intensidad de la actividad volcánica ha provocado subidas alarmantes de la concentración de gases de efecto invernadero y el aumento de la acidez de los océanos. Esto ya ocurrió, por ejemplo, a finales del periodo pérmico, hace 250 millones de años, iniciando un proceso que acabó provocando la extinción de más de un 90% de las especies vivas. En la actualidad, estamos atravesando un periodo crítico, no tanto por el valor medio actual de la temperatura como por su ritmo de subida sin precedentes en la historia geológica del planeta, provocado por la emisión descontrolada de estos gases por la actividad humana, lo que no sabemos ahora mismo hasta dónde puede conducirnos.
Otro factor que ha podido influir para que la Tierra tuviera una cierta estabilidad climática que favoreciera el desarrollo y proliferación de la vida en su superficie, es la existencia de un satélite natural de tamaño considerable, como es la Luna, lo que distingue también a la Tierra de los otros planetas rocosos.
Disponemos también de una maqueta de la Luna, hecha a partir de los datos topográficos tomados por la sonda Clementine de la NASA. Esta maqueta puede ayudarnos a interpretar muchas de las características de la Luna, las cuales tampoco han conducido a la presencia de vida en su superficie, a pesar de encontrarse a una distancia media del Sol igual que la que hay entre el Sol y la propia Tierra, consecuencia directa de orbitar alrededor de ésta en un periodo de unos 28 días. Aunque se trate de uno de los satélites más grandes del Sistema Solar, con un diámetro de 3475 km, no es lo bastante grande como para retener una atmósfera gaseosa. Como consecuencia, su superficie aún muestra de manera clara la huella de los innumerables impactos de asteroides producidos durante toda su historia. Un ejemplo de esta sucesión de impactos, que está muy bien registrada gracias a estas huellas, puede ser escuchada en esta sonificación:
https://www.youtube.com/watch?v=ANYxkwvb8pc
El hecho de que su periodo de traslación alrededor de la Tierra y su periodo de rotación sean síncronos hace que la Luna siempre muestre la misma cara a la Tierra e hizo en el pasado que, antes de enfriarse del todo en su interior, la corteza del lado que mira a la Tierra fuera más fina, con lo que las cuencas de impactos de asteroide se rellenaran de basalto con más facilidad, haciendo que tengan un aspecto más oscuro y más liso, recibiendo el nombre de mares. Esas regiones, por el contrario, no se encuentran en la cara oculta. Como en el caso de Mercurio, algunas de las cuencas polares cuyos fondos no reciben luz solar en ninguna época, tienen agua en forma de hielo, lo cual podría ser de gran ayuda en una futura colonización.
Marte
El cuarto planeta del Sistema Solar es el otro que está en la zona de habitabilidad y, por tanto, ha sido y sigue siendo un candidato muy firme a haber albergado y, por qué no, a seguir albergando vida bajo su superficie. Sin embargo, las expectativas de encontrar civilizaciones avanzadas capaces de construir canales y naves espaciales que fueran a usar para invadirnos son conceptos que quedaron desterrados tan pronto como las primeras misiones Mariner empezaron a mandar fotos de un planeta desértico sin una sola gota de agua líquida en su superficie.
Como parte de otro artículo (https://astroaccesible.iaa.es/content/viaje-táctil-por-marte), ya se ha hecho una descripción bastante completa de la maqueta de Marte de que disponemos gracias al proyecto "A Touch of the Universe" hecha a partir de los datos enviados por la sonda Mars Global Surveyor. En ella es fácil apreciar la huella simultánea de la presencia pasada de agua líquida en combinación con los enormes cráteres de impacto de meteoritos, sobre todo en el hemisferio sur, y de los volcanes más altos del Sistema Solar. Parece que en su pasado remoto Marte sí que pudo reunir las condiciones favorables para que el agua líquida estuviera presente en su superficie, aunque estas no pudieron mantenerse cuando Marte perdió la mayor parte de su atmósfera y gran parte del agua se acabó evaporando, aunque hay evidencias bastante sólidas de que otra parte de ella pudiera permanecer en el planeta en la forma de hielo en el subsuelo. Os invitamos a explorar Marte por medio de esta audiodescripción del proyecto "El Universo en palabras":
https://www.youtube.com/watch?v=wAfPAG5SPBA
En todo caso, parece que la característica que ha marcado la diferencia entre Marte y la Tierra es su menor tamaño y falta de gravedad para retener esa atmósfera y también evitar que el interior del planeta se enfriara, lo que hubiera ayudado a mantener un núcleo fluido capaz de generar una magnetosfera que desviara los vientos solares.
La atmósfera de Marte es mucho más tenue que la de la Tierra, produciendo una presión 100 veces inferior a la terrestre, y está compuesta en su mayoría por CO2, lo cual sólo provoca un ligero calentamiento que no saca al planeta de la congelación pues tiene una temperatura media de 55 grados bajo cero. No obstante, dada la inclinación de su eje de rotación, Marte presenta estaciones con variaciones térmicas muy notables. Disponemos de ejemplos del sonido del viento en Marte, como éstos recogidos por la misión Insight de la NASA desde la Elysium planitia en 2018:
https://www.youtube.com/watch?v=yT50Q_Zbf3s
o más recientemente, por el rover Perseverance de la NASA
https://www.youtube.com/watch?v=qtNeZ0u3onw
Marte es pues un ejemplo que muestra que tener una distancia al Sol apropiada con un periodo de rotación lo bastante rápido, casi idéntico al de la Tierra, no garantiza las condiciones para que la vida haya podido prosperar en caso de haberse iniciado, aunque este es un extremo aún por confirmar. En todo caso, dado el constante aumento de la luminosidad solar por su propia evolución, no hay que descartar a nuestro vecino rojo como un posible destino para nuestra especie a largo plazo.
Los asteroides
Más allá de la órbita de Marte podemos encontrar también multitud de cuerpos rocosos que se concentran sobre todo en el llamado cinturón de asteroides, el cual engloba miles de cuerpos de tamaño variable, desde los meteoroides de menos de 50 m. de diámetro hasta el planeta enano Ceres de 900 km, a una distancia de entre 2 y 4 veces la del Sol a la Tierra. Durante mucho tiempo se especuló con la idea de que todos estos cuerpos pudieran ser los restos de un planeta destruido, pero la suma total de sus masas resulta sólo un 4% de la de la Tierra. Por el contrario, hay indicios de que la influencia gravitacional de Júpiter, que arrastró muchos de los pequeños cuerpos que acabaron dando forma a los planetas rocosos, impidió la formación de un nuevo planeta en esta órbita. De hecho, es probable que es lo que impidiera que Marte tuviera un tamaño mayor, lo que hubiera sido clave para que este planeta pudiera retener una atmósfera durante más tiempo.
Disponemos de varias maquetas de asteroides en nuestro proyecto que ilustran los distintos tamaños y condiciones de estos cuerpos rocosos menores. Por un lado, (253) Matilde (el número entre paréntesis indica el lugar en que fue descubierto entre todos los asteroides) es un asteroide típico del cinturón, con un diámetro de unos 50 km. que orbita a una distancia entre 2 y 3 veces la de la Tierra al Sol, tardando casi 5 años en dar una vuelta completa. Disponemos de una maqueta de este cuerpo, que puede ser descargada desde:
gracias a los datos transmitidos por la sonda Near-Shoemaker de la NASA, que la fotografió con detalle en 1998 en su viaje hacia otro asteroide mayor, Eros. En la maqueta se aprecia una forma irregular donde destaca la presencia de un cráter de impacto muy grande. Este cráter ilustra hasta qué punto estos cuerpos son capaces de resistir colisiones grandes, debido principalmente a que no tienen estructura interna sino que más bien son una pila de escombros.
Sin embargo, no todos los asteroides están fuera de la órbita de la Tierra, sino que hay otros que cruzan nuestro camino lo que puede representar cierto riesgo. Estos se denominan NEAs (Near Earth Asteroids) y un ejemplo puede ser (101955) Bennu, del cual también tenemos una maqueta realizada a partir de los datos enviados por la sonda de la NASA OSIRIS-REX, que lo ha visitado e incluso posado en él, tomando muestras de su suelo que podrán ser recogidas y analizadas en un futuro para comprobar la conexión entre estos cuerpos y los que colisionaron entre sí para formar la Tierra. Los archivos para imprimir esta maqueta pueden ser encontrados en:
https://www.asteroidmission.org/updated-bennu-shape-model-3d-files/
Bennu tiene un diámetro de alrededor de 500 m. y tiene una trayectoria en torno al Sol con distancias que van desde las 0,8 hasta las 1,3 unidades astronómicas, es decir, que cruza la de la Tierra, lo cual es un recordatorio de la importancia de mantener bajo vigilancia todos estos cuerpos próximos. La forma de Bennu es muy curiosa y recuerda la de un platillo volante, más alargado en el plano perpendicular al eje de rotación. De hecho, cuando OSIRIS-REX tuvo que decidir dónde posarse hubo que escoger con cuidado esta posición, ya que la rotación del asteroide hace que muchos de los escombros apilados en ese plano tiendan a desacoplarse y volver a acoplarse al cuerpo principal. Esperemos que la sonda nos ayude a encontrar respuestas sobre el origen del agua y las moléculas complejas que en la Tierra ayudaron a crear las semillas de la vida.
Los cometas
Para finalizar este viaje por el Sistema Solar interior y las propiedades que han hecho de unos cuerpos u otros más o menos aptos para la vida, conviene echar un vistazo a los cometas, pues son cuerpos sólidos que también pueden tener la clave de la vida y que no paran de visitar las partes internas del Sistema Solar. Aunque la mayoría de ellos se concentran en la nube de Oort, una distribución esférica con millones de pequeños fragmentos de hielo y polvo que se extiende hasta una distancia de 100.000 veces la de la Tierra al Sol. Las inestabilidades gravitatorias producidas por los gigantes gaseosos hacen que a veces estos cuerpos comiencen a tener órbitas excéntricas que los hagan pasar por el Sistema Solar interior, mostrando brillantes cabelleras cuando se encuentran cerca del Sol. A veces, las interacciones con el resto de planetas hacen que queden confinados en estas partes del Sistema Solar hasta que finalmente son engullidos por el Sol o colisionan con algún planeta.
Uno de esos cometas que actualmente viaja por el Sistema Solar interior es el cometa 67P Churyumov-Gerashimenko, que orbita alrededor del Sol entre una distancia de 5,7 y 1,4 veces la distancia del Sol a la Tierra en un periodo de 6,5 años y del cual tenemos un conocimiento bastante preciso ya que fue el lugar escogido por la ESA para que la sonda Rosetta lo visitara en 2015. El cometa 67P tiene unas dimensiones de 4 x 3 x 1,5 km y su superficie también fue analizada gracias al módulo Philae, que se posó en su superficie. Entre los descubrimientos de Rosetta estuvo la medición de la ausencia de un campo magnético, tal como puede apreciarse en esta sonificación que muestra la medición de Rosetta al orbitar alrededor del cometa:
https://www.youtube.com/watch?v=iCv7OlpV8jU
También disponemos de una maqueta que ha podido realizarse a partir de los datos transmitidos por la sonda. La maqueta del 67P puede ser descargada de:
https://open.esa.int/rosetta-3d-model/
Asimismo puede escucharse una audiodescripción del proyecto "El Universo en palabras" en:
https://www.youtube.com/watch?v=tHvUhf5yil0
En todos estos recursos queda de manifiesto su total falta de simetría, ya que el cometa queda caracterizado más bien por tener dos partes muy diferenciadas que probablemente eran cuerpos independientes que acabaron unidos tras una colisión lenta. Aunque la imagen no lo represente, el cometa tiene un color muy oscuro y una gran porosidad, lo que hace que su densidad sea incluso menor que la del agua. La visita de Rosetta y las muestras recogidas por el módulo Philae fueron de gran ayuda para interpretar si estos cuerpos pudieron contribuir a llevar agua a la Tierra durante la época en que esta estuvo sometida a un bombardeo muy intenso de cuerpos menores, una vez ya formada y cuando su superficie estaba ya solidificada, aunque las conclusiones apuntan a que probablemente no fue así, sino que fueron los asteroides de tipo S, compuestos principalmente de Silicio pero con gran cantidad de agua, los que trajeron el agua que actualmente inunda la troposfera terrestre. Al menos así lo apuntan los datos recogidos por la sonda japonesa Hayabusa, que visitó en 2005 y tomó muestras que pudo traer a la Tierra en 2010 del asteroide Itokawa. Este es un asteroide de tipo S, con mucho Silicio y que ahora sabemos que también posse mucha agua con la misma composición isotópica que la mayoría del agua de los océanos de la Tierra.
En definitiva, la inspección tanto ocular como táctil de los cuerpos rocosos del Sistema Solar interior nos lleva a la conclusión de que la distancia al Sol, si bien es importante, no es la única característica que hace de un planeta un lugar ideal para albergar agua líquida y, por tanto, la posibilidad de vida tal como la conocemos. El tamaño y rotación de cada planeta, así como la concentración ideal de gases de efecto invernadero son factores también cruciales, así como la presencia de satélites grandes que ayuden a estabilizar la órbita y, por tanto, los cambios climáticos. Curiosamente, todas estas características parecen ser fruto del proceso de formación a partir de colisiones entre cuerpos pequeños y, una vez formados, de otras colisiones con cuerpos mayores. Eso es lo que produjo probablemente que Mercurio perdiera su corteza, que Venus tenga una rotación retrógrada y lenta, que la Tierra tenga un satélite de gran tamaño, o la dicotomía marciana, en que el hemisferio norte está hundido y muestre las huellas de un océano primigenio, mientras que la parte sur tenga más huellas de caídas de grandes meteoritos. Además, una vez formados fueron las colisiones posteriores con asteroides y cometas los que proporcionaron la mayoría del agua que pudo y aún sigue en muchos de estos cuerpos. En general, todos estos movimientos vienen regidos a su vez por la presencia de otros planetas gigantes gaseosos que regulan el tráfico de todos estos cuerpos por el Sistema Solar. Es decir, todo un proceso sometido a una gran indeterminación y muchas casualidades. Algo que seguro que no ha parado de repetirse en torno a la mayoría de las estrellas en todas las galaxias. Seguro que en algún sitio más esas casualidades han acabado conduciendo al modelado de un planeta tan lleno de vida como el nuestro.