La Tierra y Marte son los dos planetas rocosos que mejor conocemos, y resulta que no se construyeron de la misma manera. Al estudiar lo que cada uno perdió como elementos volátiles, esos elementos que se evaporan con facilidad, un equipo del Centro de Formación de Estrellas y Planetas de la Universidad de Copenhague concluye que nuestro planeta debe al menos un 75 % de su masa a protoplanetas formadas por acumulación de granos pequeños, mientras que Marte debería un 73 % de la suya a grandes cuerpos rocosos. El estudio aparece el 25 de septiembre de 2026 en Nature Astronomy.

Los elementos que faltan en los planetas rocosos

Todo empieza con una diferencia que nadie había logrado explicar. Toma la composición del Sol y compárala con la del manto terrestre, la capa rocosa que envuelve al núcleo. Faltan elementos. El sodio, el potasio, el zinc o el litio no están en la cantidad esperada. Están, pero reducidos, como si alguien hubiera retirado una parte del stock antes de que el planeta se cerrara.

No es una rareza terrestre. El manto de Marte muestra el mismo déficit, con proporciones distintas. Y los astrónomos encuentran esa firma en otros lugares, en la atmósfera de ciertas enanas blancas que han engullido restos rocosos, o alrededor de estrellas gemelas que parecen haber ingerido un planeta. El fenómeno es por tanto común, quizá universal, y tiene nombre: desvolatilización.

Quedaba por saber cuándo y cómo ocurrió. Tres grandes familias de explicaciones se repartían el terreno. La primera invocaba un disco primordial muy caliente, donde los planetas se habrían formado a partir de un gas condensado de forma incompleta. La segunda hacía intervenir la fusión y la evaporación de cuerpos pequeños calentados por la radiactividad o por colisiones. La tercera atribuía la pérdida a los impactos gigantes, esas colisiones monstruosas entre protoplanetas.

Haiyang Wang y Anders Johansen, los dos primeros autores, proponen una cuarta vía, y ahí está la novedad del trabajo. Cuando un cuerpo crece en un disco protoplanetario, acaba capturando los granos que pasan a su alcance. Esos granos caen hacia él, pero antes de posarse atraviesan la espesa atmósfera de hidrógeno y helio que el planeta joven ha acumulado. Y esa atmósfera está ardiendo. Los elementos volátiles de los granos se funden allí, suben por convección y regresan al disco. El planeta, en cierto modo, escupe parte de lo que traga.

Esquema en dos paneles que compara las dos vías de formación. A la izquierda, granos milimétricos son capturados uno a uno por la gravedad de una protoplaneta. A la derecha, grandes cuerpos rocosos se ensamblan mediante colisiones sucesivas.
Dos formas de construir un planeta rocoso. En la vía de los guijarros, una protoplaneta aspira granos milimétricos que derivan por el disco y alcanza una gran masa en unos cientos de miles de años. En la vía de los planetesimales, grandes cuerpos rocosos chocan entre sí durante millones de años. El estudio concluye que ambos mecanismos actuaron juntos, pero en proporciones opuestas para la Tierra y para Marte. Esquema: Tracker-1.

El método: leer la historia en la química

Para decidir, el equipo hizo una apuesta metodológica. Si cada vía de formación imprime una firma distinta en los elementos volátiles, basta con leer la composición de un planeta para saber cómo se construyó. Hace falta, eso sí, una medida fiable de esa firma y algo con lo que compararla.

El equipo reunió, para trece elementos, la composición del manto terrestre y la del manto marciano, fruto de décadas de mediciones geoquímicas. Después ordenó esos elementos por volatilidad, del más tenaz al más fugitivo, y siguió cómo cae su abundancia. Como referencia tomó la composición del Sol, testigo de la mezcla de gas y polvo de la que partió todo.

Viene luego la parte estadística. El equipo simuló la formación de la Tierra y de Marte mezclando tres ingredientes: una protoplaneta formada por guijarros, un gran impactador también formado por guijarros y una población de planetesimales de composición parecida a la de Vesta. Cada mezcla posible produce una composición previsible. La técnica conocida como inferencia bayesiana, que consiste en confrontar miles de combinaciones con los datos y quedarse con las que mejor encajan, midiendo además la incertidumbre, señaló las proporciones más probables.

Dos barras apiladas que comparan las recetas de formación de la Tierra y de Marte. La Tierra, en cian en torno al 75 %, está dominada por las protoplanetas crecidas por guijarros. Marte, en rosa en torno al 73 %, está dominado por los planetesimales de tipo Vesta.
La receta de la Tierra y la de Marte, tal como las dibuja el mejor ajuste estadístico. La Tierra se inclina por los guijarros, Marte por los grandes cuerpos rocosos. El contraste es el mensaje: una misma región del disco, dos planetas vecinos, dos historias de ensamblaje opuestas. Esquema: Tracker-1, a partir de Wang et al., Nature Astronomy (2026).

Vesta, el testigo que lo decide todo

Hay un punto que merece una pausa, porque explica por qué el resultado es tan rotundo. Los investigadores necesitan saber cómo era la materia de los planetesimales. Pero esa materia ya había perdido sus elementos volátiles antes de unirse a la Tierra o a Marte. ¿Qué receta adoptar?

La elección recayó en Vesta. Este asteroide de 525 kilómetros de diámetro es el único cuerpo de ese tamaño que hemos podido examinar de cerca, gracias a la sonda Dawn, y además sus fragmentos nos llegan en abundancia: buena parte de los meteoritos hallados en la Tierra proceden de él. Esas piedras muestran un empobrecimiento marcado en elementos volátiles, una firma que los geoquímicos conocen bien.

Al adoptar la composición de Vesta como referencia, sin olvidar que la elección sigue siendo una hipótesis, el equipo obtiene un ajuste nítido. También probó una variante más libre, dejando que el modelo eligiera por sí mismo la composición de los planetesimales. La contribución de esos cuerpos puede entonces subir hasta un 40 % para la Tierra, pero la conclusión general no se mueve: dos vías trabajaron juntas.

El asteroide Vesta fotografiado por la sonda Dawn, con una superficie plagada de cráteres, una enorme depresión en su polo sur y largos surcos ecuatoriales.
El asteroide Vesta visto por la sonda Dawn. Con sus 525 kilómetros de diámetro, Vesta es un vestigio de la primera generación de cuerpos rocosos del Sistema Solar, y su composición, muy pobre en elementos volátiles, sirve de referencia a los modelos de formación planetaria. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA.

Por qué la Tierra tuvo tiempo y Marte no

Queda una pregunta de fondo: por qué dos planetas tan cercanos siguieron caminos tan distintos. El equipo propone una explicación ligada al gentío del vecindario.

Una protoplaneta solo acumula guijarros con eficacia si el disco le entrega un flujo regular, y si su órbita se mantiene tranquila. Un cuerpo grande que crece cerca puede, al contrario, agitar esa órbita y desviar el flujo de granos. La Tierra se desarrolló en un entorno que le dejó tiempo para capturar una corriente de guijarros y alcanzar una gran masa. Marte, más pequeño, parece haber sufrido esa agitación, lo que frenó su captura de guijarros y lo dejó dependiente de las colisiones con grandes cuerpos rocosos.

Esa lectura encaja con una pista independiente que ya se conocía: Marte formó su núcleo deprisa, en solo unos millones de años, lo que concuerda con un ensamblaje dominado por cuerpos rocosos ya formados.

El modelo arroja luz además sobre los elementos esenciales para la vida. Durante la fase de acumulación por guijarros, el carbono, el hidrógeno, el nitrógeno o el azufre también se evaporan en gran medida, aunque la protoplaneta crezca justo más allá del límite donde se condensa el hielo de agua. El agua y las moléculas orgánicas de un planeta rocoso llegan por tanto más tarde, traídas por guijarros tardíos o por impactos de cuerpos pequeños, y no durante la fase principal de crecimiento.

Qué cambia con este resultado

Por eso este resultado va más allá del caso de nuestros dos vecinos. Desde hace treinta años, los astrónomos descubren miles de planetas rocosos alrededor de otras estrellas, y comprueban que muchos son pobres en elementos volátiles, igual que la Tierra y Marte. La pregunta era si esa pobreza reflejaba una propiedad de su estrella o un paso de su construcción.

El trabajo responde: es un paso de la construcción. La composición de un planeta rocoso se convierte así en una pista de su historia, una huella legible de cómo creció. Para los exoplanetas, cuya superficie nunca veremos de cerca, es una información valiosa: enlaza lo que miden los telescopios, masa y radio, con un escenario de formación concreto.

El método abre también una vía de investigación. Los autores publican sus datos y su código, de modo que otros equipos pueden aplicar el mismo razonamiento a planetas de sistemas lejanos y comparar recetas. Una cosa es segura: la familia de los planetas rocosos no es uniforme, y la Tierra es solo una receta entre muchas.

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