Tierra II. Geologia B. Movimientos de la Corteza Terrestre.

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Geología

Hasta hace muy pocos años, la teoría tradicional atribuía a la T. el carácter de rígida, sin más movimientos que los debidos a la contracción por suponerse, además, en proceso de enfriamiento. Sucesivos descubrimientos han variado estos conceptos. La radiactividad (v.) probó, con las dataciones isotópicas de las rocas, que había una distribución cronológica zonada en las masas continentales, las cuales mostraban un crecimiento por sucesivos añadidos marginales. También se descubrió que la desintegración de los elementos uranio, torio y potasio generaba tal cantidad de calor que cabía que hubiera impedido o, al menos, amortiguado el supuesto enfriamiento del planeta.

La Tierra como sistema dinámico. El germen de otras ideas que consideran a la T. como un sistema dinámico se encuentra ya en las teorías de Suess (o. c. en bibl.) y, sobre todo, en la de Wegener (v.), quien, en 1912, basándose en las afinidades morfológicas, paleontológicas, litológicas y estructurales de los continentes africano y americano, lanzó su hipótesis de la deriva continental o epiroforesis (fig. 3). De acuerdo con ésta, un único supercontinente, existente hace 200 millones de años, se fragmentó bajo la acción de fuerzas relacionadas con la rotación de la T. (v. I), originando los continentes actuales y la apertura de los océanos Atlántico e índico. La falta de rigor en la argumentación mecánica fue la causa principal para que la teoría fuera combatida y relegada.

Posteriormente, en las fosas abisales de Indonesia y del occidente americano, se detectaron las mayores deficiencias conocidas de la gravedad (v.), prueba de que esas zonas no estaban en equilibrio isostático (v. ISOSTASIA), por lo que a la fuerza de la gravedad debía superponerse otra capaz de atraer al material de la corteza hacia las profundidades del manto.

Además, Holmes y otros desarrollaban estudios sobre las corrientes de convección térmica en el interior de la Tierra. La posibilidad de su existencia se vio confirmada con el descubrimiento de un sistema continuo de cordilleras oceánicas, de naturaleza basáltica, que se extiende por todos los océanos del mundo con más de 40.000 Km. de longitud total. El flujo calorífico medido en estas dorsales es anormalmente alto con respecto a la media mundial, en contraste con el comprobado en las zonas de fosa, donde desciende hasta la décima parte de ese valor medio.

La conjunción de estos dos hechos dio lugar a pensar que las dorsales se forman donde las corrientes de convección ascienden del manto o zona intermedia de la T. (v. A), mientras que las fosas son zonas de hundimiento debido al descenso de estas corrientes en el propio manto. La viabilidad del movimiento lateral de las corrientes se basa en la existencia, comprobada por geofísica, de una zona situada unas decenas de kilómetros por debajo de la corteza, denominada low velocity zone, porque las ondas tienen en ella una velocidad muy lenta, lo que indica una menor densidad y mayores plasticidad y temperatura.

Surgió con esto la idea de la expansión de los fondos oceánicos, que establece que en los lugares donde las corrientes de convección ascienden y divergen, las rocas (v.) de la superficie se rompen y comienzan a separarse a causa de la tensión originada. La zona central, hundida, se rellena por la parte superior del manto alterado y por lavas basálticas. El suelo oceánico se traslada lateralmente y finalmente, junto a los sedimentos (v.) acumulados, se hunde en las fosas hacia el interior del manto.

***FALTAN LAS PAGINAS 452-453!!

TIERRA IIIdo éstos los más inestables. Esta regla se acomoda a la ley conocida de la mayor abundancia de los de números pares, y también da cuenta de la poca abundancia de de los elementos Li y B, de núcleos i-i, a pesar de su bajo peso atómico.

A la misma conclusión de la dificultad de existencia de los núcleos i-i llega una regla de ¡sobaría (igual peso atómico) que dice: los núcleos con masa par tienen siempre pares protones y neutrones, la mayor parte de las veces hay varios isobaros, lo que tiene su expresión en el hecho de que los elementos pares. son más frecuentes que los impares.

Finalmente, la regla de simetría, que indica que son más estables los núcleos con igual número de protones que de neutrones, reconoce el hecho de que los elementos ligeros sean más abundantes que los pesados, ya que en estos últimos la incorporación de neutrones es más abundante que la de protones y, por tanto, hay una desviación a la regla de simetría.

Como vemos, se puede establecer una justificación teórica que confirma la realidad práctica de la abundancia de los elementos obtenida mediante el análisis.

Composición química de la atmósfera. Cuando se compara la composición química de la atmósfera (v.) terrestre con la del universo (v.) en su conjunto, o con la de la atmósfera de una estrella, p. ej., el Sol (v.), se nota una diferencia extraordinaria. En el caso de la T., la atmósfera está constituida esencialmente por nitrógeno gaseoso, 75,51% en peso, y oxígeno, 23,01%, con una pequeña proporción de C02 y de gases nobles, entre los que predomina el argón.

Esta composición actual presenta unos problemas en parte relativos al origen de la T. y en parte a la evolución de la atmósfera primitiva. El campo gravitatorio actual de la T. es capaz de retener todos los gases con excepción del hidrógeno y helio; por tanto, la deficiencia en gases inertes no se puede atribuir a su pérdida en tiempos geológicos. Hay que suponer entonces que la T. es el resultado de la unión de cuerpos más pequeños, planetesimales, cuyo campo gravitatorio no podría retener elementos tan volátiles como el helio, el hidrógeno y el neón. Sin embargo, es necesario también suponer que la temperatura en el momento de la unión no era muy alta, ya que, de lo contrario, es inexplicable que al lado de los elementos inertes no se escapasen también otros materiales tales como agua, C02 y amoniaco. A baja temperatura, estos compuestos serían parcialmente retenidos como hidratos, carbonatos, o absorbidos por superficies sólidas.

El otro problema es el de si la atmósfera actual es la original o es consecuencia de una evolución. La atmósfera de la T. primitiva debía ser escasa y, una vez constituida por la unión ya indicada, la contracción gravitacional y la radiactividad (v.) debieron ser la causa de que determinados gases fuesen desalojados de sus compuestos y se acumulasen en la superficie. La atmósfera actual sería de origen secundario, y presumiblemente el agua de los océanos habría llegado a la superficie como uno de los gases. La conclusión tendría más fuerza en el caso de que se encontrase evidencia independiente para la desgasificación, lo que se pone de manifiesto estudiando el balance del carbono, y también la abundancia anómala del argón en nuestra atmósfera, comparada con la de otros gases inertes. Aunque para otros gases no hay evidencia tan acusada, parece razonable suponerla y entonces el problema que se presenta es si la composición actual de la atmósfera corresponde a la primitiva.

En principio, se debe suponer que la atmósfera primitiva no tenía mucha semejanza con la actual y estaría constituida fundamentalmente por vapor de agua, hidrógeno, óxidos de carbono, gases sulfurados, haluros de hidrógeno, amoniaco y, posiblemente, hidrocarburos. ¿Cómo ha evolucionado esta atmósfera hasta constituir la actual? La eliminación del azufre y los haluros no ofrece dificultad porque se disolverían en el agua del mar y corresponden a la composición de la hidrosfera, o reaccionarían con las rocas. El principal problema que se presenta es la cantidad de oxígeno. La actividad fotosintética de las plantas da cuenta de la permanencia del oxígeno en la atmósfera, pero no es suficiente para justificar cómo la atmósfera primitiva de una T. sin vida se transformase en una mezcla que permite florecer formas de vida muy alta (v. FOTOSÍNTESIS; VIDA).

Si el hidrógeno libre fue un gas muy abundante al principio, los gases primitivos serían compuestos muy reducidos, tales como sulfuro de hidrógeno, amoniaco y metano; si la mayor parte del hidrógeno se escapó durante la unión de los planetesimales, la primera atmósfera habría tenido más nitrógeno libre y óxidos de carbono y de azufre. En cualquier caso, el agua habría sido un constituyente principal. A altos niveles en la atmósfera, las moléculas de agua se descompondrían por la absorción de radiación ultravioleta del Sol, produciendo un poco de hidrógeno y oxígeno libres; el hidrógeno se escaparía y el oxígeno quedaría retenido. Así se produciría una _pequeña concentración de oxígeno y a lo largo de grandes periodos de tiempo la atmósfera se haría más oxidante, pero el oxígeno libre se liga tan rápidamente en tal variedad de procesos que su concentración sería siempre pequeña. La aparición de los primeros organismos se haría en condiciones anaeróbicas y sólo después de mucho tiempo podrían aparecer plantas con función fotosintética, que utilizando la energía solar podrían reducir el anhídrido carbónico atmosférico a compuestos orgánicos y dejar de este modo oxígeno libre. Aunque existen puntos aún oscuros, sobre todo en lo que se refiere al tiempo en que se produjeron estos cambios, parece que la línea de evolución apuntada es satisfactoria.

Composición química de la hidrosfera. El agua del mar (ya que la proporción de agua dulce, vapor de agua y hielo no supone más del 2% del total) contiene fundamentalmente hidrógeno y oxígeno, pero, además, existen en proporciones considerables cloro y sodio, y en cantidades apreciables magnesio, azufre, calcio y potasio. Los otros elementos entran en cantidades mucho menores.

La hipótesis de la desgasificación de la T. conduce al corolario de que el agua del mar se ha originado por condensación del vapor de agua que ha escapado del interior durante el tiempo geológico. Al comienzo habría pequeño volumen y si la atmósfera contenía C02, el océano antiguo sería más ácido que el actual. El ataque de las rocas se produciría con más intensidad y la salinidad sería más alta. Al aumentar el volumen de agua, el ataque químico adicionaría nuevas sales y parece razonable suponer que desde tiempos muy antiguos el océano fue aproximadamente saturado con la mayor parte de sus elementos disueltos, lo que significa que la velocidad de aporte de un elemento quedaría compensada con su deposición como sedimento.

Para averiguar si esta suposición es cierta se puede acudir a varios procedimientos. Uno de ellos es ver si la composición de rocas ígneas y sedimentarias es la misma por término medio. Los resultados son buenos para la mayor parte de los elementos; otros resultados discordantes se pueden atribuir a deficiencias en el muestreo o en el análisis, pero existe un elemento, el sodio, cuya concentración es triple en las rocas ígneas que en los sedimentos; es el elemento más abundante en el mar y el estudio de los problemas de aporte, sedimentación y cálculo de la edad del mar no es completo. El problema de los halógenos se puede resolver suponiendo que se han añadido directamente al mar los gases procedentes de exhalaciones volcánicas.

V. t.:GEOQUÍMICA;ATMÓSFERA;BIOSFERA;HIDROSFERA; ROCAS; SEDIMENTOS; OCEANOGRAFfA Y OCEANOLOGfA; CORTEZA TERRESTRE; ELEMENTOS QUÍMICOS.

A. HOYOS DE CASTRO.

BIBL.: A. Hoyos, Geoquímica, Madrid 1945; K. RANKAMA y T. G. SAHAMA, Geoquímica, Madrid 1954; KRAUSKOPT, Introduction to Geochemistry, Nueva York 1967; H. FAUL, Nuclear Geology, Nueva York 1955; F. A. VENING MEINESz, La corteza y el manto terrestres, Madrid 1970; B. MASON, Principles of Geochemistry, 2 ed. Nueva Yprk 1958; A. HOLMEs, Geología física, 4 ed. Barcelona 1962; L. U. DE SITTER, Geología estructural, 2 ed. Barcelona 1970; A. BEISER, La Tierra, México 1971.