MONOGRAFIA SOBRE LA TIERRA COMO PLANETA, SISTEMA SOLAR ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR, LA LITOSFERA, AREAS CONTINENTALES Y CUENCAS OCEANICAS, TEORIA GEOLOGICA DE LA ISOSTACIA, DERIVA CONTINENTAL, TECTONICA DE PLACAS
Curso : Docente: Alumno :
Introducción a la geotecnia
ORDOÑEZ STHEFEN Neyer Iván Zaga Hinojosa Handy Ugarte Warthon Nilo Yñigo LLamocca Nino Caillahua Chávez ABANCAY-PERU 2017
PRESENTACION
Al creador de todas las cosas, el que me ha dado la fortaleza para continuar cuando a punto de caer he estado; por ello con toda la humildad que de mi corazón puede emanar, dedico primeramente mi trabajo a mis padres, quien ha hecho posible su finalización y me ha dado muchísimas bendiciones en mi vida, me ha guiado y protegido durante estos años de estudio y principalmente, ha sido el quien me ha brindado la sabiduría para conducirme por la vida. También dedico este trabajo a nuestros padres: porque han estado a nuestro lado a lo largo de nuestra vida y han sido nuestro apoyo y la luz en nuestra vida, porque nunca perdieron su confianza en nosotros, porque nos han apoyado y educado en todo momento, porque gozaron en nuestros triunfos y se entristecieron en nuestros fracasos y nos dieron fuerzas para continuar cada día.
PRESENTACION
Al creador de todas las cosas, el que me ha dado la fortaleza para continuar cuando a punto de caer he estado; por ello con toda la humildad que de mi corazón puede emanar, dedico primeramente mi trabajo a mis padres, quien ha hecho posible su finalización y me ha dado muchísimas bendiciones en mi vida, me ha guiado y protegido durante estos años de estudio y principalmente, ha sido el quien me ha brindado la sabiduría para conducirme por la vida. También dedico este trabajo a nuestros padres: porque han estado a nuestro lado a lo largo de nuestra vida y han sido nuestro apoyo y la luz en nuestra vida, porque nunca perdieron su confianza en nosotros, porque nos han apoyado y educado en todo momento, porque gozaron en nuestros triunfos y se entristecieron en nuestros fracasos y nos dieron fuerzas para continuar cada día.
DEDICATORIA
Primeramente al creador por haberme permitido llegar hasta este punto y haberme dado salud, ser el manantial de vida y darme lo necesario para seguir adelante día a día para lograr mis objetivos a mi madre por haberme apoyado en todo momento, por sus consejos, sus valores, por la motivación constante que me ha permitido ser una persona de bien, pero más que nada, por su amor. a mi padre por los ejemplos de perseverancia y constancia que lo caracterizan y que me ha infundado siempre, por el valor mostrado para salir adelante y por su amor. a mi hermana por ser el ejemplo de una hermana mayor y de la cual aprendí aciertos y de momentos difíciles y a todos aquellos que ayudaron directa o indirectamente a realizar esta monografía.
INDICE I.INTRODUCCION .......................................................................................................................... 1 II. MARCO TEORICO ...................................................................................................................... 2 2.1. LA TIERRA COMO PLANETA ............................................................................................... 2 2.1.1. Origen de la tierra ...................................................................................................... 2 2.1.2. Cronología de la vida en la tierra ............................................................................... 2 2.1.3. Futuro de la tierra ....................................................................................................... 3 2.1.4. Movimientos de la tierra ............................................................................................ 4 2.1.5. Las características físicas de la Tierra ........................................................................ 5 2.1.6. Composición química de la tierra .............................................................................. 6 2.1.7. Características Geoquímicas de la tierra (Modelo Geoquímico) .............................. 7 2.1.8. Tamaño y forma de la tierra ...................................................................................... 8 2.1.9. El campo gravitacional de la tierra ............................................................................ 8 2.2. SISTEMA SOLAR ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR ................................................................. 9 2.2.1 Teorías sobre el origen del sistema solar ................................................................... 9 2.2.3. Procesos y características iniciales en la formación del Sistema Solar .................. 11 2.2.4. Características generales del sistema solar ............................................................. 11 2.2.5. Los cuerpos menores ................................................................................................ 15 2.2.6.-Origen de los elementos químicos .......................................................................... 16 2.2.7. Origen de las moléculas ........................................................................................... 17 2.3. LA LITOSFERA ................................................................................................................... 18 2.3.1. Las capas de la Tierra .................................................................................................... 19 El manto terrestre............................................................................................................... 20 2.3.2. Formación del Suelo ................................................................................................. 21 2.4. TEORIA GEOLOGICA DE LA ISOSTACIA ............................................................................ 25 2.5. DERIVA CONTINENTAL .................................................................................................... 27 2.6. TECTONICA DE PLACAS .................................................................................................... 28 III.CONCLUSIONES ....................................................................................................................... 30 IV.BIBLIOGRAFIA ......................................................................................................................... 30 Bibliografía Web ..................................................................................................................... 30
I.INTRODUCCION
El siguiente trabajo está hecho con la finalidad de brindar información acerca del Planeta Tierra como un todo; su origen, principales características y estructuras. Con el paso del tiempo y a medida que la ciencia y la tecnología han avanzado, se han hecho más profundos los estudios sobre el planeta Tierra, lo que ha sido muy importante y trascendental porque es el planeta que habitamos y el único que se conoce en el que exista vida y agua, la que se puede presentar en cualquiera de sus estados y es vital para la vida. La Tierra se formó hace aproximadamente 4550 millones de años y la vida surgió unos mil millones de años después. Es el hogar de millones de especies, incluyendo los seres humanos y actualmente el único cuerpo astronómico donde se conoce la existencia de vida. La atmósfera y otras condiciones abióticas han sido alteradas significativamente por la biosfera del planeta, favoreciendo la proliferación de organismos aerobios, así como la formación de una capa de ozono que junto con el campo magnético terrestre bloquean la radiación solar dañina, permitiendo así la vida en la Tierra. Las propiedades físicas de la Tierra, la historia geológica y su órbita han permitido que la vida siga existiendo. Se estima que el planeta seguirá siendo capaz de sustentar vida durante otros 500 millones de años, ya que, según las previsiones actuales, pasado ese tiempo la creciente luminosidad del Sol terminará causando la extinción de la biosfera. El hombre por naturaleza y convicción estudio nuestro planeta y de esa forma da respuesta a nuestras interrogantes. Al hablar sobre este tema, pudimos conocer un poquito más de todo aquello que comprende o trata la Tierra. A partir de ese momento decidimos conocer un poco más sobre su estructura y su origen para así entender su funcionamiento. Un tema muy amplio e importante, que para muchos le es indiferente, pero ciertamente es muy importante saber sobre este gran hogar en el que habitamos todos y el cual debemos cuidar y proteger.
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II. MARCO TEORICO 2.1. LA TIERRA COMO PLANETA
La Tierra es nuestro planeta y el único habitado. Está situado en la ecosfera un espacio que rodea al sol y que tiene las condiciones adecuadas para que exista vida. Es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe. Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando ríos y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur es más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce. 2.1.1. Origen de la tierra
El origen de la Tierra es el mismo que el del sistema solar. Lo que terminaría siendo el sistema solar inicialmente existió como una extensa mezcla de nubes de gas, rocas y polvo en rotación. Estaba compuesta por hidrógeno y helio surgidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Hace unos 4600 millones de años, una estrella cercana se transformó en supernova y su explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa protosolar incrementando su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a incrementar su rotación, gravedad e inercia, se aplanó conformando un disco protoplanetario (orientado perpendicularmente al eje de rotación). La mayor parte de la masa se acumuló en su centro y empezó a calentarse, pero debido a las pequeñas perturbaciones del momento angular y a las colisiones de los numerosos escombros generados, empezaron a formarse protoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad, originándose una enorme energía cinética en el centro. La imposibilidad de transmitir esta energía a cualquier otro proceso hizo que el centro del disco aumentara su temperatura. Por último, comenzó la fusión nuclear, de hidrógeno a helio, y al final, después de su contracción, se transformó en una estrella T Tauri: el Sol. La gravedad producida por la condensación de la materia que previamente había sido capturada por la gravedad del propio Sol hizo que las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaran a segmentarse en anillos. Los fragmentos más grandes colisionaron con otros, conformando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.3 Dentro de este grupo había uno situado aproximadamente a 150 millones de kilómetros del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella arrastró la mayoría de las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores. 2.1.2. Cronología de la vida en la tierra 2.1.2.1. Era Arqueozoica (4500-1500 millones de años)
Se trata de la primera época de que se tiene registro geológico. En esta etapa temprana de la tierra, la superficie cambia de la roca fundida a roca sólida. Las placas continentales también se forman durante este periodo. La atmósfera de la Tierra está compuesta de 75% de nitrógeno y 15% de dióxido de carbono. Estos son conocidos como células procariotas. Tienen el ADN de flotación libre, no tienen núcleo y tampoco tienen orgánulos que estén sujetos a la membrana asociados a formas superiores de vida.
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También se formaron las primeras cianobacterias que es la primera célula para crear oxígeno. 2.1.2.2. Era Proterozoica (de 2500 a 542 millones de años)
En esta era de las células con núcleo y orgánulos. La importante función de los orgánulos es que realizan funciones especiales que son necesarias para la evolución de los hongos, protistas, plantas y animales. Casi al final de este periodo organismos de cuerpo suave, como las medusas, aparecen. 2.1.2.3. Era Paleozoica (542 hasta 151 millones de años)
Esta es la época en que se produjeron la mayoría de los cambios. Las primeras especies de partes duras empezaron a aparecer como los peces primitivos, corales, plantas, animales vertebrados, junto con los arácnidos e insectos sin alas. Durante el final de la era paleozoica surge el Período Pérmico en el que hay una gran extinción que elimina aproximadamente el 95% de todas las formas de vida. Aun no se sabe cuál fue la causa de esto, pero hay pruebas de que cuando los continentes formaban una sola masa llamada Pangea la tierra se volvió inestable y la masa de volcanes apareció destruyendo el equilibrio del nivel de oxígeno. 2.1.2.4. Era Mesozoica (251 a 65,5 millones años atrás)
Esta es la era de los dinosaurios. El Mesozoico se divide en tres periodos. El Triásico, el Jurásico y el Cretácico. En el período Triásico había muchos dinosaurios primitivos y la formación de muchas especies de reptiles marinos. Algunas de las primeras especies de dinosaurios fueron los Plateosaurus, Eoraptor, Herrerasaurus, Pisanosaurus, Saturnalia, Staurikosaurus. En el Jurásico, los dinosaurios, como el Diplodocus y Apatosaurus, y carnívoros como el Allosaurus florecer. También los primeros reptiles con habilidades primarias para intentar vuelo aparecieron como el Archaeopteryx. Los dinosaurios de este tiempo se han vuelto mucho más grandes en tamaño y los reptiles que habitaban los océanos se están extinguiendo. En este período la evolución de los saurópodos (dinosaurios de cuello largo) estaba en su apogeo. Durante el Período Cretácico, la familia Ceratopsidae se empieza a formar, y esta incluye a muchos dinosaurios con características físicas defensivas, tales como puntas, como el Triceratops. Al final de este período y era hay una extinción de gran tamaño que borra por completo todos los dinosaurios que viven en la tierra. Aunque no está comprobado hay varias teorías acerca de por qué esto ha ocurrido. 2.1.2.5. Era Cenozoica (65,5 millones de años hasta hoy):
Los mamíferos modernos más antiguos conocidos diversificaron e irradiaron todos los continentes. Aparición de los primeros elefantes y caballos en esta época. 2.1.3. Futuro de la tierra
El futuro del planeta está estrechamente ligado al del Sol. Como resultado de la acumulación constante de helio en el núcleo del Sol, la luminosidad total de la estrella irá poco a poco en aumento. La luminosidad del Sol crecerá en un 10 % en los próximos 1,1 Ga (1100 millones de años) y en un 40 % en los próximos 3,5 Ga. Los modelos climáticos indican que el aumento de la radiación podría tener consecuencias nefastas en la Tierra, incluyendo la pérdida de los océanos del planeta.
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2.1.4. Movimientos de la tierra 2.1.4.1. Rotación:
La Tierra gira en torno a su propio eje, en dirección Oeste-Este, y demora 23 horas, 56 minutos y 4 segundos en completar un giro. Este movimiento da origen al día y la noche, alternando entre la cara expuesta y oculta al Sol.
2.1.4.2. Traslación.
La órbita terrestre alrededor del Sol tiene un perímetro de 930 millones de kilómetros, a una velocidad de 108.000 kilómetros por hora. Eso significa que una vuelta orbital completa se lleva a cabo cada 365 días, 5 horas, 48 minutos y 45 segundos. A dicho período es lo que llamamos comúnmente año.
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2.1.4.3. Oblicuidad.
La Tierra se inclina sobre el plano de su elíptica en poco más de 23°, y es responsable de las estaciones del año, pues acerca y aleja ciertas latitudes planetarias al Sol. Este movimiento disminuye a razón de 0,47” por año.
2.1.5. Las características físicas de la Tierra Forma: Es una esfera ligeramente achatada por los polos, la figura geométrica
más próxima a esta forma es el elipsoide de revolución. Irregularidades de su superficie: La superficie de la Tierra no es lisa. El monte Everest, en el Himalaya, con 8.848 metros, es su cumbre más alta. Y la fosa de las Marianas se han medido más de 11.000 metros de profundidad, es el punto más profundo del planeta. Se podría definir el geoide como la figura que más se aproxima a la forma real de la Tierra. Volumen: Para calcular su valor se utiliza la fórmula de la esfera y se aplican las correcciones necesarias para aproximarlo a la forma real del planeta. Masa: La masa de la Tierra es de unos 6.000 trillones de toneladas aproximadamente. Su valor se calcula a partir de las fórmulas de la gravitación universal y aceleración gravitatoria. Gravedad: Se determinó a partir de la fuerza de atracción que ejerce el campo gravitatorio terrestre sobre un objeto situado sobre la superficie de la planta, y se expresa en unidades de aceleración. Presenta un valor medio de 9.8m/s al cuadrado aproximadamente. Densidad: Calculada como el cociente entre la masa y el volumen de nuestro planeta. La densidad de la Tierra es la más elevada de todos los planetas del sistema solar. Estado físico: En nuestro planeta se pueden encontrar los tres tipos de estados: el gaseoso en la atmósfera, el líquido en la hidrosfera y en algunas capas internas de la Tierra y el sólido en los materiales rocosos que constituyen la mayor parte del volumen y masa planetarios. El agua se encuentra en la Tierra en los tres estados: Hielo, líquido y vapor. Temperatura superficial: La temperatura media actual en la superficie de la Tierra es de unos 15ºC. Los valores alcanzados en cada punto dependen de la diferencia de insolación que se distribuyen siguiendo las franjas más o menos paralelas al ecuador. Las diferencias de temperatura y las dinámicas 5
atmosféricas, del planeta definen unas bandas climáticas: zonas cálidas cerca del ecuador, zonas frías próximas a los polos y zonas templadas entre ambos. Magnetismo: La presencia de hierro fundido en el interior de la Tierra permite que nuestro planeta se comporte como un enorme imán. Los polos de este campo magnético terrestre no coinciden exactamente con los polos geográficos y se desplazan con el paso del tiempo. Su proximidad, sin embargo, permite que usemos la brújula para orientarnos.
2.1.6. Composición química de la tierra
La masa de la Tierra es aproximadamente de 5,98×1024 kg. Se compone principalmente de hierro (32,1 %), oxígeno (30,1 %), silicio (15,1 %), magnesio (13,9 %), azufre (2,9 %), níquel (1,8 %), calcio (1,5 %) y aluminio (1,4 %), con el 1,2 % restante formado por pequeñas cantidades de otros elementos. Debido a la segregación de masa, se cree que la zona del núcleo está compuesta principalmente de hierro (88,8 %), con pequeñas cantidades de níquel (5,8 %), azufre (4,5 %), y menos del 1 % formado por trazas de otros elementos.
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2.1.7. Características Geoquímicas de la tierra (Modelo Geoquímico) 2.1.7.1. Corteza
Está delimitada por la discontinuidad de Mohorovic que se encuentra a unos 5 – 10 km profundidad en los océanos y a unos 30 – 70 km profundidad en los continentes, distinguiéndose así una corteza oceánica y una continental. 2.1.7.1. Corteza continental:
En su parte más externa predominan los sedimentos y rocas sedimentarias, mientras que en la parte media e inferior abundan las rocas metamórficas (como gneis y esquistos) e ígneas (como el granito La antigüedad de la roca continental va de 0 –4.000 millones de años. La corteza continental tiene una densidad media de 2,7 gr / cm3 2.1.7.2. Manto:
Se encuentra desde la discontinuidad de Mohorovic hasta la discontinuidad de Gutenberg a 2.900 km de profundidad. El manto ocupa el 82 % del volumen de la Tierra, lo que equivale al 68 % de la masa de la Tierra (unos 2875 km de espesor). El manto se divide a unos 670 km de profundidad en manto superior y manto inferior. El manto está formado por rocas ultra básicas del tipo de las peridotitas que contienen minerales del tipo olivino (silicatos). Conforme aumenta la profundidad la presión es tan grande que produce una reorganización de los minerales produciendo rocas más densas, por lo que podemos decir que el manto inferior tiene la misma composición que el manto superior, pero con mayor densidad. La densidad del manto superior es 3,5 gr /cm3 aproximadamente y la del manto inferior 5,5 gr/cm3. Las ondas P y S aumentan progresivamente su velocidad en profundidad. 2.1.7.3. Núcleo:
Va desde la discontinuidad de Gutemberg (2.900 km de profundidad) hasta el centro de la Tierra que tiene aproximadamente 6.370 km. El núcleo ocupa el 16 % del volumen terrestre y representa el 32% de su masa (unos 3.470 km de espesor). La densidad del núcleo es de 10 – 13 gr/cm3. En la discontinuidad de Gutemberg desaparecen las ondas S, por lo que se supone que los materiales están fundidos. A los 5150 km de profundidad aparece una elevación importante de las ondas P (discontinuidad de Lehmann) por lo que se considera sólida y divide el núcleo en núcleo interno sólido y núcleo externo líquido. Su composición por comparación con los sideritos (meteoritos metálicos con 95% de Fe y 5% Ni), por la densidad tan elevada y por la formación del campo magnético terrestre, se supone que es fundamentalmente Fe con un 5 % de Ni y algunos elementos menos densos como S, Si y O. En el núcleo externo los movimientos de fluidos de minerales férricos serían los causantes de la inducción y mantenimiento del campo magnético terrestre. En el núcleo interno, que abarca desde 5.150 km de profundidad hasta el centro de la Tierra a 6.371 km, a pesar de la elevada temperatura, constituye una esfera totalmente sólida debido a la altísima presión reinante a esa profundidad.
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2.1.8. Tamaño y forma de la tierra Tamaño: La circunferencia en el ecuador es de 40 091 km. El diámetro en el
ecuador es de 12 756 km y en los polos de 12 730 km
Forma:
La forma de la Tierra es muy parecida a la de un esferoide oblato, una esfera achatada por los polos, resultando en un abultamiento alrededor del ecuador. Este abultamiento está causado por la rotación de la Tierra, y ocasiona que el diámetro en el ecuador sea 43 km más largo que el diámetro de un polo a otro. Hace aproximadamente 22 000 años la Tierra tenía una forma más esférica, la mayor parte del hemisferio norte se encontraba cubierto por hielo, y a medida que el hielo se derretía causaba una menor presión en la superficie terrestre en la que se sostenía, causando esto un tipo de «rebote”.
Este fenómeno siguió ocurriendo hasta mediados de los años noventa, cuando los científicos se percataron de que este proceso se había invertido, es decir, el abultamiento aumentaba. Las observaciones del satélite GRACE muestran que, al menos desde 2002, la pérdida de hielo de Groenlandia y de la Antártida ha sido la principal responsable de esta tendencia. 2.1.9. El campo gravitacional de la tierra
La gravedad es usada en los estudios de los procesos dinámicos dentro de la Tierra, y también es importante en la geofísica de exploración. Las mediciones de gravedad son rápidas y baratas, y las variaciones en la aceleración gravitacional nos dan la información del estado dinámico de la Tierra. Sin embargo, el estudio de la gravedad no es tan fácil, porque algunas correcciones son necesarias para separar la señal de procesos dinámicos y la teoría es difícil. Con respecto a determinar la estructura 3D de la Tierra, hay dificultades en la localización de las anomalías gravitacionales, en particular en la
dirección radial. La señal de gravedad tiene un origen complejo: La aceleración gravitacional es influenciada por la topografía, las variaciones de densidad dentro de la
Tierra, y la rotación de la Tierra. En geofísica es necesario medir, caracterizar, e interpretar la señal de gravedad; siempre con respecto a una referencia específica en 8
forma de una superficie equipotencial. Un ejemplo de una superficie equipotencial es el
geoide.
2.2. SISTEMA SOLAR ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR 2.2.1 Teorías sobre el origen del sistema solar 2.2.1.1. Teoría Catastrófica
La teoría catastrofista sobre el origen del Sistema Solar debida a Georges Louis Leclerc, conde de Buffon 1707, establecía que los planetas se originaron como consecuencia del violento choque de un cometa con el Sol (Corral,1997). Esta colisión expulsó materia en donde otra parte de ella quedó atrapada por la atracción Solar. Así comenzó a girar rápidamente y su material se dispersó y empezó aglomerarse unos a otros hasta que fueron adquiriendo una forma esférica. Esta teoría partió de un hecho equivocado: hablar de la existencia de una estrella en dimensiones mayores a los planetas. En realidad, las estrellas tienen masas despreciables comparadas con aquellos, razón por la cual un choque de estrellas no podría haber perturbado al Sol, como Buffon suponía. Sin embargo, esta teoría dio la primera idea de dar explicaciones sobre el origen del Sistema Solar en donde se tomaron en cuenta verdaderamente aspectos científicos de este problema. 2.2.1.2. Teoría Nebular
En el año 1796 Laplace dio a conocer la hipótesis de la Teoría Nebular Primitiva en donde el trato de explicar la formación del Sistema Solar. Laplace para evitar los problemas dinámicos de Kant, postulo que la nebulosa se encontraba activa por un lento movimiento que la tenía en rotación (Corral, 1997). Tomando los estudios observacionales, este astrónomo analizó teóricamente muy rigurosamente de que la nebulosa tenía un papel muy importante en el proceso de desarrollo y era su modelo a las fuerzas de fricción, atracción gravitatoria y a la centrifugación ocasionada por la rotación. Siendo así este modelo tuvo una gran aceptación, manteniéndose todavía activa. La Nebulosa con el paso del tiempo se fue condensando por la fuerza Gravitatoria generada por su propia masa y había una atracción de partículas hacia su centro, lo que a un largo plazo ocasiono en la nebulosa una esfera teniendo presente que en el centro de ella había algo bien definido. Después de ello se empezó a formar el Sol, por medio de un proceso de contracción, en donde fue aumentando su velocidad de rotación llegando así a un desequilibrio entre fuerzas de atracción Gravitacional y la fuerza centrífuga debido a la rotación de la materia. El equilibrio de estas fuerzas dio origen en la parte externa de la Nebulosa formación de un anillo gaseoso que independientemente siguió rotando con la misma dirección y rotación que tenía la masa central. Este fenómeno se repitió varias veces y dio origen a otro anillo. Este proceso se detuvo cuando termino la contracción que dio el Origen del Sol. Estos anillos localizados en un plano ecuatorial fueron quedando a ciertas distancias entre ellos, ocasionando entre 9
ellos tamaños y formas de esferas que siguieron girando en el cuerpo central. Finalmente propició la formación de un planeta. Kant (1764) y Laplace (1796) con sus teorías sobre el Origen del Sistema Solar llegaron a un punto donde se complementaron, pero fueron elaboradas independientemente, pero intentaron explicar los mismos hechos observacionales partiendo los dos desde las leyes de la Mecánica. En algunos años se aceptó que el Origen del Sistema Solar surgió por la contracción y fragmentación de un disco por lo cual esta explicación fue conocida por la Nebulosa Primitiva de Kant-Laplace. En la actualidad todavía no se encuentra una teoría que explique satisfactoriamente el Origen del Sistema Solar. Es un problema que sigue vigente y seguramente se irán encontrando datos novedosos sobre el Sistema Planetario y sus estrellas. 2.2.2. Origen del sistema solar Nicolás Copérnico (1473-1543),
Astrónomo polaco, es conocido por su teoría Heliocéntrica que había sido descrita ya por Aristarco de Samos, según la cual el Sol se encontraba en el centro del Universo y la Tierra, que giraba una vez al día sobre su eje, completaba cada año una vuelta alrededor de él. A partir de aquí la teoría heliocéntrica comenzó a expandirse. Rápidamente surgieron también sus detractores, siendo los primeros los teólogos protestantes aduciendo causas bíblicas. En 1616 La iglesia católica colocó el trabajo de Copérnico en su lista de libros prohibidos. La obra de Copérnico sirvió de base para que, más tarde, Galileo, Brahe y Kepler pusieran los cimientos de la astronomía moderna.
Galileo Galilei
El matemático, físico, filósofo y astrónomo italiano Galileo Galilei (1564-1642) sostenía que la Tierra giraba alrededor del Sol, lo que contradecía la creencia de que la Tierra era el centro del Universo. Se negó a obedecer las órdenes de la Iglesia católica para que dejara de exponer sus teorías, y fue condenado a reclusión perpetua. Junto con Kepler, comenzó la revolución científica que culminó con la obra de Isaac Newton. Su principal contribución a la 10
astronomía fue el uso del telescopio para la observación y descubrimiento de las manchas solares, valles y montañas lunares, los cuatro satélites mayores de Júpiter y las fases de Venus.
2.2.3. Procesos y características iniciales en la formación del Sistema Solar
Se plantea una serie de eventos donde inicialmente el Planeta más próximo al Sol, Mercurio fue un fragmento que nació en el seno de la materia ardiente, la Tierra nació de una materia tibia cuya temperatura ascendió durante su crecimiento, generando un calentamiento en el sol por colapso gravitatorio. Los planetas lejanos, nacidos en una materia fría, permanecieron fríos durante mucho tiempo, calentándose en una etapa tardía después de adquirir un tamaño indicado. Finalmente, los satélites de los planetas lejanos nacieron de una materia fría en un ambiente frio y elativamente pobre por lo que la gravitación no podía provocar un recalentamiento en donde dichos astros nacieron completamente. 2.2.4. Características generales del sistema solar 2.2.4.1. El sol:
Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor. Está a 150 millones de kilómetros de la Tierra. El Sol contiene más del 99,8% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor. Junto con los asteroides, meteoroides, cometas y polvo forman el Sistema Solar.
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2.2.4.2. Los planetas
Mercurio
Este es el planeta que se encuentra más cercano al Sol, lo que hace difícil observarlo, salvo dos horas después de la puesta del Sol o antes de su salida. La órbita de este planeta alrededor del Sol es bastante curiosa, ya que está más inclinada respecto al plano de la eclíptica que el resto de los planetas. Mercurio está tan cerca del Sol que recibe seis veces más radiación solar que la que nos llega a nosotros. Su superficie, al igual que la de la Luna, está llena de cráteres, que también son producto del impacto de meteoritos de variados tamaños, desde la época de formación de los planetas. Estos cráteres se han conservado intactos desde aquellos años, únicamente porque Mercurio no posee atmósfera. Venus
Venus es el planeta más cercano a la Tierra, y es por eso que muchas veces lo podemos apreciar en el cielo como una estrella muy luminosa. Es más, por su tamaño y distancia del Sol es muy parecido al nuestro; incluso durante muchos años se pensó que en él podría existir tanta vida como en la Tierra. Se ha comprobado que la temperatura de su superficie llega a los 460°C, producto de su atmósfera, que es muy densa. La luz del Sol puede atravesarla y calentar su superficie, pero el calor no es capaz de escapar a través de la atmósfera, quedando siempre atrapado. Esto es lo que denominamos efecto invernadero. La superficie de este pequeño planeta no se ha podido observar claramente, ya que siempre a su alrededor hay una densa capa de nubes. Sin embargo, sabemos que tiene montañas más altas que el propio Monte Everest y posee grandes depresiones que hacen suponer que antiguamente hubo agua en él. La Tierra
Por fin llegamos a nuestro planeta. Sabemos muy bien cómo es por dentro, pero nunca hemos podido verlo desde el espacio con nuestros propios ojos, salvo los astronautas cuando han ido a misiones en el espacio. La Tierra es el único planeta que tiene agua en forma líquida, otorgándole un intenso color azul; también se encuentra en las nubes de la atmósfera, aunque en forma de cristales de hielo. Otra característica importante es su atmósfera que, a diferencia de Venus o Marte, tiene muy poco dióxido de carbono. La corteza terrestre está dividida por placas empujadas por lentas corrientes, las que 12
muchas veces se separan en un período determinado de tiempo y otras chocan entre sí, provocando grandes terremotos. Como ya dijimos, la Tierra posee un satélite, la Luna. Marte
Éste es uno de los planetas más conocido por todos nosotros. No solo por su color rojo, sino también por la gran curiosidad que ha causado en todo el mundo, hasta donde se han enviado numerosas sondas espaciales que buscan estudiarlo. Además, siempre hemos creído que los extraterrestres vendrían de Marte. Simples suposiciones. Se cree que en el pasado Marte era muy parecido a la Tierra y que en su superficie habrían existido corrientes de agua; sin embargo, hoy en día no se ha descubierto nada líquido, sólo algo de hielo. Su atmósfera es muy tenue y está formada por dióxido de carbono. Constantemente, Marte es víctima de enormes tormentas de polvo que se producen con el cambio de estaciones. Su tamaño es aproximadamente la mitad de nuestra Tierra y su superficie es muy parecida a la de la Luna. Júpiter
Este es el planeta más grande del Sistema Solar. Su tamaño es aproximadamente diez veces el tamaño de nuestro planeta y cuenta con un anillo. Posee una fuerza gravitatoria tan grande, que es capaz de afectar el movimiento del resto e incluso alejar cometas de sus órbitas. Gran parte de él está formado por hidrógeno en estado líquido, salvo cerca de la superficie visible, donde la presión es menor y el hidrógeno se puede apreciar en forma de gas. Está cubierto de densas nubes en una atmósfera muy espesa que contiene aproximadamente un 88 por ciento de gas hidrógeno molecular y un 11 por ciento de gas helio. Su temperatura puede alcanzar los 123¼C bajo cero, por lo que la vida en él es imposible; pero mientras más se desciende hacia el interior de sus nubes, más se calienta, alcanzando temperaturas cinco veces más altas que en la Tierra. Sus satélites son muy numerosos; se cree que tiene alrededor de 16. Destacan los cuatro mayores, que son: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto, llamados galileanos por haber sido descubiertos por Galileo Galilei. Saturno
Sin duda este es uno de los planetas más hermosos del Sistema Solar, por los enormes anillos que posee, contándose tres como los más importantes. Si bien aparece pequeño visto desde la Tierra, Saturno no difiere mucho del tamaño de nuestro planeta; lo que pasa es que está al doble de la distancia de Júpiter, lo que lo hace ver más pequeño. Su característica principal es su baja densidad, ya que es el único planeta del Sistema Solar menos denso que el agua. Eso quiere decir que podríamos hacerlo flotar en una piscina si pudiéramos. Saturno es el planeta que posee más satélites, con un total de 23, siendo el más grande Titán. Su atmósfera está formada por nitrógeno y metano, lo que normalmente hace que no veamos su superficie. Sus anillos pueden observarse simplemente con un telescopio y están compuestos de millones de partículas de polvo y recubiertas de hielo. Urano
Fue uno de los planetas descubiertos con la ayuda de un telescopio. Se caracteriza porque su eje de rotación está sobre el plano de su órbita alrededor del Sol, lo que hace que los polos apunten sucesivamente hacia el Sol. En cambio, el resto, tienen su eje más 13
o menos perpendicular al plano de la eclíptica. Además, Urano, al igual que Saturno, posee anillos. Hasta hace un tiempo se pensaba que sus satélites eran cinco, pero se han descubierto diez más. Su diámetro es casi cuatro veces el de la Tierra y su densidad oscila entre la de Júpiter y la de Saturno, y la de la Tierra y la Luna. En su interior tendría la mitad de agua, un cuarto de metano y un cuarto de material rocoso y metálico, parecido a la Tierra. Sobre todo, esto estaría su atmósfera. Sus principales satélites son Oberón, Titania, Umbriel, Ariel y Miranda. Neptuno
Neptuno fue descubierto en 1846. Es uno de los planetas más grandes y se caracteriza por su intenso color azul. Este planeta fue descubierto a través de un telescopio en el año 1846 y ha sido el último visitado por una sonda interplanetaria. Posee cuatro anillos muy estrechos y ocho satélites, aunque se mencionan normalmente los dos más grandes: Nereida y Tritón. La atmósfera de Neptuno posee metano e hidrógeno y otros gases que aún no están identificados. Además, estaría rodeado por una capa de nubes, parecidas a la de Júpiter, Saturno y Urano. La estructura interior de este planeta se parece mucho a la de Urano; es decir, tendría un núcleo rocoso varias veces superior al tamaño de la Tierra, rodeado por grandes capas de hielo. Las imágenes que se han captado a través de sondas han permitido ver el color azulado de este planeta, producto del metano contenido en su atmósfera. Este planeta también posee anillos, que son completos y con ciertas partes más brillantes que otras. Plutón
Este planeta fue descubierto en 1930 y desde ahí pasó a ser el noveno del Sistema Solar, aunque en la actualidad existen dudas sobre su condición de planeta. Es el único que no ha sido visitado por ninguna sonda, por lo que se conoce muy poco de él. Su órbita está inclinada respecto a la de los demás planetas y es el más alejado del Sol. Además, es el más pequeño del Sistema Solar, casi del tamaño de la Luna. Una de las características de Plutón es que atraviesa órbitas de otros planetas, como ya lo ha hecho varias veces trasladándose a la órbita de Neptuno, pudiendo incluso estar más cerca del Sol en determinadas ocasiones. Su satélite se llama Caronte, que al ser descubierto se pensó que por tenerlo era planeta. Sin embargo, perfectamente podría ser un asteroide, ya que estos también los poseen. Está compuesto principalmente por hielo y gas metano.
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2.2.5. Los cuerpos menores Los asteroides
Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que gira alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. La mayoría orbita entre Marte y Júpiter, en la región del sistema solar conocida como cinturón de asteroides; otros se acumulan en los puntos de Lagrange de Júpiter, y la mayor parte del resto cruza las órbitas de los planetas. Cinturón de Kuiper
El cinturón de Kuiper es un disco circunestelar que orbita alrededor del Sol a una distancia de entre 30 y 55 ua. Recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, quien predijo su existencia en 1951, 41 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos, en 1992. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos (TNO, Transneptunian Objects). Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1.000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de la Universidad de Hawái.
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Los cometas
Los cometas son los cuerpos celestes constituidos por hielo, polvo y rocas que orbitan alrededor del sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del sistema solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera, que está formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica, la cual está formada por polvo y el gas del coma ionizado.
Los meteoroides son objetos menores de 50 m de diámetro, pero mayores que las partículas de polvo cósmico.
2.2.6.-Origen de los elementos químicos
Los seres vivos están conformados por elementos químicos. Un ser humano, por ejemplo, está integrado por oxígeno, carbono, hidrógeno y nitrógeno en un 96% en masa y el 4% conformado por una amplia variedad de elementos químicos más pesados entre los que se encuentran el calcio, el potasio, el fósforo y el azufre, solo para nombrar unos cuantos. Una explicación sobre el origen de las moléculas que conforman los seres vivos, demanda primero una explicación del origen de los elementos químicos en el cosmos. En la actualidad casi unánimemente se considera que el Universo (materia, espacio y tiempo) surgió de un punto singular que, por razones no bien esclarecidas del 16
todo, dio origen a un estado de densidad de energía de enormes temperaturas que rápidamente se expandió y enfrió formando con el tiempo las estructuras que actualmente observamos. La teoría que explica este proceso se conoce como Big Bang (gran explosión). Su respaldo observacional es fuerte: por un lado, los espectros de galaxias indican que estas se alejan las unas de las otras con una velocidad que es proporcional a la distancia entre ellas (Hubble, 1929) y dado que la fuerza de gravedad tiene un comportamiento atractivo se concluye que en el pasado ellas debieron surgir de algún punto común con una fuerza de gran magnitud que debió superar su mutua atracción. Por otro lado, en los años sesenta del siglo pasado se descubrió radiación en microondas que proviene de cada rincón del Universo (Penzias y Wilson, 1965), la cual se interpreta como la radiación fósil originada unos 400.000 años después del Big Bang, cuando el Universo ya era lo bastante frío como para que los átomos se pudieran formar liberando así radiación electromagnética. Recientes medidas observacionales indican que el Big Bang ocurrió hace 13.7 mil MA de años (Hinshaw et al., 2009). A causa de nuestro desconocimiento sobre los procesos físicos que suceden a muy altas energías, hay algo de especulación sobre lo que ocurrió con el Universo en los primerísimos instantes transcurridos después del Big Bang, esto es, a edades inferiores a los 10-37 segundos. 2.2.7. Origen de las moléculas
Los átomos que han sido sintetizados en los núcleos estelares y que con el tiempo pasan a enriquecer el medio interestelar a través de varios procesos (principalmente de gas expulsado de estrellas gigantes) comienzan a formar moléculas. Se cree que lo primero que se forma son los denominados granos de polvo de estrellas (stardust) en los que átomos como silicio, carbono, hierro y oxígeno forman núcleos densos de naturaleza química inerte y altamente refractarios tales como carburo de silicio, grafito y óxido de aluminio. Este polvo es relativamente resistente al medio hostil que reina entre las estrellas, a causa de las ondas de choque de supernovas cercanas, rayos cósmicos y radiación ultravioleta de estrellas calientes. Los granos son importantes ya que sobre su superficie pueden catalizar gran diversidad de reacciones químicas, dando origen, por ejemplo, a hidrógeno molecular (McCrea y McNally, 1960), agua, etanol y amoniaco (Aikawa et al., 2003). Al mismo tiempo las protege de la destrucción que pueden producir las radiaciones de alta frecuencia. Puede ocurrir también que sobre el polvo se formen varios tipos de moléculas simples (ej. H2O, CH4, NH3) formando una especie de envoltorio de hielo alrededor del grano. Independientemente de la presencia de granos se presentan en el medio interestelar reacciones en fase gaseosa de tipo ión-molécula (Herbst y Klemperer, 1973). Átomos (y moléculas ya formadas) pueden estar ionizados por colisiones con rayos cósmicos. Ejemplos pueden ser He+ , O+ y H2+ . A su vez estos iones pueden colisionar con otras moléculas y dar origen a moléculas neutras a través de sucesivas reacciones del tipo: A+ + B -> C+ + D. En regiones llamadas nubes moleculares gigantes, que consisten en vastas extensiones de gas molecular (tamaños entre 50 y 500 años luz) y en cuyo interior se forman estrellas, pueden ocurrir una amplia gama de reacciones químicas, favorecidas por la radiación ultravioleta proveniente de esas estrellas. Esto facilita la formación de moléculas más complejas, desde alcoholes, aldehídos, pasando por hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH, por sus siglas en inglés). Se han descubierto más de 120 moléculas en el medio interestelar (y principalmente en las nubes moleculares), básicamente aprovechando el hecho de que emiten fotones de bajas frecuencias a través de transiciones vibracionales y rotacionales 17
las cuales se detectan utilizando radiotelescopios. De hecho, se ha encontrado de este modo la molécula de glicina (Kuan et al., 2003), un aminoácido, esto es, uno de los constituyentes fundamentales de las proteínas. Recientemente, con ayuda del telescopio infrarrojo Spitzer, se detectaron moléculas de la familia de los fulerenos (60 a 70 átomos de carbono) en una nebulosa planetaria (Cami et al., 2010). Otra forma de estudiar el tipo de moléculas orgánicas que pueden formarse en las nubes moleculares y, específicamente, en aquella que dio lugar a nuestro sistema solar, es a través del estudio de meteoritos. De notable importancia es la información proveniente del meteorito de Murchison, clasificado como condrita carbonácea y que cayó en Australia en 1969. 2.3. LA LITOSFERA
La litosfera es la capa externa de la Tierra y está formada por materiales sólidos, engloba la corteza continental, de entre 20 y 70 Km. de espesor, y la corteza oceánica o parte superficial del manto consolidado, de unos 10 Km. de espesor. Se presenta dividida en placas tectónicas que se desplazan lentamente sobre la astenosfera, capa de material fluido que se encuentra sobre el manto superior. Las tierras emergidas son las que se hallan situadas sobre el nivel del mar y ocupan el 29% de la superficie del planeta. Su distribución es muy irregular, concentrándose principalmente en el Hemisferio Norte o continental, dominando los océanos en el Hemisferio Sur o marítimo. La litosfera conforma la parte sólida de la corteza terrestre. Como hemos visto, los elementos que en ella predominan son oxígeno (O), azufre (S), aluminio (Al), hierro (Fe), calcio (Ca), sodio (Na), potasio (k) y magnesio (Mg), de ahí que los compuestos más comunes están formados en primer lugar por oxígeno, como los óxidos. Además de este elemento, otros contienen silicio, formando silicatos, y otros más incorporan también aluminio en los alumino-silicatos. Una de las clasificaciones más útiles de los elementos los agrupa en tres grandes sistemas.
Elementos siderófilos.
Se encuentran en forma metálica como el oro (Au), el platino (Pt) y la plata (Ag).
Elementos calcófilos.
Se encuentran en forma de sulfuros, como el hierro (Fe), el cobre (Cu), el plomo (Pb) y el mercurio (Hg).
Elementos litófilos.
Se encuentran formando silicatos, como el aluminio (Al), el calcio (Ca) y el magnesio (Mg). Esta clasificación indica la forma más común en la que se encuentran los elementos en la Tierra El estudio de los compuestos químicos en la litosfera correspondería principalmente al área de los silicatos, ya que ellos representan 95% de todos los minerales en esta capa (rocas, arenas, arcillas, etc.). Sin embargo, preferimos abordar el estudio de los metales, porque han sido más importantes para el desarrollo de la humanidad.
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2.3.1. Las capas de la Tierra
Para comenzar a describir las capas de la Tierra, debemos de hacer dos diferenciaciones. Primero se establece el criterio de la composición química de las distintas capas de la Tierra. Atendiendo a la composición química, nos encontramos con la corteza, el manto y el núcleo terrestre. Es el llamado Modelo estático. El otro criterio es atendiendo a las propiedades físicas de dichas capas o también llamado modelo de comportamiento mecánico. Entre ellas, nos encontramos con la litosfera, astenosfera, mesosfera y endosfera.
Pero, ¿cómo sabemos dónde empieza o termina una capa? Los científicos han hallado distintos métodos para conocer el tipo de material y la diferenciación de las capas mediante las discontinuidades. Estas discontinuidades son zonas de las capas internas de la Tierra donde cambia bruscamente el tipo de material del que se compone la capa, es decir, su composición química, o bien el estado en el que se encuentran los elementos (de sólido a líquido). La corteza terrestre
La corteza terrestre es la capa más superficial de la Tierra. Tiene una densidad media de 3 gr/cm3 y solamente contiene el 1,6% de todo el volumen terrestre. La corteza terrestre se divide en dos grandes zonas bien diferenciadas: La corteza continental y la corteza oceánica. La corteza continental
La corteza continental posee mayor espesor y una estructura más compleja. También es la corteza más antigua. Representa el 40% de la superficie de la Tierra. Está formada de una capa delgada de rocas sedimentarias entre las que destacan las arcillas, las areniscas y las calizas. También tienen rocas ígneas plutónicas ricas en sílice similares al granito. Como curiosidad, en las rocas de la corteza continental es donde se han quedado grabados gran parte de los acontecimientos geológicos que han ocurrido a lo largo de la historia de la Tierra. Esto se puede saber ya que las rocas han sufrido muchos cambios físicos y químicos a lo largo de la historia. Por ejemplo, esto se pone de manifiesto en las cordilleras donde podemos encontrar rocas de gran antigüedad que pueden alcanzar hasta los 3.500 millones de años. La corteza oceánica
Por otro lado, tenemos la corteza oceánica. Posee un menor espesor y una estructura más simple. Está formada por dos capas: una capa muy delgada de sedimentos y otra capa con basaltos (son rocas ígneas volcánicas). Esta corteza es más joven debido a que se ha podido comprobar que los basaltos se están formando y destruyendo continuamente, por lo que las rocas de la corteza oceánica tienen una antigüedad que no superan los 200 millones de años. En el final de la corteza terrestre se encuentra la discontinuidad de Mohorovicic (Moho). Esta discontinuidad es la que separa la corteza terrestre del manto. Se encuentra a unos 50 km de profundidad. 19
El manto terrestre
El manto terrestre es una de las partes de la Tierra que se extiende desde la base de la corteza hasta el núcleo externo. Comienza justo después de la discontinuidad de Moho y es la capa más grande de toda la Tierra. Se trata del 82% de todo el volumen terrestre y un 69% de toda su masa. En el manto se pueden distinguir, a su vez, dos capas separadas por la discontinuidad secundaria de Repetti . Esta discontinuidad se encuentra a unos 800 km de profundidad y es la que separa el manto superior del inferior. En el manto superior nos encontramos con la “Capa D”. Esta capa está situada más o menos a 200 km de profundidad y se caracteriza por un 5% o 10% de ella está parcialmente fundida. Esto origina que el calor pueda ascender del núcleo de la tierra a lo largo del manto. Al ascender el calor, las rocas del manto adquieren una mayor temperatura y a veces, pueden llegar a ascender hasta la superficie y formar volcanes. Estos son los llamados “puntos calientes” La composición del manto se puede conocer por estas pruebas:
Meteoritos de dos tipos: Los primeros están formados por peridotitas y por hierros. Rocas existentes en la superficie terrestre procedente del manto que son sacadas al exterior debido a los movimientos tectónicos. Chimeneas volcánicas: Son orificios circulares de gran profundidad por los que ascendió el magma y los ha revelado. Puede tener una longitud de 200 km. Pruebas que acortan las ondas sísmica cuando atraviesan el manto que pone de manifiesto que existe un cambio de fases. Un cambio de fase consiste en las modificaciones en la estructura de los minerales.
Al final del manto terrestre nos encontramos con la discontinuidad de Gutenberg. Esta discontinuidad separa el manto del núcleo terrestre y está situada a unos 2.900 km de profundidad. El núcleo terrestre
En núcleo terrestre es la zona más interna de la Tierra. Se extiende desde la discontinuidad de Gutenberg hasta el centro de la Tierra. Es una esfera que tiene un radio de 3.486 km, por lo que tiene un volumen del 16% del total de la Tierra. Su masa es del 31% del total terrestre debido a que está formada por materiales muy densos. En el núcleo se genera el campo magnético terrestre debido a las corrientes de convección del núcleo externo que está fundido alrededor del núcleo interno, que es sólido. Posee unas temperaturas muy elevadas que rondan los 5000-6000 grados centígrados y presiones equivalentes a de uno a tres millones de atmósfera El núcleo de la Tierra se divide en núcleo interno y externo y la diferencia viene dada por la discontinuidad secundaria de Wiechert. El núcleo externo comprende desde los 2.900 km de profundidad hasta los 5.100 km y se encuentra en estado fundido. Por 20
otro lado, el núcleo interno se extiende desde los 5.100 km de profundidad hasta el centro de la Tierra a unos 6.000 km y es sólido.
El núcleo terrestre está formado principalmente por hierro, con un 5-10% de níquel y menor proporción de azufre, silicio y oxígeno. Las pruebas que ayudan a conocer el conocimiento de la composición del núcleo son:
Materiales muy densos, como, por ejemplo. Debido a su alta densidad se quedan en el núcleo interno de la Tierra. Meteoritos férricos. Escasez de hierro en el exterior de la corteza terrestre, que nos dice que tiene que estar el hierro concentrado en el interior. Con el hierro en el interior del núcleo se forma el campo magnético terrestre.
Esta clasificación ha sido desde un modelo en el que se tiene en cuenta la composición química de las distintas partes de la Tierra y los elementos que componen las capas de la Tierra. Ahora conoceremos la división de las capas de la Tierra desde el modelo de un punto de vista de su comportamiento mecánico, es decir, desde sus propiedades físicas de los materiales que la componen. 2.3.2. Formación del Suelo Naturaleza del suelo
Los componentes primarios del suelo son: 1) compuestos inorgánicos, no disueltos, producidos por la meteorización y la descomposición de las rocas superficiales; 2) los nutrientes solubles utilizados por las plantas; 3) distintos tipos de materia orgánica, viva o muerta 4) gases y agua requeridos por las plantas y por los organismos subterráneos. La naturaleza física del suelo está determinada por la proporción de partículas de varios tamaños. 2.3.2.1 Rocas ígneas
Se originan a partir de un magma (rocas fundidas a muy alta temperatura). El término ígneo deriva del latín igneus, es decir, ardiente. Las rocas ígneas se solidifican cuando se enfría el magma, sea bajo tierra o en la superficie. Las más antiguas tienen al menos 3.960 millones de años, mientras que las más jóvenes apenas se están formando en estos momentos. El granito es la roca ígnea más corriente, aunque existen más de 600 tipos. Hay dos tipos de rocas ígneas que se distinguen porque en un caso el magma alcanza la superficie terrestre antes de enfriarse y endurecerse, y en el otro no. El magma que cristaliza bajo tierra forma rocas ígneas intrusivas. El que alcanza la superficie antes de solidificarse forma las rocas ígneas extrusivas. Rocas ígneas intrusivas:
Las rocas ígneas que se forman en profundidad se enfrían más lentamente que las formadas en superficie, por lo que tienden a ser de grano más grueso y no contienen inclusiones gaseosas o de vidrio. Los grandes cristales normalmente se empaquetan de forma compacta, confiriendo un aspecto granuloso a la roca. Hay dos tipos de rocas ígneas intrusivas. Las hipoabisales se forman justo debajo de la superficie, normalmente 21
en diques y sills. Las rocas plutónicas se forman a mayor profundidad y se emplazan en forma de plutones y batolitos. Las rocas ígneas intrusivas quedan expuestas a la superficie si las rocas que las cubren desaparecen por efecto de la erosión. Rocas ígneas extrusivas:
Si el magma alcanza la superficie terrestre antes de enfriarse, forma rocas ígneas extrusivas de grano fino, también llamadas rocas volcánicas, ya que el magma surge por los volcanes. Las rocas ígneas extrusivas tienen formas fluidas y cristales de poco tamaño que crecen rápidamente, y suelen contener inclusiones de vidrio y de gas. Composición: Las rocas ígneas están compuestas esencialmente por silicatos,
generalmente ortosa, plagioclasa, cuarzo, mica biotita, olivino, anfíboles y piroxenos. Cada tipo de roca ígnea contiene distintas proporciones de estos minerales. Clasificación: Las rocas ígneas se clasifican según la cantidad de sílice que contienen.
También se pueden agrupar por el tamaño de los cristales. El tipo de magma, la forma en que viaja hasta la superficie y la velocidad de enfriamiento determinan la composición y características como el tamaño del grano, la forma de los cristales y el color. El tamaño del grano indica si una roca ígnea es intrusiva (de grano grueso) o extrusiva (de grano fino). Las primeras, como el gabro, tienen cristales de más de 5 mm de diámetro; las rocas de grano medio, como la dolerita, tienen cristales de entre 0,5 y 5 mm de tamaño; por último, las de grano fino, como el basalto, tienen cristales de menos de 0,5 mm. La forma de los cristales es otro indicador del origen de la roca. Un enfriamiento lento permite que los minerales tengan tiempo de desarrollar cristales bien formados (idiomórficos). Un enfriamiento rápido sólo permite la aparición de cristales mal formados (alotriomórficos). 2.3.2.2 Rocas sedimentarias
Se forman en la superficie terrestre o cerca de ella. Normalmente, la roca se fragmenta y se disuelve por acción de la meteorización y la erosión, las partículas se sedimentan y los minerales disueltos cristalizan a partir del agua y forman sedimentos. Los componentes de la roca fragmentada son transportados por el agua y el hielo y, enterrados a poca profundidad, se convierten en nuevas rocas. Las rocas sedimentarias se disponen en capas, las más recientes situadas sobre las más antiguas, lo que permite a los geólogos conocer la edad relativa de cada capa. Las rocas sedimentarias suelen contener fósiles, que pueden ser de utilidad tanto para datar las rocas como para determinar su origen. Existen tres grupos principales: orgánicas, detríticas y químicas. Rocas sedimentarias
:
Las rocas sedimentarias orgánicas se forman a partir de restos vegetales o animales. Por lo general contienen fósiles, y algunas están compuestas casi íntegramente de restos de seres vivos. Por ejemplo, el carbón se forma a partir de capas de material vegetal comprimido. La mayor parte de la piedra caliza procede de restos de criaturas marinas. Rocas sedimentarias detríticas :
Las rocas sedimentarias detríticas están constituidas por partículas de rocas más antiguas que pueden estar situadas a cientos de kilómetros. Las rocas de origen se 22
fragmentan debido a la lluvia, la nieve o el hielo, y las partículas resultantes son arrastradas y depositadas como sedimentos en desiertos, en playas o en los lechos de océanos, lagos y ríos. Las rocas detríticas se clasifican de acuerdo con el tamaño de las partículas que contienen. La arenisca es un ejemplo de roca sedimentaria detrítica. Rocas sedimentarias : Las rocas sedimentarias químicas se forman a partir de minerales disueltos en el agua. Cuando el agua se evapora o se enfría, los minerales disueltos pueden precipitar y formar depósitos que pueden acumularse con otros sedimentos o formar rocas por su cuenta. Las sales son un ejemplo habitual de rocas sedimentarias químicas. Formación de rocas sedimentarias: El proceso que convierte los sedimentos no consolidados en roca se denomina litificación. A diferencia de las rocas metamórficas, las sedimentarias se forman cerca de la superficie terrestre, bajo presiones y temperaturas relativamente bajas. Los sedimentos más antiguos quedan enterrados bajo las nuevas capas y se van endureciendo gradualmente por la compactación y la cementación. La compresión que sufren esos sedimentos para formar rocas se denomina compactación. A medida que se van amontonando las capas de sedimentos, las más inferiores van quedando aplastadas por el peso de las superiores. El grado de compresión que pueden soportar depende del tipo de sedimento. El sedimento de grano fino se puede reducir a una décima parte de su grosor original en un proceso del que se obtiene la argilita (roca constituida por arcillas), mientras que la arena se puede comprimir muy poco. Los sedimentos suelen contener una gran cantidad de agua entre las partículas que se expulsan durante la compactación. Clasificación de las rocas sedimentarias:
La apariencia de una roca sedimentaria queda determinada por las partículas que contiene. Características como el tamaño y la forma del grano o la presencia de fósiles pueden ayudar a clasificar este tipo de rocas. El tamaño de los granos de las rocas sedimentarias varía mucho, desde grandes cantos hasta las minúsculas partículas de arcilla. Los conglomerados y las brechas, compuestos de guijarros y cantos rodados, son las rocas sedimentarias de grano más grueso; la arenisca está formada por partículas del tamaño de granos de arena y el esquisto es la roca sedimentaria de grano más fino. La forma de los granos que integran las rocas sedimentarias depende de cómo éstos se han transportado. La erosión del viento crea partículas de arena esféricas y guijarros angulosos. La del agua origina partículas de arena angulosas y guijarros esféricos. Los fósiles son restos animales o vegetales conservados en capas de sedimentos. El tipo de fósil que contiene una roca indica su origen. Por ejemplo, un fósil marino sugiere que la roca se formó a partir de sedimentos depositados en el lecho oceánico. Los fósiles suelen aparecer principalmente en rocas sedimentarias, nunca en las ígneas y raramente en las metamórficas. 2.3.2.3. Rocas metamórficas
En la profundidad de la corteza terrestre, las temperaturas y las presiones son altísimas. Dentro de nuestro planeta, el grupo de minerales que compone una roca se puede transformar en otro que sea estable a presiones y temperaturas superiores. Las rocas situadas cerca de un cuerpo de magma caliente se pueden transformar por la acción del calor. Las rocas que han sido enterradas a gran profundidad por la acción de placas tectónicas convergentes pueden transformarse por el aumento de la presión y de la 23
temperatura. Ese cambio se denomina metamorfismo, un proceso que puede modificar cualquier tipo de roca, sea sedimentaria, ígnea o incluso metamórfica. Por ejemplo, la piedra caliza, que es sedimentaria, puede convertirse en mármol, y el basalto, que es ígneo, en una roca verde, anfibolita o eclogita. Temperatura y presión: Cuanto mayor sea la profundidad a la que esté enterrada una
roca, más calor y mayor temperatura soportará. Con cada kilómetro de profundidad la temperatura aumenta unos 25°C y la presión, unas 250 atmósferas. Metamorfismo
A medida que se forman las montañas, grandes cantidades de roca se deforman y se transforman debido a un proceso llamado metamorfismo regional. Las rocas enterradas a poca profundidad descienden a mayores profundidades, donde a temperaturas y presiones superiores se pueden formar nuevos minerales. Una zona que ha sufrido el proceso de metamorfismo regional puede ocupar miles de kilómetros cuadrados. Este tipo de metamorfismo se clasifica en grado bajo, medio y alto en función de las temperaturas alcanzadas. La pizarra, el esquisto y el gneis son ejemplos de rocas afectadas por el metamorfismo regional. Metamorfismo de
El metamorfismo de contacto se da cuando las rocas son calentadas por un cuerpo de magma. Los fluidos liberados por ese proceso pueden atravesar las rocas y seguir transformándolas. La zona afectada situada en torno a una intrusión ígnea o un flujo de lava se denomina aureola. Su tamaño depende del de la intrusión y de la temperatura del magma. Los minerales de la roca original pueden transformarse de modo que la roca metamórfica resultante sea más cristalina, y en el proceso pueden desaparecer componentes, como los fósiles. Las corneanas son el resultado habitual del metamorfismo de contacto. Metamorfismo
El metamorfismo dinámico es una forma secundaria de metamorfismo que se da cuando las rocas son comprimidas a causa de los grandes movimientos de la corteza terrestre, en especial a lo largo de sistemas de fallas. Grandes masas de roca se superponen a otras rocas y, en los puntos donde entran en contacto, se forman unas rocas metamórficas denominadas milonitas. La clasificación de las rocas metamórficas:
Las rocas metamórficas presentan una serie de características comunes. El análisis de la estructura, el tamaño del grano y el contenido mineral puede ayudar a clasificar estas rocas. El término textura hace referencia a cómo se orientan los minerales en el seno de una roca metamórfica. La orientación de los cristales indica si la roca se ha formado como consecuencia de un aumento de presión y de temperatura, o bien, sólo por un incremento de esta última. En las rocas metamórficas de contacto, los minerales suelen estar ordenados al azar. En las de metamorfismo regional, la presión a la que se ha visto sometida la roca suele provocar que determinados minerales se alineen. El tamaño de los cristales refleja el grado de calor y presión al que se ha expuesto la roca. En general, cuanto más altas hayan sido la presión y la temperatura, mayores serán los cristales. Por ejemplo, la pizarra, que se forma bajo poca presión, es de grano fino; el esquisto, que se forma a temperaturas y presiones moderadas, es de grano medio; y el gneis, formado a 24
altas temperaturas y presiones, es de grano grueso. La presencia de determinados minerales en las rocas metamórficas puede ayudar en el proceso de identificación. El granate y la cianita se dan en el gneis y el esquisto, mientras que en la pizarra suelen encontrarse cristales de pirita. La diferencia entre y meteorización. Entendemos por meteorización la rotura o la disgregación de una roca sobre la superficie de la Tierra, en la que se formas un manto de roca alterada, regolito, que permanece in situ. El concepto de erosión incluyen la denudación o degradación, es decir, la meteorización y el transporte del material. Corresponden al conjunto de desigualdades que constituyen el relieve de nuestro planeta. Estas desigualdades no son uniformes, hay eminencias y depresiones. Las más grandes depresiones o concavidades de la Tierra están cubiertas por agua, formando océanos y mares; el nivel del mar se toma como punto de referencia. Existe el relieve continental y el relieve submarino. 2.4. TEORIA GEOLOGICA DE LA ISOSTACIA
La isostasia es la idea de que las diferentes partes de la corteza terrestre están en equilibrio gravitacional lo que implica, entre otras cosas, que la corteza terrestre flota en un sustrato semifluido, el manto. Su fundamento físico está en el principio de Arquímedes. El concepto se originó a mediados del siglo XIX como consecuencia de estudios topográficos y geodésicos y jugó un papel fundamental en las discusiones sobre la tectónica terrestre en la primera mitad del siglo XX. En la década de 1850 los técnicos que trabajaban para el Gran Proyecto de Topografía Trigonométrica de la India a las órdenes de Andrew Waugh, sucesor en el cargo de George Everest, se encontraron con un problema. Sabían que la fuerza gravitacional debida a la masa de las montañas podía afectar a sus plomadas. Sin embargo, las impresionantes montañas del Himalaya desviaban las plomadas menos de lo que esperaban, lo que creaba problemas cartográficos. Esto mismo lo había observado un siglo antes Pierre Bouguer en los Andes. Este inconveniente técnico supuso para los científicos la posibilidad de especular sobre la estructura de la Tierra.
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George Airy, matemático y astrónomo real, propuso que las montañas más altas tenían raíces que alcanzaban mayor profundidad que la corteza circundante, teniendo la corteza una densidad constante. Por su parte John Pratt, matemático y archidiácono de Calcuta, sugirió que la densidad de las montañas varía inversamente a su altura. Ambas propuestas son equivalentes desde el momento en que afirman que para un punto cualquiera del sutrato a una profundidad finita la carga es igual en todas partes. Los geólogos estaban fascinados con el fenómeno. Clarence Dutton lo llamó isostasia y fue de los primeros en darse cuenta de las implicaciones que tenía para la dinámica interna de la Tierra. Varios geólogos vieron en él la explicación a los niveles cambiantes de tierra y mar en Escandinavia: propusieron que durante la última glaciación el peso de las masa de hielo había hundido la tierra que estaba ahora rebotando. Los avances posteriores en geofísica y geodesia cambiaron el estatus de la isostasia de idea novedosa a verdad ampliamente aceptada. Los geofísicos, notablemente Veikko Heiskanen, emplearon y mejoraron la formulación de Airy; de hecho el modelo se llama en la actualidad de Airy-Heiskanen. Por su parte, por conveniencia, los geodésicos prefirieron el modelo de Pratt, mejorado por John Hayford, cuyo trabajo merece mención aparte. Los geodésicos sabían perfectamente que la determinación de la longitud y la latitud hechas por triangulación arrojaba resultados diferentes a la calculada por métodos astronómicos y atribuían esta discrepancia a las desviaciones de las plomadas. Hayford llevó a cabo una serie enorme y sistemática de mediciones con la mayor precisión posible en la época usando el modelo de Pratt como referencia. Demostró de esta forma que las desviaciones de las plomadas varían de forma sistemática. También que los límites entre la tierra y el mar provocaban variaciones mucho mayores que la topografía local. Con estos resultados en la mano Hayford anunció en 1909 un nuevo modelo para el elipsoide de referencia, una superficie definida matemáticamente que aproxima la forma real de la Tierra, que fue ampliamente aceptado. Además confirmó algo que algunos geólogos venían sospechando, a saber, que el material de los continentes era menos denso que el del suelo oceánico. Con los resultados de Hayford en la mano los geólogos no tenían más remedio que enfrentarse al hecho de que la isostasia suponía una amenaza grave a la teoría de una Tierra que se contrae rápidamente al enfriarse como base para los modelos de la tectónica. Si los continentes eran más ligeros que los suelos oceánicos entonces la hipótesis de que los continentes se hundieron para formar las cuencas oceánicas propuesta por Eduard Suess en su muy influyente Das Antlitz der Erde (La faz de la Tierra; publicado en tres volúmenes entre 1883 y 1904) no podía ser cierta. Como consecuencia se necesitaron nuevas hipótesis que salvaran este problema. Se propusieron muchas teorías tectónicas alternativas por parte de geólogos y físicos y todas tropezaban de una u otra manera con la misma piedra, la isostasia. Por ejemplo, la deriva continental de Wegener parecía imposible: ¿como podían unos continentes menos densos moverse a través de suelos marinos más densos?
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Hubo que esperar a los años 60 del siglo XX, con el desarrollo de la tectónica de placas, para encontrar una teoría capaz de solventar los problemas que planteaba la isostasia. El nuevo modelo establecía las fronteras entre placas de grosor equivalente, no entre continentes y océanos, haciendo así posible el movimiento de éstas. [La serie De… pretende presentar, desde un punto de vista histórico, algunos conceptos fundamentales de la ciencia que, según nuestro criterio, toda persona culta debería conocer
La deriva continental es el desplazamiento de las masas continentales unas respecto a otras. Esta hipótesis fue desarrollada en 1915 por el alemán Alfred Wegener a partir de diversas observaciones empírico-racionales, pero no fue hasta la década de los sesenta, con el desarrollo de la tectónica de placas, cuando pudo explicarse de manera adecuada el movimiento de los continentes. La teoría de Alfred Wegener. La teoría de la deriva continental fue propuesta originalmente por Alfred Wegener en1912, quien la formuló basándose, entre otras cosas, en la manera en que parecen encajar las formas de los continentes a cada lado del océano Atlántico, como África y Sudamérica de lo que ya se habían percatado anteriormente Benjamin Franklin y otros. También tuvo en cuenta tanto el parecido de la fauna fósil de los continentes septentrionales como de algunas formaciones geológicas. Más en general, Wegener conjeturó que todo el conjunto de los continentes actuales estuvieron unidos en un pasado muy remoto de la Tierra, formando un solo supercontinente denominado Pangea, que significa «toda la tierra». Este planteamiento fue inicialmente descartado por la mayoría de sus colegas, ya que su teoría carecía de un mecanismo para explicar la deriva de los continentes. En su tesis original, propuso que los continentes se desplazaban sobre otra capa más densa de la Tierra. que conformaba los fondos oceánicos y se prolongaba bajo ellos de la misma forma en que uno desplaza una alfombra sobre el piso de una habitación. La teoría en la actualidad La teoría de la deriva continental, junto con la de la expansión del fondo oceánico, quedaron incluidas en la teoría de la tectónica de placas, nacida en los años 1960 a partir de varias investigaciones. Según esta teoría, el fenómeno del desplazamiento sucede desde hace miles de millones de años gracias a la convección global en el manto (exceptuando la parte superior rígida que forma parte de la litosfera), de la que depende que la litosfera sea reconfigurada y desplazada permanentemente. Se trata en este caso de una explicación consistente, en términos físicos, que es igualmente una teoría movilista, que permitió superar las viejas interpretaciones fijistas de la orogénesis (geosinclinal y contraccionismo) y de la formación de los continentes y océanos. Por esto, Wegener es considerado, con toda justicia, su precursor. Tectónica de placas La teoría da una explicación a las placas 27
tectónicas que forman la superficie de la Tierra y a los desplazamientos que se observan entre ellas en su movimiento sobre el manto terrestre fluido y también a sus direcciones e interacciones. También explica la formación de las cadenas montañosas (orogénesis). 2,5 cm/año1 lo que es, aproximadamente, la velocidad con que crecen las uñas de las manos. Dado que se desplazan sobre la superficie finita de la Tierra, las placas interaccionan unas con otras a lo largo de sus fronteras o límites provocando intensas deformaciones en la corteza y litosfera de la Tierra, lo que ha dado lugar a la formación de grandes cadenas montañosas como son por ejemplo: las cordilleras del Himalaya, Alpes, Pirineos, Atlas, Urales, Apeninos, Apalaches, Andes, entre muchos otros. Y también a grandes sistemas de fallas asociadas con estas por ejemplo, el sistema de fallas de San Andrés. El contacto por fricción entre los bordes de las placas es responsable de la mayor parte de los terremotos. Otros fenómenos asociados son la creación de volcanes (especialmente notorios en el cinturón de fuego del océano Pacífico) y las fosas oceánicas. Las placas tectónicas se componen de dos tipos distintos de litosfera: la corteza continental, más gruesa, y la corteza oceánica, la cual es relativamente delgada. La parte superior de la litosfera se le conoce como Corteza terrestre, nuevamente de dos tipos (continental y oceánica). Esto significa que una placa litosférica puede ser una placa continental, una oceánica, o bien de ambos, si fuese así se le denomina placa mixta
Es la teoría que establece que la capa más externa y rígida que componen la Tierra, la litósfera, está dividida en placas que se van desplazando sobre la astenósfera (capa que se encuentra por debajo de la litósfera). Antecedentes ì 1885, el geólogo suizo Suess, basándose en la distribución de floras fósiles y de sedimentos de origen glacial, propuso que existió un continente que incluía: India, África y Madagascar, posteriormente añadió a Australia y a Sudamérica. A este supe continente lo llamó Gondwana. ì El astrónomo y 28
meteorólogo alemán Alfred Wegener (1880-1930), propuso que los continentes en el pasado geológico estuvieron unidos en un supe continente de nombre Pangea, que posteriormente se habría separado por deriva continental. Wegener ì Tuvo poco reconocimiento ì CriJcado por la falta de evidencia a favor de la deriva continental: ausencia de un mecanismo que la causara ì se pensaba que la deriva era físicamente imposible En 1937, el geólogo sudafricano Alexander Du Toit publicó una lista de diez líneas de evidencia a favor de la existencia de dos super continentes: Laurasia y Gondwana, los cuales fueron separados por un océano de nombre Tethys. ¿Por qué surgen las placas? Surgieron a raíz de las corrientes de convección del manto terrestre, las cuales terminaron fragmentando la capa más superficial de la Tierra (litósfera). Las corrientes de convección se originan cuando: 1)los materiales que componen el Manto terrestre se calientan, 2) Y entonces, emergen hacia la superficie, 3)pero cuando se acercan a la superficie terrestre se enfrían, 4)volviendo a desplazarse hacia una zona más profunda del manto terrestre, 5)R= se genera un movimiento circular. Dinámica de la tierra: movimiento de las placas ì Las placas se mueven (pocos centímetros por año) sobre en un manto semilíquido, viscoso, en diferentes direcciones sobre la superficie terrestre. LÍMITES DE PLACAS: Pueden ser de 3, en función del movimiento de las placas que componen el límite: Límite divergente: las placas tectónicas se alejan entre sí, generando una fractura, en la cual va surgiendo nueva litósfera, formada por magma que emerge del manto. Límite convergente: las placas tectónicas convergen, se acercan, chocan entre sí.
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