Los
fenómenos geológicos que se han desarrollado y se siguen desarrollando en el
interior y zonas externas de nuestro planeta, son una consecuencia remota de la
historia evolutiva de una pequeña parcela del Universo, el sistema planetario solar, formado hace unos 4.600 M.A. La materia
que constituye nuestro sistema está concentrada en la estrella central, el Sol,
donde predominan las partículas elementales subatómicas y átomos ligeros (H y
He, principalmente) y, en muy pequeña parte (0,1%), en los planetas y sus
satélites. Dentro de éstos, los más cercanos al sol son relativamente pequeños,
pero de densidad elevada (Mercurio, Venus, la Tierra > 5; Marte ≈ 4),
mientras que los planetas externos, excepto Plutón, son de mayor tamaño y menor
densidad (Júpiter, Urano y Neptuno < 2; Saturno < 1). En los planetas
internos, en su mayor parte sólidos, los elementos más abundantes en conjunto
son el Si, O, Fe, y Mg. En cambio, en los planetas externos más ligeros,
parecen predominar los elementos químicos de menor peso atómico o sus
combinaciones moleculares (agua, amoniaco, metano, etc.).
Estrellas con sistemas planetarios a su alrededor son muy poco
frecuentes en el Universo, y su origen, así como la especial distribución de la
materia en el Sistema Solar, es un asunto aún no dilucidado, aunque a lo largo
de la evolución del pensamiento científico se han repetido siempre dos líneas
de hipótesis:
·
Una, en la que los sistemas planetarios son
el resultado de la concentración por acreción de la materia dispersa, en forma
de meteoritos o planetesimales, dentro de una nebulosa giratoria en su zona
central (el Sol), o en regiones localizadas (los planetas).
·
Otra, en la que los sistemas planetarios
resultarían de la aproximación de dos estrellas; la atracción gravitatoria
mutua podría producir deformaciones y desgajes de la más ligera, que se
concentrarían posteriormente como planetas, después del paso de la estrella
causante de la deformación.
Las hipótesis del primer tipo, que fueron
ideadas hace casi dos siglos por Laplace, parecen tener hoy más partidarios,
una vez que se han superado los grandes inconvenientes que tenía esta
hipótesis, por estar concentrada la mayor cantidad de momento angular en los
planetas, no obstante tener una cantidad de masa que es insignificante en
relación con el Sol.
En las hipótesis en que se pensaba que los
planetas procedían de desgajamientos del sol, había que admitir que aquéllos
debieron pasar por un período inicial de temperaturas análogas a las que
existen en la estrella central, como consecuencia de las reacciones de síntesis
nuclear. En la actualidad, una serie de hechos y razonamientos apoyan más la
idea de que la Tierra, como los otros planetas, se formó por acrección y
coalescencia de materia inicialmente dispersa; este proceso tuvo lugar a
temperaturas de pocos centenares de grados, inferiores a las que en fases
sucesivas pudo alcanzar como consecuencia de la concentración de la materia en
un cuerpo individualizado.
Los componentes minerales que se
encuentran en algunos meteoritos, fragmentos de materia del Sistema Solar, que
probablemente proceden de la zona orbital de los Asteroides, situada entre las de Marte y Júpiter, (figura 1) indican temperaturas de formación inferiores a las necesarias para sufrir fusión.
Aunque el mecanismo de individualización inicial de nuestro planeta sea
hipotético, dos factores principales están en la raíz de toda su historia y su
dinámica posterior: uno de ellos es la cantidad de masa que en él esta
acumulada, pues esta masa crea campo gravitatorio y condiciona la presión
interna; otro es la naturaleza y composición de esta masa, pues otra fuente
energética intrínseca de la Tierra es el calor interno que, en su mayor parte,
procede de la evolución de la energía que se libera en la desintegración de
isótopos radiactivos, que aún no han desaparecido desde la formación de la
tierra como planeta.
Esta cantidad y calidad de masa del planeta, condicionó y sigue
condicionando todos los fenómenos geológicos y no geológicos que se
desarrollaron en la historia del mismo, de tal manera que si hubiera sido
diferente o de otra clase, este cuerpo celeste sería muy distinto de lo que es
en la actualidad.
Por
poner un ejemplo minúsculo en este sentido, si la masa de la tierra hubiera
sido superior o inferior en un 5% de lo que es, el sólo efecto de modificación
de la aceleración de la gravedad, haría cambiar notablemente la densidad y
composición de la atmosfera y de la hidrosfera, modificando radicalmente las
condiciones de desarrollo de la
biosfera. De la misma manera, si la cantidad de isótopos radiactivos que existen en las rocas
profundas, que es una centésimas de unidad
por cada millón de unidades de
roca que se considera, fuera de unas décimas de unidad por millón, las
modificaciones de la historia térmica y evolución energética del planeta serian
casi inimaginables en sus consecuencias. Estas elucubraciones no tienen
sentido, si no es para poner de manifiesto que la Tierra a seguido su propia
historia evolutiva en el Sistema Solar, y que esta historia no es igual a la de
cualquier otro cuerpo celeste, especialmente en sus aspectos cuantitativos, por
estar condicionada por su masa, composición y energía.
Otro
aspecto que interesa resaltar es que nuestro planeta, aunque se individualizo
como tal hace 4,6 millares de millones de años (El hombre está sobre la Tierra
desde hace menos de un millón de años), no ha finalizado su evolución,
existiendo un trasiego constante de materia y energía entre zonas interiores y
exteriores. Esta dinámica, de la cual son pequeños reflejos de los terremotos o
las erupciones volcánicas que se generan en el interior, o los procesos de
erosión o sedimentación que podemos observar diariamente, se desarrolla a una
velocidad muy reducida, si se mide en las unidades de tiempo usuales para el
hombre; pero está ocasionando una continua modificación del interior y de la
faz de la Tierra, a la que con la deformación antropomórfica de adaptar todos
los hechos a nuestras escalas temporales y espaciales, considerando
instintivamente como algo inmutable.
Fuente: Geodiversidad
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