origen de la tierra, tectónica de placas

7/25/2019 Origen de La Tierra, Tectnica de placas

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UNIVERSIDAD DE SAN CARLOS DE GUATEMALA

ESCUELA DE POSTGRADO

MAESTRA EN INGENIERA GEOTCNIC A

CURSO : GEOLOGA FSICA Y GEOMORFOLOGA

CAT: ING . CARLA GORDILLO DE MARCHENA

ORIGEN DE LA TIERRA Y SISTEMA SOLAR

DERIVA CONTINENTALTECTNICA DE PLACAS

ESCALA DEL TIEMPO GEOLGICO

FSILES

EVENTOS RELEVANTES EN EL PLANETA TIERRA

EDAD DE LA TIERRA Y CMO SE CALCUL

OSCAR MANUEL MONTERROSO RAMREZ

FECHA : 24 DE ABRIL DEL 2010


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MAESTRA INGENIERA GEOTCNICA

GEOLOGA FSICA Y GEOMORFOLOGA

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INDICE

I. INDICE 02

II. OBJETIVOS 03

III. INTRODUCCIN 04

IV. ORIGEN DEL PLANETA TIERRA Y EL SISTEMA SOLAR

A. TEORAS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO 06

B. ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR 09

C. EVOLUCIN DE MODELOS DEL UNIVERSO 10

D. ESCALAS Y MAGNITUDES 13

E. LA LUNA 20

V. LA DERIVA CONTINENTAL

A. DEFINICIN 23

VI. LA TECTNICA DE PLACAS

A. DEFINICIN 30

VII. ESCALA DE TIEMPO GEOLGICO

A. DEFINICIN 35

B. PERIODOS 36

C. TABLA DE ESCALA DE TIEMPO GEOLGICO 38

VIII. FSILES

A. DEFINICIN 40

B. CLASIFICACIN DE SERES VIVOS 41

C. ORIGEN DEL HOMBRE 42


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IX. EVENTOS RELEVANTES EN EL PLANETA TIERRA

A.

ETAPAS DE LA HISTORIA DE LA TIERRA 45

X. EDAD DEL PLANETA TIERRA

A. MTODO DE DATAC IN 51

XI. CONCLUSIONES 55

XII.

RECOMENDACIONES 56

XIII. BIBLIOGRAFA 57


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OBJETIVOS

GENERAL

Orientarse con la conceptualizacin de trminos relacionados con el origen del universo, lo cualderiv en el origen del sistema solar y los planetas que integran el mismo.

ESPECFICOS

El entendimiento del origen del universo, lo cual nos conlleva a comprender el por qu delorigen de nuestro sistema planetario, el origen de la vida en nuestro planeta y los diferentescambios que ha tenido la Tierra a lo largo de su existencia.


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INTRODUCCIN

El presente trabajo consiste en una sntesis del tema relac ionado con el origen del universo, locual deriv en el origen de nuestro sistema solar y posteriormente el origen del planeta Tierra.

Se enfoca adems en los diferentes cambios que ha presentado nuestro planeta hasta recaeren el aparecimiento de vida sobre el mismo y como ha interactuado dicha vida sobre lasuperficie terrestre.


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ORIGEN DEL PLANETA TIERRA

Y

DEL SISTEMA SOLAR


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TEORAS Y ORIGEN DEL UNIVERSO

El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas

y todos los astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza.

Las teoras cosmolgicas ms antiguas que datan del 4000 a. C., dicen que la Tierra era elcentro del Universo y que todos los dems cuerpos celestes giraban alrededor de ella (SistemaGeocntrico).

El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneci inamovible hasta 1543,cuando el astrnomo Nicols Coprnico propuso un sistema en el que los planetas giraban enrbitas circulares alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (SistemaHeliocntrico).

Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigacin, y el descubrimiento de nuevas

Leyes de la Fsica, las teoras cosmolgicas fueron evolucionando hasta la del Universo enExpansin, formado por galaxias, nebulosas, cmulos estelares, estrellas, planetas, etc.

EXPLICACIONES CIENTIFICAS EXPLICACIONES RELIGIOSAS

Las explicaciones cientficas se basan en eldesarrollo del mtodo cientfico y secaracterizan por ser:

Inciertas: las hiptesis cientficas deben

ser confirmadas por laexperimentacin.

Provisorias: van cambiando con eltiempo.

Relativas: son vlidas para los quesostienen esa hiptesis.

Lo que proclaman las explicaciones religiosastienen como caractersticas comunes el ser:

Dogmticas: lo que proclaman no se

puede negar ni discutir.

Permanentes: no varan con el tiempo.

Absolutas: son aceptadasincondicional- mente por los creyentes,por su fe.

Edwin Hubble descubri que el Universo se expande. La

teora de la relatividad general de Albert Einstein ya lohabaprevisto.

Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavahoy, las unas de las otras. Si pasamos la pelcula al revs,dnde llegaremos?

Los cientficos intentan explicar el origen del Universo condiversas teoras. Las ms aceptadas son la del Big Bang yla teora Inflacionaria, que se complementan.


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El universo nace en circunstancias desconocidas. Segn los conocimientos cientficos del BingBang, surgi de una singularidad, un punto de densidad infinita en el que explotan las leyesdel espacio y del tiempo.

Las teoras actuales apuntan a una era de inflacin rpida; una expansin tan acelerada quesupero la velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamao de una boladiminuta de menos de un milmetro, se haya expandido mucho ms all de las distintas que enla actualidad pueden observar nuestros telescopios ms potentes.

La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partculas elementales electrones,quarks, gluones, y neutrinos que sobrevienen en un entorno con temperaturaselevadsimas(1027c). Agotada, la fuerza primitiva del universo se disuelve en gravedad y otrasfuerzas que actan a nivel nuclear. Se aplican ya las leyes de Einstein. El universo sigueexpandindose y enfrindose.

La temperatura desciende hasta mil billones de grados centgrados. Aparecen las cuatrofuerzas elementales de la fsica: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear dbil y elelectromagnetismo. Ha llegado la hora de la c reacin de partculas ms complejas.

Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones,la estructura bsica de los tomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destruccinmutua, dejando por alguna razn desconocida un resto de materia pura. La temperatura deluniverso ha descendido hasta mil millones de grados centgrados.

Neutrones y protones se combinan para formar los ncleos ms bsicos del tomo: los dehidrogeno, helio y litio. El universo se enfra a una velocidad tan extraordinaria que no quedacalor suficiente para formar elementos mas pesados.

A. La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla deelectrones protones (propagadores de luz y otras ondas energticas). Al llegar a 3000C,los elementos consiguen finalmente conectarse a la estructura bsica del tomo,liberando fotones y creando la primera seal electromagntica del universo (todavahoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora transparente. Teora del Big Bang

La teora del Big Bang o gran explosin, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones deaos, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamentepequea del espacio, y explot. La materia sali impulsada con gran energa en todasdirecciones.

Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase ms enalgunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desdeentonces, el Universo contina en constante movimiento y evolucin.

Esta teora se basa en observaciones rigurosas y es matemticamente correcta desde un


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instante despus de la explosin, pero no tiene una explicacin para el momento cero delorigen del Universo, llamado "singularidad".

B.

Teora inflac ionaria

La teora inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basaen estudios sobre campos gravitatorios fortsimos, como los que hay cerca de un agujero negro.

Supone que una fuerza nica se dividi en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el

origen al Universo.

El empuje inicial dur un tiempo prcticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesarde que la atraccin de la gravedad frena las galaxias, el Universo todava crece.

No se puede imaginar el Big Bang como la explosin de un punto de materia en el vaco,porque en este punto se concentraban toda la materia, la energa, el espacio y el tiempo. Nohaba ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo tambin se expanden con el Universo.

La era csmica oscura concluye con la formacin de las primeras estrellas del universo en

medio de densas nubes de gas. Compactado por la gravedad, l hidrogeno que contienenesas estrellas se funde en helio, derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosasreacciones nucleares van generando nuevo elementos. Se forman as el carbono, l oxigeno yel magnesio. Estrellas gigantes, llamadas supernovas, expiran con tremendas explosiones yliberando materia pesada a travs de las galaxias en evolucin.

Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raz delcataclismo provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales depolvo, piedra, y gas hasta convertirse en cuerpos esfricos. En los planetas cercanos al sol(mercurio, Venus la tierra), la mayora del gas ligero se ha quemado, dejando en la tierra unamezcla compuesta principalmente por hierro, nquel, carbono, oxigeno y magnesio. Losplanetas ms distantes como J piter y saturno, siguen siendo gigantescos globos de gas ligero.

Las primeras clulas empiezan a poblar la tierra. Segn las antiguas teoras los componentesfundamentales de la vida, como los aminocidos, procedan de la accin de relmpagos sobreuna mezcla primitiva de agua, metano e hidrogeno. Las teoras contemporneas sostienen quelos asteroides que cayeron en la tierra pudieron traer consigo las simientes de la vida orgnica.

Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproduccinsexual. Los primeros vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, losmamferos y los vegetales. Hace unos cinco millones de aos, varias especies de homnidosempiezan a vivir en frica. El Homo Sapiens hace ms de 100.000 aos, y con l surgen lalengua, la cultura y la soc iedad humana


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ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR

Desde los tiempos de Newton se ha podido especular acerca del origen de la Tierra y el SistemaSolar como un problema distinto del de la creacin del Universo en conjunto. La idea que setena del Sistema Solar era el de una estructura con unas ciertas caractersticas unificadas:

1. - Todos los planetas mayores dan vueltas alrededor del Sol aproximadamente en el plano delecuador solar. En otras palabras: si preparamos un modelo tridimensional del Sol y sus planetas,comprobaremos que se puede introducir en un cazo poco profundo.

2. - Todos los planetas mayores giran entorno al Sol en la misma direccin, en sentido contrarioal de las agujas del reloj, si contemplamos el Sistema Solar desde la Estrella Polar.

3. - Todos los planetas mayores (excepto Urano y, posiblemente, Venus) efectan unmovimiento de rotacin alrededor de su eje en el mismo sentido que su revolucin alrededordel Sol, o sea de forma contraria a las agujas del reloj; tambin el Sol se mueve en tal sentido.

4. - Los planetas se hallan espaciados a distancias uniformemente crecientes a partir del Sol ydescriben rbitas casi circulares.

5. - Todos los satlites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus respectivosplanetas en el plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al de las agujas delreloj. La regularidad de tales movimientos sugiri, de un modo natural, la intervencin dealgunos procesos singulares en la creacin del Sistema en conjunto.

Por tanto, cul era el proceso que haba originado el Sistema Solar? Todas las teoraspropuestas hasta entonces podan dividirse en dos clases: catastrficas y evolutivas. Segn elpunto de vista catastrfico, el Sol haba sido creado como singular cuerpo solitario, y empez atener una familia como resultado de algn fenmeno violento. Por su parte, las ideasevolutivas consideraban que todo el Sistema haba llegado de una manera ordenada a suestado actual.

En el siglo XVI se supona que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catstrofes.Por qu, pues, no poda haberse producido una catstrofe de alcances csmicos, cuyoresultado fuese la aparicin de la totalidad del Sistema? Una teora que goz del favor popularfue la propuesta por el naturalista francs Georges-Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en1745, que el Sistema Solar haba sido creado a partir de los restos de una colisin entre el Sol yun cometa.

Naturalmente, Buffon implicaba la colisin entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable.Llam a ese otro cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora que los cometasson cuerpos diminutos rodeados por insustanciales vestigios de gas y polvo, pero el principio deBuffon contina, siempre y cuando denominemos al cuerpo en colisin con algn otro nombrey, en los ltimos tiempos, los astrnomos han vuelto a esta nocin.

Sin embargo, para algunos parece ms natural, y menos fortuito, imaginar un proceso mslargamente trazado y no catastrfico que diera ocasin al nacimiento del Sistema Solar. Estoencajara de alguna forma con la majestuosa descripcin que Newton haba bosquejado de laley natural que gobierna los movimientos de los mundos del Universo. El propio Newton habasugerido que el Sistema Solar poda haberse formado a partir de una tenue nube de gas y


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polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la atrac cin gravitatoria. A medida que laspartculas se aproximaban, el campo gravitatorio se habra hecho ms intenso, lacondensacin se habra acelerado hasta que, al fin, la masa total se habra colapsado, para

dar origen a un cuerpo denso (el Sol), incandescente a causa de la energa de la contraccin.

En esenc ia, sta es la base de las teoras hoy ms populares respecto al origen del Sistema Solar.Pero haba que resolver buen nmero de espinosos problemas, para contestar algunaspreguntas clave. Por ejemplo: Cmo un gas altamente disperso poda ser forzado a unirse, poruna fuerza gravitatoria muy dbil?

Formacin del Sistema Solar

Es difcil precisar el origen del Sistema Solar. Los cientficos creen que puede situarse hace unos4.650 millones de aos. Segn la teora de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo secontrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenz a girar a gran velocidad,probablemente, debido a la explosin de una supernova c ercana.

EVOLUCIN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO.

1. Sistema geocntrico.

1.1. Cosmologa aristotlica.

Los primeros filsofos que especularon sobre la estructura del universo fueron los griegos, entrelos cuales destaca la cosmologa aristotlica. El sistema que planteaba era el geocntrico, esdecir, con la tierra con la tierra en el centro y los dems cuerpos celestes girando a su alrededor(aunque cabe resaltar que ms en la antigedad esto ya era tenido en cuento, como porejemplo los pueblos mesopotmicos. Los cules se mueven en un movimiento circular uniforme,que corresponde al te r: la sustancia de la cul proceden todas las sustancias que forman eluniverso, hay un nico elemento; sin embargo los elementos que forma la tierra son cuatro la

tierra, el fuego, el agua y el aire, as pues en la tierra hay un movimiento considerado por losgriegos de gran imperfecto, el rectilneo ac elerado.

1.2. Cosmologa de Ptolomeo

Plante un modelo del Universo muy semejante al de Aristteles. En el modelo, la Tierrapermanece en el centro mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas rbitasalrededor de ella. A Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vistamatemtico, y no tanto que describiera con precisin el movimiento planetario. Aunqueposteriormente se demostr su incorreccin, pero pese a esto fue admitido durante catorcesiglos hasta que fueron aceptadas las teoras de Coprnico.


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2. Sistema heliocntrico.

2.1. Aristarco de Samos.

Fue el primer filsofo que considero un sistema heliocntrico en el que la tierra giraba alrededordel sol, esta teora no tuvo mucho xito pese a su mayor acercamiento hacia la certeza pues elsistema geocntrico se hallaba completamente arraigado en la sociedad de la poca.

2.2. Coprnico.

Propuso un modelo heliocntrico es decir, que sita al sol en centro del universo. Coprnicointercambio la posicin del sol y de la tierra del modelo aristotlico para explicar el movimientoplanetario, as considera que la tierra y los dems planetas (excepto la luna que gira alrededorde la tierra), se trasladan en rbitas circulares del sol. La tierra adems gira sobre s misma,mientras que el sol permanece inmvil.

Este modelo no se adaptaba satisfactoriamente si no se introducan epiciclos, con lo queresultaba casi tan complicado como el modelo ptolemaico. No obstante explicaba de formams sencilla las irregularidades de los planteas (movimiento retrgrado, cambios de brillo, etc.).

2.3. Tycho Brahe

Propuso un modelo geoheliocntrico, segn el cul la Tierra est en el centro del universo perotodos los dems planetas (excepto la luna) giran alrededor del sol, y este alrededor de la tierra.

2.4. Galileo Galilei

Construyo un telescopio hacia el ao 1610 y enfoco con este el firmamento. Fue el primero endarse cuenta de la verdadera magnitud del universo; as pues descubri estrellas nunca vistashasta entonces, los cuatros satlites de J piter y constat que giran alrededor de dicho planetay por tanto la tierra no es el centro de todos los movimientos de los cuerpos celestes; descubrioslos crteres de la luna y las manchas solares, lo que pona en duda que los astros estuvierancompuestos por un ter inmutable distinto de los elementos terrestres. Adems descubri lasfases de Venus.

Para sus explicaciones, casi a costa de su vida, adopt el modelo heliocntrico de Coprnico,pero sigui suponiendo rbitas circulares para los planetas.

2.5. Johannes Kepler.

Colabor con el astrnomo Tycho Brahe durante los ltimos aos de vida de este ltimo. TychoBrahe le leg un completsimo catlogo estelar con anotaciones de los movimientos de losplanetas, sobre todo de Marte. A partir de estos datos y de sus propias teoras Kepler se percatde que las teoras de Brahe no encajaban con una supuesta rbita circular, aunque si con unmodelo heliocntrico. As pues, Koper lleg a la conclusin de que los planetas giran entorno alsol describiendo rbitas elpticas en vez de circulares y el sol se sita en uno de focos de laelipse. Enunci entonces las leyes sobre el movimiento de los planetas:

Todos los planetas describen rbitas elpticas con el Sol situado en uno de los focos.


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La rec ta que une un planeta con el sol barre reas iguales en tiempos iguales.

El cuadrado del perodo del movimiento de un planeta es directamente proporcional al

cubo de la distancia media del planeta al sol.

Estas leyes son vlidas para los movimientos de los planteas alrededor del sol y para losmovimientos de los Satlites alrededor de un planeta.

2.6. Giordano Bruno.

Una vez conocido el modelo heliocntrico y la enorme distancia entre la tierra y las estrellas dela que hablaban por vez primera los astrnomos de la poca. Bruno lleg a la conclusin deque las distancias cosmolgicas son infinitas. As, el universo es infinito, y el sistema solar es unoms de otros sistemas parecidos o mayores, cuyo nmero es ilimitado, segn esto nuestro sol noocupa un lugar privilegiado en el universo, pues un universo infinito carece de c entro.

2.7. Isaac Newton

Defini las leyes detipo matemtico iniciadas por Galileo. Sus estudios y disciplinas abarcaronun gran nmero de disciplinas.

Newton aplic las leyes de la dinmica al estudio de los fenmenos naturales para elaborar suexplicacin de la realidad. Supuso que el hecho de que la luna gire alrededor de la tierra enlugar de salir despedida en lnea recta se debe a la presencia de una fuerza que la empujahacia la tierra y la hace describir una circunferencia. Llam a esta fuerza g r a vedad y supusoque actuaba a distancia, pues no hay nada que conec te fsicamente la tierra y la luna. Newtondemostr que hace caer un objeto sobre la tierra mantiene a la luna en su rbita.

A partir de las leyes de Kepler, dedujo la ley de g ra vitac in universa l:todo par de partculas seatraen con una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de su distancia y directamenteproporcional al producto de sus masas.

EVOLUCIN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO


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LAS ESCALAS Y MAGNITUDES

Todos los objetos que observamos en el cielo brillan con distintas intensidades, debido a las

diferentes distancias que nos separan de ellos y de sus distintos brillos intrnsecos. La magnitudaparente (m)de un cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidadde luz que se recibe del objeto.

Hace ms de 2100 aos, en la Grecia del siglo II a.C., el astrnomo Hiparco de Nicea fue elprimero en compilar un catlogo de alrededor de mil estrellas visibles a simple vista, a las cualesorganiz segn su brillo en seis categoras a las que llam magnitudes. Para Hiparco, las veinteestrellas ms brillantes del firmamento eran de primera magnitud, mientras las que estaban en ellmite de la visibilidad a ojo desnudo eran de sexta magnitud, ubicndose entre ambosextremos las dems. Este sistema sigue siendo utilizado en la actualidad, aunque con ciertasmodificaciones.

La invencin del telescopio por parte de Galileo Galileiforz el primer cambio de importancia:mediante su instrumento, el italiano descubri que existan estrellas ms tenues que las de sextamagnitud. En su tratado "Sidereus Nuncius" de 1610, Galileo comentaba: "En verdad, es posibledetectar con el lente estrellas que se encuentran por debajo de la sexta magnitud, as comocmulos de otras magnitudes que escapan a la vista natural las ms brillantes de estasestrellas pueden designarse como de sptima magnitud". De esa forma, la escala demagnitudes se extenda ms all de los lmites del ojo humano, a medida que la sensibilidad delos instrumentos astronmicos iba aumentando gracias al progreso de la tecnologa.

A mediados del siglo XIX, comenz a notarse la necesidad de definir una escala de magnitudms precisa. Fue el astrnomo ingls William Herschelquien primero advirti que, por trminomedio, la intensidad luminosa de una estrella de primera magnitud es cien veces superior a lade una estrella de sexta magnitud; o sea que para igualar el brillo aparente de una estrella de

primera magnitud, es necesario sumar el brillo de cien estrellas de sexta magnitud.

Teniendo esto en cuenta, en 1856 el astrnomo Norman Robert Pogsonpropuso que la relac inentre la intensidad luminosa de una magnitud y la siguiente en la escala deba permanecerconstante, indicando que una diferencia de cinco magnitudes sera exactamente definidacomo una relacin de brillo de 100 a 1. Esta conveniente regla fue rpidamente adoptada, yaque un orden de magnitud corresponde a una diferencia de brillo equivalente a la quinta razde 100, o sea, 2,511886 (valor conocido como la relacin de Pogson).

La escala resultante es logartmica, de acuerdo a la creencia imperante en 1850 de que lassensaciones humanas aumentan en progresin logartmica al crecer en progresin geomtricalos estmulos fsicos que las originan. Basndose en los mismos principios, la escala de decibeles

para medir la intensidad de los sonidos tambin fue determinada en esa poca en formalogartmica.

En general, para una diferencia de magnitudes m2- m 1, tendremos:

I1/ I2= k (m2- m1)

Siendo I1y m 1el brillo y la magnitud de la estrella ms brillante, e I 2y m 2el brillo y la magnitud deotra de brillo inferior. Entonces:


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I1/ I2= 2,511886 (m2- m1)

Como es de suponer, la relacin entre magnitudes se mantiene constante, sean cual sean lasunidades en que se mida la misma. Esto nos permite elegir las que nos parezcan msconvenientes. No obstante, y para mayor comodidad de clculo, vamos a mejorar esaecuac in aplicando logaritmos en ambos miembros:

Log(I1 / I 2) = (m2 - m 1) log 2,511886; pero log 2,511886 = 0,4Log I1- log I2= 0,4 (m2- m1)

Esta ltima expresin, precisamente, constituye la Ley de Pogson, que dice que la diferencia demagnitud entre dos estrellas es proporcional a la diferencia entre los logaritmos de sus brillos.

Sin embargo, sabemos en la actualidad que nuestra percepcin de las sensaciones aumentade forma exponencial y no de forma logartmica. Por lo tanto, una estrella de magnitud 3.0 noest exactamente a mitad de camino entre una de magnitud 2.0 y otra de magnitud 4.0, sinoque su brillo resulta algo inferior; segn la escala de Pogson, la estrella que posee un brillointermedio entre ambas tiene en realidad la magnitud 2.8. Cuanto mayor sea la diferencia,mayor ser la discrepancia con la verdadera magnitud aparente.

Pero ese no es el mayor problema de esta escala. Algunas estrellas de primera magnitud sonmucho ms brillantes que otras, por lo cual los astrnomos no tuvieron otra opcin que extenderla escala hacia los nmeros negativos. De esta forma, estrellas como Rigel, Capella, Arcturus yVega poseen magnitud 0. Sirius, la estrella ms brillante del firmamento en nuestro planeta, tieneuna magnitud aparente de -1.44 a -1.46; la Luna tiene una magnitud de -12.6, y el Sol tiene una

magnitud de -26.7. Por otro lado, en la actualidad el Telescopio Espacial Hubble y lostelescopios Keck I y II, en Hawaii, poseen detectores fotoelctricos extremadamente sensibles,capaces de resolver estrellas con magnitudes superiores a +30.


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Hacia fines del siglo XIX, la fotografa comenz a ser ampliamente utilizada por los astrnomospara obtener imgenes del firmamento y medir el brillo de las estrellas. Esto permiti descubrirque algunas estrellas, que mostraban el mismo brillo al ojo desnudo, mostraban diferentes brillos

al ser fotografiadas y viceversa. Comparadas con el ojo humano, las emulsiones fotogrficasresultaban ms sensibles a la luz azul y menos sensibles a la luz roja; para resolverlo se crearondos escalas separadas: la de magnitud visual (mv), relativa al ojo humano, y la de magnitudfotogrfica (mp), referida a la emulsin fotogrfica en blanco y negro sensible al azul.

Paradjicamente, esa complicacin result de utilidad, dado que la diferencia entre lamagnitud visual y la magnitud fotogrfica de una estrella es un conveniente indicador del colorde la misma. El valor del "ndice de color", tal como se lo denomin, resultaba positivo en elcaso de estrellas amarillas, naranjas y rojas, y negativo para las estrellas azuladas. Pero lasemulsiones fotogrficas diferentes, al igual que los ojos de distintas personas, tienen respuestasespectrales diferentes, por lo cual se hizo necesaria una escala de magnitud que funcionarapara mltiples longitudes de onda.

En la actualidad, las magnitudes de los objetos astronmicos son determinadas con precisinmediante un fotmetro fotoelctrico que analiza su luz a travs de filtros de colorestandarizados. Varios sistemas de fotometra han sido desarrollados para ese fin; el ms familiares el llamado UBV, debido a los colores de los tres filtros ms comnmente utilizados: U abarcalas longitudes de onda cercanas al ultravioleta, B las del azul (blue) y V correspondeaproximadamente a la magnitud visual aparente. El ndice de color es definido como lamagnitud B menos la magnitud V. Una estrella blanca tiene un ndice B-V de alrededor de 0,2,nuestro Sol un 0,63, la gigante roja Betelgeuse un 1,85, y una estrella azul tpica un -0,4.

El sistema UBV result exitoso y fue extendido hacia el extremo rojo del espectroelectromagntico, con filtros R e I para definir las magnitudes de las longitudes de onda rojas ylas cercanas al infrarrojo; por ello, en ocasiones es denominado UBVRI. Los astrnomos

dedicados al infrarrojo lo han extendido en orden alfabtico a partir de la I hac ia longitudes deonda an ms largas, definiendo las bandas J , K, L, M, N y Q, que fueron seleccionadas paracoincidir con las longitudes de onda de determinadas "ventanas" en la atmsfera terrestre, enlas cuales el vapor de agua no absorbe la radiacin infrarroja proveniente de las estrellas.

En todas las longitudes de onda, la estrella Vega (Alfa Lyrae) ha sido elegida arbitrariamentepara definir la magnitud 0.0. Debido a que Vega es menos brillante en las longitudes de ondainfrarrojas que en las de la luz visible, las magnitudes de onda infrarrojas resultan, por definicin,"ms brillantes" que su contraparte en luz visible.


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Hasta el momento, slo hemos tenido en cuenta el brillo de una estrella observada desde laTierra; sin embargo, una estrella puede aparentar ser muy brillante debido a su proximidad, yotra parecer muy dbil por su gran lejana, siendo sin embargo mucho ms luminosa que laprimera. As pues, una comparacin en estos trminos sera errnea, y para solucionarlo se haintroducido el concepto de magnitud absoluta (M), que indica la magnitud aparente quetendra un astro al ser observado a una distanc ia de 10 prsecs (alredededor de 32,616 aos luz,o 3x1014 KILOMETROS)

SISTEMA SOLARNuestro lugar en el universo es un pequeo planeta que gira alrededor de una estrella mediana,ubicada en el brazo de una enorme galaxia, una ms de las incontables que se encuentrandispersas en el universo. Desde nuestro mundo natal (el nico lugar donde podemos asegurarque existe vida), miramos el espacio y contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de laTierra se encuentran los planetas y dems cuerpos del sistema solar, orbitando nuestro fecundoy familiar Sol; mucho ms lejos se distinguen las otras estrellas de nuestra galaxia, algunasbrillantes y calientes, otras diminutas y plidas. Podemos observar nubes de gases de dondesurgen las estrellas y percibir extraos fenmenos que indican el enigmtico vaco que handejado las estrellas muertas en violentos cataclismos; tambin vemos lagunas lcteas quesealan la posicin de otras galaxias y, forzando hasta sus lmites los instrumentos astronmicos,los cientficos investigan los misterios fundamentales: cmo pudo haberse iniciado el universo ycul podra ser su fin.

EL SISTEMA SOLAR.

Qu es?


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El Sistema Solar es un sistema planetario, que tiene por centro de atraccin a la estrella llamadaSol, y del que forman parte:

-32 sa tlite s: Giran en torno a los planetas. 1 corresponde a la Tierra, 2 a Marte y a Neptuno, 5 aUrano y 12 a J piter.Existen los satlites regulares, que giran en rbitas casi circulares y de Oestea Este en torno a su planeta. Tambin existen los irregulares,, que describen rbitas elpticas y deOeste a Este.

-1.600 asteroide s: Estos catalogados y algunos ms que giran entre Marte y J piter.

-55 c om etas pe rid icos: De los que se ha observado, al menos, un regreso.

Cerca d e m ed io ce n tena r de c om e tas no pe r id ic os: De los que slo se conoce una aparicin.

Esta es una representacin de los planetas del Sistema Solar y del Sol.

Se distinguen dos tiposde planetas:

-Los interiores: Los ms cercanos al Sol. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son ms pequeosy densos. Tienen pocos o ningn satlite.

-Los exteriores: Los planetas ms alejados del Sol. Son J piter, Saturno, Urano y Neptuno. Sonpoco densos y grandes. Al contrario que los otros, tienen un gran nmero de satlites.

Plutn, por su lejana del Sol, debera ser exterior, pero sus caractersticas se parecen ms a lasde un planeta interior.

Casi todos los planetas (menos Mercurio) tienenatmsfera, debido a las fuerzas gravitatorias.Mercurio est demasiado cerca del Sol, lo que le hace alcanzar unas temperaturas que leimpiden crear atmsfera.

Es nuestro planeta y el nicohabitado. Est en laexosfera, un espacio querodea al Sol y que tiene lascondiciones necesarias paraque exista vida.

La Tierra es el mayor de los

planetas rocosos. Eso haceque pueda retener unacapa de gases, la atmsfera,que dispersa la luz y absorbecalor. De da evita que laTierra se caliente demasiadoy, de noche, que se enfre.

Siete de cada diez partes desu superficie estn cubiertasde agua. Los mares yocanos tambin ayudan a


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regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve,formando ros y lagos.

En los polos, que reciben poca energa solar, el agua se hiela y forma los ra sq uete es p olares. Eldel sur es ms grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.

La corteza del planeta Tierraest formada por placas queflotan sobre el man t o , unacapa de materiales calientesy pastosos que, a veces,salen por una grietaformando vo l c anes.

La densidad y la presin aumentan hac ia elcentro de la Tierra. En el nc leo estn losmateriales ms pesados, los metales. El calorlos mantiene en estado lquido, con fuertesmovimientos. El ncleo interno es slido.

Las fuerzas internas de la Tierra se notan enel exterior. Los movimientos rpidos originante r remotos. Los lentos forman p legamien tos,como los que crearon las montaas.

El rpido movimiento rotatorio y el ncleometlico generan un campo magntico que, junto a la atmsfera, nos protege de lasradiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.

DATOS SOBRE LA TIERRA ORDEN

Tamao:radio ecuatorial 6.378 Km 5

Distanciamedia al Sol 149.600.000 Km 3.

Da:periodo de rotacin sobre el eje 23,93 horas 5.

Ao:rbita alrededor del Sol 365,256 das 3.

Temperaturamedia superficial 15 C 7.

Gravedadsuperficial en el ecuador 9,78 m/s 2 5.


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NUESTRO SATLITE LA LUNA

La luna es el nico satlite natural de la Tierra y el nico cuerpo del

Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o coninstrumentos sencillos.

La Luna refleja la luz solar de manera diferente segn donde seencuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismotiempo: 27 das, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestresiempre la misma cara.

No tiene atmsfera ni agua, por eso su superficie no se deterioracon el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algnmeteorito. La Luna se considera fosilizada.

El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirti en el primer hombre que pisaba la Luna,formando parte de la misin Apolo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 Kg demuestras que los cientficos analizan.

Caractersticas de la Luna

La Luna describe su rbita alrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 Km. y a unavelocidad media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, slo refleja en elespacio alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexin, o albedo, essimilar al del polvo de carbn.

Los observadores antiguos crean que las regiones oscuras de su superficie eran ocanos,

dndole el nombre latino de "mare", que todava usamos. Las regiones ms brillantes seconsideraban continentes.

Desde el renac imiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, ylas naves espaciales han contribuido todava ms a este conocimiento. Hoy sabemos que laLuna tiene crteres, cadenas de montaas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares yradios.

El mayor crter es el llamado Bailly, de 295 km de dimetro y 3.960 m de profundidad. El marms grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de dimetro. Las montaasms altas, en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 mde altura, comparables a la cordillera del Himalaya.

El origen de los crteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestranque la mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad ode pequeos asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando elSistema Solar contena todava muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos crteres,fisuras lunares y cimas presentan caractersticas que son indiscutiblemente de origen volcnico.

La Luna, fases y eclipses

El movimiento de la Luna en su rbita alrededor de la Tierra hac e que el Sol la ilumine de distintaforma, segn la posicin. En algunas ocasiones, el Sol, la Tierra y la Luna se encuentran


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alineados. Las fases de la luna determinaron, desde la antigedad, la medida del tiempo,mientras que los ec lipses se tomaron como acontec imientos espectaculares y trascendentes.

Las fases de la Luna

Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes,que se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena.Cuando no la vemos es la luna nueva. Entre estas dos fases slo se ve un trozo de la luna, uncuarto, creciente o menguante.

Las primeras civilizaciones ya medan el tiempo c ontando las fases de la Luna. Una semana es loque dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.

Eclipse de Sol, ec lipse de Luna

A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitan formando una lnea recta. Entonces se producensombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revs. Son los eclipses.

Cuando la Luna pasa por detrs y se sita a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar.Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar.

Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunas veces laLuna se pone delante del Sol, pero nicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene formaanular, de anillo.


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LA DERIVA CONTINENTAL


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La deriva continental

En el periodo entre 1908 y 1912, las teoras de la deriva continental fueron propuestas por elgelogo y meteorlogo alemn Alfred Wegener (1880-1930).

Wegener, defendi la teora de la deriva de los continentes en una poca en que los mediostecnolgicos para desmostrarla no se haban desarrollado todava. Fue profesor de meteorologaen la Universidad de G raz desde 1924 hasta 1930. A partir de diversas evidenc ias, renov la idea deque todos los continentes estuvieron en un momento dado unidos en una gran rea de tierra quel llamo Pangea. Ms tarde sostuvo que ese supercontinente habra comenzado a dividirse haceaproximadamente 200 millones de aos en dos partes: una norte que l llamo Laurasia, y una surllamada Gondwana por el gelogo austraco Eduard Suess. Las teoras de Wegener, descritas enEl o rig e n d e lo s c o ntine nt es y de los o ca no s (1915), no fueron corroboradas por los cientficoshasta 1960, cuando la investigacin oc eanogrfica revel el fenmeno conoc ido como expansindel fondo del mar, atribuida al gelogo norteamericano Harry Hammond Hess. Wegener muridurante una expedicin a Groenlandia. Wegener descubri que las placas continentales serompen, se separan y chocan unas con otras. Estas colisiones deforman los sedimentosgeosinclinales creando las cordilleras de montaas futuras. Los trabajos geofsicos sobre ladensidad de la Tierra y las observaciones de los petrlogos haban mostrado con anterioridad quela corteza terrestre se compone de los materiales bien distintos: el sima, formado por silicio ymagnesio, por lo general basltica y caracterstica de la corteza ocenica; y el sial, de silicio yaluminio, por lo general grantica y caracterstica de la corteza continental. Wegener crea que lasplacas continentales sialicas se deslizaban sobre la corteza ocenica simtica como hacen losicebergs en el ocano. Este razonamiento era falaz, porque la temperatura de fusin del sima esmayor que la del sial. Despus los gelogos descubrieron la llamada astenosfera, capa semisolida ,situada en el manto terrestre debajo de la corteza, a profundidades entre 50 y 150 km. Primero se

conjetur y luego se demostr ssmicamente que era un material plstico que poda fluir despacio.Para Wegener, las causas de la deriva continental se podan deber a diversas causas como: lafuerza centrifuga de la tierra, el efecto de las mareas y a la fuerza polar, que haca que loscontinentes se desplazaran desde los polos al Ecuador.

Argumentos para justificar la teora de la deriva continental.

Prueb a s p a leo nto lgica s. Se hallaron fsiles de un mismo helecho de hoja caduca en Sudamrica,Sudfrica , Antrtida, India y Australia. As como fsiles del reptil Lystrosauros en Sud frica , India yAntrtida , y fsiles de Mesosauros en Brasil y Sudfrica. Esto indicaba que tanto esta fauna c omo laflora pertenecan a unas mismas zonas comunes que se iran distanciando con el paso del tiempo,claro esta, con el deslizamiento de los continentes.

Prueb as geo lg ic a s. Por un lado, el ajuste de los bordes de la plataforma continental entre loscontinentes africano y sudamericano, esto es, que encajaban el uno con el otro. Por otro lado, lacontinuacin de las cadenas montaosas en el continente sudamericano y en el africano, hoy enda separadas por el ocano Atlntico. Y por ultimo, la continuacin de las cadenas montaosaseuropeas y norteamericanas. Actualmente separadas por el ocano Atlntico.

Prue b a s p a leo m a g ntica s. Se puede saber cul era la posicin de los continentes con respecto alos polos, atendiendo al magnetismo procedente de la composicin de sus rocas. De esta forma,observando los trazados magnticos se llego a la conclusin de que hubo con anterioridad unaconglomerac in de los continentes ac tuales.


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Prueb as pa leo c lim at i ca s. La presenc ia de un mismo modelo erosivo en distintos continentes, da piea pensar, que todos ellos permanecieron en el pasado unidos ya que posean el mismo clima. Porejemplo, los mismos depsitos morrnicos en Sudfrica, Sudamrica, India y Australia.

Distrib uc in ac tu a l d e los se res vivo s. Despus de la fragmentacin de los continentes, se hanencontrado especies que poseen caractersticas iguales, en determinados continentes, con lanica diferencia de que stas han ido evolucionando segn su nuevo entorno. Por ejemplo, elcaracol de jardn encontrado tanto en Norteamrica c omo en Eurasia.

Atendiendo a todo la mencionado anteriormente Wegener trato de defender su teora de laderiva continental. Indic que las formaciones rocosas de ambos lados del ocano Atlntico-enBrasil y en frica occidental- coinciden en edad, tipo, estructura y encajaban. Adems, confrecuencia contienen fsiles de criaturas terrestres que no podran haber nadado de un continenteal otro. Estos argumentos paleontolgicos estaban entre los ms convincentes para muchosespec ialistas, pero no impresionaban a otros.

Los mejores ejemplos dados por Wegener de las fronteras continentales hendidas, como hemencionado, estaban a ambos lados del ocano Atlntico. De hecho, se comprob el encajepreciso mediante computadora y el ajuste era casi perfecto. El error medio de estos limites esmenor a un grado. Sin embargo, a lo largo de otras mrgenes ocenicas, no se encuentra unacomplementariedad similar: por ejemplo, en el cinturn que circunvala el Pacifico o en el sectorde Myanmar (Birmania). Estos puntos de discrepancia subrayan una caracterstica de los bordescontinentales sealada por el gelogo vienes Eduard Suess, hacia 1880. Reconoci un tipoatlnticode margen, identificado por le truncado abrupto de antiguas cadenas montaosas ypor estructuras hendidas, y un tipo pacifico, marcado por montaas dispuestas en cordillerasparalelas, por lneas de volcanes y por terremotos frecuentes. Para muchos gelogos, las costas detipo pacfico parecen estar localizadas donde los geosinclinales se deforman y se elevan paraformar montaas.

Historia del pensamiento geolgico.

Los pueblos antiguos consideraban muchas caractersticas y procesos geolgicos como la obra dedioses. Observaban el entorno natural con miedo, admiracin y como algo peligroso y misterioso.Asi, los antiguos sumerios, babilonios y otros pueblos, pese a realizar descubrimientos notables enmatemticas y astronoma, erraban en sus investigaciones geolgicas al hacer una simpleinterpretacin personal de los procesos geolgicos. Las leyendas irlandesas, por ejemplo, sugeranque los gigantes eran responsables de algunos fenmenos naturales, como la formacin pormeteorizacin de las columnas baslticas conocidas ahora como el Camino de los Gigantes. Estosmitos tambin eran corrientes en las civilizaciones del Nuevo Mundo; por ejemplo, los pueblosindgenas americanos pensaban que los surcos en los flancos del que se llego a conocer como la

Torre del Diablo en Wyoming eran las huellas de las garras de un oso gigante. Otras culturas comolos mixtecos (Mjico), sostienen en sus tradiciones que sus dioses titulares los guiaron a la zonamontaosa de Oaxaca, Guerrero y Puebla, de donde emergieron las primeras dinastas.

De la antigedad a la edad media.

De modo similar, en la Grecia y Roma antiguas, muchos de los dioses estaban identificados conprocesos geolgicos. Por ejemplo, las erupciones volcnicas de Sicilia eran atribuidas aVulcano. Se atribuye al filsofo griego Tales de Mileto del siglo VI a. C., la primera ruptura con lamitologa tradicional. Consideraba los fenmenos geolgicos como sucesos naturales yordenados que pueden ser estudiados a la luz de la razn y no como intervencionessobrenaturales. El filsofo griego Democrito hizo progresar esta filosofa con la teora segn la


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cual toda la materia se compona de tomos. Basndose en esta teora, ofreci explicacionesracionales de todo tipo de procesos geolgicos: los terremotos, las erupciones volcnicas, elciclo del agua, la erosin y la sedimentacin. Sus enseanzas fueron expuestas por el poeta

Lucrecio es su poema Sob re la n a tura leza d e las c osa s. Aristteles, uno de los filsofos de lanaturaleza ms influyente de todos los tiempos, descubri en el siglo IV a. C. que las conchasfsiles encajadas en estratos de roca sedimentaria eran similares a las encontradas en lasplayas. Con esta observacin supuso que las posiciones relativas de la tierra y del mar habanfluctuado en el pasado y comprendi que estos cambios requeran grandes periodos detiempo. Teofrasto, discpulo de Aristteles, contribuyo al pensamiento geolgico escribiendo elprimer libro de mineraloga. Se llamaba Sob re la s p ied ra s, y fue la base de la mayora de lasmineralogas de la edad media y de pocas posteriores.

El renacimiento.

El renacimiento marc el verdadero inicio del estudio de las ciencias de la Tierra; la gente

empez a observar los procesos geolgicos mucho ms que los griegos clsicos lo hicieron. SiLeonardo da Vinci no fuera conocido como pintor o ingeniero, los seria como pionero de laciencia natural. Se dio cuenta, por ejemplo, de que los paisajes estn esculpidos por fenmenosde erosin, y de que las conchas fsiles de las piedras calizas de los Apeninos eran los restos deorganismos marinos que haban vivido en el fondo de un mar antiguo que deba de habercubierto Italia.

Despus de Leonardo, el filsofo de la naturaleza Bernard Palissy escribi sobre la naturaleza y elestudio cientifico de los suelos, de las aguas subterrneas y de los fsiles. Los trabajos clsicos sobreminerales de este periodo fueron escritos, sin embargo, por Georgius Agricola, un alemn expertoen minera que publico De Re M eta llic a (1556) y De Na tura Fossilliun(1546). Agricola recopilo losdesarrollos ms rec ientes de geologa, minerologia, minera y metalurgia de su poca; sus trabajos

fueron traducidos con gran inters al resto de las lenguas ms universales.

Niels Stensen, un dans ms conocido por la versin latina de su nombre, Nicolaus Steno-sobresale entre los geocientificos del siglo XVII. En 1669 demostr que los ngulos interfaciales delos cristales de cuarzo eran constantes, con independencia de la forma y del tamao de loscristales y que, por extensin, la estructura de otras especies cristalinas tambin sera constante.As, al llamar la atencin sobre el significado de la forma de los cristales, Steno sent las basesde la ciencia de cristalografia. Sus observaciones sobre la naturaleza de los estratos de roca lellevaron a formular la ley de la superposicin, uno de los principios bsicos de la estratigrafia.

Siglos XVIII y XIX.

El pensamiento geolgico del siglo XVIII se caracterizo por los debates entre escuelas opuestas.Los plutonistas, que proponan que todas las rocas de la Tierra se solidificaron a partir de unamasa fundida y que luego fueron alteradas por otros procesos, se oponan a los neptunistas,cuyo principal exponente fue el gelogo alemn Abraham Gottob Werner. Wener proponaque la corteza terrestre consista en una serie de capas derivadas de material sedimentariodepositadas en una secuencia regular por un gran ocano, como en las capas de unacebolla. Por el contrario, el gelogo escocs James Hutton y los plutonistas, como eranllamados sus seguidores, distinguan las rocas sedimentarias de las intrusivas de origen volcnico.

En 1785, Hutton introdujo el concepto de uniformitarianismo segn el cual la historia de la tierrapuede s interpretada sirvindose slo de los procesos geolgicos oridinarios conocidos por losobservadores modernos. Pens que muchos de estos procesos, actuando de manera muy lenta


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como lo hacen ahora, tardaran millones de aos en crear los paisajes actuales. Esta teoracontradeca todas las opiniones teolgicas de su tiempo que consideraban que la Tierra tendraunos 4000 aos. Los antagonistas de Hutton, liderados por el naturalista francs Georges Cuvier,

crean que los cambios bruscos y violentos catstrofes naturales como inundaciones y sesmos eran los responsables de las caractersticas geolgicas terrestres. Por esta razn se lesdenominaban catastrofistas.

El debate enfervorizado establecido entre estas dos escuelas empez a declinar hacia el lado delos uniformitarios con la publicacin de los Principios de Geologa (1830-1833) de Charles Lyell.Nacido en 1797, ao de la muerte de Hutton, Lyell se convirti en la mayor influencia sobre lateora geolgica moderna, atacando con valenta los prejuicios teolgicos sobre la edad de laTierra y rechazando los intentos de interpretac in de la geologa bajo la luz de las Santas Escrituras.

En las colonias de Amrica del Norte, el conocido topgrafo, delineante y cartgrafo Lewis Evanshaba hecho notables contribuciones al saber geolgico de Amrica antes del influyente trabajode Lyell. Para Evans era evidente que la erosin de los ros y los depsitos fluviales eran procesosque haban ocurrido en el pasado. Adems, a lo largo de su trabajo, apareci el concepto deisostasia: la densidad de la corteza terrestre dec rece al crecer su espesor.

J unto al trabajo de Lyell, los principales avances de la geologa en el siglo XIX fueron las nuevasreacciones contra los conceptos tradicionales, la promocin de la teora glacial, el inicio de lageomorfologa en Amrica, las teoras sobre el crecimiento de las montaas y el desarrollo de lallamada escuela estructuralista.

Muchos geolgos del siglo XIX comprendieron que la Tierra es un planeta con actividad trmica ydinmica, tanto en su interior como en su corteza. Los que eran conocidos como estructuralistas oneocatastrofistas crean que los trastornos catastrficos o estructurales eran responsables de lascaractersticas topogrficas de la Tierra. Asi, el gelogo ingles Willian Buckland y sus seguidores

postulaban cambios frecuentes del nivel marino y cataclismos en las masas de tierra para explicarlas sucesiones y las roturas, o disconformidades, de las secuencias estratigraficas. Por el contrarioHutton consideraba la historia terrestre en trminos de ciclos sucesivos superpuestos de actividadgeolgica. Llamaba cinturones orognicos a las cintas largas de rocas plegadas, que se crea queeran resultado de una variedad de ciclos, y orognesis de la formacin de montaas por losprocesos de plegamiento y de elevacin. Otros gelogos apoyaron ms tarde estos conceptos ydistinguieron cuatro grandes periodos orognicos: el huronense (final de la era precmbrica); elcaledonio (principio de la era paleozoica); el herciniano (final de la era paleozoica) y el alpino(final del periodo c retac ico).

Los avances tecnolgicos de este siglo han suministrado herramientas nuevas y sofisticadas a losgelogos y les han permitido medir y controlar los procesos terrestres con una prec isin antes

inalcanzable. En su teora bsica, el campo de la geologa experimento una gran revolucincon la introduccin y el desarrollo de la hiptesis de la tectnica de placas que establece quela corteza de la Tierra se divide en varias placas que se mueven, chocan o se alejan enintervalos geolgicos.

Se considera ahora que las placas grandes empiezan en dorsales ocenicas y de otros tipos,llamados centros de extensin, y se mueven hacia fosos submarinos, o zonas de subduccn,donde la materia de la corteza desciende de nuevo. Los lugares de la Tierra donde se producenlos grandes terremotos tienden a situarse en los limites de estas placas sugiriendo que la actividadssmica puede interpretarse como el resultado de movimientos horizontales de stas.

Fue apoyada ms tarde por la exploracin de las profundidades marinas, gracias a la cual seobtuvieron pruebas de que el fondo marino se extiende creando un flujo de corteza nueva en las


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dorsales ocenicas. El concepto de la tectnica de placas se ha relacionado desde entonces conel origen y el crecimiento de los continentes, con la generacin de corteza continental y ocenicay con evolucin temporal. De esta forma, los gelogos del siglo XX (Hess) han desarrollado una

teora para unificar muchos de los procesos ms importantes que dan forma al Tierra y suscontinentes.

La ciencia y la geologa de hoy a debate.

Los cientficos engaan desde siempre, y no solo los mediocres; entre la nmina de falsificadoresnos encontramos con los nombres de prestigiosos premios Nobel y con los creadores de la cienciamoderna. Por ejemplo, Galileo, padre del mtodo experimental, no llev de verdad a cabo losfamosos experimentos que probaban el movimiento rotatorio de la Tierra. Newton ajustaba susclculos matemticos, o mejor dicho inventaba nuevas ecuaciones matemticas para que secorrespondiesen con las realidades tericas. Un ejemplo de ello es que se invento coeficientes dehumedad y de rozamiento para hacer cuadrar la velocidad del sonido. Estos cientficosengaaban para salvar algunos escollos en aras de realizar una valiosa contribucin cientfica.Pero hoy en da es todo lo contrario, desde que la ciencia paso de vocacin o simplemente demero instrumento para descubrir la verdad de una forma noble, a pasado a ser una profesincomo otra cualquiera, y por lo tanto esta inmersa en las estrategias de la oferta y la demanda. Laciencia engaa por dinero, para poder financiar investigaciones, proyectos, instituciones, o por elmero afn de lucro.

El fraude cientifico ha pasado a ser un hecho habitual, y para combatirlo se han creadocomisiones de investigacin especializadas en distintas disciplinas cientficas.

Los limites entre el conocimiento y el mundo o el texto y la interpretacin ya no existen; la menteest renovando y redefiniendo constantemente los textos que trata de dar a conocer. Esto implicaque la c iencia ya no puede presumir de coherencia lgica o de forma de descubrir la verdad.

La ciencia, que en el pasado se consideraba la piedra de toque del conocimiento legtimo, haperdido su supuesta unidad. A medida que produce ms y ms disciplinas, se hace ms difcilsostener que todas forman parte de ese juego cognitivo de la realidad. Cada una de ellasgeneran unos discursos y unas reflexiones que se me antojan de calificarlas como autoritarias.Hemos pasado de la autoridad de la sotana negra a la autoridad de la bata blanca. Loscientficos deben ser mucho ms modestos que hasta ahora, de forma que, en vez de establecerdefinitivamente como son las cosas, solo puedan dar opiniones. Los cientficos ya no legislan, solointerpretan.

Que pinta la Geologa en todo este entramado. Pues bien, la Geologa se vale de otras cienciaspara formular sus postulados, tesis. Etc. Entre las disciplinas cientficas que escoge la geologa paraproseguir su labor de investigacin se encuentra, como no, la matemtica y la informtica. De

todos es sabido, que actualmente la Geologa sirve de referencia o de consulta para reafirmar lospostulados de otras ciencias (Paleontologa, Hidrologa, Medio Ambiente) e incluso es capaz deprevenir futuras catstrofes. Esto ultimo lo considero una verdad a medias. Es obvio que en laszonas de subduccn se produzcan terremotos o fenmenos asociados al vulcanismo. Pero escapaz la geologa de predecir con exactitud cuando y como se producir algn tipo de estosfenmenos?. Siempre que hablamos de hacer predicciones, lo primero que se nos viene a lacabeza, es la imagen de un seor mirando a una bola de c ristal o interpretando los posos que dejael caf en una taza. La forma de predicc in que tiene la Geologa esta basada c omo he dejadoentrever anteriormente en la matemtica y en la informtica. Pero yo me pregunto son estasherramientas fiables para realizar predicciones? cules son las verdaderas funciones de lamatemtica y de la informtica hoy en da?


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Actualmente, son muchos los que pensamos que la matemtica a tocado fondo. La matemticase ha convertido en una ciencia retrica cuyo fin es la persuasin. Estadsticas, calculo deprobabilidades, ecuaciones, formulones difciles de interpretar, todo ello sirve de base en

numerosas ocasiones para que los matemticos hagan creer al resto de los cientficosabstracciones que no se corresponden con la realidad. La erupcin de un volcn, la sacudidaviolenta de un terremoto, las coladas de agua y fango provenientes de precipitaciones inusuales,en definitiva esas sorpresas azarosas de la naturaleza, considero que no se pueden predecir. Lasleyes de la naturaleza se rigen por las normas del azar y stas no pueden ser expresadas medianteuna ecuacin matemtica. En cuanto a la informtica, sucedneo de la matemtica, es la nicadisciplina fundada en una maquina, lo que tiene interesantes consecuencias, como laimposibilidad de saber cundo quedaron los gelogos bajo el dominio de estos instrumentos quese crearon para que estuvieran subordinados a su amparo. El gelogo proyecta una subjetividadinteligente en el ordenador y el ordenador se convierte en criterio para definir su inteligencia. Ycuriosamente los datos que aporta un ordenador se toman mucho ms en serio que otros que setoman de una forma emprica. Estos nuevos medios de investigacin electrnicos presagian unmundo de puros simulacros, de modelos, cdigos y digitalidad en unas imgenes que en lapantalla del ordenador se han convertido en realidad, pero lo nico que han conseguido hacer esdistorsionar la verdad y a no saber cuales son los limites entre lo real y la ficcin. Teniendo estosargumentos en cuenta creo que la geologa de debe quedar en una ciencia descriptiva einterpretativa y en todo caso preventiva, pero nunca predictiva.


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LA TECTNICA DE PLACAS


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Qu es Tectnica de placas?

Teora geolgica y geofsica que permite interpretar la mayora de los fenmenosgeodinmicos que afectan a la costra terrestre, (deformacin de las rocas, metarmorfismo,magmatismo, etc.) esta teora se basa en la nocin de las placas litosfricas.

Origen

Aunque la revolucin de la tectnica de placas en el pensamiento geolgico ha ocurridohace poco (en las dcadas de 1960 y de 1970), las races de la teora fueron establecidas porobservaciones y deducciones anteriores. En uno de estos descubrimientos, J ames Hall,gelogo neoyorquino, observ que los sedimentos acumulados en cordilleras montaosas sonal menos diez veces ms gruesos que los del interior continental de la Tierra. Este hechoestableci las bases de la teora geosinclinal posterior que afirma que la corteza continentalcrece por acumulaciones progresivas originadas como geosinclinales antiguos y plegados,endurecidos y consolidados en placas. Esta teora qued bien establecida en el siglo XX. Otrodescubrimiento del siglo XIX fue la existencia de una dorsal en medio del ocano Atlntico;

hacia la dcada de 1920, los cientficos llegaron a la conclusin que esta dorsal se extendadando casi una vuelta completa a la Tierra.

En el periodo entre 1908 y 1912, las teoras de la deriva continental fueron propuestas por elgelogo alemn Alfred Lothar Wegener y otros, que descubrieron que las placas continentalesse rompen, se separan y chocan unas con otras. Estas colisiones deforman los sedimentosgeosinclinales creando las cordilleras de montaas futuras. Los trabajos geofsicos sobre ladensidad de la Tierra y las observaciones de los petrlogos haban mostrado con anterioridadque la corteza terrestre se compone de dos materiales bien distintos: el sima, formado por silicioy magnesio, por lo general basalto y caracterstica de la corteza ocenica; y el sial, de silicio yaluminio, por lo general grantica y caracterstica de la corteza continental. Wegener crea quelas placas continentales silicas se deslizaban sobre la corteza ocenica simtica como hacenlos icebergs en el ocano. Este razonamiento era falaz, porque la temperatura de fusin del

sima es mayor que la del sial. Despus los gelogos descubrieron la llamada astenosfera, capasemislida, situada en el manto terrestre debajo de la corteza, entre 50 y 150 Km.

Origen de la tectnica de placas

Primero se conjetur y luego se demostr ssmicamente que dicha capa era un materialplstico que poda fluir despacio.

Uno de los argumentos ms fuertes de Wegener para justificar la deriva continental era quelos bordes de los continentes tenan formas que encajaban. Para defender su teora, indicque las formaciones rocosas de ambos lados del ocano Atlntico en Brasil y en frica

occidental coinciden en edad, tipo y estructura. Adems, con frecuencia contienen fsilesde criaturas terrestres que no podran haber nadado de un continente al otro. Estosargumentos paleontolgicos estaban entre los ms convincentes para muchos especialistas,pero no impresionaban a otros (en su mayor parte geofsicos).

Los mejores ejemplos dados por Wegener de las fronteras continentales hendidas, como se hamencionado, estaban en ambos lados del Ocano Atlntico. De hecho, Sir Edward Bullardprob el encaje preciso mediante una computadora y present sus resultados a la Soc iedadReal de Londres: el ajuste era perfecto. El error medio de estos lmites es menor de un grado.Sin embargo, a lo largo de otras mrgenes ocenicas, no se encuentra unacomplementariedad similar: por ejemplo, en el cinturn que circunvala el Pacfico o en elsector de Birmania e Indonesia del ocano ndico. Estos puntos de discrepancia subrayan unacaracterstica de los bordes continentales sealada por el famoso gelogo viens Eduard


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Suess, hacia 1880. Reconoci un 'tipo atlntico' de margen, identificado por el truncadoabrupto de antiguas cadenas montaosas y por estructuras hendidas, y un 'tipo pacfico',marcado por montaas dispuestas en cordilleras paralelas, por lneas de volcanes y por

terremotos frecuentes. Para muchos gelogos, las costas de tipo pacfico parecen estarlocalizadas donde los geosinclinales se deforman y se elevan para formar montaas.

Divergencia de placas:

Expansin del fondo marino

En la dcada de 1920, el estudio de los lechos marinos progres cuando el sonar, dispositivode sondeo con eco, fue modificado para medir las profundidades ocenicas. Con un sonarse poda medir la topografa submarina y establecer su cartografa. Ms tarde, los geofsicosadaptaron los magnetmetros areos para poder medir variaciones de intensidad y

orientacin geomagntica. Las travesas de los magnetmetros transportados en barcos porlas dorsales ocenicas mostraron que las rocas de un lado de la dorsal producan un motivoreflejado del de las rocas del otro lado. Los mtodos de datacin aplicados a las rocascorticales baslticas del lecho marino mostraron que la materia ms cercana a la dorsal eramucho ms joven que la lejana (de hecho, era relativamente reciente). Adems, no seencontraron capas de sedimentos marinos en la cumbre de la dorsal, pero aparecan a cadalado, ms antiguas y gruesas a mayor distancia. Estas observaciones, aadidas a las del granflujo de calor, hicieron pensar que la dorsal es donde se crea la corteza ocenica nueva; elmaterial llega por corrientes de conveccin de lava caliente, pero se enfra y solidifica conrapidez al contacto con el agua fra del fondo ocenico. Para dejar sitio a esta sumacontinua de nueva corteza, las placas deben separarse lenta pero continuamente. En elAtlntico Norte, la velocidad de separacin es de slo 1 cm al ao, mientras que en el

Pacfico es de ms de 4 cm al ao. Estos movimientos relativamente lentos, impulsados porcorrientes de conveccin trmicas originadas en las profundidades del manto terrestre, son losque han generado, en el curso de millones de aos, el fenmeno de la llamada derivacontinental.

En la dcada de 1960, los datos detallados del suelo ocenico fueron agrupados eincorporados en mapas fisiogrficos donde el relieve submarino fue representado por cientficosdel Observatorio G eolgico Lamont en la Universidad de Columbia. Se d ieron cuenta de que lacresta de las dorsales ocenicas tiene la forma de una rendija, o grieta, de unos pocoskilmetros de ancho, situada en el centro de la dorsal. Tambin descubrieron que en el marRojo la dorsal penetra en el continente africano para convertirse en el famoso valle del Rift, quellega desde el valle del J ordn y el mar Muerto, pasando por el mar Rojo, a Etiopa y al este defrica. Resulta evidente que la dorsal marca una divisin en la corteza terrestre como lo hace

en la ocenica .

Expansin del fondo marino

Los nuevos mapas fisiogrficos del fondo del ocano tambin revelan, por primera vez, que lascrestas de las dorsales tienen muchas grietas, llamadas zonas de fractura. Estas grietas sealanla direccin de las fallas de transformacin (lo que se llama 'deslizamiento segn el rumbo') quese han desarrollado para compensar las tensiones generadas por velocidades distintas deexpansin del suelo marino. Aunque la mayora de estas fallas estn ocultas bajo el ocano,una de ellas, la falla de San Andrs conocida por su propensin a los terremotos, emerge delOcano Pacfico, cerca de San Francisco, en California y atraviesa cientos de kilmetros detierra.


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Arcos volcnicos y subduccin

Ya en la dcada de 1930, sismlogos estadounidenses descubrieron problemas dinmicosparticulares de las costas de tipo pacfico. Mostraron que hay terremotos asociados a estaszonas en puntos de baja profundidad en el lado exterior (u ocenico) de los arcos de islasvolcnicas, pero que la profundidad de las sacudidas crece hasta alcanzar un mximo de700 km a una distancia de 700 km hacia tierra desde el frente del arco. Analizando condetalle un caso particular, el gelogo estadounidense Hugo Benioff concluy que estageometra representa un plano de falla que se extiende a travs de la corteza hasta el mantosuperior, inclinado hacia abajo con un ngulo de unos 45. En la dcada de 1950 se llam aeste proceso subduccin.

Se ha probado la existencia de planos de subduccin similares a lo largo de casi todas lascostas de tipo pacfico (donde no se han encontrado hay pruebas geolgicas que muestranque antes haba, pero que ahora estn inactivas). Muchas de estas zonas revelan un sistema

de fallas mayor que corre paralelo al sistema montaoso general. A lo largo de intervalos muyprolongados, el movimiento de una falla pasa de gradual a abrupto y se puede producir undesplazamiento de entre 1 y 5 m en un nico terremoto. Fallas as se han encontrado en Chile,Alaska, J apn, Taiwan, Filipinas, Nueva Zelanda y Sumatra.

Durante la subduccin, la corteza ocenica penetra en el manto y se funde. Al reciclarse deforma continua, no hay zonas de la corteza moderna de los ocanos que tengan ms de 200millones de aos de antigedad. Los bloques corticales se mueven y chocan constantementecuando son transportados por las distintas placas.

Arcos volcnicos y subduccin

Una consecuencia importante de la fusin de la corteza ocenica subducida es laproduccin de magma nuevo. Cuando la corteza se funde, el magma que se formaasciende desde el plano de subduccin, en el interior del manto, para hacer erupcin en lasuperficie terrestre. Las erupciones de magma fundido por subduccin han creado cadenaslargas y arqueadas de islas volcnicas, como J apn, Filipinas y las Aleutianas. All donde unaplaca tectnica ocenica es subducida bajo corteza continental, el magma producido haceerupcin en los volcanes situados a lo largo de cadenas montaosas lineales, conocidascomo cordilleras, hasta a 100 km. tierra adentro desde la zona de subduccin (esta zona sesita a lo largo de una zanja submarina situada a cierta distancia del continente). Adems decrear y alimentar volcanes continentales, la fusin de la corteza ocenica subducida esresponsable de la formac in de algunos tipos de yac imientos de minerales metlicos valiosos.

Efectos de la convergencia de placasLos efectos de la divergencia de placas ya vistos son (principalmente) la formacin ocrecimiento de los ocanos, pero no se puede hacer un movimiento de divergencia en unespacio limitado como es el mundo sin acabar haciendo uno de convergencia contra otrasplacas.

La convergencia de placas tiene efectos tectnicos, pues la placa submarina que se doblaantes de hundirse en la astenosfera muestra estructuras dilatantes como pliegues y fallas. Entrela placa submarina y la superpuesta se observa un reborde de sedimentos deformados porcompresin, denominados Prisma de ac rec in tectnica. Se trata de sedimentos ocenicos yde sedimentos que no se hunden por la zona de subduccin y se desplazan a la placasobrepuesta.


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Tambin puede tener efectos metamrficos, pues la presin de una placa contra otra y sugrandsimo peso hacen que ambas estn en desequilibrio isosttico, la subduccin que esoprovoca hace que en la clida astenosfera penetre una masa de roca fria y pesada, con lo

que temperatura y presin de los materiales cambian quedandose en un estado ideal para elmetamorfismo.

Teora integrada de la tectnica de placas

Con todos estos conocimientos sobre la expansin del fondo marino y sobre las zonas desubduccin, lo que quedaba era combinarlos en un sistema integrado de geodinmica. En ladcada de 1950, el geofsico c anadiense J . Tuzo Wilson demostr la continuidad global de laszonas de subduccin, bastante parec ida a los pespuntes de una pelota de ftbol. El gelogoestadounidense Harry Hammond Hess seal que, si el fondo ocenico se separaba en unlado del globo, deba producirse subduccin en el otro; si no, el tamao de la Tierraaumentara sin parar. Xavier LePichon, estudiante francs de sismologa en Lamont, estudi lageometra de las placas a partir de datos ssmicos y el geofsico estadounidense Robert SinclairDietz tom las pruebas de Wegener sobre la deriva continental y reconstruy las posiciones delos continentes y de las placas continentales en fases sucesivas desde la actualidad hastahace unos 200 millones de aos. Desde entonces, la teora de la tectnica de placas ha sidodebatida, probada y extendida; se ha convertido en un nuevo paradigma y en el centro dela controversia de las ciencias geolgicas.


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El tiempo en geologa se mide en millones de aos o cron, por lo que un siglo geolgicamenteno es nada. En un milln de aos se puede desarrollar una poca glaciar, cuaternaria, paraque al retirarse los hielos queden en la topografa de las montaas sus profundas huellas. Engeologa los acontecimientos no pueden ser estudiados olvidndose del tiempo.

Los cientficos de los ltimos siglos no tenan mtodos para medir las edades absolutas en lasrocas. Solo edades relativas (cronologa) se detectaron. Estimaciones de edades absolutas porel espesor de capas y velocidad de sedimentacin no llegaron a resultados satisfactorios.

Solo e l mtod o p or la m ed ic in d e la d esc om p osic in ra d ioa c t iva d e a lg uno s istop os (U, Rb ,

C) lleg a ed a d es a b solutas d e la form a c in de roc a s. Hoy sa b em os q ula t ierra t iene un a

ed a d d e 4.750 m illone s d e aos. Se p ued e m ed ir este e d a d p or me d io d e istop os ra d ioa c t ivos

y su d esc om p osic in p erma nen te (Data c in rad iomtric a ) .

Aunque el desarrollo de las tcnicas radiomtricas fue el primer y principal gran progreso en elestablecimiento de la escala absoluta de tiempo, se concibieron otros mtodos conaplicaciones limitadas. Los ms importantes fueron la dendrocronologa, el anlisis de varvas ylas datac iones por hidratac in y por termo luminiscencia.

Sin duda alguna la importancia que surge del conocimiento de la escala del tiempo geolgicoradica principalmente como informacin necesaria para saber el proceso evolutivo y losacontecimientos de la forma en que se desenvuelve la corteza terrestre, de esta forma conocerla reacciones que podra presentar un terreno frente a las grandes obras que ha de realizar elhombre adems garantizar su durac in y firmeza.

Las divisiones de la escala de tiempos geolgicos resultante se basan, en primer lugar, en lasvariaciones de las formas fsiles encontradas en los estratos sucesivos. Sin embargo, losprimeros 4.000 a 6.000 millones de aos de la corteza terrestre estn registrados en rocas queno contienen c asi ningn fsil; slo existen fsiles adecuados para correlac iones estratigrficasde los ltimos 600 millones de aos, desde el cmbrico inferior. Por esta razn, los cientficosdividen la extensa existencia de la Tierra en dos grandes divisiones de tiempo: el precmbricoy el fanerozoico, que comienza en el cmbrico y llega a las divisiones de tiempo msrecientes.

Diferencias fundamentales en los agregados fsiles del fanerozoico primitivo, medio y tardohan dado lugar a la designacin de tres grandes eras: el paleozoico (vida antigua), elmesozoico (vida intermedia) y el cenozoico (vida reciente). Las principales divisiones de cada

una de estas eras son los periodos geolgicos, durante los cuales las rocas de los sistemascorrespondientes fueron depositadas en todo el mundo. Los periodos tienen denominacionesque derivan en general de las regiones donde sus rocas caractersticas estn bien expuestas;por ejemplo, el prmico se llama as por la provincia de Perm, en Rusia. Algunos periodos, porel contrario, tienen el nombre de depsitos tpicos, como el carbonfero por sus lechos decarbn, o de pueblos primitivos, como el ordovcico y el silrico por los ordovices y los silurosde las antiguas Gran Bretaa y Gales. Los periodos terciario y cuaternario de la era cenozoicase dividen en pocas y edades, desde el paleoceno al holoceno (o tiempo ms reciente).Adems de estos periodos, los gelogos tambin usan divisiones para el tiempo de las rocas,llamados sistemas, que de forma similar se dividen en series y algunas veces en unidades anms pequeas llamadas fases. Va seEn.


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El descubrimiento de la radiactividad permiti a los gelogos del siglo XX idear mtodos dedatacin nuevos, pudiendo as asignar edades absolutas, en millones de aos, a las divisionesde la escala de tiempos. A continuacin se expone una descripcin general de estas

divisiones y de las formas de vida en las que se basan. Los registros fsiles ms escasos de lostiempos precmbricos, como hemos dicho, no permiten divisiones tan c laras.

Perodo cmbrico (570 a 510 millones de aos). Una explosin de vida pobl los mares, perola tierra firme permaneci estril. Toda la vida animal era invertebrada, y los animales mscomunes eran los artrpodos llamados trilobites (extintos en la actualidad) con miles deespecies diferentes. Colisiones mltiples entre las placas de la corteza terrestre crearon elprimer supercontinente, llamado Gondwana.

Periodo ordovcico (510 a 439 millones de aos). El predecesor del ocano Atlntico ac tualempez a contraerse mientras que los continentes de esa poca se acercaban unos a otros.Los trilobites seguan siendo abundantes; importantes grupos hicieron su primera aparicin,entre ellos estaban los corales, los crinoideos, los briozoos y los pelecpodos. Surgieron tambinpeces con escudo seo externo y sin mandbula, que son los primeros vertebrados conocidos;sus fsiles se encuentran en lechos de antiguos estuarios de Amrica del Norte.

Periodo silrico (439 a 408,5 millones de aos). La vida se aventur en tierra bajo la forma deplantas simples llamadas psilofitas, que tenan un sistema vascular para la circulacin deagua, y de animales parec idos a los escorpiones, parientes de los artrpodos marinos, extintosen la actualidad, llamados euriptridos. La cantidad y la variedad de trilobites disminuyeron,pero los mares abundaban en corales, en cefalpodos y en peces mandibulados.

Periodo devnico (408,5 a 362,5 millones de aos). Este periodo se conoce tambin como laedad de los peces, por la abundancia de sus fsiles entre las rocas de este periodo. Los pecesse adaptaron tanto al agua dulce como al agua salada. Entre ellos haba algunos con

escudo seo externo, con o sin mandbula, tiburones primitivos (an existe una subespecie delos tiburones de esta poca) y peces seos a partir de los cuales evolucionaron los anfibios. Enlas zonas de tierra, se ha llaban muchos helechos gigantes.

Periodo carbonfero (362,5 a 290 millones de aos). Los trilobites estaban casi extinguidos,pero los corales, los crinoideos y los braquipodos eran abundantes, as como todos los gruposde moluscos. Los climas hmedos y clidos fomentaron la aparicin de bosques exuberantesen los pantanales, que dieron lugar a los principales yacimientos de carbn que existen en laactualidad. Las plantas dominantes eran los licopodios con forma de rbol, los equisetos, loshelechos y unas plantas extintas llamadas pteridospermas o semillas de helecho. Los anfibiosse extendieron y dieron nacimiento a los reptiles, primeros vertebrados que vivan slo entierra. Aparec ieron tambin insectos alados como las liblulas.

Periodo prmico (290 a 245 millones de aos). Las zonas de tierra se unieron en un nicocontinente llamado Pangea, y en la regin que corresponda con Amrica del Norte seformaron los Apalaches. En el hemisferio norte aparec ieron plantas semejantes a las palmerasy conferas que sustituyeron a los bosques formadores de carbn. Los cambios en el medio,resultado de la redistribucin de tierra y agua, provocaron la mayor extincin de todos lostiempos. Los trilobites y muchos peces y corales desaparecieron cuando termin elpaleozoico.

Periodo trisico (245 a 208 millones de aos). El principio de la era mesozoica quedmarcado por la reaparicin de Gondwana cuando Pangea se dividi en los supercontinentesdel Norte (Laurasia) y del Sur (Gondwana). Las formas de vida cambiaron considerablemente


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en esta era, conocida como la edad de los reptiles. Aparecieron nuevas familias depteridospermas, y las conferas y los cicadofitos se convirtieron en los mayores grupos florales,junto a los ginkgos y a otros gneros. Surgieron reptiles, como los dinosaurios y las tortugas,

adems de los mamferos.

Periodo jursico (208 a 145,6 millones de aos). Al desplazarse Gondwana, el norte delocano Atlntico se ensanchaba y naca el Atlntico sur. Los dinosaurios dominaban en tierra,mientras creca el nmero de reptiles marinos, como los ictiosaurios y los plesiosaurios.Aparecieron los pjaros primitivos y los corales formadores de arrecifes crecan en las aguaspoco profundas de las costas. Entre los artrpodos evolucionaron animales semejantes a loscangrejos y a las langostas.

Periodo cretcico (145,6 a 65 millones de aos). Los dinosaurios prosperaron y evolucionaronhac ia formas ms especializadas, para desaparecer de forma brusca al final de este periodo,junto a muchas otras formas de vida. Las teoras para explicar esta extincin masiva tienen enla actualidad un gran inters cientfico. Los cambios florales de este periodo fueron los msnotables de los ocurridos en la historia terrestre. Las gimnospermas estaban extendidas, pero alfinal del periodo aparecieron las angiospermas (plantas con flores).

Periodo terciario (65 a 1,64 millones de aos). En el terciario se rompi el enlace de tierraentre Amrica del Norte y Europa y, al final del periodo, se fragu el que une Amrica delNorte y Amrica del Sur. Durante el cenozoico, las formas de vida de la tierra y del mar sehicieron ms parecidas a las existentes en la actualidad. Se termina de formar la Patagonia yel levantamiento de la cordillera de los Andes. La hierba era ms prominente, y esto provoccambios en la denticin de los animales herbvoros. Al haber desaparecido la mayora de losreptiles dominantes al final del cretcico, el cenozoico fue la edad de los mamferos. De estaforma, en la poca del eoceno se desarrollaron nuevos grupos de mamferos, como ciertosanimales pequeos parecidos a los caballos actuales, rinocerontes, tapires, rumiantes,

ballenas y ancestros de los elefantes. En el oligoceno aparecieron miembros de las familias delos gatos y de los perros, as como algunas especies de monos. En el mioceno los marsupialeseran numerosos, y surgieron los antropoides (semejantes a los humanos). En el plioceno, losmamferos con placenta alcanzaron su apogeo, en nmero y diversidad de especies,extendindose hasta el periodo cuaternario.

Periodo cuaternario (desde hace 1,64 millones de aos hasta la actualidad). Capas de hielocontinentales intermitentes cubrieron gran parte del hemisferio norte. Los restos fsiles ponende manifiesto que hubo muchos tipos de prehumanos primitivos en el centro y sur de frica,en China y en J ava, en el pleistoceno bajo y medio; pero los seres humanos modernos (Homosapiens) no surgieron hasta el final del pleistoceno. Ms tarde, en este periodo, los humanoscruzaron al Nuevo Mundo a travs del estrecho de Bering. Las capas de hielo retrocedieron al

final y empez la poca reciente, el holoceno. Se inici el descenso y el retroceso continentaldesde el estrecho de Magallanes hasta las Antillas y se formaron ros y lagunas.


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EON ERA PERIODO POCA TIEMPO ETAPA

Phanerozoico

Cenozoico

Cuaternario

Holoceno

0-2

Mamferos

Humanos

Pleistoceno

Terciario

NegenoPlioceno 2-5

Mioceno 5-24

Palegeno

Oligoceno 24-37

Eoceno 37-58

Paleoceno 58-66Extincin de

losdinosaurios

Mesozoico

Cretcico 66-144

Reptiles

Plantas conflores

J ursico 144-208 Aves

Trisico 208-245Dinosauriosdominates

Paleozoico

Prmico 245-286

Anfibios

Extincin delos trilobites

y otros.

Carbonfero

Pensilvaniense 286-320Primerosreptiles

Misipiense 320-360Grandespantanos

carbonferos

Devnico 360-408

Peces

Primerosanfibios

Silrico 408-438Primerosinsectosfsiles

Ordvico 438-505Inverte-brados

Primerospeces

Cmbrico 505-570Trilobites

dominantes

Proterozoico

Tambin conoc idos como Precmbrico

570-2,500Primeros

organismoscon concha

Arcaico 2,500-3,800Primeros

organismosuni y plucel.

Hdico 3,800-4,600Edad de las

rocasantiguas.


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FSILES


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HHoojjaa ddeecc llaassiiffiiccaacc iinnddeelloosssseerreessvviivvooss

Protozoos foraminferos nummulites

Tetrac oralarios calceola

Celentreos coralesHexacoralarios placosmilia

equnidos

Equinodermoscrinoideos

spirferidos spirifer

Braquipodos rynchonellidos rynchonelaTerebratlido terebrtula

Artrpodos trilobites (crustc eo)

lamelibrnquios

Moluscos gasterpodos plannorbis y turritela

Ammonoideos ammonites

Cefalpodos

Belemnitedos belemnites

Selceos (cartilaginosos) carcharodon

Peces

seos

Anfibios anuros rana pueyoi

Vert

origen de la tierra, tectónica de placas

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