El Universo: Evolución del Universo, formación del Sistema Solar,el Sol y la Tierra

Origen del Universo

Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein ya lo había previsto.

Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. Si pasamos la película al revés, ¿dónde llegaremos?

Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.

Teoría del Big Bang

La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.

Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.

Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".

Teoría inflacionaria

La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.

Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al Universo.

El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.

No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.

La Evolución del Universo

La cosmología es la ciencia que estudia el origen y la evolución del universo. Enlaza teorías y observaciones presentes, para inferir el mecanismo de evolución del universo, desde el principio.

El modelo del Big Bang, como inicio del universo, está hoy ampliamente aceptado por la comunidad científica. Entre las evidencias empíricas que la respaldan, cabe mencionar, entre otros, la expansión del universo (Ley de Hubble), la radiación de fondo de microondas y la abundancia de elementos primordiales (relación entre hidrógeno y helio-4, helio-3, deuterio y litio-7).

Descripción de las grandes etapas

Expansión y enfriamientoEmergen las fuerzas naturales, conocidas hoy en día: gravedad, interacción nuclear fuerte, fuerza nuclear débil y electromagnetismo. El universo está compuesto de partículas elementales que incluyen: quarks, electrones, fotones y neutrinos. Los protones y los neutrones se comienzan a formar.

10²a 10¹³segundos: formación de primeros núcleos El universo sigue expandiéndose. Se forman los primeros núcleos de hidrógeno y helio. Aún hoy, son los elementos más abundantes en el Universo.

10¹³ en adelante: el universo se torna transparente El universo, que hasta entonces ha sido una inmensa nube de gas caliente en expansión, se enfría suficientemente como para que los electrones se puedan combinar con los núcleos de hidrógeno y helio. Se forman los primeros átomos. Se separa la materia de la energía. Esa organización permite que los fotones no se dispersen y sigan viajando indefinidamente. Estos mismos fotones son los que se encontraron como “radiación de fondo”, ahora en forma de microondas debido a que su longitud de onda va aumentando en la medida en la que el universo se va expandiendo.

100 millones de años después: nacimiento de primeras estrellas

Mil millones de años después del Big Bang, la gravedad ejerció su influencia en el universo temprano. Amplificó las irregularidades en el gas en expansión. Algunas regiones de gas se tornaron muy densas, la concentración encendió estrellas. Eventualmente, los grupos de estrellas formaron las primeras galaxias. Estas pueden ser observadas hoy, como fueron entonces, con grandes telescopios.

Cuasares

Entre mil millones y tres mil millones de años después del Big Bang muchas galaxias se juntaron y formaron galaxias más grandes. En estos eventos de gran energía, a veces colapsaban estrellas en un centro común, tan denso que se formaba un hoyo negro. El gas que fluía hacia los hoyos negros se calentaba a tal punto que se encendía momentáneamente, generando lo que hoy se conoce como cuasar.

Supernovas

Unos seis mil millones de años después del Big Bang, en las galaxias nacían y morían estrellas. En su etapas últimas, las estrellas masivas explotaban como grandes supernovas y, al hacerlo, dispersaban en el espacio interestelar elementos comunes, tales como oxígeno, carbono, nitrógeno, calcio y hierro. En las explosiones de estrellas supermasivas, también se creaban y dispersaban elementos más pesados, como oro, plata, plomo y uranio.

El Sol
Hace unos 5 mil millones de años, el Sol se formó en un brazo de la Vía Láctea. El amplio disco de gas y polvo que giraba alrededor de esta nueva estrella creó planetas y sus satélites, asterioides y cometas.

SISTEMA SOLAR

El Sistema Solar es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema Solar se encuentra a unos 28 mil años-luz del centro de la Vía Láctea.

Está formado por una única estrella llamada Sol, que da nombre a este Sistema, más ocho planetas que orbitan alrededor de la estrella: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; más un conjunto de otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides, satélites naturales, cometas, así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

Características generales

Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido antihorario si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación considerable, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el Sistema Solar se clasifican en:

Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.
Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.

En el año 2006, una convención de astronomía en Europa declaró a Plutón como planeta enano porque no reúne las características necesarias para ser llamado planeta.

Planetas enanos. Esta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como Plutón (hasta 2006 considerado noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake y Eris están dentro de esta categoría.
Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno.
Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.
Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar.
Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort.

El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar) está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol).

Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes al Sistema Solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto el Sistema Solar es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación viene expresada matemáticamente a través de la ley de Titius-Bode, una fórmula que resume la posición de los semiejes mayores de los planetas en Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe:

$a= 0,4 + 0,3\times k\,\!$ donde $k \,\!$ = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128.

(Aunque puede llegar a ser complicada)

En esta formulación la órbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0,4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1,6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0,38 y 1,52 UA.Ceres, el mayor asteroide, se encuentra en la posición k=8. Esta ley no se ajusta a todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley). Por el momento no hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan sólo de una coincidencia.

Características principales de los planetas del Sistema Solar


Planeta	Diámetro ecuatorial	Masa	Radio orbital (UA)	Periodo orbital (años)	Periodo de rotación (días)	Satélites naturales
Mercurio	0,382	0,06	0,38	0,241	58,6	0
Venus	0,949	0,82	0,72	0,615	243	0
Tierra^*	1,00	1,00	1,00	1,00	1,00	1
Marte	0,53	0,11	1,52	1,88	1,03	2
Júpiter	11,2	318	5,20	11,86	0,414	63
Saturno	9,41	95	9,55	29,46	0,426	61
Urano	3,98	14,6	19,22	84,01	0,718	27
Neptuno	3,81	17,2	30,06	164,79	0,6745	13

Planetas enanos

Poco después de su descubrimiento en 1930, Plutón fue clasificado como un planeta por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Sin embargo, basándose en descubrimientos posteriores, se abrió un debate por algunos, con objeto de reconsiderar dicha decisión. Finalmente, el 24 de agosto de 2006 la UAI decidió que el número de planetas no se ampliará a 12, como se propuso en la reunión que mantuvieron sus miembros en Praga, sino que debía reducirse de 9 a 8. El gran perjudicado de este nuevo orden cósmico fue, nuevamente, el polémico Plutón, cuyo pequeño tamaño y su evolución dinámica en el Sistema Solar llevó a los miembros de la UAI a excluirlo definitivamente de su nueva definición de planeta.
En dicha reunión de la UAI se creó una nueva clase de planeta, los planetas enanos, que a diferencia de los planetas, no han limpiado la vecindad de su órbita. Los cinco planetas enanos del Sistema Solar ordenados por proximidad al Sol son Ceres, Plutón, Makemake, Haumea y Eris.

Características principales de los planetas enanos del Sistema Solar

Los datos se expresan en relación a la Tierra.

Planeta enano	Diámetro medio	Diámetro Km	Masa	Radio orbital(UA)	Periodo orbital (años)	Periodo de rotación (días)	Satélites naturales
Ceres	0,074	952,4	0,00016	2,766	4,599	0,3781	0
Plutón	0,22	2302	0,82	39,482	247,92	-6,3872	3
Haumea	0,09		0,0007	43,335	285,4	0,167	2
Makemake	0,12		0,0007	45,792	309,9	?	0
Eris	0,19	2398	0,0028	67,668	557	?	1

Cuerpos menores del sistema solar

Cinturón de asteroides (Véase también: Lista de asteroides).
Objetos transneptunianos y cinturón de Kuiper (Véase también: Quaoar).
Nube de Oort (Véase también: Cometa; Sedna).

Entre los cuerpos menores, los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de Caronte y los primeros objetos transneptunianos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo, el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del Sistema Solar interior. La mayoría de los objetos transneptunianos son cuerpos helados, como cometas, aunque la mayoría de los que es posible descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas.

Los mayores objetos transneptunianos son mucho mayores que los mayores asteroides. Los satélites naturales de los planetas mayores también tienen un amplio rango de tamaños y superficies, siendo los mayores de ellos mucho mayores que los asteroides mayores.

La siguiente tabla muestra las características más importantes de los principales cuerpos menores del Sistema Solar algunos de los cuales en un futuro podrían ser "ascendidos" al rango de planeta enano, como pasó con Makemake y Haumea. Todas las características se dan con respecto a la Tierra.

Planetas menores	Diámetro ecuatorial	Masa	Radio orbital (UA)	Periodo orbital (años)	Periodo de rotación (días)
(90482) Orcus	0,066 - 0,148	0,000 10 - 0,001 17	39,47	248	?
(28978) Ixión	~0,083	0,000 10 - 0,000 21	39,49	248	?
(55636) 2002 TX300	0,0745	?	43,102	283	?
(20000) Varuna	0,066 - 0,097	0,000 05 - 0,000 33	43,129	283	0,132 o 0,264
(50000) Quaoar	0,078 - 0,106	0,000 17 - 0,000 44	43,376	285	?
(90377) Sedna	0,093 - 0,141	0,000 14 - 0,001 02	502,040	11500	20

Formación y evolución del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4.500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que, por la unión de las partículas más pequeñas, primero se habrían ido formando, poco a poco, partículas más grandes, posteriormente planetesimales, y luego protoplanetas hasta llegar a los actuales planetas.

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que es percibido el Sistema Solar por los humanos, su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del Sistema Solar, observados desde la Tierra, se consideraban los movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del Sistema Solar no son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico.

En la actualidad el Sistema Solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos. Los cuerpos del Sistema Solar en los que se han posado sondas espaciales terrestres son Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán. Todos los cuerpos mayores han sido visitados por misiones espaciales, incluyendo algunos cometas, como el Halley, y excluyendo Plutón.

FORMACIÓN DE LA TIERRA

Introducción
Biografía Stanley Keith Runcorn

Stanley Keith Runcorn nació en Southport en 1922 y en la actualidad es profesor de Física en la Universidad de Durham y dirige la Escuela de Física de la Universidad de Newcastle upon Tyne, desde 1963.

Desde 1943 hasta 1946 trabajó en el Radar Research and Development Establishment (Minister of Supply). Su carrera universitaria empezó en 1946 como profesor ayudante y más tarde profesor de física en la Universidad de Manchester. Desde 1950 hasta 1955 fue director de investigación en Geofísica en la Universidad de Cambridge, y durante el mismo período trabajó en la Universidad de California como investigador de Geofísica.

Ha sido profesor invitado de Geofísica en el Instituto de Tecnología de California (1957), en la Universidad Estatal de Pennsylvania (1967) y en la Universidad Estatal de Florida (1968). Es doctor honoris causa por las universidades de Gante y Utrecht.

Stanley Keith Runcorn

En 1959 recibió el premio Napier Shaw de la Real Sociedad de Meteorología y en 1971 el premio Vetlesen. Entre otras publicaciones suyas destacan: Methods and Techniques in Geophysics (1960); Mantles of the Earth and Terrestrial Planets (1967); Application of Modern Physics to the Earth and Planetary Interiors (1969), y Palaeogeophysics (1970).

El origen de la Tierra y su evolución durante millones de años hasta adquirir las características que nos son familiares constituye una temática de indudable interés. Con objeto de iniciarnos en la misma nos dirigimos al profesor S. K. Runcorn.

¿Cómo se formó la Tierra?
Las primeras ideas sobre la formación de la Tierra sugerían que se había originado a partir de una esfera gaseosa que al principio se había enfriado y licuado y después, probablemente, se había solidificado. Esto se conoce bajo la denominación de "origen caliente de la Tierra".
A partir de entonces se creyó que esto era cierto, en parte a causa de razones geológicas, ya que podían verse las erupciones de lava procedentes de la Tierra y, por consiguiente, constatar que el interior del planeta era caliente; antes del descubrimiento de la radiactividad, se suponía que este calor estaba presente en el interior del globo terráqueo en el momento de su formación. La otra razón por la cual se admitía el "origen caliente" de la Tierra procedía de la hipótesis que ésta y los demás planetas eran, en un principio, gases encerrados en una estrella, el Sol.
Todo esto ha cambiado en los últimos años, primero porque el descubrimiento de la radiactividad ha demostrado que la Tierra podía haber sido fría al principio y haberse calentado después hasta alcanzar las altas temperaturas internas actuales en el transcurso de miles de millones de años. Después, los astrónomos descubrieron grandes nubes de polvo en el Universo. De este modo, y de forma natural, se pensó que el Sol y la totalidad del sistema solar se habían formado a partir de una nube de polvo, por condensación.

Ladera de un cráter producido por un meteorito
Esto mereció una aceptación general a propósito de la teoría de la acumulación ( accretion theory) , según la cual en un principio el Sol se formó por condensación debida a la gravitación; después, la nube de polvo que giraba alrededor del primer Sol se fraccionó en trozos que, por acumulación, formaron los planetas. Esta idea ha sido generalmente aceptada por varias razones. Por ejemplo: la Luna ha sufrido muy pocos cambios, ya que en ella no existen las fuerzas de erosión de la Tierra.

¿Podemos servirnos de los meteoritos para profundizar en el conocimiento de la estructura interna de la Tierra?
Sí. Históricamente, gracias a los elementos obtenidos de los meteoritos se ha podido proponer aquel modelo de la Tierra con un núcleo de hierro rodeado de una capa de silicatos de hierro y magnesio.
Los meteoritos se dividen claramente en dos grupos: los "ferrosos" y los "pétreos"; los ferrosos representan alrededor del 15 % del total; los "pétreos" se componen en su mayor parte de olivino.
Muy pronto, a finales del siglo XIX, los geoquímicos que señalaban que la densidad media de la Tierra era de 5,5 g/cm ³ y que las rocas de la superficie terrestre se situaban entre 2 y 3 g/cm ³ , vieron que era necesario suponer un núcleo denso a la Tierra. Puesto que los meteoritos eran una buena muestra de las sustancias que formaban los planetas, sugirieron la existencia de un núcleo de hierro.

¿Cómo se han estudiado las distintas regiones de la Tierra? En particular, ¿qué se ha aprendido sobre el estudio de las trayectorias y de la velocidad de las ondas sísmicas?
Es el estudio de las trayectorias y de las velocidades de las diversas ondas procedentes de los terremotos lo que ha probado que este modelo de la Tierra era cierto: un terremoto emite cierto número de ondas.

Erupción volcánica
Una es simplemente una onda sonora que hace vibrar los materiales terrestres en la dirección de la trayectoria de las ondas, se trata de una onda longitudinal; esta onda es más rápida y es la primera en alcanzar los observatorios que registran los terremotos: por lo tanto se la llama "onda P" (del inglés "primary"). Un poco más tarde, las ondas más lentas, en las que los materiales vibran perpendicularmente a la trayectoria de las ondas, llegan a los observatorios: son las "ondas S" (del inglés "secondary"). Después siguen largos trenes de ondas que han pasado a lo largo de la superficie antes que a través de la Tierra como las ondas P y S: se las conoce por el nombre de sus descubridores, "ondas Rayleigh y Love".
Evidentemente, mediante toda una red de observatorios en el mundo, y comparando los tiempos de llegada de las distintas ondas a los distintos observatorios, no sólo es posible situar el lugar en el que se ha producido el terremoto (epicentro) sino incluso determinar el momento del suceso y el tiempo empleado por las ondas para alcanzar los distintos observatorios. De este modo se puede calcular la velocidad de propagación de las ondas (P, S, etc.) a diversas profundidades de la Tierra.

¿Cómo podemos explicar el calor interno del núcleo de la Tierra?
Es un problema ligado a una de las cuestiones más difíciles de geofísica: la evolución térmica de las capas profundas de la Tierra. He explicado que la Tierra había nacido fría y que era una mezcla de hierro y de silicatos. De una forma cualquiera la temperatura de la Tierra aumentó en un principio lo suficiente para que el hierro, más denso, empezara a caer hacia el centro y a formar el núcleo. En realidad no sabemos cuándo tuvo lugar este proceso, o si éste fue gradual y el hierro fue encontrando progresivamente su camino hacia el núcleo. Urey sugirió hace ya tiempo que el núcleo continuaba creciendo como consecuencia de la caída continua y gradual de hierro de la capa externa hacia el centro.
La caída de este hierro hacia el centro libera naturalmente una cantidad muy importante de energía gravitacional, probablemente dos veces más de energía calorífica de la que se hubiera desprendido durante la vida total de la Tierra, si suponemos que sus materiales tienen la misma concentración de elementos radiactivos que los meteoritos.
De todas formas, si esta suposición es exacta, y si admitimos que la tierra empezó por ser fría y que el núcleo se formó gradualmente a través de las épocas geológicas, habrá que aceptar que se generó una cantidad suficiente de calor, lo que permitiría explicar la temperatura actual de la Tierra, que en el núcleo externo debe alcanzar el punto de fusión del hierro (algunos miles de grados).

¿Cuál ha sido el proceso de formación de la corteza terrestre?
En la mayor parte de las regiones del mundo, las rocas que vemos son sedimentos depositados en los lagos, los océanos y los ríos en el transcurso de la historia relativamente reciente de la Tierra (la Tierra, al igual que la Luna, se formó hace unos 4.600 millones de años). La mayoría de las rocas, y especialmente las que contienen fósiles de seres vivos, sólo cubren los últimos 600 millones de años. Los llamados "escudos" del mundo (el escudo canadiense, algunas partes de África, etc.) son mucho más antiguos.
El vulcanismo es común en la historia de la corteza terrestre. Las lavas procedentes de algunos centenares de kilómetros de profundidad atraviesan la superficie produciendo, por ejemplo, islas oceánicas como Islandia.
Pero debajo de esta cobertura de sedimentos y de lava hay una corteza que se prolonga hasta unos 40 km, llamada a menudo "corteza granítica", la cual contiene más silicatos de los que hay generalmente en la capa externa. Se cree que en el transcurso de los primeros desarrollos de la capa exterior tuvo lugar una separación de los elementos silíceos, que por ser menos densos empezaron a flotar hacia la superficie formando así una especie de espuma.
Lo que no sabemos respecto a la corteza terrestre y lunar es en qué momento se formó la corteza original: ¿fue durante los primeros millones de años después de la formación de estos cuerpos o bien necesitó centenares o miles de millones de años?

¿Cuál es el significado de las dorsales y de las grandes fosas oceánicas?
Uno de los grandes descubrimientos de los veinte últimos años ha mostrado que los suelos oceánicos son relativamente recientes.

Dunas en el desierto del Sahara
Las grandes cadenas montañosas que atraviesan los océanos, las dorsales, son el resultado de la emisión de lava a lo largo de las cadenas montañosas a través de una falla central. Islandia, por ejemplo, proviene de la acumulación de grandes cantidades de lava. Ahora sabemos que este proceso se debe al movimiento de separación del suelo oceánico, ya que el continente americano se aleja gradualmente de Europa y de África a razón de algunos centímetros por año. El otro gran descubrimiento relativo a la topografía de los fondos oceánicos ha sido el de las grandes fosas submarinas: La fosa de las Tonga, la fosa de Java, la fosa Chile-Perú, etc. Estas fosas, que tienen algunos kilómetros de profundidad, son de reciente creación. No han tenido tiempo de llenarse de sedimentos o de lavas. Hoy está comprobado que, paralelamente al hecho de que las montañas oceánicas cambian a causa de las tensiones, las fosas oceánicas son el resultado de compresiones. Algunas partes del suelo oceánico son empujadas hacia abajo, hacia el manto, y atraen a la corteza a su alrededor.
La idea que nos hacemos actualmente de los fondos oceánicos es la de un crecimiento continuo a lo largo de las dorsales y de una desaparición en las fosas.

¿En qué medida el estudio de los fondos oceánicos ha confirmado la antigua teoría de Wegener sobre la existencia anterior de un solo continente?
El hecho de que el suelo oceánico se haya regenerado a lo largo de las dorsales oceánicas concuerda muy bien con la idea de Wegener sobre el hecho de que los continentes derivan alejándose unos de otros.

El cañón Deadhorse Point, en Utah (EE.UU.), producido por la erosión fluvial.
En 1912, Wegener, sobre la base de un estudio comparado de la geología de los diversos continentes, emitió la hipótesis de que era poco probable que los continentes hubieran ocupado siempre su posición actual.
Sugirió que África y América del Sur habían formado parte, hace 100 millones de años, de un gran continente llamado Gondwanaland, que comprendía también India, Australia y la Antártica, continente este último situado cerca del polo Sur. Otro continente, Lauretia, que comprendía América del Norte, Groenlandia y Europa, se habría escindido también hace unos 100 millones de años. Un desplazamiento de estos continentes a razón de unos centímetros por año los llevó seguramente a su posición actual.

¿En qué medida el paleomagnetismo puede explicar los procesos que han afectado a la corteza terrestre?
Puesto que los fondos oceánicos son recientes (se formaron en los últimos cien millones de años), su magnetización es relativamente simple: se dirige hacia el Norte o hacia el Sur.

De nuevo el profesor Runcorn nos informa acerca de los recientes programas de investigación geofísica con los que el hombre intenta alcanzar el interior de la Tierra para descifrar las incógnitas científicas que todavía tiene planteadas.
Por el contrario, los trabajos sobre el magnetismo de los sedimentos y de las rocas ígneas señalan que además de las inversiones de polaridad, hay un movimiento giratorio, muy lento, en el tiempo del eje del campo. Podemos descubrirlo gracias al estudio del paleomagnetismo de las rocas ígneas y sedimentarias y el resultado de esta investigación y el descubrimiento de la "migración de los polos" que reconstruye el movimiento de los polos magnéticos.

¿Cómo se formaron la atmósfera y los océanos?
De nuevo nos encontramos en un terreno en el que la comparación con los demás planetas nos ayuda enormemente. Sabemos, por ejemplo, que Venus tiene una atmósfera muy densa, que la Luna carece de ella, que Marte sí posee, aunque muy tenue. Sabemos que los grandes planetas, aquellos cuyo radio es unas diez veces mayor que el del planeta terrestre (Júpiter, Saturno, Neptuno, Urano), tienen una densidad muy próxima a 1, bastante inferior a la de los planetas terrestres. De hecho están formados principalmente por hidrógeno y helio, lo que les da una composición química muy parecida a la del Sol.
De este modo, es evidente que los planetas terrestres y la Luna han perdido su hidrógeno y su helio. Creemos que esto se debe en parte a su proximidad al Sol. Sin duda la Luna ha perdido su atmósfera porque, al ser un cuerpo de pequeñas dimensiones, no ha tenido una fuerza de gravedad suficiente para retener los gases que habían sido extraídos del interior. Según la teoría de la acumulación de la Tierra y de la Luna, los elementos volátiles de las profundidades internas de estos cuerpos celestes subieron a la superficie. Actualmente vemos que en los volcanes aparece cierta cantidad de agua, llamada agua joven, junto con los materiales diferenciados de la lava. Tenemos motivos para creer que la atmósfera y el agua de los océanos se encontraban en un principio en el interior de los planetas cuando se "condensaron". Se han hecho diversos cálculos a propósito de la rapidez con que se formaron la atmósfera y los océanos de la Tierra. Debieron de formarse en los primeros centenares de millones de años de existencia de la Tierra. Hemos encontrado rocas de principios del precámbrico (2.000 ó 3.000 millones de años) cuyas marcas onduladas demuestran que estos sedimentos permanecieron bajo el agua; hemos encontrado "piedras de arena roja" igualmente antiguas, lo que demuestra que había una atmósfera oxidante. El hidrógeno de nuestra atmósfera debe de haberse perdido muy pronto en la historia de la Tierra.

¿Qué ha ocurrido con el proyecto Mohole, que pretendía perforar la corteza terrestre para alcanzar el manto?
Al igual que la tecnología de los cohetes o del radar nos ha permitido explorar la física de las capas superiores de la atmósfera y del espacio alrededor de la Tierra, la técnica de los sondeos a gran profundidad, nacida principalmente de las necesidades de la industria petrolífera, nos ha permitido aprender mucho acerca de la estructura de la corteza terrestre.
El proyecto Mohole era un ambicioso proyecto de sondeo a través de la corteza de la Tierra hasta la discontinuidad del Mohorovicic. (Esta fue descubierta en un principio gracias a la sismología: bajo los continentes, a unos 40 km de profundidad, se producía un cambio súbito de la composición química y de la densidad.) Se trataba de traer muestras procedentes del mismo manto.

Suelo arcilloso cuarteado por efecto de la sequía en Egipto.
Como en la práctica no era posible horadar los continentes hasta 40 km de espesor, se pensó en perforar la capa, mucho más delgada, de lava y de sedimentos, que cubre los fondos oceánicos. Este proyecto no se realizó; espero que un día se realice, pero de momento ha atraído la atención sobre la importancia de perforar los fondos oceánicos.
Se ha obtenido ya mucha información sobre la deriva de los continentes perforando los fondos oceánicos: los sedimentos son jóvenes, de unos cien millones de años, mucho más jóvenes que los sedimentos que vemos en los continentes. Esto ha confirmado el modelo según el cual los continentes se alejan unos de otros y el suelo oceánico se ha formado después de que aquéllos empezaran su deriva. Además, se ha podido comprobar que el suelo oceánico es tanto más viejo cuanto más lejos se encuentra de las dorsales oceánicas centrales.

¿Cuáles eran los objetivos principales del proyecto de investigaciones internacionales "Manto superior" que se terminó en 1970?
Como dije, durante los últimos 20 ó 30 años hemos asistido a una revolución en la idea que nos hacíamos de la Tierra, con la aceptación de la teoría de la deriva de los continentes. Antes se creía que los continentes estaban fijos. El origen de los fondos submarinos era algo totalmente oscuro: incluso había científicos e investigadores que habían pensado que los océanos habían sido continentes hundidos y por lo tanto resultaban mucho más antiguos que las tierras emergidas.

Masa de hielo
Además, los primeros estudios del interior profundo de la Tierra habían sido hechos por la sismología. Tal vez no hubo entre geólogos y sismólogos todos los contactos que hubieran sido necesarios. El proyecto "manto superior" ha reunido a los geólogos y a los geofísicos de distintos países en una exploración común de los grandes problemas de la Tierra. El resultado principal de estos trabajos fue el de probar, por el estudio de los fondos oceánicos y de los continentes, que se han dado enormes desplazamientos horizontales en sectores superficiales de la corteza terrestre: millares de kilómetros en algunos centenares de millones de años.

En 1972 empezó el proyecto "Geodinámica", cuyo objetivo era descubrir la naturaleza de las fuerzas responsables de los principales procesos que influyen sobre la corteza terrestre. ¿Cuáles han sido los principales resultados obtenidos?
Como su nombre indica, este proyecto tiende a examinar las consecuencias de nuestras nuevas teorías, las cuales han venido a sustituir el concepto anterior bastante estático de la Tierra por un interior dinámico. Uno de los grandes problemas es el de estudiar con detalle la naturaleza de las fuerzas que han causado esos grandes desplazamientos en el manto. Las ondas sísmicas tienen unos períodos que van desde unos segundos a unos minutos, pero cuando hablamos de fuerzas que producen los movimientos de los continentes, pensamos en unas fuerzas que actúan a lo largo de millones de años. Hoy consideramos que el manto sólido ya no es realmente sólido si hablamos de períodos tan largos.
El núcleo líquido tiene unas corrientes de convección interna engendradas en profundidad, cuya velocidad es de 1 cm por segundo. Al ser dicho fluido un conductor eléctrico, la inducción electromagnética engendra la corriente eléctrica que creemos responsable del campo magnético de la Tierra.
Actualmente pensamos que en el manto existen corrientes similares, pero que son mucho más lentas —un millón de veces menos rápidas que las del núcleo. No por ello es menos cierto que en este manto, cuya viscosidad es muy grande, estos movimientos bastan para ejercer una influencia considerable sobre la parte inferior de la corteza terrestre y que son responsables de los movimientos que vemos en la superficie.
Estas fuerzas son la causa primera de todos los movimientos tectónicos que constatamos sobre la Tierra y, en particular, de la creación de las cadenas montañosas.

¿Cómo ve usted el futuro de la geofísica?
Creo que deberemos comparar cada vez más los distintos planetas terrestres. En la ciencia, cuando se desarrolla una teoría se desea comprobarla tratando de explicar con ella otros fenómenos. Hemos alcanzado este punto en lo referente a la Tierra. Ya hemos visto cómo el interior de la Tierra es activo y no pasivo, y las consecuencias que esto comporta.
Ahora debemos buscar paralelismos con los planetas. Por ejemplo, Júpiter, como hemos visto, tiene un campo magnético: es lógico que sea engendrado en el núcleo, cuya existencia conocemos. No es un núcleo metálico; es un núcleo producido por las grandes presiones que existen en su interior.
Quisiéramos saber también si Saturno tiene un campo magnético.
Respecto a la Luna sabemos que actualmente no posee un campo magnético. Sin embargo, las muestras traídas han revelado un magnetismo remanente, al igual que las rocas terrestres.
Volviendo a los acontecimientos tectónicos de los planetas terrestres, sabemos, después de haber observado a la Luna, que no ha sufrido grandes desplazamientos horizontales desde su origen. Es evidente que el manto de la Luna sufre corrientes de convección. Pero la corteza lunar es demasiado rígida y espesa y estas corrientes no han podido transformarla como ha ocurrido en la Tierra.
Las maravillosas fotografías de la superficie de Marte, obtenidas por el Mariner IX, indican la existencia de un vulcanismo extensivo: Marte posee el mayor volcán del sistema solar. El estudio de la corteza de Marte se está iniciando, pero creo que su tectónica podría situarse a mitad de camino entre la Luna, cuya corteza ha evolucionado muy poco, y la Tierra, que ha sufrido grandes transformaciones.
En resumen, en el futuro la geofísica se ocupará cada vez más de las comparaciones entre la Tierra y los demás planetas del sistema solar en provecho del conocimiento de la Tierra y del conocimiento del resto del sistema solar.

La Tierra es un pequeño cuerpo celeste, opaco, perteneciente a un grupo de planetas que giran alrededor de la estrella denominada Sol.

Galaxia irregular en la constelación de la Osa Mayor.
El conjunto de éste y los planetas ligados a él por la gravedad constituye un sistema solar, que no es más que un pequeñísimo fragmento de una Galaxia, denominada Vía Láctea, constituida por gran número de estrellas. El Universo, a su vez, está formado muy probablemente por millones de galaxias semejantes a la Vía Láctea.
Nuestro sistema solar está formado por un astro principal y centro del sistema, el Sol, y nueve planetas, algunos de los cuales presentan astros secundarios denominados satélites. Además de estos constituyentes principales, el sistema solar comprende gran número de asteroides o planetoides, meteoritos y cometas.
Los planetas de nuestro sistema solar se pueden dividir en dos grupos: los planetas menores, sólidos, de pequeño tamaño, de densidad elevada, relativamente cercanos al Sol y constituidos esencialmente por hierro (Fe), oxígeno (0), silicio (Si) y magnesio (Mg), y los planetas mayores, de superior tamaño que los anteriores, de densidad menor y constituidos por elementos ligeros, hidrógeno (H) y helio (He) principalmente, o sus combinaciones más estables, como amoníaco, agua, metano, etc.

Abundancia de elementos en el Universo
(número de átomos por cada 10.000 de Si)

Z	Elemento	Abundancia	Z	Elemento	Abundancia
1	H	4,0x10 ⁸	21	Sc	0,28
2	He	3,1 x 10 ⁷	22	Ti	24
3	Li	1,0	23	V	2,2
4	Be	0,20	24	Cr	78
5	B	0,24	25	Mn	69
6	C	35.000	26	Fe	6.000
7	N	66.000	27	Co	18
8	0	215.000	28	Ni	270
9	F	16	29	Cu	2,1
10	Ne	86.000	30	Zn	4,9
11	Na	440	31	Ga	0,11
12	Mg	9.100	32	Ge	0,51
13	Al	950	33	As	0,04
14	Si	10.000	34	Se	0,68
15	P	100	35	Br	0,13
16	S	3.750	36	Kr	0,51
17	Cl	90	37	Rb	0,07
18	Ar	1500	38	Sr	0,19
19	K	32	39	Y	0,09
20	Ca	490	40	Zr	0,55

El grupo de planetas menores, denominados también planetas terrestres, lo constituyen Mercurio, Venus, Tierra y Marte, citados en orden de distancia creciente al Sol, mientras que el grupo de planetas mayores lo componen Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, citados también en orden de distancia creciente al Sol.

Fotografía del Sol, la estrella más próxima a la Tierra.
A los ocho planetas mencionados hay que añadir Plutón, que es el planeta más lejano, pero cuyas características de masa son bastante semejantes a la de los planetas menores.

"En la inmensidad del espacio, la Tierra parece aislada y solitaria; pero si realmente fuera así, nuestro globo sería un mundo frío y sin vida flotando en una eterna oscuridad, sin una historia registrada y sin pistas sobre su origen."
CARL O. DUMBAR

Todos los planetas del sistema solar giran alrededor del Sol describiendo en un mismo sentido órbitas elípticas de poca excentricidad, es decir, muy próximas a una circunferencia. Las características del sistema solar se exponen en el cuadro adjunto.

Las distancias de los planetas al Sol siguen una proporción en la que la separación entre aquéllos aumenta con su distancia al Sol, según una progresión geométrica. Esta ley fue enunciada por Bode en 1772, prediciendo en base a ella la existencia de un décimo planeta en el sistema solar, situado, según sus cálculos, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Posteriormente se ha comprobado que dicho planeta no existe, pero la región que teóricamente tendría que ocupar se encuentra poblada por gran número de planetoides o asteroides y es la zona de origen de los meteoritos.

Cráter lunar fotografiado por el Apolo XVII.
El Sol representa el 99 % de la masa del sistema solar, mientras que Júpiter comprende el 71 % de la masa de los planetas y junto con Saturno constituyen el 93 % de dicha masa.

Esquema comparativo de las masas y de las distancias de los planetas al Sol.
Este gigantismo de Júpiter y Saturno determina el que la primera imagen de nuestro sistema solar, visto desde el exterior a él, presente el aspecto de una estrella brillante alrededor de la cual giran un planeta muy grande, Júpiter, y otro mucho menor, Saturno. Para descubrir los restantes planetas se necesitarían telescopios de gran poder de resolución. El gran tamaño de Júpiter determina igualmente que el centro de gravedad del sistema solar esté ligeramente fuera del Sol.

Fotografía de Saturno con sus anillos ecuatoriales
La Tierra, dentro del conjunto del sistema solar, comprende una pequeñísima cantidad de masa, aproximadamente 1/330.000 parte de la del Sol, del que dista unos 150 millones de km (valor que toman los astrónomos para distancias en el Universo y que denominan unidad astronómica o u.a.)
La Tierra recibe del Sol una pequeña cantidad de la radiación, aproximadamente 5,2x10 ^-24 kilocalorías/milímetro, lo que representa media millonésima de millón de la radiación solar. De esta radiación recibida la Tierra refleja (albedo) 0,4 ó, lo que es lo mismo, un 40 %.
La Tierra presenta un único satélite natural, la Luna, situada a una distancia media de 384.000 km, con una masa que es la centésima parte de la terrestre, un radio 3,6 veces menor que el del globo terráqueo y una densidad de 3,3. Gira alrededor de la Tierra describiendo una órbita ligeramente elíptica, y completa una vuelta en 27 días y 8 horas.

Fotografía de Júpiter.
La composición química de los cuerpos que componen la galaxia a la que pertenece la Tierra y de la materia interestelar de la misma es bastante uniforme y se caracteriza por un gran predominio del hidrógeno (para numerosos autores este elemento constituye el 87 % del Universo), al que sigue en abundancia el helio, presentándose los restantes elementos prácticamente como simples impurezas. En la tabla puede observarse la concentración aproximada de los elementos en el Universo.

Origen del sistema solar
Sobre el origen del sistema solar y de la Tierra como constituyente del mismo hay dos grandes grupos de hipótesis:
a) un primer grupo de hipótesis sostiene que el sistema solar se originó a partir de una nebulosa (nube de gases y de partículas de polvo) giratoria de composición cósmica, es decir, formada en su mayor parte por hidrógeno y helio;
b) un segundo grupo de hipótesis sostienen que el sistema solar se originó por aproximación de dos estrellas, y que la atracción gravitatoria entre ambas fue tan intensa que de la más ligera se desprendieron fragmentos a partir de los cuales se formaron los planetas cuando las dos estrellas se alejaron.

Esquema que intenta reflejar la hipótesis del origen del sistema solar a partir de una nebulosa.
En la actualidad, los hechos conocidos y una serie de deducciones lógicas han determinado que numerosos científicos se inclinen por una hipótesis del primer grupo.

Nebulosa de Cygnus
Los modernos radiotelescopios han revelado que existen en nuestra galaxia enormes nebulosas, como la que debió originar el sistema solar, constituidas probablemente por acumulación de partículas emitidas por las estrellas.
La nebulosa que probablemente dio origen a nuestro sistema solar era al principio fría y de enormes dimensiones, extendiéndose con toda seguridad más allá de la órbita que en la actualidad describe Plutón.

Telescopio de Monte Palomar, en California, uno de los mayores del mundo.
En un determinado momento de su desarrollo toda la nebulosa comenzó a contraerse, aumentó rápidamente su temperatura y a través de un proceso sobre el que existen diferentes modelos, se individualizaron fragmentos de la misma, denominados protoplanetas, a partir de los cuales se originaron los planetas. La parte central y cuantitativamente más importante de la nebulosa dio origen al Sol.

Espectrograma de la superficie solar para evidenciar la distribución del hidrógeno.

Evolución pregeológica de la Tierra
La evolución pregeológica de la Tierra comprende una sucesión de procesos, desde la individualización del protoplaneta terrestre, a partir de la nebulosa matriz del sistema solar, hasta la consolidación de la superficie de nuestro planeta en una estructura semejante a la actual, es decir, formada por rocas y agua, con una temperatura media determinada fundamentalmente por la radiación solar. Teniendo en cuenta que la edad aproximada de la Tierra como cuerpo celeste es de unos 4.500 millones de años y que las edades de las rocas más antiguas de la corteza terrestre oscilan alrededor de unos 3.500 millones de años, la duración del período pregeológico de la evolución de la Tierra se estima en unos 1.000 millones de años.
En sus orígenes, el protoplaneta terrestre debió de ser mucho mayor que la Tierra actual, por tratarse todavía de un simple fragmento de una nebulosa difusa constituida esencialmente por gases entre los que predominaban el hidrógeno y el helio. Los demás constituyentes debían de encontrarse en concentraciones semejantes a la concentración de los elementos en el Universo. Por contracción y acreción de materia interestelar el protoplaneta fue aumentando de masa y creó a su alrededor un potente campo gravitatorio. Simultáneamente, a causa de la contracción, la temperatura aumentaba hasta alcanzar valores de 2.000 ó 3.000°C.
Durante el período pregeológico de la evolución de la Tierra se debieron producir las principales reacciones entre los átomos para originar los primeros compuestos químicos. H. C. Urey ha estudiado los procesos mediante los cuales se formaron tales compuestos, teniendo en cuenta la hipotética composición del protoplaneta terrestre y los principios de la termodinámica. Sus conclusiones pueden resumirse así:
a) el hidrógeno, elemento más abundante en el Universo, se combinó con el nitrógeno y con el carbono dando lugar respectivamente a amoníaco (NH ₃ ) y metano (CH ₄ );
b) la primitiva atmósfera del protoplaneta estaría formada por hidrógeno, helio, amoníaco y metano, al igual que las atmósferas actuales de algunos de los planetas mayores;
c) el oxígeno se combinó activamente con silicio, aluminio, magnesio, hierro, calcio y potasio, dando lugar a los silicatos a partir de los cuales se formaron las partes sólidas más externas del planeta.

Modelos de una molécula de butano, arriba, etino, centro, y metano, abajo.

d) el hierro, elemento bastante abundante en el cosmos, dio lugar, según la temperatura, a óxidos y sulfuros, por debajo de 25 °C, mientras que por encima de 327 °C se concentraría en forma de hierro metálico.

Como consecuencia de los procesos descritos el protoplaneta terrestre debió de estar formado por una atmósfera muy distinta de la actual, en la que predominaban hidrógeno, helio, amoníaco y metano, y una parte sólida constituida por hierro y silicatos.
En las fases posteriores de la evolución pregeológica de la Tierra se produjo la pérdida de la mayor parte de la atmósfera primitiva, la formación de la atmósfera e hidrosfera actuales y la diferenciación geoquímica primaria de los constituyentes sólidos.

Modelos de una molécula de anhídrido carbónico (CO ₂ ). Abajo, modelo de una molécula de agua (H ₂ O).

Origen de la atmósfera y la hidrosfera
Los conocimientos obtenidos hasta la actualidad sobre la atmósfera han permitido establecer ciertas conclusiones acerca de su constitución y origen:
a) por composición y estructura la atmósfera terrestre actual, constituida esencialmente por nitrógeno y oxígeno, es muy diferente de las atmósferas de los restantes planetas;
b) los elementos más abundantes en el cosmos, hidrógeno y helio, se encuentran en muy escaso porcentaje en la atmósfera terrestre actual, prácticamente su presencia en ella resulta tan pequeña que sólo pueden ser considerados elementos-traza.
La mayor parte de los geofísicos admiten que la actual atmósfera de la Tierra es muy diferente de la atmósfera del protoplaneta terrestre, la mayor parte de la cual posiblemente se perdió en el período pre-geológico del planeta, formándose la atmósfera actual a partir de gases provenientes de la parte sólida de la Tierra.
La atmósfera primitiva estaba formada, según Urey, por hidrógeno, helio, amoníaco (NH ₃ ) y metano (CHO), además de pequeñas cantidades de oxígeno y carbono. A causa de la elevación de la temperatura provocada por la contracción del protoplaneta terrestre la primitiva atmósfera se perdió en el espacio por escape de la mayor parte de sus constituyentes, especialmente del hidrógeno y del helio. Los gases que no escaparon quedaron englobados en forma de compuestos sólidos. Así, el oxígeno fue retenido en forma de agua y de silicatos, el nitrógeno en forma de amoníaco y de nitruros metálicos y el carbono en forma de metano residual.

Erupción volcánica en Hawaii.
Al formarse la nueva atmósfera a base de los gases englobados en los compuestos sólidos se produjeron importantes cambios en su composición.

Cráter volcánico
El agua proveniente del interior del planeta era continuamente disociada por las radiaciones solares originando hidrógeno, el cual escapaba, y oxígeno, que era retenido a causa de su inferior velocidad de escape.

Erupción volcánica
El residuo de amoníaco que se hallaba presente en la composición de la primitiva atmósfera era atacado por el oxígeno, proceso que daba lugar a la formación de nitrógeno libre y de agua, mientras que los nitruros metálicos se descomponían originando igualmente nitrógeno libre.
El residuo de metano, por su parte, reaccionaba con el oxígeno dando lugar a anhídrido carbónico y agua.
Estos procesos determinaron la composición de la atmósfera actual, constituida en más de un 99 % por nitrógeno y oxígeno. También están contenidos en ella anhídrido carbónico y vapor de agua, pero, por supuesto, en cantidades infinitamente menores.
La hidrosfera se originó a partir del agua desprendida por las rocas del interior de la Tierra, y que alcanzaba la superficie a través de fenómenos volcánicos. Se admite actualmente que la hidrosfera ha aumentado progresivamente a través de los tiempos pre-geológicos y geológicos, pero más que por un incremento de la superficie de los océanos por un aumento de la profundidad de la cuenca de los mismos.

Colada de lava
Respecto al contenido salino de las aguas oceánicas, los geoquímicos sostienen que la mayor parte proviene del interior de la Tierra, llegando a la superficie a través de las erupciones volcánicas.

Diferenciación geoquímica primaria
Al principio del período pregeológico de la Tierra se produjo una diferenciación general de la materia terrestre acumulándose los elementos o sus compuestos más estables según sus afinidades químicas y según las condiciones de presión y temperatura existentes. En ese proceso diferenciador desempeñó un papel importante la acción de la fuerza gravitatoria. Como consecuencia de la diferenciación geoquímica, el planeta adquirió una estructura en capas concéntricas, con los materiales más densos acumulados en las zonas más profundas y los más ligeros progresivamente en capas más externas. La fase final de dicha diferenciación estuvo constituida, sin duda, por la formación de la atmósfera y de la hidrosfera.
La mayor parte de los autores que investigan el origen y formación de la Tierra sostienen que durante las primeras fases la temperatura era lo suficientemente alta como para que los constituyentes del protoplaneta estuviesen fundidos o muy cerca del estado de fusión. A causa de la pérdida de los gases predominantes, hidrógeno y helio, los elementos más abundantes en el protoplaneta en cuestión eran el hierro (Fe), el oxígeno (0), el silicio (Si) y el magnesio (Mg), con cantidades mucho menores de níquel (Ni), azufre (S), calcio (Ca) y sodio (Na). Como la cantidad de oxígeno no era lo suficientemente alta para oxidar los restantes elementos metálicos, la mayor parte del hierro y del níquel que no habían sido oxidados precipitaron hacia el centro de la masa planetaria y constituyeron el origen del núcleo metálico.
Una parte del hierro y casi todo el magnesio se combinaron activamente con el oxígeno y el silicio para formar los silicatos que se acumularon por encima del núcleo, dando lugar al manto silicatado. Por último, la corteza terrestre se originó por segregación de los elementos más ligeros del manto.

Mapa geológico de la Tierra: 1. Plataformas continentales. 2. Escudos arcaicos. 3. Llanuras y mesetas sedimentarias en escudos arcaicos. 4. Plegamientos alpinos. 5. Llanuras y mesetas sedimentarias en plegamientos alpinos. 6. Llanuras y mesetas sedimentarias en macizos primarios. 7. Macizos primarios. 8. Regiones de origen volcánico. 9. Fosas marinas. 10. Dirección de los pliegues. 11. Volcanes.

Composición química de la Tierra
Teniendo en cuenta la composición química de las zonas accesibles de la Tierra (corteza terrestre, hidrosfera y atmósfera) y la hipotética composición de las zonas profundas, en parte confirmada por procedimientos geofísicos, se puede afirmar que nuestro planeta no constituye una muestra representativa del Universo. En efecto, del estudio de la composición química terrestre se pueden extraer dos conclusiones importantes:
1) Los elementos gaseosos ligeros que componen la mayor parte de la materia cósmica son muy escasos en nuestro planeta;
2) ciertos elementos pesados, cuantitativa en peso es muy escasa. Otros cuantitativamente poco abundantes en el elementos abundantes en el cosmos, como cosmos, se presentan en nuestro planeta en el nitrógeno y el carbono, se encuentran en concentraciones elevadas. De entre los gases ligeros que abundaron en el protoplaneta terrestre únicamente se conservó el oxígeno debido a su gran capacidad para formar compuestos sólidos estables.

Galería en la cueva de Ojo Guareña (Burgos, España).
El hidrógeno sólo se encuentra en concentraciones apreciables en la hidrosfera, pero a nivel global de la Tierra su importancia cuantitativa en peso es muy escasa.

Formas de erosión fluvial en la misma cueva
Otros elementos abundantes en el cosmos, como el nitrógeno y el carbono, se encuentran en concentraciones escasas en la Tierra y totalmente concentrados en la atmósfera y biosfera. El silicio se presenta en concentraciones similares a la cósmica debido a su alta capacidad para formar silicatos con el oxígeno y ciertos metales. Esquemáticamente, puede afirmarse que durante su formación la Tierra se enriqueció en elementos pesados, especialmente hierro, y se empobreció en elementos gaseosos ligeros.

La electricidad atmosférica se manifiesta con gran aparato eléctrico en una tormenta sobre Nueva York.
La composición global del planeta es difícil de calcular, por carecerse de conocimientos directos acerca de los materiales que la constituyen a profundidades superiores a pocos miles de metros. Teniendo en cuenta las hipótesis aceptadas sobre la estructura interna de la Tierra y la composición y frecuencia de los distintos tipos de meteoritos conocidos se pueden extraer las siguientes conclusiones sobre la composición global de nuestro planeta:

la zona más interna de la Tierra, denominada núcleo, está formada por una aleación de hierro y níquel, con cantidades menores de silicio, carbono y azufre;
la zona intermedia o manto está formada esencialmente por silicatos, siendo su composición muy semejante a la de las pendotitas;
la composición media de la corteza terrestre, con escasa influencia en la composición global del planeta, ya que sólo representa el 1 % de la masa total, es prácticamente igual a la composición de las rocas eruptivas con predominio de oxígeno, silicio y aluminio.

Los meteoritos
Hasta la culminación de la misión del Apolo XI con el traslado a la Tierra de materiales lunares, los meteoritos eran las únicas muestras de materia extraterrestre de que se disponía en los laboratorios para efectuar análisis.
Los meteoritos son cuerpos sólidos del sistema solar que se mueven según órbitas muy elípticas alrededor del Sol y que con frecuencia caen sobre la Tierra. El estudio de estos fenómenos astronómicos ha sido y es de gran interés, pues permite la obtención de datos muy valiosos sobre el origen del sistema solar, sobre la formación de los planetas y sobre la probable estructura interna de la Tierra.
Anualmente caen sobre la superficie terrestre numerosos meteoritos, la mayoría de los cuales se pulverizan al atravesar la atmósfera llegando a la superficie terrestre en forma de polvo meteórico.

Cráter Meteor en Arizona (EE.UU.)
Todas las pruebas de datación radiactivas efectuadas por los diversos laboratorios y centros de investigación con meteoritos indican que se originaron hace aproximadamente unos 4.500 millones de años, es decir, mucho antes que las rocas más antiguas de la corteza terrestre, cuyas edades nunca superan los 3.500 millones de años.

Diversos tipos de meteoritos
Mineralógicamente, los meteoritos están formados por dos fracciones principales: aleaciones de hierro, níquel (camacita y tenita) y silicatos (especialmente olivino y piroxenos, es decir, los minerales característicos de las rocas básicas y ultrabásicas). Según el predominio de una u otra de ambas fracciones los meteoritos se dividen en tres grandes grupos:

Sideritos , constituidos esencialmente por una aleación de hierro (90 %) y níquel (8,5 %) y caracterizados por una elevada densidad (7,5);
Siderolitos , formados por aleación de ferroníquel y silicatos en proporciones aproximadamente equivalentes, con densidad alrededor de 5;
Aerolitos , constituidos predominantemente por silicatos, con una densidad aproximada de 3,5, es decir, igual que las rocas básicas de la corteza terrestre.

El estudio de la composición media y de la frecuencia de los diversos tipos de meteoritos antes descritos ha hecho suponer a los geoquímicos que el cuerpo o los cuerpos del sistema solar a partir de los que se originaron aquéllos presentaba una estructura zonada, con un núcleo denso y metálico a partir del cual se habrían formado los sideritos, una capa intermedia constituida por materiales ultrabásicos que dieron lugar a los siderolitos y una capa superficial poco densa a partir de la que se originaron los aerolitos. Dado que los cuerpos a partir de los cuales se formaron los meteoritos debían ser esencialmente similares a la Tierra, se supuso una estructura semejante para nuestro planeta, estructura que en parte ha sido confirmada por procedimientos geofísicos.
Recientemente el estudio de la composición química de ciertos meteoritos, denominados condritos carbonosos, ha proporcionado datos muy importantes. En efecto, dichos meteoritos contienen una fracción orgánica constituida por hidrocarburos aromáticos y alifáticos y por aminoácidos y pirimidinas, es decir, los constituyentes esenciales de los organismos terrestres. Estos descubrimientos permiten afirmar que en el sistema solar al que pertenece la Tierra, y probablemente en otros sistemas análogos, se han producido y se producen fenómenos de síntesis químicas en los que se originan estructuras químicas intermedias e imprescindibles en la génesis de los seres vivos.

Edad de la Tierra
Por edad de la Tierra se entiende el tiempo transcurrido desde que nuestro planeta posee una masa y un volumen semejantes a los actuales. El cálculo de la probable edad de la Tierra se ha intentado realizar en numerosas ocasiones y mediante diversos métodos. Los geólogos han intentado repetidamente evaluarla basándose en el estudio del ritmo de los procesos geológicos; por ejemplo, se ha intentado calcularla a partir del tiempo necesario para que se depositaran las series sedimentarias conocidas. Este método presenta dos defectos esenciales: por una parte, el espesor de un sedimento puede haber variado después de su formación, debido por ejemplo a una fase erosiva; por otra parte, la velocidad de formación de los sedimentos es muy variable.
En la actualidad los métodos de datación de los materiales terrestres se basan en la radiactividad. Desde cl descubrimiento de la misma por Becquerel en 1895 se sabe que ciertos elementos químicos, denominados radiactivos, son inestables y se desintegran espontáneamente y a ritmo constante por emisión de partículas, hasta dar lugar a un producto estable final. La velocidad y el modo de desintegración de los elementos radiactivos son característicos en cada uno de ellos y pueden hallarse experimentalmente. La velocidad de desintegración de un elemento radiactivo se expresa en función de su período de semidesintegración o vida media, es decir, el tiempo necesario para que dicho elemento reduzca su masa a la mitad por transformación de la otra mitad en elemento estable final.
Conociendo de una muestra rocosa las cantidades de elemento radiactivo que contiene y la de su producto estable final, así como el período de semidesintegración del primero, se puede calcular fácilmente la edad de la muestra rocosa mediante la fórmula:

T = P x período de semidesintegración / E _r
donde t es el tiempo de formación, P es el producto estable final de un elemento radiactivo expresado en gramos y E _r es el elemento radiactivo también expresado en gramos.
Mediante la aplicación de los métodos radiactivos se ha calculado que la edad de la Tierra, como la del resto de los planetas del sistema solar y de los meteoritos viene a ser, aproximadamente, de 4.500 millones de años.

Origen de la vida en nuestro planeta
Un acontecimiento importante en el desarrollo de nuestro planeta lo constituyó el origen y desarrollo de la vida.

A. I. Oparin, que en 1922 desarrolló la primera teoría científica sobre el origen de la vida
Se acepta en la actualidad que la vida se originó de manera espontánea cuando se dieron las condiciones necesarias para que ciertos elementos químicos se combinaran para generar moléculas orgánicas muy sencillas primero y progresivamente más complejas después, hasta originar un sistema capaz de autoduplicarse y relacionarse en el medio en que vivía, es decir, hasta un organismo viviente. La teoría más aceptada sobre el origen de la vida fue esbozada por el bioquímico ruso Oparin en 1922, teoría que posteriormente ha sido ampliada y comprobada en gran parte de sus puntos básicos. La vida, según Oparin, es el resultado de un proceso evolutivo de progresiva complicación de la materia orgánica. En dicho proceso se pueden distinguir cuatro etapas o eslabones principales, que se describen a continuación.

Primer eslabón o evolución nuclear, durante el cual se originaron los elementos organogénicos, es decir, los elementos básicos de las moléculas orgánicas, como hidrógeno, carbono, nitrógeno, oxígeno, fósforo y azufre. Se sabe poco sobre el origen de dichos elementos, pero se supone que todos ellos se formaron a partir del hidrógeno por medio de reacciones termonucleares ocurridas en el interior de las estrellas.
Segundo eslabón o evolución molecular, durante el cual se originaron las moléculas orgánicas por combinación de los elementos organogénicos. Este segundo eslabón puede subdividirse en dos fases principales, una de formación de moléculas orgánicas simples y otra de formación de moléculas orgánicas complejas denominadas moléculas biológicas. Sobre la primera fase del eslabón molecular se dispone de numerosos datos. Por ejemplo, los modernos radiotelescopios han descubierto en nuestra galaxia moléculas de agua, de amoníaco (NH ₃ ), de formaldehído (HCHO), de monóxido de carbono (CO), de dióxido de carbono (CO ₂ ), de ácido do cianhídrico (HCN), de cianoacetileno (C ₂ HCN), etc., es decir de moléculas orgánicas muy simples. Durante la segunda fase del eslabón molecular se formaron las moléculas orgánicas más complejas, como los aminoácidos y los nucleótidos, elementos arquitectónicos básicos de las macromoléculas esenciales de los organismos. Sobre esta segunda fase se dispone de importantes datos experimentales. Así, S. L. Miller, en la Universidad de California, consiguió sintetizar aminoácidos a partir de los elementos y de la energía que debía existir en la primitiva atmósfera terrestre. Su experimento consistió en someter una mezcla de metano, agua y amoníaco a fuertes descargas eléctricas consiguiendo la formación de aminoácidos semejantes a los que constituyen las proteínas de los seres vivos. Por otra parte, el científico español Juan Oró, en la Universidad de Houston, ha conseguido sintetizar bases púricas y pirimidínicas (constituyentes básicos de los ácidos nucleicos) simulando las condiciones que debieron existir en la primitiva atmósfera terrestre.
Tercer eslabón o evolución protobiológica, durante el cual se produjeron los procesos de interacción entre las proteínas y los ácidos nucleicos para dar lugar al primer complejo molecular capaz de auto reproducirse. Un paso importantísimo en esta evolución protobiológica debió ser la aparición de los primeros complejos enzimáticos responsables y directores de las funciones vitales de los organismos.
Cuarto eslabón o evolución biológica, incluye desde la formación de los primeros y simples sistemas vivientes hasta la aparición de los organismos más complejos y el hombre. Sobre este eslabón, especialmente en sus fases más avanzadas, se dispone de numerosos datos facilitados por el hallazgo y la interpretación de los fósiles.

Resumiendo, podemos hablar de un proceso evolutivo desde el átomo a los organismos más complejos, realizado mediante la sucesión de una serie de etapas o eslabones con intervención de los elementos y de la energía existente en el sistema solar. Sobre algunas de dichas etapas se dispone de datos ciertos y sobre otras se han realizado importantes experimentos.

El astronauta del Apolo XI, Edwin Aldrin, durante su paseo por la superficie lunar el 20 de agosto de 1969.
El proceso descrito puede haberse desarrollado total o parcialmente en otros planetas de sistema solar, en otros sistemas análogos de nuestra galaxia o en otras galaxias.
Ya se ha mencionado anteriormente qué moléculas orgánicas sencillas abundan en el espacio concentraciones de elementos organogénicos y de moléculas orgánicas simples (metano, monóxido de carbono, dióxido de carbono, agua, nitrógeno, etc.) en la superficie de la Luna.
Ciertos tipos de meteoritos, denominados condritos carbonosos, presentan un alto contenido en carbono, uno de los elementos biogenéticos fundamentales.
Recientemente, en el análisis de diversos meteoritos del tipo mencionado se ha podido comprobar la existencia de moléculas orgánicas complejas, como hidrocarburos, aminoácidos y pirimidinas. Este sensacional descubrimiento proporciona la primera evidencia de la existencia de materia orgánica bastante evolucionada en la parte exterior de la Tierra.
Hoy en día podemos afirmar que en nuestro sistema solar y en sistemas análogos se están produciendo los procesos de síntesis química, imprescindibles y necesarios para la génesis de sistemas vivos.

Características físicas de la Tierra

A la ciencia que estudia la forma de la Tierra la denominamos geodesia. Más en concreto los objetivos esenciales de esta rama de la Geofísica son la determinación de la forma geométrica externa de la Tierra y la determinación de la intensidad y de la dirección del campo gravitatorio terrestre en el mayor número de lugares posibles.

Ambos objetivos se complementan, pues, como veremos, la forma de la Tierra depende en parte de su campo gravitatorio.

El conocimiento de la forma de la Tierra y de su campo gravitatorio, son indispensables para elaborar las hipótesis geofísicas sobre el interior del globo terrestre y para realizar cualquier medida precisa en el dominio espacial.
Las primeras hipótesis más o menos fundadas sobre la forma de la Tierra fueron expuestas por los filósofos de la Antigüedad (Pitágoras, Ptolomeo, Aristóteles, Arquímedes, etc.), considerando todas que la Tierra era esférica.
El primero en dar una valoración aproximada de las dimensiones terrestres fue Eratóstenes (siglo III a.C.) basando sus cálculos en la medición del grado de meridiano que pasaba por las ciudades de Alejandría y Asuán.

Para Newton, la forma de nuestro planeta estaba en gran parte determinada por la ley de la gravitación universal y por la mecánica terrestre, especialmente por su movimiento rotacional. Newton dedujo que la Tierra es achatada por los polos debido al movimiento de giro sobre sí misma y al potente campo gravitatorio que crea a su alrededor.
El achatamiento de los polos, o, lo que es lo mismo, la protuberancia ecuatorial, es una consecuencia de la diferente velocidad de los diversos puntos de la Tierra en su movimiento rotacional, velocidad que es máxima en el ecuador (unos 1.600 km/h), disminuyendo a medida que nos acercamos a los polos, en donde es nula.
La gran velocidad de las zonas ecuatoriales determina que aparezcan fuerzas centrífugas intensas que tienden a concentrar la materia originando el abultamiento ecuatorial. El achatamiento terrestre se define como la relación entre la diferencia de los dos radios terrestres (ecuatorial y polar) y el radio ecuatorial.

Durante los siglos XVIII y XIX se realizaron numerosos trabajos con el fin de conocer con la máxima precisión la forma y dimensiones de la Tierra. A principios del presente siglo se adoptó como superficie de referencia de la Tierra un elipsoide de revolución cuyas medidas principales son:

    * radio ecuatorial, 6.378,16 km;
    * radio polar, 6.356,91 km;
    * radio medio, 6.371 km, y
    * achatamiento 1/297.

Actualmente se considera que la forma de la Tierra es la superficie equipotencial de la gravedad, según la cual se disponen las masas que constituyen la superficie terrestre sometidas a la acción de la gravedad; a cada punto de dicha superficie le corresponde una dirección invariable, denominada vertical del lugar, que representa en cualquier caso la dirección de la fuerza de la gravedad.
En una primera aproximación la superficie descrita, denominada geoide, es enormemente parecida a la superficie libre que tienen los océanos y a la prolongación imaginaria de éstos debajo de los continentes.
Conocidos el radio y el achatamiento de la Tierra es fácil calcular la longitud del meridiano terrestre, cuyo valor es de 40.008,548 km, y la del ecuador, de 40.075,704 km. El área de la superficie terrestre presupone 510.083.000 km 2 y el volumen del globo terráqueo es de unos 1.083.819.000 km 3 .

Masa y densidad
El cálculo de la masa de la Tierra se realiza mediante la aplicación de la ley de la gravitación universal, existiendo diversos métodos, más o menos precisos, entre los cuales el más utilizado emplea la balanza de torsión.
Según estos cálculos, la masa de la Tierra es de 5,975 x 10 21 toneladas. La densidad media de la Tierra es de 5,5 17 g/cm 3 . En comparación con los restantes planetas, la Tierra es el segundo por orden de densidad decreciente (Mercurio presenta una densidad de 5,9 a 6,1, Venus de 5 a 5,9 y Marte de 3,8), siendo muy superior a la que se ha calculado que poseen los planetas mayores, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Teniendo en cuenta el valor medio de la densidad terrestre (5,5) y el de las rocas de las zonas superficiales de la corteza, que raramente supera los 2,8-3 g/cm 3 , es válido suponer que la densidad de los materiales de las zonas internas de la Tierra ha de ser muy elevada. Esta suposición se confirma por los datos sismológicos.

En efecto, las ondas sísmicas presentan velocidades de propagación que dependen en parte de la densidad de los materiales que atraviesan, siendo tanto más grande dicha velocidad cuanto mayor es la densidad del medio por el que se propagan.
De acuerdo con los datos sismológicos, se ha podido calcular la densidad de los materiales del interior de la Tierra a diversas profundidades.
Así, a unos 700 km de profundidad la densidad será aproximadamente de 4,3, a unos 2.900 km será de 5,5, a unos 5.100 km de 12,3 y a unos 6.300 km, muy cerca del centro, de 13. Para explicar el aumento del valor de la densidad de los materiales en el interior de la Tierra no es suficiente afirmar que es un efecto de las grandes presiones reinantes, ya que en su mayor parte se debe a cambios en la composición de los materiales, que son progresivamente más densos con la profundidad.

Movimientos de la Tierra
La Tierra, como los demás planetas del sistema solar, está sometida a las leyes de la dinámica celeste. Fundamentalmente son dos los movimientos que afectan a la Tierra; la traslación alrededor del Sol, siguiendo una órbita elíptica, y la rotación alrededor del eje de sus polos. Ambos movimientos determinan respectivamente la sucesión de las estaciones y la de los días y las noches.
Estos dos movimientos principales de la Tierra presentan diversas irregularidades conocidas con los nombres de precesión y nutación, debidas a las atracciones perturbadoras que provocan indistintamente el Sol y la Luna sobre la protuberancia ecuatorial terrestre.

Traslación
La Tierra, o más exactamente el centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, se mueve alrededor del Sol describiendo una órbita de forma elíptica de escasa excentricidad (es decir, muy próxima a una esfera), en uno de cuyos focos se encuentra aquél. La distancia media de la Tierra al Sol durante dicho movimiento es de unos 149.675.000 km, su velocidad media de unos 29,6 km/seg y el tiempo que tarda en recorrer una órbita completa es un año sideral, es decir, aproximadamente 365,256 días.
Debido a la forma elíptica de la órbita de la Tierra en su movimiento de traslación alrededor del Sol, la distancia entre ambos no es constante, sino que presenta una posición de máximo alejamiento, denominada afelio, que se alcanza a primeros de junio, y una posición de máximo acercamiento, denominada perihelio, que se alcanza a primeros de enero.
Se denomina eclíptica al plano de la órbita terrestre en su movimiento de traslación y también al círculo de intersección de dicho plano con la esfera celeste. Debido al movimiento aparente del Sol alrededor de la Tierra, la eclíptica representa asimismo el camino aparente del Sol entre las estrellas.

El ecuador terrestre y la eclíptica no están contenidos en el mismo plano, sino que forman entre sí un ángulo de 23° 27'. Por tanto, el eje terrestre no será perpendicular a la eclíptica, sino que formará con la normal a la misma un ángulo de 23° 27.
La dirección de la inclinación del eje terrestre respecto a la eclíptica varía, como veremos más adelante, de manera secular. En la actualidad dicha inclinación determina que el polo norte celeste (punto donde la prolongación del eje terrestre corta a la esfera celeste) esté muy cerca de la estrella a de la Osa Menor, debido a lo cual se la denomina Estrella Polar.

El plano del ecuador terrestre y la eclíptica únicamente presentan dos puntos de intersección, que corresponden a los puntos en los que el Sol está en el cenit del ecuador. Dichos puntos se denominan equinoccios y corresponden a la situación de la Tierra el 21 de marzo y el 23 de septiembre. Los puntos de la eclíptica definidos por un diámetro perpendicular a la línea de los equinoccios se denominan solsticios y corresponden a los puntos en los que el Sol presenta una mayor distancia angular respecto al ecuador terrestre.

Arriba, movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol. Abajo, debido al movimiento de precesión el eje de la Tierra no está fijo sino que se desplaza en el espacio sobre un cono imaginario (cono de precesión). El fenómeno es idéntico al que tiene lugar en una peonza cuyo eje de rotación no coincide con la vertical.

En los solsticios, que se alcanzan el 21 de junio y el 21 de diciembre, el Sol se encuentra en el cenit de los trópicos, círculos paralelos situados a 23° 27' de latitud norte (trópico de Cáncer) y a 23° 27' de latitud sur (trópico de Capricornio).Por consiguiente, las estaciones corresponden a los tiempos que tarda la Tierra en recorrer los arcos de eclíptica determinados por los equinoccios y los solsticios. En cada hemisferio el solsticio de verano (inicio del verano) corresponderá al punto en el cual el Sol se encuentra en el cenit del trópico correspondiente del hemisferio, mientras que el solsticio de invierno (inicio del invierno) corresponderá al punto en el que el Sol está en el cenit del trópico del otro hemisferio. Esto explica la oposición entre las estaciones en los dos hemisferios terrestres. En la actualidad el verano corresponde en el hemisferio sur a la posición de máximo acercamiento de la Tierra al Sol (perihelio), mientras que en el hemisferio norte corresponde a la posición de máximo alejamiento (afelio), lo que determina que el hemisferio sur reciba durante su verano mayor cantidad de radiación solar que el hemisferio norte durante el suyo. Esta situación se invierte secularmente debido al movimiento de precesión como veremos más adelante.

Rotación
La tierra gira alrededor del eje de sus polos en sentido oeste-este (contrario a las agujas del reloj), dando una vuelta completa sobre sí misma en un día sideral, aproximadamente 23 h 56'.
A causa del movimiento rotacional de la Tierra se produce un movimiento aparente de toda la esfera celeste alrededor de un eje que es prolongación del eje terrestre.
Durante mucho tiempo se supuso que en realidad no era la Tierra la que giraba, sino la esfera celeste. Copérnico fue el primero en afirmar que el movimiento real era el de la Tierra, pero no presentó pruebas concluyentes en favor de su hipótesis.
Con posterioridad se han encontrado diversas pruebas que demuestran sin lugar a dudas que es la Tierra la que gira. Entre estas pruebas cabe mencionar el comportamiento del péndulo de Foucault, o la desviación constante que sufren los vientos atmosféricos debido al efecto de la aceleración de Coriolis, característica de los cuerpos en movimiento giratorio.
La forma de la Tierra, como hemos dicho anteriormente, con su característico ensanchamiento ecuatorial, es una consecuencia de ese movimiento rotacional.
El movimiento de rotación de la Tierra determina la sucesión de los días y las noches y fue la base para uno de los más primitivos sistemas de medición del tiempo. Sin embargo, cronométricamente hablando, la Tierra no es muy perfecta, pues su movimiento de rotación no es absolutamente uniforme.
En efecto, el período de rotación de la Tierra es afectado por la acción de frenado de las mareas que tienden a aumentar el período de rotación. Es probable que en un pasado muy remoto de la historia de este planeta, su período de rotación fuera mucho menor que en la actualidad y que, por tanto, las noches y los días se sucedieran con intervalos de unas 10 a 12 horas.
En los últimos doscientos años se han podido comprobar variaciones irregulares en su período de rotación que han sumado unos 30 minutos, primero en el sentido de aumento y después en el de disminución.

Precesión y nutación
Se designa con el nombre de precesión el fenómeno que altera el movimiento rotacional de la Tierra sobre su propio eje y que es debido a las atracciones newtonianas ejercidas por el Sol y la Luna sobre la protuberancia o ensanchamiento ecuatorial terrestre.
Debido a la precesión los dos semiejes terrestres describen sendos conos cuyos vértices coinciden con el centro de la Tierra.
El efecto más aparente de la precesión es que los polos terrestres y sus equivalentes celestes (puntos donde las prolongaciones del eje terrestre cortan a la esfera celeste) describen circunferencias completas en un período de tiempo de 25.800 años.
Por la precesión, la dirección de la inclinación del eje terrestre sobre la eclíptica varía gradualmente. Asimismo, a causa del movimiento de precesión del eje de la Tierra la estrella a de la Osa Menor (Estrella Polar) no marcará siempre el Polo norte. En los próximos doscientos años dicha estrella se acercará progresivamente al polo celeste norte, hasta llegar a una distancia mínima de 25', para alejarse posteriormente y no alcanzar una posición semejante a la actual hasta dentro de 25.800 años.

Por el fenómeno de la precesión, en el año 3.000 a.C. la estrella polar era la a Draconis y dentro de unos 12.000 años lo será la brillantísima estrella Vega.
El movimiento de precesión del eje terrestre determina un desplazamiento gradual de los equinoccios a razón de 50,256” por año y, por consiguiente, la inversión de la sucesión de las estaciones entre los dos hemisferios.

El fenómeno o movimiento de nutación, que se compone con el de la precesión, consiste en un movimiento oscilatorio de los polos terrestres alrededor de sus posiciones medias, describiendo en el espacio una pequeña elipse, cuyo semieje mayor tiene un valor de 18', en un período de tiempo de 18 2/3 años. La nutación determina que la inclinación del plano del ecuador terrestre sobre la eclíptica varíe 18” cada 18 años 2/3 y que la situación de los trópicos oscile alternativamente, alrededor de una posición media, unos 9' del lado polar y del lado ecuatorial.

Campo gravitatorio
Cualquier objeto situado en la superficie terrestre o en un cierto espacio a su alrededor es atraído hacia la misma con una fuera, denominada fuerza de la gravedad, dirigida hacia el centro de la Tierra, aproximadamente según un radio terrestre. Dicha fuerza, según la ley de la gravitación universal de Newton, puede expresarse por la fórmula

donde G es la constante de la gravitación universal, de valor + 6,67 x 10 -11 en newtons x m 2 / kg 2 ; donde M es la masa de la Tierra, m la masa del objeto y D la distancia entre el objeto y el centro del planeta. Según la ley de Newton, la fuerza de la gravedad terrestre decrece con la distancia a nuestro planeta.
La fuerza de gravedad representa la fuerza con que la Tierra atrae a cualquier masa situada en su campo gravitatorio (zona del espacio que rodea la Tierra donde se manifiesta la atracción newtoniana debida a la masa del planeta) y al mismo tiempo corresponde al peso de dicha masa.
Por el principio fundamental de la dinámica se sabe que una fuerza aplicada a una masa le comunica una aceleración constante. Este principio aplicado al campo gravitatorio terrestre se manifiesta en que cualquier cuerpo situado en el mismo sufrirá una aceleración, denominada aceleración de la gravedad y representada por g , debida a la fuerza de atracción de la Tierra, cayendo sobre la superficie de ésta según una trayectoria aproximada a un radio terrestre. Como valor medio de la aceleración de la gravedad se toma g = 9,8 m/seg. La aceleración de la gravedad es mínima en el ecuador, donde la distancia al centro de la Tierra es mayor, aumentando de forma regular hasta los polos, lugar en que alcanza los valores máximos, debido a que el radio polar es la menor distancia de cualquier punto de la superficie terrestre al centro de la Tierra.

Fuerza de atracción newtoniana (F n ) y fuerza centrifuga (F c ) actuando sobre un cuerpo situado sobre un lugar de la superficie terrestre de latitud l . El peso real del cuerpo (P) es el resultado de la composición de ambas fuerzas y su dirección no coincide con la vertical, formando un ángulo d    con la misma excepto en el polo y en el ecuador donde d es igual a cero.

Al considerar la intensidad del campo gravitatorio terrestre en cualquier punto de la superficie de nuestro planeta hay que tener en cuenta que la rotación del mismo determina sobre todos los puntos de su superficie fuerzas centrifugas que contrarrestan en parte la atracción newtoniana debida a la masa de la Tierra. En realidad, la fuerza de la gravedad es la resultante entre la fuerza de atracción newtoniana provocada por la masa de la Tierra y la fuerza centrifuga debida a la rotación terrestre. En el esquema se representan ambas fuerzas y su resultante.
La fuerza de la gravedad varía en la superficie terrestre de la siguiente manera:

   1. Con la altitud : como puede apreciarse fácilmente en la fórmula de Newton, el valor de la gravedad en cualquier punto es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia del mismo al centro de la Tierra. Según esto, la gravedad será menor en la cima de una montaña que en una llanura próxima. La intensidad de campo gravitatorio terrestre disminuye a medida que nos alejamos de la Tierra, hasta un límite en el que será prácticamente nula y las masas no serán ya atraídas hacia la Tierra, como se demuestra fácilmente en las experiencias astronáuticas. Al igual que la Tierra, los demás cuerpos de nuestro sistema solar desarrollan a su alrededor campos gravitatorios cuya intensidad depende de la masa de los mismos. En la Luna, y debido a la diferencia de tamaño y de masa respecto a la Tierra, la gravedad es 1/6 de la de la Tierra.
   2. Con la latitud , debido a que la Tierra no es una esfera perfecta. En efecto, dado que el radio polar es ligeramente menor que el ecuatorial, la gravedad será mayor en los polos que en el ecuador, disminuyendo gradualmente de aquéllos a éste. Por otra parte, la fuerza centrífuga debida a la rotación terrestre, que en parte contrarresta a la atracción newtoniana, tampoco es igual en toda la superficie del planeta, siendo mínima en los polos y máxima en el ecuador. Según el efecto de la fuerza centrífuga la gravedad terrestre también disminuirá gradualmente de los polos al ecuador.

1.    Con la topografía : el valor de la gravedad en cualquier punto de la superficie terrestre estará afectado por la presencia de masas próximas, por ejemplo cordilleras de montaña, que determinarán fuerzas newtonianas secundarias contrarrestando en parte la atracción terrestre. La ciencia que estudia la gravedad terrestre, la distribución del campo gravitatorio de la Tierra y las anomalías que presenta dicho campo se denomina gravimetría.

Campo magnético, geomagnetismo
La Tierra se comporta como un gigantesco imán, creando a su alrededor un campo magnético, como lo demuestra el hecho de que en cualquier punto de la superficie terrestre una aguja imantada que pueda girar libremente sobre su centro de gravedad se orienta siempre en una dirección próxima a la dirección geográfica norte.

El campo magnético terrestre se extiende por el espacio que rodea la Tierra hasta distancias considerables, siendo el factor responsable, por ejemplo, de la existencia de los cinturones de radiaciones de Van Allen.
El eje del imán que crea el campo magnético terrestre se denomina eje geomagnético y los puntos donde sus prolongaciones cortan a la superficie terrestre se denominan polos magnéticos. En las primeras mediciones que se hicieron del campo magnético terrestre se comprobó que el eje geomagnético no coincide con el eje geográfico de la Tierra, sino que forma con él cierto ángulo cuyo valor es en la actualidad de unos 11,5°. Debido a esto los polos magnéticos no coinciden con los geográficos. En la medición realizada en 1965 la situación aproximada de los polos magnéticos era de 100° de longitud oeste y unos 70° de latitud norte para el polo magnético norte, es decir, cerca de la Tierra del Príncipe de Gales, en el norte de Canadá, y de 75° de latitud sur y 154° de longitud este para el polo geográfico sur, cerca de la Tierra de Adelaida.
El eje geomagnético terrestre no pasa por el centro de la Tierra, debido a lo cual los polos magnéticos no están en posiciones diametralmente opuestas.
En cada punto de la superficie terrestre el campo magnético creado por la Tierra se puede definir por una magnitud vectorial, denominada intensidad de campo, cuyo valor numérico es máximo en los polos y decrece hacia el ecuador magnético (plano perpendicular al eje geomagnético que pasa por el centro de la Tierra).

La dirección del vector intensidad de campo se determina mediante dos parámetros, la declinación (D), ángulo formado por el vector campo con el meridiano del lugar, y la inclinación magnética (1), ángulo formado por el plano del vector campo y el plano horizontal.
En un momento dado las constantes del magnetismo terrestres no son las mismas de un punto a otro del Globo.
Mediante una red de estaciones magnéticas y recientemente desde aviones que registran de modo continuo los valores de la intensidad magnética de las zonas sobre las que vuelan, se tiene una información bastante completa sobre el campo magnético terrestre en superficie. Las estaciones o puntos que presentan una misma declinación se unen sobre un mapa mediante líneas denominadas isógonas, mientras que los que presentan una misma inclinación se unen por líneas denominadas isoclinas. Estas últimas constituyen un sistema de paralelos más o menos deformados. La isoclina de inclinación cero constituye el ecuador magnético que divide a la Tierra en dos hemisferios, el norte, donde la inclinación es positiva, y el sur, donde es negativa.
El lugar de los puntos con declinación nula es una línea sinuosa que rodea la Tierra pasando por los polos. Dicha línea divide al Globo en dos hemisferios, uno Atlántico, donde la declinación es oeste, y otro Pacífico, con declinación este.

Mediante los elementos definidos se pueden construir mapas geomagnéticos a partir de los cuales es posible calcular la intensidad, la declinación y la inclinación magnéticas de un lugar. Estos valores calculados pueden posteriormente confirmarse o no en las mediciones directas. Si el valor calculado de un lugar y el medido no coinciden se dice que existe una anomalía magnética, resultado de las imantaciones permanentes que presentan ciertas masas de rocas y que crean a su alrededor campos magnéticos locales. Algunas anomalías pueden deberse también a la presencia de imantación remanente en las rocas desde su formación e indican las características del campo magnético terrestre en los momentos en que aquéllas se originaron.
Los conocimientos que se tienen en la actualidad sobre el interior de la Tierra proporcionan ya una explicación lógica sobre el origen del magnetismo terrestre. En efecto, se supone que la Tierra se comporta como una gran dinamo en la que la parte más interna del Globo (el núcleo), de naturaleza metálica (muy probablemente férrica), se ha transformado en un gran imán por inducción de las corrientes eléctricas existentes en las zonas periféricas de dicho núcleo (se sabe que una barra de hierro dulce rodeada por un alambre se magnetiza por inducción cuando por éste circula una corriente eléctrica).
El campo magnético terrestre sufre variaciones de diversa intensidad y períodos, como las variaciones seculares, las estacionales o anuales, las diurnas y las accidentales o tormentas magnéticas.
En la actualidad es posible conocer ciertas características del campo magnético terrestre en épocas geológicas pasadas a través de los estudios paleomagnéticos basados en el estudio de la magnetización remanente o fósil que adquieren ciertas rocas durante sus procesos de formación. Por ejemplo, durante el enfriamiento y consolidación de una lava sus constituyentes ferromagnéticos se orientarán según la dirección del campo magnético existente en aquel momento. Dicha orientación preferente de los constituyentes ferromagnésicos persistirá en la posterior evolución de la lava.
Los estudios de paleomagnetismo han permitido asimismo conocer que el campo magnético terrestre ha sufrido, a través de los tiempos geológicos, grandes cambios: desplazamientos o migraciones de los polos magnéticos e inversiones en la polaridad.

La magnetosfera y los cinturones de radiaciones de Van Allen
En las primeras décadas del presente siglo se creía que el campo magnético terrestre, como el campo gravitatorio, se extendía en el espacio disminuyendo progresivamente su intensidad a medida que nos alejábamos de la Tierra.
Primero fueron S. Chapman y V. Ferrao quienes sugirieron que durante las tormentas magnéticas nubes de partículas (polvo solar) provenientes del Sol rodeaban y encerraban el campo magnético terrestre. Más tarde se descubrió que dicho fenómeno no ocurre de manera ocasional, sino de manera continua, pues el Sol emite permanentemente plasma en forma de polvo solar. El campo magnético terrestre está limitado, pues, por la cara iluminada a una cierta distancia, aproximadamente unos diez radios terrestres (unos 65.000 km). Esta región del espacio que rodea la Tierra y que está limitada por la acción del plasma solar se denomina magnetosfera o cavidad geomagnética. Por el lado no iluminado de la Tierra la magnetosfera se extiende a distancia mucho mayor.
En el interior de la magnetosfera, a varios miles de kilómetros de distancia de la superficie terrestre, existen dos bandas o cinturones de partículas de alta energía que rodean casi totalmente la Tierra, dejando tan sólo dos pasillos o aberturas a la altura de los polos magnéticos. Dichas bandas de partículas se conocen con el nombre de cinturones de Van Allen y fueron descubiertas por el científico norteamericano del mismo nombre al final de la década de los cincuenta. Los cinturones de radiación se originan por una acción combinada de las emisiones de plasma solar, especialmente abundante durante las tormentas magnéticas, y por el campo magnético terrestre.

En efecto, ciertas partículas del plasma solar (electrones, protones y neutrones) que no son reflejadas o desviadas por la magnetosfera alcanzan el campo magnético terrestre siendo aprisionadas por las líneas de fuerza del mismo. Cuando la concentración de esas partículas alcanza cierto nivel caen sobre la ionosfera cediendo parte de su energía y dando lugar al fenómeno conocido con el nombre de auroras polares.

La electricidad terrestre
La Tierra, tanto en sus componentes sólidos como en sus envolturas fluidas (hidrosfera y atmósfera), es sede de numerosas corrientes eléctricas, muchas de las cuales están relacionadas íntimamente con las variaciones del campo magnético terrestre.
Las corrientes que circulan por la parte sólida de la Tierra se denominan corrientes telúricas, originándose muy probablemente en el manto o en la zona más externa del núcleo a causa de las diferencias de temperatura que existen en ambos lugares del planeta.
Las corrientes eléctricas que se producen en la atmósfera se conocen mucho mejor. La conductividad eléctrica de la atmósfera depende de su estado de ionización, es decir, del número de partículas cargadas eléctricamente por unidad de volumen.

Cuando las partículas subatómicas capturadas por la magnetosfera alcanzan una cierta concentración, se precipitan sobre la ionosfera dando origen a las auroras polares.

El desplazamiento de dichas partículas, que provoca corrientes eléctricas, se produce durante las mareas atmosféricas creadas por la atracción newtoniana del Sol y de la Luna.

Calor interno de la Tierra: geotermia
Es fácil comprobar en minas y sondeos que la temperatura de los materiales del interior de la Tierra aumenta con la profundidad. En numerosos pozos petrolíferos se llega a los 100 °C a unos 4.000 m de profundidad. Por otra parte, las erupciones volcánicas llevan a la superficie terrestre materiales a elevadas temperaturas provenientes de zonas profundas.
La geotermia es la rama de la geofísica que estudia el régimen térmico interno de la Tierra, la distribución de las temperaturas en la misma, el flujo de calor que las determina y el probable origen del calor terrestre.

Una sutil capa de la corteza terrestre, que raramente supera unas docenas de centímetros de espesor, se caracteriza por el hecho de que sus temperaturas dependen de la temperatura existente en superficie, mostrando, por tanto, variaciones diurnas y estacionales.
La influencia de la temperatura externa es menor a medida que se profundiza, hasta llegar a cierto nivel, denominado nivel neutro o zona de temperaturas constantes, en el cual la temperatura es constante e igual a la media superficial del lugar.
La profundidad a que se encuentra el nivel neutro en una zona determinada varía entre 2 m y 40 m, y es tanto mayor cuanto más extremo sea el clima en superficie. Otros factores que influyen en la localización del nivel neutro son la composición de las rocas, sus características térmicas, su contenido en agua, etcétera.
Por debajo del nivel neutro la temperatura aumenta con la profundidad, aunque dicho aumento no es uniforme.
Para el estudio del régimen térmico de las zonas del interior de la Tierra se han establecido dos magnitudes, el grado geotérmico o número de metros que hay que profundizar en la Tierra para que la temperatura aumente 1 °C, y el gradiente geotérmico, número de grados que aumenta la temperatura al profundizar 100 m. El gradiente geotérmico expresa el valor del aumento de la temperatura con la profundidad.
Grado y gradiente geotérmico son magnitudes que están en relación inversa, pues si aumenta el primero disminuye el segundo, y viceversa.

En los niveles más superficiales de la corteza terrestre el valor medio del grado geotérmico es de unos 33 m, es decir, hay que profundizar dicha distancia para que la temperatura aumente 1°C. A este valor del grado le corresponde un valor del gradiente geotérmico de 3°C cada 100 m.Como hemos dicho, estos valores medios sólo son aplicables a las zonas más externas de la corteza, pues de mantenerse a todo lo largo del radio terrestre las temperaturas serían tan elevadas que los materiales fundirían a profundidades de solo unos centenares de kilómetros (teniendo en cuenta que el radio terrestre es de unos 6.367 km, si el gradiente geotérmico se mantuviera uniforme con el valor antes mencionado, en el centro de la Tierra se alcanzarían temperaturas de cerca de 200.000 °C, a la cual la Tierra sería una bola incandescente.

En la actualidad, la mayor parte de los geofísicos admiten que las temperaturas de las zonas internas de la Tierra no superan unos pocos miles de grados, a lo sumo 4.000 a 5.000°C. El gradiente geotérmico, por tanto, disminuye con la profundidad.

Los valores del grado y del gradiente geotérmico de una región determinada pueden ser afectados por factores locales entre los que cabe mencionar los siguientes:

   1. Conductibilidad térmica de las rocas que formen el sector, siendo tanto mayor el gradiente geotérmico cuanto mayor sea la conductibilidad térmica de esas rocas.
   2. Tipo de reacciones y procesos que se produzcan en las rocas de la zona. Si en un sector concreto de la corteza terrestre predominan reacciones exotérmicas, es decir con desprendimiento de calor, el gradiente geotérmico aumentará, mientras que si predominan las reacciones endotérmicas o de absorción de calor, el gradiente disminuirá
   3. La proximidad de masas magmáticas (rocas en estado de fusión) provocará aumentos notables en el gradiente geotérmico debido al flujo calorífico que originan aquéllas. Esto se comprueba fácilmente en las regiones volcánicas de nuestro planeta, en las cuales las temperaturas en profundidad son siempre mucho más altas que las temperaturas medias.
   4. Concentración de elementos radiactivos en las rocas, ya que en su desintegración natural se desprenden grandes cantidades de calor determinando aumento en el gradiente geotérmico.

Dos son las hipótesis que intentan explicar el origen del calor interno de la Tierra. Una considera que se trata de un calor remanente del primitivo estado de alta temperatura por el que pasó el planeta en sus primeras etapas de formación. La otra teoría acerca del origen del calor interno de la tierra sostiene que éste se debe sobre todo a la energía liberada en la desintegración natural de los elementos radiactivos, que es especialmente abundante en las capas bajas de la corteza terrestre yen las superficiales del manto, es decir, allí donde el gradiente geotérmico parece ser mayor. Numerosos geofísicos consideran que el calor interno de nuestro planeta es producto de una combinación de las dos causas descritas, o sea el resultado de un calor remanente y del calor desprendido en reacciones radiactivas.

lunes, 1 de noviembre de 2010

Evolución del Universo, formación del Sistema Solar,el Sol y la Tierra