Unidad 1: El universo.

Unidad 1: El universo.
1.1 El Big Bang.
1.2 Los elementos químicos y la evolución de las estrellas.
1.3 Modelos del sistema solar.
1.4 Componentes del sistema solar.
1.5 La formación de la Tierra.
1.6 Estructura del interior de la Tierra.
1.7 El Ciclo Geológico y sus partes.
1.8 Teorías orogénicas.
Bibliografía.
1.1 El Big Bang.
1.1.A Antecedentes históricos.





A esta teoría se llega durante el siglo XX,.
Albert Einstein en la década de los 20, en su teoría de la relatividad general, deduce que el universo debe
estar en expansión o en contracción.
Georges Lemaître hacia 1930 propone que el universo comenzó con la explosión de un átomo primigenio y
por lo tanto está en expansión.
Edwin Hubble constata la hipótesis de Lemaître por el corrimiento al rojo de los espectros luminosos de
las galaxias, que conlleva a que éstas se alejan unas de otras a una velocidad directamente proporcional a su
distancia. De ello se deduce que el universo está en expansión.
George Gamow hacia 1950 apoyó y desarrollo la teoría de Lemaître.
Stephen Hawking y otros en los 60 demuestran definitivamente la teoría del Big-Bang.
Curiosidad sobre el término Big-Bang.
La expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría
y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una
intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión) . No
obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió
de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.
El corrrimiento al rojo.
Cuando una fuente de energía se mueve, se produce una variación de la frecuencia recibida: es el
denominado efecto Doppler.
El pitido de un tren a gran velocidad es percibido de forma constante por las personas que van en él, pero
no así por una persona a la que se le está acercando (sonido más agudo) o que se le está alejando (sonido más grave).
Al examinar la luz procedente de las galaxias, Hubble encontró que ciertas líneas que aparecían en sus
espectros luminosos se acercaban hacia el rojo, lo cual era signo de que se alejaban de nosotros.
1.1.B Teoría del Big-Bang y el futuro del universo.




En la actualidad se piensa que el Big-Bang se produjo hace unos 13.700 millones de años.
Inmediatamente después empezó a bajar la temperatura y se formaron los fotones, electrones, neutrinos y
sus antipartículas, además de algunos protones y neutrones.
Cuando se llegó a 1000 millones de ºK, se comenzaron a formar los primeros núcleos de H, He y algo de
Li.
Al llegar la temperatura a unos pocos de miles de ºK, los electrones se unieron a los núcleos y se formaron
los primeros átomos.
En las regiones más densas del universo surgieron las primeras estrellas, donde se sintetizarían los restantes
elementos químicos, y se formaron las primeras galaxias.
El futuro.
Una vez acreditada la teoría del Big-Bang se quiso averiguar si el universo seguiría en expansión constante
o se iría frenando y esto dependía de la cantidad total de masa que tuviese.
Para calcularla, además de la materia
visible, había que averiguar la cantidad de materia oscura (materia que no se observa pero que puede ser puesta de
manifiesto por deducción en la observación de ciertos fenómenos cosmológicos).
A finales del siglo XX y comienzos del XXI, gracias a los importantes avances en telescopía y por datos
aportados por diferentes satélites artificiales, se llega a la conclusión de que hay una energía oscura que produce una
aceleración de la expansión del universo, algo totalmente inesperado que abre nuevas perspectivas a la cosmología
moderna.
Con los conocimientos actuales, se cree que el universo está compuesto por un 75% de energía de oscura,
21% de materia oscura y 4% de materia normal.
1.1.C Métodos de estudio del universo.
Antiguamente, hasta comienzos del siglo XVII, los astrónomos observaron el cielo sin la ayuda de ningún
tipo de instrumento, solo con sus propios ojos. Sin embargo, no solo la parte visible del espectro electromagnético
se puede utilizar para el estudio del Universo.
Telescopios.
Recientes investigaciones atribuyen la invención del telescopio refractor a un gerundés llamado Juan Roget
en 1590, cuyo invento habría sido copiado por Janssen.
Galileo, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir uno. A principios del XVII, con el
telescopio refractor, hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la observación, el 7 de enero
de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en torno a ese planeta.
Un telescopio refractor es un telescopio óptico que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema
de lentes convergentes en los que la luz se refracta.
Existen importantes dificultades que impiden realizar estos telescopios de gran apertura ya que resulta
difícil elaborar lentes grandes y ligeras para el objetivo. Además, hay problemas de calidad debido a pequeñas
burbujas de aire atrapadas en el cristal y la lente resulta opaca a ciertas longitudes de onda. La mayoría de estos
problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y
formar imágenes. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670.
Tras una larga odisea científica y tecnológica que ha durado siete años, se construyó el Gran Telescopio de
Canarias (GTC). Este telescopio reflector, (el mayor del mundo, de momento), se sitúa en isla de La Palma y la
clave de su potencia óptica reside en su impresionante espejo primario, que mide 10,4 metros.
Curiosidad sobre la óptica adaptativa..
Permite contrarrestar, en tiempo real, los efectos de la atmósfera de la Tierra en las imágenes astronómicas. Para
ello un espejo deformable está sostenido por un conjunto de actuadores controlados por ordenador que reacciona
por el envío (muchas veces cada segundo) de órdenes que compensan los defectos de la imagen. Con esta técnica el
poder de resolución se puede llegar a mejorar hasta 40 veces. Esta técnica también corrige una buena parte de las
aberraciones de la óptica del telescopio.
Radiotelescopios.
Un radiotelescopio capta ondas de radio a través de un conjunto de antenas o de una gran antena parabólica.
Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas emiten radiaciones de radiofrecuencia y
examinando sus caracteristicas, es posible ampliar nuestra comprensión del Universo.
Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI (Búsqueda de Inteligencia
Extraterrestre) y en el seguimiento de vuelos espaciales.
Curiosidad sobre el proyecto SETI.
SETI es el acrónimo del inglés Search for ExtraTerrestrial Intelligence, o Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre.
Existen numerosos proyectos SETI, que tratan de encontrar vida extraterrestre inteligente, ya sea por medio del
análisis de señales electromagnéticas capturadas en distintos radiotelescopios, o bien enviando mensajes de
distintas naturalezas al espacio con la esperanza de que alguno de ellos sea contestado. Hasta la fecha (2010) no se
ha detectado ninguna señal de claro origen extraterrestre, sin incluir la todavía sin definir Señal WOW!
Señal Wow! es una captación de radio que constituiría el único mensaje recibido hasta la fecha que podría tener
un origen extraterrestre y haber sido emitido por seres inteligentes
Los primeros proyectos SETI surgieron bajo el patrocinio de la NASA durante los años 1970. Uno de los proyectos
más famosos, SETI@Home, está siendo apoyado por millones de personas de todo el mundo mediante el uso de sus
computadoras personales, que procesan la información capturada por el radiotelescopio de Arecibo, emplazado en
Puerto Rico.
Satélites artificiales.
La era espacial comienza en el sg XX a finales de los 50 con el lanzamiento por parte de la Unión Soviética
del primer satélite artificial, el Spuknik, hecho que marca el inicio de una nueva etapa de la humanidad en la que
dependemos en gran medida de los satélites y estaciones orbitales, que pueden ser utilizados tanto para
investigaciones atmosféricas, recursos naturales, comunicaciones, posicionamiento global, espionaje,
investigaciones médicas o investigación científica pura.
En cuanto al estudio del universo, los satélites artificiales tienen la gran ventaja de evitar las perturbaciones
atmosféricas que disminuyen la eficacia de los telescopios terrestres y la absorción de una gran cantidad de
radiaciones que llegan desde el espacio.
Aun cuando los vuelos tripulados gozan de una gran popularidad, desde el punto de vista científico tienen
una mayor relevancia los no tripulados. Estos han permitido el estudio del espacio desde órbitas alrededor de la
Tierra o el estudio cercano y aterrizaje en diferentes astros del sistema solar.
Curiosidades sobre el impulso gravitatorio.
El impulso gravitatorio es una técnica empleada para incrementar la velocidad de un vehículo espacial en su paso
cercano a otros planetas utilizando los propulsores propios de la nave para realizar pequeñas correcciones en la
trayectoria.
La misión Voyager fue diseñada para sacar ventaja de una extraña disposición geométrica de los planetas
exteriores a finales de los 70 del sg XX. Esa posición de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, que ocurre una vez
cada 175 años, daba a una sonda espacial que siguiera una particular trayectoria la posibilidad de pasar cerca de
un planeta, observarlo, y aprovechando su impulso gravitatorio seguir el viaje hasta el siguiente.
1.2 Los elementos químicos y la evolución de las estrellas.
En el universo primitivo se formó el H, He y algo de Li, por lo queda por explicar la aparición de los
restantes elementos químicos.
Dichos elementos químicos aparecen como consecuencia de la nucleosíntesis en las estrellas mediante la
fusión nuclear. Dicha fusión consiste en la unión de núcleos atómicos ligeros para dar núcleos más pesados.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. La
energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de plasma (gas de iones) es en forma de radiación
electromagnética, neutrinos y viento solar (protones de alta energía.
Las estrellas se forman a partir de nebulosas, concentraciones de gas y polvo interestelar.
En algunas regiones de las nebulosas, por atracción gravitatoria, la masa empieza a concentrarse y,
correspondientemente, va aumentando la temperatura. Al llegar a unos 10 millones de grados se inician las
reacciones de fusión nuclear y entonces podemos decir, que la estrella ha nacido y tiene color azul.
En todas las estrellas se da una primera fase, sea cual sea su masa, en la que se van sintetizando con el paso
del tiempo núcleos atómicos cada vez más pesados hasta llegar al de número atómicos 26, que corresponde al hierro.
En ese momento su aspecto es el de una gigante o supergigante roja.
El futuro de la estrella depende de su masa inicial:
Masa inicial menor a unas 9 veces la masa del Sol.
Ira agotando su combustible nuclear y acabará convertida en una enana blanca.
Masa inicial mayor a unas 9 veces la masa del Sol.
La supergigante roja explota violentamente y se forma una nova o supernova, según la explosión, donde se
sintetizan los restantes elementos químicos. Estos átomos pueden agruparse dando el polvo interestelar.
 Si su masa es entre 9 y 30 veces la del Sol, acabará como estrella de neutrones.
 Si su masa es superior a 30 veces la del Sol, acabará como un agujero negro.
Curiosidades sobre las estrellas.
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares. Los objetos de masa inferior se
llaman enanas marrones . Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres
millones de veces la luminosidad del Sol.
1.3 Modelos del sistema solar.
Modelo geocéntrico.



Aristóteles (sg IV a.C) habla de que el mundo celeste es perfecto y que por lo tanto los movimientos de los
astros tenían que ser en círculo (figura perfecta). La tierra estaba en el centro y alrededor de ella se movían
en esferas la Luna, Mercurio, Venus, Sol, Marte, Júpiter, Saturno y las estrellas fijas (las estrellas errantes
eran los planetas conocidos).
Tolomeo (sg II) para explicar la variación del brillo de los astros decía que cada uno se movía en pequeños
círculos (epiciclos) cuyo centro giraba en órbita circular (deferente) alrededor de la Tierra que no estaba
exactamente en el centro del universo. Este modelo perduró hasta el sg XVI.
Tycho Brahe (sg XVI), por a la utilización de nuevos instrumentos y mayor precisión en la mediciones, dijo
que en el centro del universo estaba la Tierra y a su alrededor, en órbitas esféricas, la Luna, Sol (Mercurio,
Venus, Marte, Júpiter y Saturno a su alrededor) y por último las estrellas fijas. Kepler fue su discípulo.
Modelo heliocéntrico.



Aristarco de Samos (sg III a.C.) dijo que la Luna giraba alrededor de la Tierra pero que ésta, junto a todos
los planetas conocidos, giraba alrededor del Sol en órbitas circulares. Encontró una fuerte oposición.
Copérnico (sg XVI), dijo que la Luna giraba alrededor de la Tierra pero que ésta, junto a todos los planetas
conocidos, giraba alrededor del Sol en órbitas circulares. Todo ello basado en observaciones y mediciones.
Kepler (sg VII), basándose en Tycho Brahe y Copérnico, habla por primera vez de movimientos elípticos
de los astros. Pronuncia tres leyes del movimiento de los planetas alrededor del Sol, que estaría en uno de
los focos de la elipse.

Newton (sg XVII) formula un conjunto de leyes universales que explican los movimientos de los astros y
la caída y peso de los cuerpos.
1.4 Componentes del Sistema Solar.
El Sol.
Es una estrella de tamaño medio que está hacia la mitad de su existencia.
Tiene un diámetro de unas 109 veces el terrestre y la luz llega a la Tierra en 8’32 minutos. La distancia SolTierra es una Unidad Astronómica (1UA).
Su energía proviene de reacciones nucleares de fusión. Del interior al exterior posee:
 Núcleo con una temperatura superior a 15.000.000 ºC.
 Zona radiativa y, a continuación, , Zona de convección.
 Fotosfera que es su superficie, con manchas solares.
 Cromosfera, parte exterior de la fotosfera donde surgen las protuberancias solares.
 Corona, envoltura externa de gases.
La importancia del baricentro.
Se llama baricentro al centro de gravedad común de un sistema de cuerpos celestes que muestran atracción
mutua.
Por tener la Tierra una masa mayor que la Luna (81 veces superior), el baricentro se encuentra dentro del
globo terráqueo y por ello la Luna se considera satélite.
El baricentro del sistema Plutón-Caronte se sitúa fuera de Plutón y por lo tanto Plutón-Caronte no son un
planeta y su satélite, sino que forman un planeta enano doble.
Curiosidad sobre la detección de planetas alrededor de las estrellas.
En el caso de un planeta del tamaño de Júpiter, que tiene mucha más masa que la Tierra (318 veces la
masa de la Tierra), el baricentro de Júpiter y el Sol está un poco más alejado del centro del Sol. Por lo tanto, a
medida que Júpiter gira alrededor del Sol, el Sol también gira alrededor de este punto levemente alejado de su
centro. Debido a esto, un planeta del tamaño de Júpiter hace que el Sol (o cualquier estrella) se bambolee.
Podemos aprovechar este conocimiento y buscar planetas grandes en otros sistemas solares si logramos detectar
este diminuto tipo de bamboleo en la posición de las estrellas (también se puede saber detectando la variación de su
brillo al pasar por delante de la estrella el planeta).
Planeta.
Astro que orbita alrededor del Sol, con suficiente gravedad para ser esférico y que ha despejado las
inmediaciones de su órbita.
• Planetas interiores: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. También se conocen como planetas rocosos, por su
composición más compacta.
• Planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son conocidos también como planetas gaseosos, por estar
compuestos principalmente por hidrógeno y helio.
Planeta enano.
Astro que orbita alrededor del Sol, con suficiente gravedad para ser esférico y que no ha despejado las
inmediaciones de su órbita. El sistema Plutón-Caronte es enano doble.
Cuerpos pequeños.
El resto de astros del sistema solar, sin suficiente gravedad para ser esféricos y que no ha despejado las
inmediaciones de su órbita. Pueden ser:
Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos de tamaño comprendido entre unas decenas de metros y unos 1 000
km que orbitan alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno . La mayoría se encuentra en el cinturón de
asteroides situado entre Marte y Júpiter.
Un meteoroide es un cuerpo celeste pequeño menor que un asteroide y que orbita alrededor del Sol. La mayoría de
los meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides, aunque también pueden ser rocas de satélites o planetas
que han sido eyectadas en grandes impactos. Cuando un meteoroide atraviesa la atmósfera de la Tierra, da lugar a un
meteoro o estrella fugaz y, si su masa es lo suficientemente elevada y su trayectoria adecuada, puede alcanzar la
superficie terrestre en forma de meteorito.
Los cometas son pequeños astros formados por rocas y hielo. Proceden del cinturón de Kuiper y de la nube de Oort.
Sus órbitas son muy elípticas y, en algunos casos, de período muy grande. Al acercarse al Sol, un cometa desarrolla
una cola (la coma) que apunta en dirección contraria a aquel y que se debe al paso del hielo a estado gaseoso.
Los cometas provienen principalmente de dos lugares: la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol,
y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno, entre 30 y 50 UA. La Nube de Oort se
considera los confines del Sistema Solar.
1.5 La formación de la Tierra.
Hace unos 4.500 millones de años se produjo en el borde de la Vía Láctea una concentración de materia en
una nube de gas y polvo que colapsó gravitacionalmente. El gas se comprimió y alcanzó la temperatura suficiente
para que se iniciasen las reacciones de fusión nuclear. Así nació el Sol.
Por otra parte, una pequeña fracción del gas y polvo formó un disco alrededor del protosol en el que
empezaron a formarse pequeños cuerpos sólidos de algunos metros de diámetro llamados planetesimales.
Inicialmente la Tierra era un simple conglomerado de rocas que por el impacto de los meteoritos y la
descomposición de materiales radiactivos llegó a fundirse. Esta fusión permitió la disposición ordenada de
materiales, de forma que, los más ligeros quedaron arriba y los más pesados se fueron hacia el centro.
Cuando la temperatura bajó suficientemente, se solidificó la corteza pero el interior seguía muy caliente por
lo que la actividad volcánica era muy intensa. No solamente se expulsaba lava que incrementaba el grosor de la
corteza, sino que también se desprendieron gran cantidad de gases que originaron la primera atmósfera (carente de
oxígeno libre). De este oxígeno, comienza a haber indicios en rocas de hace unos 3.300 millones de años por la
actividad fotosintética de las cianobacterias.
1.6 Estructura del interior de la Tierra.
El primero en calcular el radio terrestre con un resultado aceptable fue Eratóstenes (sg III a.J.C). Newton
demostró que la Tierra estaba abombada, pero no fue hasta el sg XVI cuando se determinó con exactitud que el radio
medio terrestre media 6370 km (21 km menos el radio polar que el ecuatorial).
Los métodos directos de estudio (sondeos y estudio de los materiales emitidos por los volcanes) nos dan sobre
todo información de las características de la capa superficial de la Tierra, pero realmente la mayor parte de la
información proviene de los métodos indirectos, mediante los cuales se deduce como es el interior del planeta.
De los métodos indirectos cabría destacar:
 El cálculo de la densidad media de la Tierra (5,52 g/cc) que nos lleva a la conclusión de que la Tierra no es
homogénea, sino más ligera por fuera y más densa por dentro.
 El estudio de las anomalías gravimétricas por las que sabemos que la superficie terrestre está dividida en bloques
que flotan sobre un material más denso, según su grosor y densidad.
 El estudio del paleomagnetismo en las rocas que nos permite conocer como era el magnetismo en la Tierra en
épocas pasadas.
 El estudio de la propagación de las ondas sísmicas ha sido sin duda el método que más información ha aportado.
Las ondas sísmicas se propagan por el interior de la Tierra de forma similar a como lo hace la luz por medios
transparentes, de forma que pueden variar su velocidad y dirección según los materiales que se encuentren.
Todo el conjunto de métodos (pero sobre todo el sísmico) nos ha llevado a la conclusión de que la Tierra está
formada por las siguientes partes, desde el exterior a su centro::
 Corteza, formada por SIAL en la parte superior, separada del SIMA inferior por la discontinuidad de Conrad (no
siempre se encuentra).
 Discontinuidad de Mohorovicic.
 Manto superior, separado por la discontinuidad de Repetti del manto inferior.
 Discontinuidad de Gutemberg.
 Núcleo externo, limitado por la discontinuidad de Wiechert del núcleo interno.
Aunque este Modelo Estructural o Geoquímico sea importante, ha tenido que ser retocado para explicar los
movimientos corticales observados. Es por ello que, actualmente, la división en capas en el Modelo Dinámico
correspondería a:
 Litosfera. Incluye la corteza y una parte rígida del manto superior.
 Astenosfera. Una capa en semifusión, correspondiente a casi todo el resto del manto superior, que nio suimepre se
puede poner de manifiesto..
 Mesosfera. El manto inferior.

Endosfera. El núcleo.
1.7 El Ciclo Geológico y sus partes.
Concepto de ciclo geologico.
La Tierra como planeta, se encuentra sometida a una continua aunque lenta transformación.
El Ciclo Geológico es un sucesión de procesos dinámicos que actúan sobre los materiales que componen la
corteza terrestre. Estos procesos se pueden dividir en externos e internos.
En los procesos externos es la energía solar la que produce el movimiento del vapor de agua y del viento y la
gravedad la caída del agua líquida y sólida, así como los materiales meteorizados, erosionados y transportados a zonas
más bajas.
Los procesos internos tienen lugar en el interior y tienden a la formación de nuevas rocas en condiciones de
temperatura y presión elevadas, produciendo una transformación de los materiales iniciales. La fuente de energía que
causa los procesos internos es el calor interior.
Procesos externos.
La atmósfera por la humedad, los gases que la forman y los cambios de temperatura, va atacando la superficie
de las rocas de manera que las transforma reduciéndolas a partes cada vez más pequeñas. A este conjunto de procesos
químicos y físicos se le denomina meteorización.
El agua en estado líquido y sólido y el viento al pasar junto a las rocas producen un desgaste mecánico al que se
llama erosión.
El viento, el agua líquida y el hielo trasladan hacia las zonas deprimidas los materiales arrancados mediante el
transporte.
Por diversas causas, siendo las más corrientes la pérdida de velocidad del fluido que realizaba el transporte y la
gravedad, los materiales arrastrados se depositan llamándosele al fenómeno sedimentación, originando sedimentos, una
acumulación de materiales sueltos, sin unir. En ocasiones los materiales sueltos corresponden a restos de seres vivos.
Lo normal es que sigan cayendo sedimentos encima de los depositados anteriormente por lo que se van
enterrando a mayor profundidad, aumentado la presión y la temperatura.
En estas condiciones hay una serie de procesos que transforman los sedimentos en rocas sedimentarias y que
reciben el nombre de diagénesis. La diagénesis se puede resumir en tres fases:
- Compactación. Es la reducción del volumen al disminuir la porosidad. Cuanta mayor presión, mayor compactación.
- Cementación. Es la precipitación química del material disuelto que hay en el agua que circula entre los poros. Se
produce una disminución de la porosidad y, por tanto, de la permeabilidad. Los cementos más comunes son la
calcita y la sílice.
- Alteraciones químicas y mineralógicas. Las alteraciones químicas se producen con la entrada en la red cristalina de
los minerales existentes de algún elemento que viaja disuelto en el agua de los poros. En otros casos se altera sólo la
estructura (los caparazones de algunos organismos son de aragonito y se transforman en calcita).
En resumen, las rocas sedimentarias se diferencian de los sedimentos en ser más compactas, tener cemento y,
ocasionalmente, por haber cambiado su composición química o mineralógica.
Durante el proceso de sedimentación pueden quedar atrapados entre los sedimentos restos de seres vivos o de su
actividad dando origen con el tiempo a los fósiles. Sin embargo, se pueden dar otras condiciones en las que se preserve
un ser vivo o queden rastros de su actividad.
Los restos fósiles que podemos encontrar son:
 Moldes (la forma) y vaciados (el hueco).
 Petrificados.
 Carbonizados.
 Rastros, huellas y surcos.
 Restos muy bien conservados: helados, momificados, en turberas, en ambar y en charcos de brea.
Procesos internos.
Cualquier tipo de roca cuando es sometida a aumentos importantes de presión, de temperatura o de ambos
factores a la vez, puede variar su composición y su estructura transformándose en roca metamórfica.. Los procesos
metamóficos que tienen lugar en rocas preexistentes en estado sólido, no excluyen la presencia de pequeñas cantidades
de fluidos de naturaleza acuosa entre los cristales que facilitan las reacciones entre minerales y permitirán el cambio de
composición.
Si el aumento de presión y temperatura continúa, pueden llegar a fundirse desapareciendo las características de
las rocas metamórficas y formándose una masa homogénea fundida que llamamos magma.
Se puede definir magma como una mezcla compleja de silicatos fundidos a temperaturas elevadas (entre 700ºC
y 1300ºC) con gran proporción de elementos volátiles (agua, sobre todo) disueltos gracias a las grandes presiones.
El enfriamiento y consolidación del magma en el interior o en el exterior de la corteza dará a las rocas ígneas o
magmáticas.
No siempre la fusión de una roca preexistente es total sino que puede ser parcial, de forma que la parte fundida
cristaliza origina una roca magmática que acompaña a la metamórfica. A esta clase de rocas híbridas se las llama
migmatitas.
Orogénesis.
Todas las rocas que se han formado en el interior de la Tierra pueden de nuevo aflorar en la superficie gracias a
las fuerzas orogénicas, fuerzas formadoras de montañas cuya causa final es el calor interno de la Tierra.
Las fuerzas ocasionan deformaciones plásticas, los pliegues, o con rotura, bien sin desplazamiento ( diaclasas) o
bien con desplazamiento (fallas).
Si observamos lo que ocurre en muchos lugares de la litosfera terrestre cuando actúan fuerzas compresivas
veremos que, además de las deformaciones comentadas, se produce un aumento de grosor de la litosfera que determina
la orogénesis, es decir, la formación de cordilleras.
1.8 Teorías orogénicas.
Deriva continental.
La idea de migración o deriva continental es difundida en 1915 por Alfred Wegener. Según éste en el
paleozóico las tierras formaban un único supercontinente al que llamó Pangea, rodeado de un sólo océano al que llamó
Pantalasia. La masa continental se fragmentó en dos bloques (Laurasia el del norte y Gondwana el del sur) y estos en
otros varios que se fueron separando lentamente. Para explicar el movimiento de los continentes se basa en su
flotabilidad debido a su menor densidad respecto a las capas inferiores y a la acción de otros fenómenos como el de la
rotación de la Tierra que permitirían que se moviesen como grandes barcos a la deriva.
La explicación de la causa del movimiento fue muy criticada y posteriormente se demostró que no era cierta.
Pruebas de la deriva continental.
El que los continentes no siempre han ocupado la misma posición viene corroborado actualmente por
numerosas pruebas. La prueba topográfica nos indica que los continentes se pueden acoplar geométricamente entre
si, cuando tomamos la línea de los 2000 m de profundidad correspondientes al talud continental y no la actual línea
de costa como se hizo en un principio.
Otras pruebas son:
 Prueba geológica.
 Prueba paleoclimática.
 Prueba paleontológica.
 Prueba paleomagnética.
Todas las pruebas que hemos visto hasta ahora son indirectas, es decir, deducimos que los continentes
estuvieron unidos, pero no demostramos que ahora se muevan. En la actualidad se puede medir el movimiento de los
continentes por el desfase de onda observado entre dos emisiones sucesivas de rayos laser al ser reflejados en
reflectores colocados en la Luna por las naves espaciales del proyecto Apolo. También por el sistema GPS.
Corrientes de conveccion.
Surge esta teoría en 1928 emitida por A. Holmes y en ella las deformaciones de la corteza terrestre se
relacionan con los movimientos de convección en el interior de la Tierra.
Esta teoría tuvo muchos adeptos desde 1940 a 1960 y diversos aspectos de ella son recogidos en la tectónica
global.
Las corrientes de convección se producirían porque los materiales más fríos superficiales, al ser más densos, se
hundirían y los más calientes profundos, al ser menos densos, se elevarían. A la vista de la alta viscosidad de los
materiales se estima que el movimiento es lento y de gran amplitud.
En un principio se pensó en grandes corrientes de convección que afectarían a todo el interior de la Tierra, pero
posteriormente se consideró que solo tendrían lugar entre discontinuidades consecutivas.
Tectónica de Placas.
Los avances técnicos de los métodos geofísicos marinos permitieron a partir de 1950 un conocimiento más
exhaustivo de la topografía submarina. Los resultados se pueden considerar sorprendentes y, en cierto modo,
espectaculares. El fondo del mar no descendía suavemente, como se había supuesto originalmente, desde la costa a las
llanuras abisales. Se pensaba que estas llanuras no tenían relieves acusados a excepción de las islas pero por el contrario
se vio que existían grandes cordilleras que recorrían los océanos longitudinalmente y estrechas y largas fosas submarinas.
La primera cordillera submarina que se estudió con detalle es la que recorre de norte a sur el Océano Atlántico..
A todas estas cordilleras se les da el nombre de dorsales submarinas.
Las dorsales son muy regulares en su trazado, anchas y con las máximas alturas en la parte central, de las que se
desciende gradualmente hacia los lados. Altura y anchura se conservan longitudinalmente y solo ocasionalmente afloran
dando islas (Islandia).
Las fosas oceánicas invariablemente se encuentran situadas en los bordes continentales o bordeando arcos
insulares (Aleutianas, Japón, Marianas, Filipinas,...). Son grandes surcos muy profundas ( de 8.000 a 10.000 m) y muy
largas (miles de km).
Se comprobaba una fuerte actividad sísmica y volcánica en dorsales y fosas.
Con los datos aportados por todos los estudios se llegó a la conclusión de que la litosfera estaba
fragmentada y a cada uno de los fragmentos de unos 100 km de grosor por término medio se le llamó placa
litosférica. Las placas crecían en las dorsales, se destruían en las fosas y se deslizaban sin crecimiento ni destrucción
en las fallas de deslizamiento horizontal.
El que la Tectónica de Placas sea una teoría global lo demuestra que también puede explicar la distribución
en la Tierra de los distintos tipos de volcanismo y metamorfismo.
Comportamiento de las placas.
La mayor rigidez y la menor densidad de los continentes evita que estos puedan subducir,
de forma que si un continente llega transportado por una placa hasta una zona de subducción,
ésta quedará anulada y tendrá que aparecer otra zona de subducción en otro lugar.
Si se encuentran dos continentes no habrá subducción sino colisión continental, que debe ser
entendida como una deformación de sus bordes que dura millones de años.
Los arcos de islas si pueden subducirse al ser inmensamente menores que los continentes y
de una densidad algo mayor.
Estos comportamientos no son absolutos ya que fragmentos de los continentes pueden ser
arrancados y subducidos y, por contra, fragmentos de fondo oceánico pueden quedar sobre los
bordes continentales.
Contacto entre las placas.





Dos cortezas oceánicas con una dorsal donde se produce crecimiento del fondo oceánico.
Dos cortezas oceánicas con una fosa oceánica. Formación de arcos isla y cuencas
marginales.
Corteza oceánica y corteza continental con una fosa oceánica. Formación de una cordillera
en el borde continental, junto a la fosa, cuando subduce fondo oceánico bajo un continente.
Dos cortezas continentales. Es la llamada obducción o colisión continental.
Contacto entre dos placas sin que haya dorsal, fosa o colisión. Entre algunas placas hay un
contacto del tipo falla de transformación.
Bibliografía.
Ciencias para el Mundo Contemporáneo. F.J. Ortega Nieto y otros. Edelvives. 2008. ISBN 97884-263-6503-3.
Geología. A. Melendez y F. Melendez. Ed. Paraninfo. 1978.
Geología. J.A. Vera, J.A. Gallegos y A Roca. Ed. Edelvives. 1983.
Historia de la Tierra. Stokes. Ed. Aguilar. 1969.
Ciencias naturales 3º. V. Dualde, J. Lillo. Ed. Ecir. 1986.
Geología: procesos internos. F. Anguita y F. Moreno. Ed. Edelvives. 1978.
Manual de mineralogia de Dana. C.S. Hulbusrt Jr. y C. Klein. Ed Reverte. 1982.
http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella
http://es.wikipedia.org/wiki/Viento_solar
http://es.wikipedia.org/wiki/Plasma_(estado_de_la_materia)
http//es.wikipedia.org/wiki/Big_bang
http://www.astromia.com/biografias/brahe.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio
http://es.wikipedia.org/wiki/SETI
Investigación y Ciencia. Junio 2010. “Cuestiones fundamentales de cosmología” . P. Schnieder.