El Eon Arqueano

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EL TIEMPO PROFUNDO: EL EON ARQUEANO 2.4 LA TIERRA EN SUS INICIOS Los cuatro planetas interiores del Sistema Solar (los llamados planetas terrestres), Mercurio, Venus, Tierra y Marte, estn constituidos por silicatos y hierro y son ms densos (3,9 a 5,4 g/cm) que los planetas ms externos (tambin llamados jovianos) como Jpiter, Saturno, Urano y Neptuno (Plutn es bastante diferente), con densidades que varan entre 0,7 y 2,1 g/cm y formados bsicamente por hidrgeno, helio, metano, amonaco en estado gaseoso y escasos silicatos. Como se sabe, los componentes de la Tierra estn claramente diferenciados en tres envolturas o capas, el ncleo, el manto y la corteza. El primero est formado esencialmente por Fe y una menor proporcin de Ni. El manto, en cambio, tiene una composicin similar a la de la peridotita, una roca ultrabsica. La corteza de los continentes es diferente a la de los ocanos. Determinar los procesos que llevaron a esta diferenciacin ha sido uno de los grandes temas tericos de la geologa. La corteza continental tiene una composicin comparable a la de la andesita, mientras que la corteza ocenica est formada por rocas de naturaleza basltica. Se supone que, en un comienzo, la estructura interna de la Tierra era relativamente homognea, pero el proceso de diferenciacin debe haber comenzado muy temprano en su historia, alrededor de 10 Ma de aos despus de su formacin (Fig. 2.4). Es posible que en la fase final de la formacin de la Tierra haya ocurrido un fuerte calentamiento por la accin combinada de la acrecin de planetesimales (transformacin de energa cintica en calrica) que tuvo su clmax entre 4,5 y 4 Ga. Tambin contribuyeron a aumentar el calor interno la compresin gravitatoria y la radioactividad de las rocas; esta ltima habra sido cinco veces mayor que en la actualidad. As, en poco tiempo, la temperatura pudo haber alcanzado el punto de fusin del hierro, de alrededor de 2000C, menos refractario que los componentes silicatados. Por su densidad mayor, el hierro y otros metales siderfilos se hundieron hacia el centro formando el ncleo metlico, mientras que los compuestos silicatados ms livianos de Al, Ca, K y Na fueron desplazados ascendiendo a las envolturas ms externas. En este lapso tambin se origin el campo magntico terrestre. Los voltiles, como el vapor de agua y diversos gases, llegaron a la superficie formando la primitiva atmsfera y los primeros ocanos. Se estima que la envoltura gaseosa comenz a ser retenida cuando la Tierra alcanz alrededor del 40% de su tamao actual. El colapso gravitacional que condujo a la formacin del ncleo terrestre debe haber generado un calentamiento adicional que fundi nuevamente parte de los silicatos del manto, aunque no hay consenso acerca de la magnitud

Figura 2.6. Simulacin por computadora del impacto de un cuerpo del tamao de Marte con la Tierra. El ncleo metlico aparece en azul y el manto en tonos rojizos. En la colisin parte del ncleo del cuerpo impactante es transferido a la Tierra; el resto del material forma una pluma de rocas volatilizadas que luego darn origen a la Luna. Toda la secuencia durara menos de 30 minutos (simulacin realizada por Cameron, del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge).

de las rocas lunares recuperadas en las misiones Apolo, se calcula que nuestro satlite se origin alrededor de 30-50 Ma despus de la formacin de la Tierra. En un principio la Luna estaba cubierta por un ocano de magma de hasta 450 km de profundidad, pero luego los silicatos ms livianos cristalizaron formando las tpicas anortositas de la superficie lunar. En los estadios finales las depresiones topogrficas fueron rellenadas por coladas de basalto formando las regiones oscuras de su superficie los llamados mares en los que se han preservado los crteres dejados por las sucesivas colisiones de meteoritos. Luego del gran impacto que separ la Luna, el bombardeo de asteroides de ms de 300 km de dimetro sobre la Tierra continu al menos hasta los 3,8 Ga. A partir de entonces, el tamao de los cuerpos impactantes debi haber decrecido gradualmente, aunque hasta los 3,3 Ga las colisiones de cuerpos de hasta 100 km fueron todava frecuentes. Se estima que este bombardeo debe haber tenido una marcada incidencia en los procesos que dieron origen a la vida (ver 2.10).

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CAPTULO 2 de la fusin de los materiales ms externos. Las principales incgnitas se refieren a la extensin y naturaleza de la corteza primitiva, la edad y los procesos de su formacin, y las causas de la diferenciacin de la corteza ocenica y continental. Ambos tipos de corteza tienen diferencias notables no slo en sus caractersticas petrogrficas sino tambin en su edad: Las rocas continentales ms antiguas, como dijimos, superan los 3800 Ma, mientras que la corteza ocenica ms antigua tiene slo 180-190 Ma (edad Jursica), aproximadamente 20 veces ms joven que el basamento ms antiguo de los continentes. Esto tiene un profundo significado geolgico pues revela que son los continentes, por su imposibilidad de subducir en el manto, los que preservan los testimonios de la historia de la Tierra desde la primera formacin de corteza hasta nuestros das. La corteza ocenica, por el contrario, es efmera pues se recicla una y otra vez en las zonas de subduccin y de ella slo suelen conservarse retazos en los cinturones orognicos, particularmente a lo largo de las suturas continentales. El estudio de la corteza ocenica actual, no obstante, aporta valiosos datos sobre la historia mesozoica y cenozoica, como veremos ms adelante 2.5 LA FORMACIN DE LA CORTEZA PRIMITIVA Y EL PAPEL DE LOS OCANOS Al final de la etapa acrecional, la envoltura externa de la Tierra estaba compuesta por silicatos fundidos formando un extenso ocano de magma. Al descender la temperatura su parte ms externa habra comenzado a solidificarse originando los primeros ncleos de corteza. La presencia de circones de 4,2 Ga indica que no toda la Tierra estaba fundida y que ya haba ncleos corticales embrionarios slo 160 millones de aos despus de la acrecin. El principal influjo de calor provena de los impactos de planetesimales que fundan y refundan localmente esta delgada corteza original, creando reservorios de magma que, por diferenciacin, originaban materiales ms livianos que quedaban en la superficie y silicatos ms densos que tendan a hundirse. En este escenario se generaron la envoltura gaseosa y los primeros ocanos, elementos cruciales en la evolucin subsiguiente del planeta. La atmsfera primitiva se origin a partir de gases emanados desde el interior por un proceso conocido como desgasificacin del manto terrestre. Si bien la composicin de la atmsfera arqueana es aun tema de especulacin, hay consenso en que era muy rica en CO2 (entre 10 y 100 veces ms que en el presente) y vapor de agua, y contena cantidades menores de nitrgeno, metano, amonaco, dixido de azufre y vestigios de oxgeno producido por fotolisis de molculas de agua en las capas ms altas. El agua provino de distintas fuentes: 1) por desgasificacin, bajo la forma de vapor; 2) contenida en el interior de los meteoritos que impactaron la superficie durante el gran bombardeo y 3) formando parte de cometas, que contienen abundante hielo. Al principio, es probable que la Tierra haya estado rodeada por una densa envoltura de vapor. El CO2 disuelto en los ocanos reingresaba en el sistema hidrotermal pero en parte precipitaba como carbonatos. El resultado fue una disminucin neta de la concentracin de CO2 en la atmsfera y la consiguiente disminucin del efecto invernadero. Esto contribuy al enfriamiento, la condensacin del vapor de agua y la formacin de la hidrosfera. Esta, adems de seguir enfriando la superficie, jug un papel decisivo en la ulterior diferenciacin de la corteza continental. En el Sistema Solar los ocanos constituyen un rasgo exclusivo de nuestro planeta, aunque otros planetas como Marte o Venus pueden haber tenido agua lquida superficial en algn momento de su historia. La presencia de agua en la Tierra primitiva est corroborada por la existencia de rocas sedimentarias de origen marino de ms de 3,8 Ga y de lavas en almohadilla, las que adquieren esa forma al solidificarse rpidamente debajo del agua. Pero hubo agua lquida antes de esa poca? pueden estimarse las condiciones de temperatura? Como se vio previamente, los nicos registros preservados de esa edad son pequeos cristales de circn detrtico reciclados en rocas ms jvenes. El circn es un mineral traza frecuente en rocas granticas y ms escaso en rocas mficas, como los basaltos. Adems de ser excelentes para fechar rocas (ver Captulo 1) los circones proveen valores del istopo estable del oxgeno O18, cuya proporcin vara segn las condiciones de formacin de las rocas gneas. El anlisis de circones de 4.2 Ga demostr que la proporcin de O18 (8-10) es similar a la de los circones presentes en granitoides formados a partir de un protolito alterado hidrotermalmente. A partir de esto, Valley et al. (2002) infirieron que en ese tiempo no slo ya haba ocanos sino que la temperatura de la superficie terrestre no era muy distinta a la de pocas posteriores, posiblemente menor de 200C. De otra forma, el agua estara ntegramente bajo la forma de vapor. Debido a la abundancia de komatiita (Fig. 2.7) en casi todos los ncleos arqueanos del mundo, se supone que la corteza ocenica primitiva debi estar formada esencialmente por esta roca, cuyo nombre se debe a que fue descripta por primera vez en afloramientos del ro Komati, en frica del Sur. Se trata de una roca ultrabsica con alto contenido de xido de Mg (ms del 18%) y bajo tenor de slice (densidad 3,3 g/cm) en la que el piroxeno cristaliza en forma de espinas (estructura

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EL TIEMPO PROFUNDO: EL EON ARQUEANO enfriamiento de la envoltura externa de la Tierra, la corteza de komatiita hidratada hundida en las zonas de subduccin se fundi slo parcialmente generndose por cristalizacin fraccionada magmas de composicin granitoide que ascendieron formando arcos magmticos de tipo ins