1. Tres, Dos, Uno… ¡El Universo!

Una de las preocupaciones principales de las comunidades humanas ha sido, desde siempre, interrogarse sobre el origen del mundo que veían a su alrededor. Encontramos tradiciones que explican la formación de la Tierra, el cielo y las estrellas en todas las mitologías: egipcia, maya, sumeria, china… En nuestro entorno más próximo, es en la Grecia clásica donde encontramos la primera teoría racional del universo, elaborada por Tales de Mileto alrededor del año 640 a.C, y basada en un cosmos esférico. Astrónomos como Aristóteles, Eratóstenes o Hiparco, con sus reflexiones, también contribuyeron a la comprensión que tenemos del planeta donde vivimos y del espacio a su alrededor. Sin embargo, esta evolución ha estado vinculada al desarrollo de herramientas científicas y tecnológicas cada vez más sofisticadas.

1.1 La Teoría del Big Bang

La teoría del Big Bang es la aproximación más productiva para explicar el origen del universo, que sabemos que tuvo lugar hace unos 15.000 millones de años. Se basa en la teoría de la relatividad general y ha encontrado el apoyo de observaciones como la expansión del universo, la proporción de elementos primordiales y la radiación de fondo de microondas.

1.1.1 Las Dimensiones del Universo

Una amplia mayoría de la comunidad científica mundial acepta que los cuerpos más antiguos del universo datan de entre 10.000 y 15.000 millones de años. Esta edad se ha calculado teniendo en cuenta varias mediciones: el movimiento relativo de las galaxias, la edad de las estrellas (analizando su luz), la edad de los átomos (calculando la proporción de los que se desintegran con el paso del tiempo), etc. Teniendo en cuenta la velocidad finita de la luz (en el vacío 300.000 km/s) y la edad de los cuerpos más antiguos del espacio, podemos concluir que nuestro universo tiene un radio de unos 15.000 millones de años luz. Esta es la distancia máxima que ha podido recorrer la luz y cualquier otra interacción desde el instante inicial. Todo lo que se encuentre más lejos de esta distancia no ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros y, por lo tanto, no nos resulta posible saber si existe. El nacimiento del universo conocido se produjo como resultado de una explosión de materia y de energía de extraordinarias dimensiones que tuvo lugar en todas partes al mismo tiempo y que proyectó la materia en todas direcciones a grandes velocidades, en una expansión que todavía hoy continúa. En el ámbito de la cosmología, esta descripción del desarrollo del universo primigenio recibe el nombre de teoría del Big Bang, o de «la gran explosión». Técnicamente corresponde al modelo de Friedmann-Robertson-Walker, fundamentado en la teoría de la relatividad general, que proporciona herramientas que permiten explicar los resultados obtenidos en la investigación científica.

1.1.2 ¿El Big Bang es el Origen del Universo?

El instante inicial correspondería, según este modelo, a un universo extraordinariamente denso y con una temperatura muy elevada (la temperatura de Planck, 10³²K), totalmente desorganizado, sin galaxias, ni estrellas, ni átomos, ni siquiera núcleos de átomos. Estos valores de densidad y de temperatura, que superan de mucho cualquier valor conocido, hacen que la física que hemos desarrollado en el estudio del mundo que nos rodea deje de ser aplicable. Esto significa que, con la física actual, podemos acercarnos hasta un instante, el tiempo llamado de Planck, muy cercano al instante cero, pero no exactamente igual a este límite teórico de densidad infinita. La pregunta que invariablemente se hace todo el mundo cuando piensa en este instante inicial (¿Qué existía antes?) deja entonces de tener validez científica. Nuestras observaciones y teorías nos permiten reconstruir el proceso de construcción del universo a partir de este instante de Planck, pero, a temperaturas más elevadas, las nociones de tiempo, de espacio, de energía…, y las leyes que conocemos ya no son válidas. De este modo, el Big Bang no sería el principio del universo, sino más bien el momento en que podemos empezar a utilizar los conceptos de espacio y tiempo tal y como los conocemos hoy en día.

1.1.3 Pruebas Experimentales del Big Bang

Toda teoría científica se construye a partir de un entramado de conceptos, modelos y observaciones, capaces de explicar adecuadamente los fenómenos estudiados. En el caso del Big Bang, ya hemos comentado antes que el fundamento matemático lo constituye la teoría de la relatividad general; pero, ¿cuáles son las observaciones y predicciones principales en las que se basa? Podemos destacar tres:

• La expansión del universo
• La proporción relativa de elementos primordiales
• La radiación de fondo de microondas

En los próximos apartados desarrollaremos cada una de estas observaciones.

La Expansión del Universo

En 1916, Albert Einstein dio los primeros pasos fundamentales hacia la teoría del Big Bang con el desarrollo de la teoría de la relatividad general y su aplicación a la construcción de un modelo del universo. Alexander Friedmann, matemático y meteorólogo ruso, fue el primero en proponer, en 1922, un universo en expansión. Para llegar a esta afirmación partió únicamente de dos suposiciones muy simples: que el universo parece el mismo desde cualquier punto de observación y que esto se cumple independientemente desde el lugar desde donde lo observemos. En 1929, un astrónomo americano, Edwin Hubble, constató que las galaxias se alejan las unas de las otras a una velocidad proporcional a la distancia que las separa, lo que hoy conocemos con el nombre de ley de Hubble.

La Proporción Relativa de Elementos Primordiales

Fue un alumno de doctorado, Ralph Alpher, quien, junto con su tutor, el científico George Gamow, propuso por primera vez, en 1948, una imagen de un universo caliente inicial. Este modelo permitía explicar, a partir de la teoría del Big Bang, la aparición de elementos ligeros, como el hidrógeno y el helio, como consecuencia de procesos entre electrones, neutrones, y protones. Además, predecía cuáles tenían que ser sus proporciones para satisfacer su abundancia en el universo inicial. No fue hasta 1965 cuando un investigador de la universidad de Princeton, Jim Peebles, realizó un cálculo aproximado que concordó de manera satisfactoria con los valores experimentales, según los cuales el Sol y otras estrellas, en origen, habrían estado formados por hidrógeno, con un 20% o 30% de helio. Poco tiempo después, Ralph Alpher y Robert Herman predijeron que la radiación procedente de estas primeras etapas del universo tendría que estar presente todavía en forma de radiación de fondo con un valor de pocos grados por encima del cero absoluto de temperatura (0 Kelvin), correspondiente a -273 ºC. La temperatura es proporcional a la frecuencia de la radiación, de modo que, al bajar la temperatura, también lo hace la frecuencia. La teoría predice una forma muy particular para la curva (llamada espectro) que nos proporciona la intensidad de la radiación en función de la longitud de onda. El espectro de la radiación de fondo de microondas corresponde, de manera casi perfecta, a lo que los físicos llaman «cuerpo negro», o sea, un cuerpo hipotético que absorbe toda la radiación que le llega sin reflejar nada de radiación. La radiación emitida por un cuerpo negro depende exclusivamente de su temperatura.

La Radiación de Fondo de Microondas

Según la teoría de la relatividad de Einstein, durante los primeros instantes el universo experimentó una época de densidad y temperatura extremadamente elevadas, que fueron disminuyendo a medida que el universo se expandía. La teoría predice que tendríamos que ser capaces de detectar la radiación procedente de los instantes iniciales de la formación del universo en forma de radiación de microondas. En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, probaron un detector de microondas extremadamente sensible. Al analizar la señal que les llegaba les sorprendió encontrar más ruido de fondo del que habían previsto. Además, este ruido, era el mismo para cualquier dirección de observación, independientemente de si la medición se hacía de día o de noche y también de la época del año. Eso significaba que procedía de fuera del sistema solar o incluso de fuera de la galaxia. Esta radiación, isótropa y constante, equivalía a una temperatura de -270ºC, exactamente lo que había previsto la teoría del Big Bang teniendo en cuenta la expansión del universo y el tiempo transcurrido.

1.2 La Génesis de los Elementos: Polvo de Estrellas

Imaginemos que nos encontramos en el horizonte de nuestro pasado, hace casi 15.000 millones de años. El universo es un puré homogéneo de partículas elementales: electrones, fotones, quarks, neutrinos… Estas partículas se van organizando para formar nuevas estructuras en un nivel superior con propiedades que los elementos que las forman no tenían individualmente. Los diferentes esquemas organizativos quedan determinados por las cuatro interacciones fundamentales. La fuerza nuclear fuerte es la responsable de la cohesión de los núcleos atómicos y de los enlaces entre los quarks en los protones y los neutrones (se libera en la fusión y fisión); la fuerza electromagnética afecta a las partículas con carga eléctrica y asegura la cohesión de los átomos, la fuerza de gravedad organiza las estructuras a gran escala (estrellas y galaxias) y la fuerza débil se manifiesta en procesos radioactivos. A temperaturas muy elevadas, la agitación térmica disocia rápidamente todas las estructuras que se pueden formar, pero a medida que la temperatura disminuye, los efectos de las fuerzas prevalecen y comienzan las primeras combinaciones de materia.

1.2.1 La Formación de los Primeros Elementos

Cuando la temperatura desciende por debajo de los 10¹²K, la fuerza nuclear fuerte hace que los quarks se unan de tres en tres para formar los primeros nucleones: los protones, formados por dos quarks up y uno down y los neutrones, formados por dos quarks down y uno up. Posteriormente, la misma interacción hará que estos nucleones se empiecen a agrupar en conjuntos de dos protones y dos neutrones para formar núcleos de helio. Ahora la temperatura ya es inferior a 10¹⁰K, y hemos superado el primer minuto del universo. En este momento la materia del universo se compone del 75% de núcleos de hidrógeno (protones) y del 25% de núcleos de helio. La siguiente interacción que entra en juego, la fuerza electromagnética, no lo hace hasta que la temperatura baja de los 3000K. Entonces esta interacción hace que los electrones se sitúen alrededor de los núcleos atómicos y se formen los primeros átomos de hidrógeno y de helio. La materia, antes de este momento, es ionizada, en un estado al que llamamos plasma, en equilibrio térmico con la radiación, de modo que los protones y los electrones chocaban continuamente con unos fotones muy energéticos. El universo, pues, es opaco; los fotones se encuentran confinados en esta sopa primordial y no pueden desplazarse libremente. Como consecuencia de la expansión del universo, su densidad y temperatura han descendido lo suficiente para que los protones puedan captar los electrones, formen átomos estables y los fotones puedan viajar libremente: el universo, entonces, pasa a ser transparente. Y es esta radiación la que constituye el fondo de microondas.

1.2.2 La Formación de las Galaxias y de las Estrellas

Así pues, durante el primer millón de años aproximadamente, el universo continúa expandiéndose, al mismo tiempo que el descenso de la temperatura permite la combinación de los electrones y los núcleos libres para formar átomos. Pero hay regiones donde la densidad es ligeramente superior a la media y donde la expansión se retarda por causa de la acción gravitatoria. La materia, que hasta entonces era prácticamente homogénea, empieza a formar «grumos», que paran la expansión en algunas regiones y provocan colapsos locales. A medida que la atracción arrastra progresivamente hacia estas regiones la materia que las rodea, su masa se va ampliando y algunas de estas regiones empiezan a girar lentamente. La gravedad hace que, aunque la masa de las regiones aumente, su tamaño disminuya, y de este modo aumenta la velocidad de rotación, hasta que llega a equilibrar la atracción gravitatoria. Acaban de nacer las galaxias en forma de disco. Las galaxias elípticas serán el resultado de la falta de rotación global. A medida que pasa el tiempo, el gas de hidrógeno y el helio de las galaxias se disgregan en nubes más pequeñas, que se colapsan a causa de la gravedad. Los átomos empiezan a colisionar unos contra otros y la temperatura del gas aumenta, hasta que está suficientemente caliente para iniciar reacciones de fusión nuclear. Esto convierte el hidrógeno en más helio, y el calor que desprenden las reacciones hace aumentar la presión, de manera que las nubes dejan de contraerse y, de este modo, se vuelven estables durante mucho tiempo, lo que origina las estrellas. En cambio, las estrellas con más masa aumentan el ritmo de fusiones nucleares, ya que necesitan temperaturas más elevadas para compensar la atracción gravitatoria. Consumen el hidrógeno rápidamente y después pasan a transformar el helio en elementos más pesados (carbono, oxígeno…), pero que no les aporta la energía necesaria. Finalmente, el centro de la estrella se convierte en una zona de densidad muy elevada, como una estrella de neutrones o un agujero negro, y las regiones externas pueden explotar violentamente y convertirse en una supernova. Esta explosión libera parte de los elementos más pesados hacia el exterior y proporciona parte de la materia prima para la próxima generación de estrellas.

1.3 Secuencia de la Evolución del Universo

Hemos visto que la teoría del Big Bang ofrece una explicación satisfactoria de la expansión del universo, predice sus proporciones de hidrógeno y helio y explica la presencia de la radiación cósmica de fondo. Sin embargo, esta teoría deja algunos aspectos sin resolver, como por ejemplo la homogeneidad de la radiación de fondo. El físico estadounidense Alan Guth intentó responder algunas de estas cuestiones, y en 1981, propuso que muchas de las características del universo actual se podían explicar mediante un nuevo modelo cosmológico: la llamada teoría del universo inflacionario. Según esta teoría, la expansión del universo no habría sido un progreso gradual, constante, sino que el tamaño del universo habría aumentado a una velocidad enorme durante un intervalo de tiempo muy breve y desde entonces el universo se habría expandido tal y como prevé la teoría del Big Bang. Este modelo no es una alternativa a la teoría del Big Bang, sino que la complementa con la incorporación de las primeras etapas del universo para explicar la estructura a gran escala del universo actual.

1.4 Exploración del Sistema Solar

Desde que la especie humana pisa la Tierra ha observado el cielo. Primero a simple vista, y después con instrumentos cada vez más potentes y sofisticados. Las civilizaciones agrupaban las estrellas formando figuras y, de este modo, se establecieron en el Mediterráneo oriental las constelaciones hace 2.500 años. El impulso definitivo del método científico llegó con la figura de Galileo Galilei, que inició la astronomía moderna. Galileo construyó el primer telescopio con calidad suficiente para observar la superficie de la Luna y los satélites de Júpiter. En el campo observacional se ha avanzado bastante desde aquellos primeros instrumentos, y hoy en día se usan telescopios de resolución muy alta, tanto terrestres como situados en órbita alrededor de la Tierra, que captan datos sin la distorsión provocada por la atmósfera. Además, especialmente desde la segunda mitad del siglo XX, la tecnología del espacio ha tenido un papel importante en nuestras vidas, tanto por los satélites que orbitan alrededor de la Tierra como por los viajes espaciales a puntos lejanos del sistema solar. La inmensa cantidad de información obtenida sirve para mejorar el conocimiento que tenemos de nuestro entorno más próximo y para intentar conseguir una explicación del proceso de creación y desarrollo del universo que nos rodea.

1.4.1 La Exploración desde la Tierra

Todas las civilizaciones antiguas tenían conocimiento del Sol, la Luna y algunos de los planetas del sistema solar. No fue hasta el año 1608, con el avance tecnológico que supuso la invención del telescopio, cuando se dio un paso significativo en el estudio y la observación del sistema solar. Solo un año después, Galileo enfocó hacia el cielo su telescopio de 20 dioptrías y descubrió cuatro lunas que giraban alrededor de Júpiter, y también las irregularidades en la superficie de la Luna. Entre 1609 y 1618, Johannes Kepler formuló las leyes del movimiento planetario, que permiten describir las órbitas de los planetas alrededor del Sol. En 1687, Isaac Newton enunció la ley de la gravitación universal, que explica la fuerza que mantiene el desplazamiento de los planetas alrededor del Sol y justifica por qué se mueven tal y como predicen las leyes de Kepler. El primer planeta descubierto en la era moderna fue Urano, en 1781. El autor del descubrimiento fue Wilhelm Herschel. Los años siguientes se caracterizaron por los descubrimientos de asteroides, la mayoría entre las órbitas de Marte y Júpiter, en el denominado cinturón de asteroides, y entre los cuales destacaba por sus dimensiones Ceres, descubierto en 1801. Otro salto cualitativo fue, en 1846, el descubrimiento de Neptuno por parte de Johann Galle, astrónomo del observatorio de Berlín, que buscó con total convencimiento allí donde los cálculos teóricos de Urbain Le Verrier predecían que debía haber otro planeta. La posición teórica también la había calculado de manera independiente el matemático y astrónomo inglés John Adams. Finalmente, en 1930, el astrónomo estadounidense Clyde Tombaugh descubrió lo que hasta el verano de 2006 se consideraba el noveno planeta del sistema solar, Plutón. Durante los últimos años, los descubrimientos dentro del sistema solar se han centrado principalmente en nuevos satélites de los planetas gigantes, nuevos asteroides y nuevos cometas. Es destacable el descubrimiento, en 1992, del objeto 1992 QB₁, más allá de la órbita de Neptuno, que desencadenó la localización de muchos otros objetos similares, ahora conocidos con el nombre de objetos transneptunianos. El mayor de ellos es el 2003 UB₃₁₃, descubierto en 2005, y que reabrió el debate sobre la definición de planeta, palabra griega que inicialmente se refería a la trayectoria «errante» de estos cuerpos celestes, en contraposición con el fondo de estrellas «fijas» que formaban el cielo nocturno. En la XXVI asamblea general de la Unión Astronómica Internacional, se redactó una nueva definición. Desde entonces, cuerpos como Plutón, Ceres o 2003 UB₃₁₃ pertenecen a una nueva categoría de planetas enanos.

1.4.2 La Exploración desde el Cielo

La primera nave espacial que aterrizó en la superficie de otro cuerpo del sistema solar fue la sonda soviética Lunik 2, que impactó en la Luna en 1959. Aunque el 12 de abril de 1961 los soviéticos consiguieron el primer vuelo tripulado y Yuri Gagarin se convirtió en el primer ser humano que viajó al espacio, la mayoría de las misiones espaciales han sido no tripuladas. A partir de 1966, el objetivo fue la Luna y los Estados Unidos fueron los primeros en llegar. El 21 de julio de 1969 la cápsula Apollo XI se quedó en órbita lunar mientras el módulo Eagle bajaba hasta la superficie selenita. Esa fecha representó un antes y un después en la investigación espacial: Neil Armstrong se convertía en el primer humano que pisaba la Luna. La última misión lunar tripulada fue la de Apolo XVII en 1972, pero el anuncio por parte de la Agencia Espacial Europea (ESA), en enero de 2004, del descubrimiento de agua en forma de hielo en el polo sur de Marte ha hecho aumentar las expectativas de misiones tripuladas a Marte. Hoy en día, tanto la ESA, a través del programa Aurora, como la NASA, a través de la Vision for Space Exploration, están planteando misiones tripuladas a la Luna y a Marte para un futuro no muy lejano. Además de los viajes tripulados, se han enviado al espacio naves con instrumentos para explorar el sistema solar. Desde 1957 se ha llegado a cuerpos cada vez más lejanos, con sondas que aterrizaron en Venus en 1965, en Marte en 1976, en el asteroide Eros en 2001 y en Titán, satélite de Saturno, en 2005. Hasta ahora ninguna sonda ha aterrizado en Mercurio, pero la Mariner 10 lo sobrevoló de cerca en 1973. La primera sonda que exploró los planetas exteriores fue la Pioneer 10, que sobrevoló Júpiter en 1973. La Pioneer 11 fue la primera en visitar Saturno, en 1979. Mención aparte merecen las sondas Voyager, que se lanzaron en 1977 y todavía continúan su misión. Su viaje espacial las ha llevado a visitar Júpiter en 1979 y Saturno en 1980-81. Además la Voyager 2 continuó el viaje y pasó cerca de Urano en 1986 y de Neptuno en 1989. En 2008 las sondas Voyager se encuentran mucho más allá de la órbita de Plutón y se acercan a la heliopausa, zona que marca el límite exterior del sistema solar. Son, pues, los objetos artificiales más alejados de la Tierra, y su vida útil ya supera los 30 años. Ninguna sonda espacial ha visitado aún Plutón. No obstante está previsto que la sonda New Horizons, lanzada por la NASA en 2006, llegue a Plutón hacia el 2015 y después intentará visitar algún objeto, todavía por determinar del cinturón de Kuiper. Gracias a estas misiones no tripuladas se han podido obtener fotografías de alta resolución de la mayoría de planetas y satélites del sistema solar, y también de algunos asteroides y cometas. También se han analizado las atmósferas de los cuerpos visitados y, en los casos de las sondas que han aterrizado en la superficie, se ha podido estudiar con detalle la corteza del objeto.

2. La Tierra

Paralelamente al origen del cosmos, una de las cuestiones que más ha intrigado al ser humano a lo largo de la historia ha sido la formación de nuestro planeta. Desde siempre, la humanidad ha tenido la necesidad de saber cuándo, cómo y dónde se formó el planeta donde vive.

2.1 La Formación de la Tierra

Han tenido que pasar siglos para que la humanidad consiguiera construir un conjunto de argumentos científicos para responder las preguntas sobre la creación y evolución de la Tierra. Pero ahora, el hilo argumental que nos proporciona la teoría del Big Bang para la formación y el desarrollo del universo también nos ayuda a entender el origen del sistema solar. El modelo que explica la formación de los planetas se llama acreción.

2.1.1 Los Orígenes del Sistema Solar

Ya hemos visto anteriormente que nuestro Sol empezó a convertirse en una estrella estable hace unos 4.600 millones de años, al compensar la atracción gravitatoria con las reacciones de fusión nuclear que se producían en su interior. Mientras tanto, una pequeña parte de la materia cercana a la zona de creación del Sol pasó a formar parte de un disco protoplanetario. La mayoría de esta masa contribuyó a formar los planetas del sistema solar y el resto de los cuerpos menores que en él se encuentran, como los asteroides o los satélites. A medida que la nube de gas se enfriaba, se empezaron a condensar los elementos que la formaban. El proceso se inició con los elementos más pesados (aluminio, titanio, calcio, magnesio…), con temperaturas de condensación más altas, y continuó con los más volátiles (hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y carbono), que necesitan temperaturas más bajas. Esta diferencia de temperaturas determinó a la larga la marcada distinción entre los llamados planetas rocosos (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno), situados más allá de la línea de congelación donde los compuestos volátiles pueden continuar sólidos. Entre las dos zonas, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que los objetos protoplanetarios se unieran, y así se formó el cinturón de asteroides. Por otro lado, y a causa de su lejanía, Urano y Neptuno captaron mucho menos material y se cree que tienen el núcleo formado principalmente por compuestos de hidrógeno como el agua, el metano y el amoníaco. Como resultado de la aglomeración masiva de partículas, se fueron formando agrupaciones que cada vez eran mayores, e incluso colisionaban entre sí, y que formaron los llamados planetesimales, con diámetros de pocos kilómetros, que fueron aumentando durante los millones de años siguientes. Este aumento se vio reforzado gracias a las colisiones con otros cuerpos cercanos, siempre que fueran choques de baja energía y no destruyeran el planetesimal, sino que, a causa de la colisión, uno de los dos cuerpos se incrustara en el otro o ambos se fusionaran en un protoplaneta. La última parte de la historia empieza cuando los protoplanetas ya han llegado a tener un tamaño próximo al actual, con unos cuantos miles de kilómetros de diámetro.

2.1.2 La Consolidación de la Tierra y la Diferenciación en Capas

La energía cinética de los cuerpos que impactaban contra la prototierra se convertía en calor y de este modo la temperatura de la superficie se mantenía elevada. Además, el incremento de las dimensiones también hacía aumentar la presión sobre las capas más profundas y la temperatura interna. Y todavía podemos añadir como última fuente de calor la desintegración de los elementos radioactivos, que proporcionan un volumen de energía importante. Ahora bien, este calor no pudo escapar al espacio, como pasó en el caso de las estrellas. De hecho, la Tierra retiene todavía la mayor parte del calor que almacenó al formarse, y por ese motivo su interior se encuentra a temperaturas tan elevadas. El aumento de temperatura provocó que los diferentes materiales que componían la Tierra primigenia se fundieran. El proceso se inició en las zonas con una temperatura y una presión más elevadas. Esta fusión propició una sedimentación gravitatoria de las especies químicas presentes y una distribución en zonas concéntricas en función de la densidad de los elementos constituyentes, de modo que los más densos tendieron a ocupar el núcleo de la Tierra, y los más ligeros, a desplazarse hacia el exterior. Sin embargo, las afinidades de algunos elementos pesados (uranio, torio…) por las combinaciones con otros más ligeros hicieron que afloraran a la superficie en forma de óxidos o silicatos. La organización que se estableció es muy similar a la actual, con interior formado mayoritariamente por hierro y níquel, y una superficie con predominio de silicio. De manera gradual, la temperatura de la superficie fue bajando, esta capa más externa se solidificó y se formó la corteza. La última fase de la formación de la Tierra tuvo lugar cuando ya se había creado la corteza. El planeta estaba sometido a una verdadera lluvia de meteoritos y cometas de tamaños diferentes que iban añadiendo sus materiales a los que ya se habían condensado al principio. Este proceso ha quedado reflejado en la formación de cráteres de la superficie, aunque la mayor parte han desaparecido a causa de los activos procesos geológicos terrestres. Esta etapa de cataclismos se amortiguó con el paso del tiempo, cuando se redujo el número de cuerpos libres en el espacio del sistema solar. También fue durante esta última fase de la acreción cuando se formaron las capas fluidas del planeta. Se produjo una desgasificación intensa del interior terrestre, de donde salieron grandes cantidades de agua y de dióxido de carbono que formaron una atmósfera muy densa y con una presión muy elevada. Este proceso tuvo lugar principalmente mediante la descomposición térmica de minerales con componentes volátiles que se producía en las erupciones volcánicas. Gases como el vapor de agua, el dióxido y el monóxido de carbono, el nitrógeno y el hidrógeno formaron la atmósfera primitiva y en parte se condensaron en la hidrosfera.

2.2 Geología Terrestre

La geosfera, considerada la zona más estable de la Tierra desde el punto de vista ambiental, ha sufrido muchos cambios a lo largo de su historia geológica. Uno de los más importantes fue la distribución de continentes. La tectónica de placas, o tectónica global, es la teoría que hoy en día explica estas variaciones en el tiempo.

2.2.1 Primeros Modelos: Siglos XVII-XIX

A lo largo de la evolucion del pensamiento cientifico sobre la tierra, cientificos, filosofos y teologos han tenido continuamente puntos de acuerdo y desacuerdo. Los primeros modelos se desarrollaron durante los siglos XVII y XVIII, pero no fue hasta finales del XVIII y el XIX cuando se encontraron los argumentos cientificos que permitieron contrastar las hipotesis mas relevantes. En el siglo XVIII, el esoces James Hutton expone una explicacion para la dinamica terrestre en «teoria de la tierra». Partidario de la existencia de un foco igneo en la tierra, Hutton defendia que este calor central era la fuente de energia principal de la tierra, la que consolidaba los sedimentos y los elevaba hasta la superficie (teoria plutonista). Los ultimos años de siglo XVIII y la primera mitad del XIX marcan el inicio de la geologia moderna, con el establecimiento de sus principios basicos, que Charles Lyell presenta en el prologo del primer volumen de los «Principios de geologia». Durante mucho tiempo se mantuvo la idea de que dios habia creado la tierra tal y como la vemos hoy en dia, y que solo habia experimentado un proceso degenerativo. Sin embargo pronto se planteo el problema del origen de las fuerzas de creacion de las montañas, que durantes mucho tiempo se consideraron el resultado del enfriamiento de la tierra y de su perdida de volumen, segun la llamada teoria contraccionista. No fue hasta bien avanzado el siglo XIX cuando aparecieron las teorias que implicaban la intervencion de una energia constructiva en la tierra. Esto sucedio cuando, ademas de la interpretacion de las causas de los terremostos y de los volcanes, surgio una nueva vision de la pregunta sobre el origen de las cadenas montañosas: ¿como podemos explicar que cantidades de roca tan inmensas se eleven topograficamente, que se formen pliegues enormes e incluso que se desplazen a lo largo de kilometros? Varias teorias intentaron responder esta pregunta y tambien explicar las discrepancias gravimetricas que se median cerca de las grandes cordilleras. En general, todas tenian en comun que consideraban que la densidad de las montañas era inferior a lo previsto y que las montañas continuaban hacia el interior, de manera que el exceso de masa en superficie quedaba compensado con un defecto de masa en profundidad.

2.2.2 Deriva de los continentes y estudio del fondo oceanico: siglo XX

A principios del siglo XX se empezo a desarrollar plenamente la geologia moderna, con la publicacion de la obra «El origen de los continentes y los oceanos», en 1915. Su autor, Alfred Wegener, era un metereologo aleman que propuso que los continentes se movian encima del manto, y que incluso en un pasado lejano habian estado unidos formando una sola masa: Pangea. Sus ideas fueron ampliamente rechazadas, e incluso ridiculizadas. En 1930 Alfred murio durante una expedicion de observacion meteorologica en Groenlandia y su teoria de la deriva de los continentes fue perdiendo credibilidad, principalmente por la falta de un mecanismo que explicara su movimiento. Hacia la decada de los 50, cuando se inicio el estudio de los fondos oceanicos y se elaboraron los primeros mapas aproximados de ellos, se empezaron a encontrar explicaciones para todos estos fenomenos. El analisis detallado de las dorsales oceanicas evidencio la falta casi total de sedimentos antiguos. En 1960, harry hess interpreto la expansion y la subduccion de los fondos oceanicos y de las masas continentales, y lo relaciono con la teoria de conveccion del manto. Algunos años mas tarde, en 1963, se explicaron las bandas de anomalias magneticas del fondo oceanico a partir de la extension originada en la cresta central. De este modo, incluso se pudo medir el ritmo de expansion del fondo oceanico. Finalmente en 1964 se realizo una simulacion por ordenador que permitio acoplar los continentes, incluyendo las plataformas, y en 1965 el geologo canadiense John Tuzo Wilson ya hablo de grandes «placas rigidas» en movimiento, con crecimiento en unos bordes y destruccion en otros.

2.2.3 La tectonica global o tectonica de placas

A partir de todos los resultados se ha perfilado una teoria que permite relacionar todos los procesos geologicos (terremotos, actividad volcanica, deformacion de las rocas, formacion de montañas, aparicion de rocas magmaticas y metamorficas, movimiento de los continentes a lo largo del tiempo, etc..) y explicarlos. Se trata de la teoria de la tectonica de placas o teoria de la tectonica global, segun la cual la parte mas superficial de la tierra, la llamada litosfera, que incluye la corteza y los primeros kilometros del manto, esta formada por las diferentes placas litosfericas, que se comportan como si fueran cuerpos rigidos y se desplazan lentamente la unas en relacion con las otras por causas internas. La litosfera esta formada por ocho grandes placas ( Pacifica, de Nazca, Norteamericana, Sudamericana, Euroasiatica, Africana, Indoaustrliana y Antartica) y por una serie de placas menores (de Cocos, Arabiga…), que no corresponden con lo continentes y los oceanos. De hecho, se ditinguen dos tipos de placas: las oceanicas, formadas exclusivamente por corteza oceanica, y las mixtas, que incluyen ambos tipos de corteza. En los bordes de las placas se manifiestan la mayoria de los procesos, como la actividad volcanica, los terremotos, el metamorfismo, o la orogenesis, y generalmente quedan delimitadas por accidentes geograficos, como dorsles oceanicas, fosas oceanicas, arcos de islas o cordilleras recientes. Los limites entre las placas son tectonicamente activos y puedenser de tres tipos, que corresponden a tres tipos diferentes de movimientos relativos de las placas en contacto: *movimiento de separacion   *movimiento de aproximacion   *movimiento de desplazamiento lateral   Los movimientos de separacion de placas dan lugar a las zonas de creacion de la litosfera, los llamados margenes constructivos, que generalmente se encuentran situados en las dorsales oceanicas. Los movimientos de aproximacion se producen en las zonas de subduccion, o margenes destructivos, marcados por una fosa oceanica. En los movimientos laterales no se produce construccion ni destruccion de litosferas, pero si una intensa actividad sismica. Las placas se deslizan en sentido lateral y originan fallas de direccion perpendicular a las dorsales, las llamadas fallas de transformacion. Uno de los principales problemas a los que se ha enfrentado la teoria de la tectonica de placas, y que todavia no se ha resuelto de una forma satisfactoria, es el origen de estos desplazamientos, que, por otro lado, se han medido experimentalmente en numerosas ocasiones, y respecto a los cuales no existe actualmente ningun tipo de duda. En un primer momento secreyo que bajo la litosfera habia una capa, llamada astenosfera, de baja rigidez y de comportamiento plastico, que estaba afectada por una serie de movimientos convectivos de sus materiales, los cuales, al desplazarse, arrastraban las placas. En la conveccion simple, el material situado a una profundidad determinada se calienta, se dilata y se hace menos denso, por lo que tiene un movimiento ascensional. Cuando llega a la superficie, el material se enfria , se hace mas denso y entonces vuelve a bajar. La existencia de esta capa intermedia entre la litosfera y el manto no se pudo comprobar experimentalmente de manera concluyente durante el siglo XX,y los ultimos modelos geologicos ya no la incorporan, y aceptan que el mecanismo motriz de la tectonica de placas y de toda la actividad geologica asociada es la conveccion en estado solido de todo el manto. En conclusion, actualmente se sabe que las fuerzas del interior de la tierra son las que controlan el movimiento de las placas, pero su funcionamiento no se conoce de forma completa. Ninguno de los mecanismos propuestos hasta el momento puede explicar todas las caracteristicas del movimiento de las placas, y ninguno se puede comprobar experimentalmente de manera taxativa. El hecho de que las placas se han movido y se continuan moviendo es innegable, pero los detalles de por que y como se mueven siguen siendo motivo de controversia entre los cientificos.

VOCABULARIO

Isotropia: Caracteristica de un cuerpo cuyas propiedades fisicas no dependen de la direccion en que se miden u observan

Kelvin (K): Unidad internacional de temperatura termodinamica, de simbolo K, equivalente a 1/273, 16, de la temperatura del punto triple del agua

Quark: Nombre generico de las seis particulas fundamentales que, junto con los electrones y los neutrinos, son los constituyentes fundamentales de la materia.

Fusion nuclear: Reaccion nuclear exoenergetica que consiste en la union de dos nucleos  atomicos para formar otro mas pesado, con la posible emision de un proton o de un neutron

Fision: Reaccion nuclear exoenergetica que consiste en la division de un nucleo atomico en dos o mas nucleos mas pequeños

Gravitacion: Nocion fisica que intenta explicar las aparentes fuerzas de atraccion mutua entre masas materiales.

Geosfera: Conjunto de la litosfera (o corteza terrestre) y la endosfera ( o masa central)

Gravimetria: Estudio del campo gravitatorio terrestre y de sus anomalias

Metamorfismo: Modificacion de la estructura, de la composicion mineralogica y, habitualmente de la composicion quimica de las rocas provocada por la accion de agentes internos, basicamente calor y temperatura.

Orogenesis: Fase del ciclo geologico, durante la cual se forman las montañas.