Cosmología y Geología: Desde el Big Bang hasta la Estructura Interna de la Tierra

El Universo: Composición y Origen

El universo está formado por:

• Miles de millones de cuerpos celestes (galaxias, estrellas, nebulosas).
• Materia oscura: No es observable directamente, pero su presencia se detecta por sus efectos gravitatorios.
• Vacío: El espacio intergaláctico.

El Big Bang y la Formación de la Materia

El origen del universo se atribuye al Big Bang (la gran explosión), un evento que dio origen al tiempo, el espacio, la radiación electromagnética y la materia. A partir de esta materia primordial, se formaron todos los elementos de la tabla periódica.

Aproximadamente 300.000 años después del Big Bang, se formaron los primeros átomos de hidrógeno (H) y helio (He), que dieron origen a vastas nubes de gas, conocidas como nebulosas.

Formación y Ciclo de Vida de las Estrellas

Las zonas más densas de las nebulosas, con mayor atracción gravitatoria, dieron lugar a la formación de las estrellas. Estos cuerpos celestes están constituidos principalmente por átomos de hidrógeno y helio, en cuyo interior se producen reacciones nucleares que provocan la emisión de una gran cantidad de energía.

Las estrellas se forman a partir de nebulosas de emisión, donde grandes cantidades de gases y polvo se concentran por atracción gravitatoria, constituyendo la llamada protoestrella. Cuando la protoestrella alcanza una densidad crítica, comienza la fusión del hidrógeno y la consiguiente síntesis de helio, marcando el nacimiento de una estrella.

Ciclo de Vida Estelar

Las estrellas viven hasta que agotan sus reservas de combustible nuclear y no pueden realizar más reacciones de fusión. El tiempo de vida de una estrella depende directamente de su masa: cuanto mayor es la masa, más rápidamente consume su combustible nuclear, lo que disminuye su tiempo de vida.

Cuando el hidrógeno de la estrella se agota, las reacciones de fusión nuclear continúan, pero ahora son los átomos de helio los que se fusionan entre sí para dar átomos de mayor tamaño, como los de carbono y oxígeno. Sin embargo, estas reacciones no proporcionan suficiente energía para mantener estable la estrella, que pronto llega al fin de su ciclo vital. El destino final de una estrella, por tanto, depende de su masa inicial.

Origen del Sistema Solar

La formación de nuestro Sistema Solar se describe a través de una serie de etapas:

1. La explosión de una supernova cercana comprimió la nebulosa solar, una vasta nube de gas y polvo.
2. La contracción de esta nebulosa aceleró su velocidad de rotación y la aplanó, dándole una forma discoidal.
3. En la zona central de este disco, la materia se concentró y se formó el Sol.
4. El resto de la materia en el disco se aglutinó, formando anillos de cuerpos rocosos que giraban alrededor del Sol.
5. Estos cuerpos rocosos colisionaron entre sí, originando cuerpos de mayor tamaño conocidos como planetesimales.
6. Los planetesimales continuaron chocando entre ellos, formando por acreción cuerpos aún mayores hasta dar origen a los planetas y los demás astros del Sistema Solar.

El tamaño final de los planetas es una consecuencia directa del número de colisiones que se produjeron durante su formación: cuantas más colisiones, mayor tamaño adquirieron.

Formación y Evolución Temprana de la Tierra

La Tierra se formó por la acreción de asteroides y planetesimales. Al formarse, la Tierra llegó a estar totalmente fundida, lo que provocó el desplazamiento de sus materiales, reordenándose en capas según su densidad (diferenciación planetaria).

La fusión de la Tierra se produjo por tres causas principales:

• Los impactos continuos de asteroides y planetesimales.
• El rozamiento producido por el hundimiento de los materiales más densos hacia el centro.
• La desintegración de elementos radiactivos (fisión nuclear) en su interior.

Cuando la Tierra estaba prácticamente formada, se produjo un evento crucial: el impacto de un gran cuerpo rocoso (hipótesis del impacto gigante). Este impacto lanzó una enorme cantidad de material al espacio, que formó un anillo de polvo y rocas alrededor de la Tierra y, por acreción, dio lugar a la formación de la Luna.

Posteriormente, la Tierra se enfrió progresivamente, lo que permitió la condensación del vapor de agua y la formación de la hidrosfera (océanos, ríos, etc.).

Métodos de Estudio del Interior Terrestre

Para comprender la estructura y composición interna de nuestro planeta, los geólogos utilizan dos tipos principales de métodos:

• Métodos directos: Son aquellos que proporcionan datos contrastables de lo que se está investigando, ya que permiten estudiar y manipular directamente el material. Ejemplos incluyen perforaciones profundas, muestras de rocas volcánicas y xenolitos.
• Métodos indirectos: Son los que se aplican para obtener información de objetos y materiales que no es posible manipular directamente. Incluyen el estudio de ondas sísmicas, el campo gravitatorio, el campo magnético y el flujo de calor.

Tipos de Ondas Sísmicas

Las ondas sísmicas son vibraciones que se propagan a través del interior de la Tierra y son fundamentales para los métodos indirectos. Se clasifican en:

• Ondas P (Primarias): Son las más rápidas y se propagan en la misma dirección en la que se mueven las partículas (ondas longitudinales o de compresión). Pueden viajar a través de sólidos, líquidos y gases.
• Ondas S (Secundarias): Son más lentas que las ondas P. La onda se propaga perpendicularmente a la dirección en la que se mueven las partículas (ondas transversales o de cizalla). Solo pueden viajar a través de sólidos.
• Ondas Superficiales (R y L): Son las que causan los mayores destrozos en la superficie terrestre, ya que viajan a lo largo de ella. Se generan a partir de las ondas P y S cuando alcanzan la superficie.

La Capa D'' (D doble prima)

La Capa D'' (o D doble prima) es una región de entre 100 y 300 km de espesor situada sobre la discontinuidad de Gutenberg, que marca el límite entre el manto y el núcleo. Constituye la zona de transición entre el manto inferior y el núcleo externo.

Se cree que está formada por la acumulación de los restos más densos decantados a lo largo de millones de años. Los materiales que la componen son arrastrados por corrientes de convección: conducidos hacia arriba por las corrientes ascendentes de material caliente (los penachos térmicos o plumas mantélicas) y hacia abajo por las corrientes descendentes producidas en las zonas de subducción.