HISTORIA DE LA TIERRA (IV)

Historia de la escala de tiempo geológico y de los nombres de sus divisiones

Uno de los principios más importantes que subyacen en las escalas de tiempo geológico es el principio de superposición de estratos, propuesto por primera vez en el siglo XI por el médico y filósofo persa Avicena (Ibn Sina). Más tarde en el siglo XI, el naturalista chino Shen Kuo (1031-1095) reconoció también el concepto de "tiempo geológico".
Este principio fue redescubierto a finales del siglo XVII. El principio de superposición de estratos establece que las capas de roca (o estratos) están establecidas en sucesión, que cada estrato representa una "ranura" de tiempo y que cualquier estrato es probablemente más antiguo que los que tiene encima y más joven que los de debajo. Pero aunque el principio es simple, su aplicación real a las rocas resultó bastante compleja.
En el transcurso del siglo XVIII los geólogos se dieron cuenta que:

1. Las secuencias de estratos están a menudo erosionadas, distorsionadas, inclinadas o incluso invertidas, lo que tiene lugar después de su deposición.
2. Los estratos depositados al mismo tiempo en diferentes lugares pueden tener una apariencia completamente diferente.
3. Los estratos de cada área representan sólo una pequeña parte de la larga historia de la Tierra.

Los primeros intentos serios para establecer una escala de tiempo geológico que pudiera aplicarse a cualquier lugar en la Tierra tuvieron lugar a finales del siglo XVIII. El más influyente de los primeros intentos divide las rocas de la corteza terrestre en cuatro tipos: primarias, secundarias, terciarias y cuaternarias. Cada tipo de roca, de acuerdo con la teoría, se formó durante un período específico en la historia de la Tierra. Por lo tanto, es posible hablar de un "Período Primario", así como de "rocas del Primario".
En 1785 James Hutton, el fundador de la geología moderna, propone que el interior de la Tierra está caliente y que ese calor es el motor que impulsa la formación de nuevas rocas, luego las rocas son erosionadas por el aire y el agua y los sedimentos depositados en capas en el mar, el calor entonces consolida los sedimentos en rocas y levanta nuevas tierras. Esta teoría se denominó Plutonista en contraste con la Neptunista, que consideraba que todas las rocas se depositaron a la vez en el transcurso de una inmensa inundación.
La identificación de estratos por los fósiles que contienen, realizada por primera vez por William Smith (que estableció el principio de sucesión faunística), Georges Cuvier, Jean d'Omalius d'Halloy y Alexandre Brogniart a principios del siglo XIX, permitió a los geólogos a dividir la historia de la Tierra con mayor precisión. También les permitió correlacionar los estratos a nivel regional (o incluso continental). Si dos estratos distantes en el espacio o diferentes en su apariencia contienen los mismos fósiles, hay una alta probabilidad de que hayan sido depositados al mismo tiempo. Los estudios detallados de los estratos y fósiles de Europa que se realizaron entre 1820 y 1850 dieron lugar a la secuencia de períodos geológicos que se sigue utilizando hoy en día.
El proceso estuvo dominado por los geólogos británicos, y así se refleja en los nombres de los períodos: Cámbrico (el nombre romano de Gales), Ordovícico y Silúrico (nombres de antiguas tribus galesas) fueron definidos utilizando secuencias estratigráficas de Gales. Devónico procede del condado inglés de Devon y Carbonífero de carbón. El Pérmico fue establecido por un geólogo escocés y procede de Perm, Rusia. Sin embargo, algunos períodos fueron definidos por geólogos de otros países. El Triásico (del latín tríada) fue bautizado así en 1834 por el geólogo alemán Friedrich August von Alberti por los tres conjuntos de capas bien diferenciados que presentaba el terreno: areniscas rojas (Buntsandstein), dolomías con conchas (Muschelkalk) y arcillas grises (Keuper), encontradas en toda Alemania y noroeste de Europa. El Jurásico fue establecido por el geólogo francés Alexandre Brogniart basándose en las potentes series de calizas marinas expuestas en los montes Jura. El Cretácico (del latín creta, que significa "tiza") fue definido por vez primera por el geólogo belga Jean d'Omalius d'Halloy en 1822, basándose en los estratos de la cuenca de París y denominado así por los extensos depósitos de creta (acumulación de conchas de invertebrados marinos compuestas de carbonato cálcico).
Inicialmente, la escala de tiempo podía estimarse sólo de forma muy imprecisa. Los diversos tipos de tasas de cambio utilizados en las estimaciones eran muy variables. Aun así, los primeros geólogos sugieren millones de años para los períodos geológicos e incluso algunos sugieren una edad casi infinita para la Tierra, lo que contrasta con las fechas en torno a seis o siete mil años de edad para la Tierra que habían propuesto los creacionistas basándose en la Biblia.
Desde entonces, geólogos y paleontólogos han construido la escala geológica sobre la base de las posiciones relativas de los diferentes estratos y fósiles y sobre las estimaciones de las escalas de tiempo basadas en el estudio de las tasas de diversos tipos de meteorización, erosión, sedimentación y litificación. El descubrimiento de la radiactividad en 1896 y el desarrollo de sus aplicaciones a la geología a través del datado radiométrico durante la primera mitad del siglo XX (por geólogos tales como Arthur Holmes), permitieron una datación absoluta de la edad de las rocas.
En 1977, la Comisión Internacional de Estratigrafía inició un esfuerzo para definir las referencias mundiales (secciones y puntos de estratotipos de límite globales) de los sistemas (o períodos) y pisos (o edades) geológicos.

Escala de tiempo geológico

La siguiente tabla se basa en la escala propuesta por la Comisión Internacional de Estratigrafía (ICS). Ha de tenerse en cuenta, sin embargo, que la ICS no ha reconocido ninguna fecha ni subdivisión del Eón Hadeico y que tampoco ha establecido la fecha de comienzo del Eón Arcaico.

Eón	Era	Período	Época	M. años atrás	Eventos principales
Fanerozoico	Cenozoico	Cuaternario	Holoceno	0,011784	Final de la Edad de Hielo y surgimiento de la civilización actual
			Pleistoceno	2,588	Ciclos de glaciaciones. Evolución de los humanos modernos. Extinción de la mega fauna
		Neógeno	Plioceno	5,332	Formación del Istmo de Panamá. Capa de hielo en el Ártico y Groenlandia. Clima similar al actual. Australopitecos
			Mioceno	23,03	Desecación del Mediterráneo. Reglaciación de la Antártida
		Paleógeno	Oligoceno	33,9 ±0,1	Orogenia Alpina. Formación de la Corriente Circumpolar Antártica y congelación de la Antártida. Familias modernas de animales y plantas
			Eoceno	55,8 ±0,2	India colisiona con Asia. Máximo térmico del Paleoceno-Eoceno. Disminución del dióxido de carbono. Extinción de final del Eoceno
			Paleoceno	65,5 ±0,3	Continentes de aspecto actual. Clima uniforme, cálido y húmedo. Florecimiento animal y vegetal
	Mesozoico	Cretácico		145,5 ±4,0	Máximo de los dinosaurios. Primitivos mamíferos placentarios. Extinción masiva del Cretácico-Terciario
		Jurásico		199,6 ±0,6	Mamíferos marsupiales, primeras aves, primeras plantas con flores
		Triásico		251,0 ±0,4	Extinción masiva del Triásico-Jurásico. Primeros dinosaurios, mamíferos ovíparos
	Paleozoico	Pérmico		299,0 ±0,8	Formación de Pangea. Extinción masiva del Pérmico-Triásico, 95% de las especies desaparecen
		Carboníferon	Pensilvaniense	318,1 ±1,3	Abundantes insectos, primeros reptiles, bosques de helechos
			Misisipiense	359,2 ±2,5	Árboles grandes primitivos
		Devónico		416.0 ±2,8	Aparecen los primeros anfibios, Lycopsida y Progymnospermophyta
		Silúrico		443,7 ±1,5	Primeras plantas terrestres fósiles
		Ordovícico		488,3 ±1,7	Dominan los invertebrados. Extinciones masivas del Ordovícico-Silúrico
		Cámbrico		542,0 ±1,0	Explosión cámbrica. Primeros peces. Extinciones masivas del Cámbrico-Ordovícico
Proterozoico	Neoproterozoico	Ediacárico		635	Formación de Pannotia. Fósiles de metazoarios
		Criogénico		850	Tierra bola de nieve
		Tónico		1000	Fósiles de acritarcos
	Mesoproterozoico	Esténico		1200	Formación de Rodinia
		Ectásico		1400	Posibles fósiles de algas rojas
		Calímmico		1600	Expansión de los depósitos continentales
	Paleoproterozoico	Estatérico		1800	Posible primer eucariota
		Orosírico		2050	Atmósfera oxigénica
		Riásico		2300	Glaciación Huroniana
		Sidérico		2500	Gran Oxidación
Arcaico	Neoarcaico			2800	Fotosíntesis oxigénica. Cratones más antiguos
	Mesoarcaico			3200	Primera glaciación
	Paleoarcaico			3600	Comienzo de la fotosíntesis anoxigénica y primeros posibles fósiles y estromatolitos
	Eoarcaico			4000	Primeras células. Primer supercontinente, Vaalbará.
Hadeico	Ímbrico			4050	Fin del bombardeo de meteoritos
	Nectárico			4100	Grandes impactos en la Luna
	Grupos Basin			4150	Primeras moléculas auto-replicantes
	Críptico			4570	Formación de la Tierra

Notas

1. a) Los eones Hadeico, Arcaico y Proterozoico se agrupan en el Tiempo Precámbrico, también denominado Criptozoico.
2.  b) Los paleontólogos generalmente hacen referencia a la etapa faunal en lugar de los períodos geológicos.
3.  c) Todas las fechas se dan en millones de años para el inicio de la época en cuestión. Las fechas son inciertas mostrando una leve diferencia con las fuentes en común
4.  d) Una reciente propuesta de la ICS pretendía eliminar el Cuaternario de la nomenclatura y extender el Neógeno hasta el presente.
5.  e) En América del Norte, el Carbonífero se subdivide en los períodos Misisipiense y Pensilvaniense.
6.  f) Descubrimientos hechos durante el último cuarto de siglo XX han cambiado substancialmente la forma de ver los eventos geológicos y paleontológicos inmediatamente anteriores al Cámbrico. La nomenclatura no se ha estabilizado. El término Neoproterozoico es utilizado aquí, pero otros escritores podrían igualmente usar otros términos como 'Ediacariano', 'Vendiano', 'Varangiano', 'Precámbrico', 'Protocambriano', 'Eocambriano', o podrían haber extendido el período de duración del Cámbrico. Todos estos términos son considerados como un subconjunto del Proterozoico más que como un período entre el Proterozoico y el Paleozoico.

HISTORIA DE LA TIERRA (III) GEOLOGIA HISTORICA

Geología histórica

La geología histórica es la rama de la geología que estudia las transformaciones que ha sufrido la Tierra desde su formación, hace unos 4.570 millones de años, hasta el presente. Para establecer un marco temporal relativo, los geólogos han ordenado las rocas en una secuencia continua de unidades cronoestratigráficas a escala planetaria, dividida en eonotemas, eratemas, sistemas, series y pisos, basada en la estratigrafía, esto es, en el estudio e interpretación de los estratos, apoyada en los grandes eventos biológicos y geológicos. Por ejemplo, la transición entre Pérmico y Triásico se establece en función de un evento de extinción masiva. Las divisiones anteriores tienen sus equivalentes temporales, una a una, en una escala de unidades geocronológicas: eones, eras, períodos, épocas y edades respectivamente. Las dataciones por radioisótopos han permitido la datación absoluta (años) de la mayoría de las divisiones establecidas, definiendo las unidades geocronométricas equivalentes. Las etapas de la Tierra anteriores al Fanerozoico, de las que no se dispone de registro fósil adecuado, son definidas cronométricamente, esto es, fijando un valor de tiempo absoluto.

Terminología

La unidad de tiempo mayor utilizada en geología histórica es el tiempo o supereón, que está compuesto por eones. Los eones se dividen en eras, que a su vez se dividen en períodos, épocas y edades. Al mismo tiempo, los paleontólogos definen un sistema de etapas faunales, de duración variable, basada en los cambios observados en los conjuntos de fósiles. En muchos casos, esas etapas de fauna se han adoptado a la nomenclatura geológica, aunque, en general, se han establecido más etapas faunales que unidades de tiempo geológico.
Los geólogos tienden a hablar en términos de Superior/Tardío, Inferior/Temprano y Medio para referirse a partes de períodos y de otras unidades, como por ejemplo, "Jurásico Superior" y "Cámbrico Medio". Los términos Superior, Inferior y Medio se suelen aplicar a las rocas, mientras que Tardío, Temprano y Medio se suelen aplicar al tiempo. Los adjetivos se escriben con la inicial en mayúscula cuando la subdivisión es reconocida oficialmente, y en minúscula cuando no.
Puesto que las unidades de tiempo geológicas que ocurren al mismo tiempo en diferentes partes del mundo pueden parecer diferentes y contener diferentes fósiles, hay muchos ejemplos históricos de diferentes nombres para el mismo período en diferentes ubicaciones. Por ejemplo, en Norteamérica al Cámbrico Inferior se le denominó serie Waucoban. Un aspecto clave de la labor de la Comisión Internacional de Estratigrafía es conciliar estos conflictos en terminología y definir límites universales que puedan ser utilizados en todo el mundo.
 

 

 
                                                    MILLONES DE AÑOS
 

HISTORIA DE LA TIERRA (II): LA LUNA

El origen de la Luna es incierto, aunque existen evidencias que apoyan la hipótesis del gran impacto. La Tierra pudo no haber sido el único planeta que se formase a 150 millones kilómetros de distancia al Sol. Podría haber existido otro protoplaneta a la misma distancia del Sol, en el cuarto o quinto punto de Lagrange. Este planeta, llamado Theia (En la mitología griega, la diosa titánide Tea se casó con su hermano Hiperión y con él tuvo tres hijos, Helios, Selene y Eos: el Sol, la Luna y la aurora), se estima que sería más pequeño que la actual Tierra, probablemente del mismo tamaño y masa que Marte. Iba oscilando tras la Tierra, hasta que finalmente chocó con esta hace 4.533 Ma. La baja velocidad relativa y el choque oblicuo no fueron suficientes para destruir la Tierra, pero una parte de su corteza salió disparada al espacio. Los elementos más pesados de Theia se hundieron hacia el centro de la Tierra, mientras que el resto se mezcló y condensó con el de la Tierra. Esta órbita pudo ser la primera estable, pero el choque de ambos desestabilizó la Tierra y aumentó su masa. El impacto cambió el eje de giro de la Tierra, inclinándolo hasta los 23,5º; siendo el causante de las estaciones (el modelo ideal de los planetas tendría un eje de giro sin inclinación, paralelo al del Sol, y por tanto sin estaciones). La parte que salió despedida al espacio (la Luna), bajo la influencia de su propia gravedad se hizo más esférica y fue capturada por la gravedad de la Tierra.

 

Las mediciones de isótopos de potasio en rocas de la Tierra y la Luna indican que nuestro satélite está formado por manto de la prototierra, vaporizado tras el impacto de otro planeta. Pequeñas diferencias en la separación de los isótopos de potasio entre la Luna y la Tierra estaban ocultas debajo de los límites de detección de la tecnología analítica. Ahora diferencias isotópicas entre las rocas lunares y terrestres  proporcionan la primera evidencia experimental que puede discriminar entre los dos modelos principales para el origen de la Luna.

En un modelo, un impacto de baja energía deja a la prototierra y a la Luna envueltos en una atmósfera de sílice; en la otra, un impacto mucho más severo vaporiza el impactado y la mayoría de la prototierra, que acaba formando un disco enorme de superfluido del que cristalizará la Luna con el tiempo. El hallazgo de que las rocas lunares se enriquecen en el isótopo más pesado de potasio no favorece el modelo de la atmósfera de sílice, que predice que las rocas lunares contienen menos cantidad del isótopo pesado que las rocas terrestres, lo contrario de lo que encontraron los científicos. En su lugar, es compatible con el modelo de la atmósfera del manto, que predice que las rocas lunares contienen más presencia del isótopo pesado que las rocas terrestres. Simulando el crecimiento de los planetas rocosos (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) en el seno del disco protoplanetario que se formó junto con nuestro Sol: Se trataba de un disco de gas y polvo en el que la aglomeración de las partículas sólidas en rocas progresivamente mayores acabó dando lugar a la formación de los cuerpos del sistema solar tal y como los observamos hoy

Estas simulaciones también se utilizaron para estudiar los efectos del gran impacto final que dio lugar a la formación de la Luna. Los investigadores encontraron una relación entre el momento del impacto y la cantidad de material que se incorporó a la Tierra tras la gran colisión. Gracias a esta relación, midiendo la masa que se depositó sobre nuestro planeta tras la colisión, se puede datar el momento del nacimiento de nuestro satélite.
¿Cómo medir la masa que cayó a la Tierra tras el gran impacto? Según estudios previos, esta masa puede estimarse a partir de la abundancia en la corteza terrestre de elementos altamente siderófilos (literalmente 'amantes del hierro'), esto es, elementos que tienen alta afinidad por el hierro en estado líquido. Son metales de alta densidad, como el oro, el platino, el rodio, el paladio y el iridio, que tienden a disolverse en el hierro líquido y a formar con él enlaces metálicos.
Los elementos siderófilos existían en la nebulosa presolar, pero no estaban presentes en la corteza de la Tierra primitiva, pues se precipitaron disueltos en el hierro hacia el interior del planeta en el momento de su formación, cuando la Tierra era un cuerpo hirviente, en estado de fusión. Estos elementos debieron terminar, ligados al hierro mediante enlaces metálicos, en una capa densa del núcleo terrestre.
Sin embargo, sorprendentemente, algunas pequeñas cantidades de elementos siderófilos se vuelven a encontrar hoy en la corteza terrestre. Sabemos que tales elementos son muy abundantes en algunos asteroides y ello lleva a pensar que los siderófilos presentes hoy en la superficie de la Tierra fueron aportados mediante caídas de meteoritos y todo tipo de colisiones de otros cuerpos del sistema solar con nuestro planeta. Naturalmente, la gran colisión que formó la Luna debió suponer el aporte más significativo de tales elementos a la corteza de la Tierra.
La abundancia de tales elementos en el manto terrestre puede servir para determinar la masa aportada por la Tierra en la gran colisión y esta masa, a su vez, determina el momento de la formación de la Luna. La abundancia de los elementos siderófilos puede ser por tanto considerada como una especie de reloj geoquímico que permite medir la edad de la Luna. Midiendo la abundancia de tales elementos en el manto terrestre se puede tener, por tanto, una medida del momento de la colisión en la que nació la Luna. En otras palabras, en la abundancia de los elementos siderófilos del manto terrestre quedó escrita la edad de la Luna. Sólo necesitamos tener habilidad para saber leerla
Siguiendo este método, se descarta, con un nivel de confianza del 99,9%, que la Luna se formase en el período de 40 millones de años que siguió a la formación de nuestro planeta, lo que rechaza completamente la idea más extendida hasta la fecha de que la Luna se había formado unos 30 millones de años después de la Tierra. En su lugar, el nuevo estudio sitúa el momento de formación de la Luna en unos 95 millones de años después de la formación de la Tierra.

Las nuevas simulaciones no solo tienen interés para el estudio del nacimiento de la Luna, también demuestran que Marte se formó muy rápidamente en el sistema protosolar, y en un tiempo relativamente corto, mientras que la Tierra se formó más tarde. Tales simulaciones pueden sin duda ayudar a comprender algunas propiedades sorprendentes de nuestro sistema planetario. Por ejemplo, las grandes diferencias existentes entre la Tierra y Venus, dos planetas rocosos llamados a ser gemelos por su masa y tamaño, pueden ser debidas a los momentos y lugares precisos de su formación

Un fuerte argumento a favor de la teoría del gran impacto está basado en las abundancias de los isótopos del oxígeno medidas en las rocas lunares recogidas por las misiones Apolo, pues tales abundancias son prácticamente iguales a las medidas en la Tierra. Sin embargo, esta teoría tiene dificultades para explicar algunas diferencias halladas entre la Tierra y la Luna para las abundancias de otros elementos y compuestos químicos.

En 2001, sin embargo, se descubrió que las composiciones isotópicas de diversos elementos presentes en rocas lunares y terrestres eran casi idénticas. Así, las rocas que los astronautas de las últimas misiones Apolo trajeron a principios de los 70 tenían la misma abundancia de los tres isótopos estables de oxígeno que las rocas terrestres. Se trataba, por tanto, de un resultado extraño al no hallar huellas del planeta que chocó con la Tierra. La posibilidad de que la composición isotópica de ese planeta fuera la misma que la de la Tierra era muy pequeña.

A partir de ahí, la teoría del gran impacto se modificó, y se propusieron dos escenarios para resolver la crisis. El primero sostenía que un choque de baja energía dejó a la prototierra y a la Luna en una atmósfera de silicatos. El segundo escenario, sostenía que el impacto fue muy violento, tanto, que hizo que se vaporizaran los cuerpos al chocar.

La Luna podría haberse formado por una serie de grandes impactos, en lugar de ser resultado de una colisión gigante única, lo que explicaría porque parece estar compuesta en su mayoría por material similar al de la Tierra y no por una mezcla de restos terrestres y de otro planeta. Esos impactos habrían puesto en órbita millones de toneladas de desechos que habrían terminado juntándose y formando el satélite que gira en torno a nosotros.
Se han realizado diversas simulaciones numéricas de grandes cuerpos planetarios impactando contra la Tierra mientras estaba en periodo de formación. En dichas simulaciones, los impactos produjeron discos de desechos, muchos de los cuales estarían formados en su mayor parte por material terrestre. Después de cada impacto los discos de desechos se acumulan para formar una pequeña luna que, según sugieren los autores, habría migrado para fusionarse con una Luna en crecimiento. Según el estudio habían sido necesarios unos 20 impactos de ese tipo en los que se formaba una pequeña luna para acabar formando el satélite terrestre. Este tipo de impactos entre la Tierra y otros cuerpos celestes grandes, capaces de crear pequeñas lunas, eran "lo suficientemente corrientes" en el interior del Sistema Solar como para crear la Luna.

Así, una Luna que se hubiera formado con varios impactos implica que el satélite se creó a lo largo de varios millones de años, en lugar de en un instante geológico. Es difícil poner en órbita un gran trozo de la Tierra de una sola vez para crear la Luna. Se puede hacer, pero requiere unas condiciones específicas que son muy raras.