3. Introducción al estudio de la geología#
Fig. 3.1 Fotografía del Planeta Tierra tomada por Harrison Schmitt / Apollo 17, Diciembre 1972#
3.1. ¿Que es Geología?#
La palabra Geología proviene del griego “geo”, que significa Tierra, y “logia”, que significa estudio. Por lo tanto, la Geología es el estudio de la Tierra, su composición, estructura y los procesos que la han formado a lo largo del tiempo.
La geología se estudia junto con otras ciencias tales como la biología, la química y la física, ya que estas disciplinas proporcionan un contexto importante para comprender los procesos geológicos.
3.2. Historia de la Geología#
3.2.1. Época antigua y medieval#
Primeros escritos sobre temas como fósiles, gemas, terremotos y volcanes fueron hecho por los griegos, hace más de 2.300 años.
Arístoteles (384 - 322 a.C.) realizó opiniones arbitrarias sobre las rocas creada bajo la “influencia” de las estrellas y que los terremotos se originan cuando el aire se agita en el interior de la Tierra. Observó peces fósiles y decía que muchos de estos peces viven en la tierra inmóviles y se encuentran al excavar.
Teofrasto (371 - 287 a.C.), un discípulo de Aristóteles, es considerado el “padre de la mineralogía”. Escribió sobre las propiedades de los minerales y las rocas, y su obra “Sobre las piedras” es uno de los primeros tratados de mineralogía.
Edad Media (Siglos V - XV):
Conocimiento geológico limitado por la influencia religiosa.
Los minerales se clasificaban según propiedades mágicas o medicinales.
Avicena (980–1037) en el mundo islámico escribió El Libro de la curación, con ideas sobre fósiles y erosión.
Tomás de Aquino (1225–1274) también abordó temas geológicos, aunque desde una perspectiva filosófica y teológica.
3.2.2. Renacimiento (Siglos XV - XVII)#
Resurgimiento de la observación directa y de la experimentación.
Leonardo Da Vinci (1452–1519):
Realizó estudios sobre la formación de fósiles y la erosión.
Observó la relación entre la geología y la paleontología.
Georgius Agricola (1494–1555):
Padre de la mineralogía y geología aplicada.
Obra De re metallica (1556) sobre minería y metalurgia.
De natura fossilium (1546), primera clasificación sistemática de minerales.
La cartografía y los viajes de exploración impulsaron el interés por describir montañas, suelos y recursos naturales.
3.2.3. Siglo XVII#
Nicolás Steno (1638–1686):
Propuso los principios básicos de la estratigrafía: superposición, horizontalidad original y continuidad lateral.
Estableció que los fósiles eran restos de seres vivos.
Fig. 3.2 Nicolás Steno (1638–1686), considerado el padre de la estratigrafía.#
Inicio del método científico en geología: observación → hipótesis → demostración.
3.2.4. Siglos XVIII y XIX#
Ocurren debates entre escuelas del pensamientos:
Plutonismo:
Propone que las rocas ígneas se forman a partir de procesos de fusión y cristalización del magma.
Defiende que el calor interno de la Tierra es el principal motor de los procesos geológicos.
Neptunismo:
Propone que las rocas sedimentarias se forman a partir de la precipitación de minerales en el agua.
Defiende que los procesos acuáticos son los principales responsables de la formación de las rocas.
James Hutton (1726–1797):
“Padre de la geología moderna”.
Obra Theory of the Earth (1795).
Fundador del uniformismo: “El presente es la clave del pasado”.
Procesos lentos han operado durante millones de años para formar el paisaje actual.
Fig. 3.3 James Hutton (1726–1797), considerado el padre de la geología moderna.#
Georges Cuvier (1769–1832):
Introdujo el concepto de catastrofismo: La Tierra tiene 4.000 años.
Propuso la teoría de las catástrofes (inundaciones, terremotos y explosiones volcánicas) para explicar extinciones masivas.
Charles Lyell (1797–1875):
Autor de Principles of Geology: ataca prejuicios teológicos con respecto a la edad de la Tierra.
Difundió el uniformismo y consolidó la geología como ciencia.
Fig. 3.4 Charles Lyell (1797–1875)#
William Smith (1769–1839):
Elaboró el primer mapa geológico de Inglaterra.
Principio de “Sucesión de Faunas”: las capas de roca contienen fósiles en un orden específico, lo que permite datar las formaciones geológicas.
Avances en paleontología, geología histórica y cartografía geológica.
A mediados del siglo XVIII, algunos estudiosos observaban con curiosidad extensas áreas del mundo cubiertas por lechos de roca que, evidentemente fueron en otros tiempos, materia fundida que fluyó debido a su alto calor.
¿Sería posible que gran parte de la superficie del planeta se hubiera formado por rocas incandescentes?.
Notaron además que el deshielo producía la disgregación de las rocas, que las temperaturas alteraban su superficie y que las corrientes de agua abrían canales en las laderas de las montañas y en las planicies.
¿Sería posible que valles enteros se hubieran formado por materiales arrastrados desde las montañas y depositados en los cambios de pendiente?.
¿Podrían los ríos, lagos y mares formar extensas capas rocosas endurecidas a partir de sedimentos de roca y precipitados químicos?.
¿Sería posible que el movimiento de la corteza terrestre elevara el fondo de los mares para formar cordilleras en cuyos núcleos se encontraron fósiles marinos?. Todas estas preguntas y muchas más, hicieron que la geología se desarrollara rápidamente durante el siglo XIX.
3.2.5. Siglo XX#
Al empezar el siglo XX, muchos geólogos habían calculado aproximadamente la edad de la tierra, pero con el avance de la astronomía y de la posibilidad de ver el espacio exterior con grandes telescopios, se pudo calcular que el sol y los astros han estado quemando hidrogeno desde hace quince mil millones de años. Por lo tanto la Tierra debe haber necesitado cinco mil millones de años para llegar a su estado actual. “El secreto de la Tierra es el Tiempo”.
Desarrollo de nuevas técnicas y teorías fundamentales:
Teoría de la deriva continental (Alfred Wegener, 1912).
Avances en estratigrafía y datación radiométrica.
Décadas de 1960: consolidación de la Tectónica de Placas, que unificó la geología.
Fig. 3.5 Teoría de la Deriva Continental (Alfred Wegener, 1912). Tomado de educa#
3.2.6. Siglo XXI#
Geología integrada con tecnología digital:
Uso de SIG (Sistemas de Información Geográfica), sensores remotos y modelado 3D.
Datos satelitales y big data en geociencias.
Énfasis en problemas globales:
Cambio climático, gestión de riesgos naturales (terremotos, volcanes, deslizamientos), recursos sostenibles.
Estudios interdisciplinares entre geología, biología y ciencias ambientales.
Geología planetaria: estudio de Marte, la Luna y otros cuerpos celestes.
3.3. Campos de estudio de la geología#
Aspectos más importantes que estudia esta ciencia:
La conformación de la tierra como un sistema compuesto de subsistemas interrelacionados: litósfera, atmósfera, hidrosfera y biosfera.
La Historia de La Tierra incluyendo la historia de la vida.
Los materiales que componen la Tierra: rocas, minerales, suelos y agua.
Los procesos geológicos que modelan la Tierra: erosión, sedimentación, tectónica de placas.
En el diario vivir el geólogo se especializa en:
Extracción de recursos naturales: petróleo, gas, minerales.
Evaluación de riesgos geológicos: terremotos, volcanes, movimientos en masa.
Gestión de recursos hídricos y suelos.
Investigación y conservación del patrimonio geológico.
3.4. Origen del Sistema Solar#
¿Cómo pasamos de una nube de gas y polvo en el espacio a tener el Sol, planetas, lunas y asteroides?
La explicación más aceptada hoy es la Hipótesis Nebular: el Sistema Solar nació hace ~4.6 mil millones de años a partir del colapso de una nube interestelar (nebulosa) que giraba lentamente. Al colapsar, la mayor parte del material formó el Sol y el resto se aplanó en un disco protoplanetario donde nacieron los planetas.
3.4.1. 1. De la nube al disco#
Colapso de la nube: Una porción de una nebulosa (gas y polvo) empezó a contraerse por gravedad. Un detonante posible es la onda de choque de una supernova cercana que comprimió la nube y disparó el colapso.
Disco protoplanetario: Al contraerse, la nube giratoria se aplanó por conservación del momento angular, formando un disco alrededor de una protoestrella en el centro. Estos discos se observan hoy alrededor de estrellas jóvenes; no es solo teoría.
3.4.2. 2. Nacimiento del Sol y “semillas” sólidas#
Proto-Sol y encendido: La materia que cae al centro aumenta presión y temperatura hasta iniciar la fusión nuclear: nace el Sol. El disco que queda contiene gas, hielo y polvo.
Primeros sólidos (CAIs y cóndrulos): En el disco, los primeros sólidos que se formaron son las inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAIs) y, poco después, los cóndrulos. Dataciones precisas de meteoritos sitúan los CAIs en 4567.3 ± 0.16 Ma, una marca temporal del inicio del Sistema Solar.
3.4.3. 3. Del polvo a los planetas#
Polvo → guijarros → planetesimales: Las partículas chocan y se adhieren; crecen a tamaños de centímetros a kilómetros (planetesimales). Procesos colectivos del gas y el polvo en el disco (p.ej., inestabilidades y zonas de presión) favorecen el crecimiento.
Planetesimales → protoplanetas: La gravedad de los cuerpos mayores acelera la acreción (bolas de nieve gravitacionales). En la región interna, secos y rocosos (Mercurio–Marte); en la externa, abundan hielos y gas (gigantes).
Migración planetaria: Los planetas gigantes pueden migrar por interacción con el gas y con enjambres de planetesimales, reorganizando órbitas (p.ej., Grand Tack, Nice). Estas ideas ayudan a explicar la arquitectura del Sistema Solar y del cinturón de asteroides.
3.4.4. 4. ¿Qué evidencias tenemos?#
Meteoritos primitivos (condritas): Conservan CAIs y cóndrulos con edades que fechan el inicio del Sistema Solar.
Discos observados por ALMA: Anillos, huecos y estructuras donde el polvo se concentra; coherente con crecimiento de planetas.
Modelos y simulaciones: Escenarios con migración de gigantes reproducen mejor la distribución actual de objetos.
3.4.5. 5. Línea de tiempo#
4.6 Ga: Colapso de la nebulosa; CAIs marcan el tiempo cero del Sistema Solar.
4.5–4.0 Ga: Formación de planetas; la Tierra se diferencia; primeros océanos (etapa Hádica/Arcaica temprana).
Nota: episodios de “bombardeo tardío” son tema de investigación; su intensidad y duración se debaten.
Fig. 3.6 Del colapso de una nube al disco: la gravedad concentra el material (proto-Sol) y el resto se aplana en un disco giratorio. Tomado de#
3.5. Origen del Planeta Tierra#
La Tierra se formó hace ~4.5–4.6 miles de millones de años (Ga) a partir del material del disco protoplanetario que rodeaba al Sol joven. El proceso combinó acreción (choques y agregación de cuerpos cada vez mayores), calentamiento interno y diferenciación (separación por densidades) hasta producir un planeta con núcleo metálico, manto y corteza.
3.5.1. 1. Etapa inicial: aglomeración y calentamiento#
¿Qué ocurrió?
Pequeños cuerpos ricos en silicatos y metal, llamados planetesimales, chocaban entre sí y con el embrión terrestre. Ese bombardeo aportó masa y energía.
Principales fuentes de calor:
Acreción (impactos): la energía cinética de choques a altísimas velocidades se transformó en calor dentro del planeta en crecimiento.
Compresión gravitacional: al aumentar la masa, la gravedad comprime el interior y libera energía adicional.
Desintegración radiactiva: isótopos como Uranio (U), Torio (Th) y Potasio-40 (K-40) se desintegran y liberan calor de forma continua a lo largo de millones de años.
Fig. 3.7 Acreción y calor interno: impactos, compresión y radiactividad elevan la temperatura del planeta en crecimiento. Tomado de astronomy.com#
3.5.2. 2. Calentamiento e “inversión” del planeta: el hierro se hunde#
A medida que sube la temperatura, parte del interior se funde. El hierro (más denso) se separa del silicato y “llueve” hacia el centro como gotas metálicas que liberan energía gravitacional al hundirse. Así se forma el núcleo (externo líquido y, más tarde, interno sólido), mientras el material más liviano queda por encima.
Eventos probables que intensificaron el calentamiento:
Océanos de magma: el calor acumulado e impactos gigantes (incluida la colisión que formó la Luna) pudieron fundir buena parte del manto temprano.
Impacto gigante (Theia): además de generar la Luna, habría re-fundido la superficie y favorecido la diferenciación.
Fig. 3.8 Esquema que ilustra la migración del hierro fundido hacia el núcleo de la tierra en formación. Una tercera parte de la masa de la tierra está compuesta de hierro. Tomado de#
3.5.3. 3. Diferenciación planetaria y primeras cortezas#
Con el interior muy caliente, se establece un océano de magma en el manto superior (decenas a ~100 km o más). Al enfriarse:
Cristalizan minerales menos densos que ascienden y forman corteza primitiva (basáltica al inicio).
Empieza la convección del manto (material caliente asciende, frío desciende), clave para la tectónica y la evolución térmica.
Se desgasifica el interior: vapor de agua, CO₂, N₂ y otros gases construyen la atmósfera temprana. Cuando la superficie se enfría lo suficiente, el vapor condensa y se forman océanos tempranos.
3.5.4. Evidencia temprana de agua y corteza:#
Cristales de circones muy antiguos (∼4.4 Ga) preservan firmas isotópicas compatibles con interacción con agua líquida y corteza félsica temprana.
3.5.5. ¿De dónde vino el agua de la Tierra?#
Hoy se propone un origen mixto:
Parte “local”: materiales del Sistema Solar interno (p. ej., meteoritos tipo condritas enstatita) pudieron aportar hidrógeno y oxígeno suficientes para generar agua durante la acreción y la diferenciación.
Parte “externa” (aporte tardío): algunos asteroides/cometas contribuyeron más tarde (el llamado “late veneer”).
Nota: es probable que el agua tenga múltiples fuentes y que su proporción sea tema de investigación activa.
3.5.6. Ideas clave#
La Tierra se armó por acreción; el calor de impactos, compresión y radiactividad la llevó a fundirse en parte.
La diferenciación separó un núcleo metálico denso y una corteza más ligera; la convección del manto arrancó muy temprano.
La atmósfera y los océanos se originaron por desgasificación y aportes de volátiles; el agua probablemente tiene orígenes mixtos.
3.5.7. Referencias y lecturas recomendadas (Divulgativas)#
NASA – How did our Solar System form? (visión general de acreción y discos).
Connelly et al. (2012), Science – Edad de CAIs (marca el inicio del Sistema Solar).
Yin et al. (2002), Nature / Jacobsen (2005), AREPS – Cronometría Hf-W (ritmos de acreción y formación del núcleo).
Elkins-Tanton (2012), Annual Review – Océanos de magma y diferenciación.
NASA – Moon Formation (impacto gigante, océano de magma lunar y analogías para la Tierra).
Wilde et al. (2001) / Valley et al. (2014) – Zircones ~4.4 Ga (corteza temprana y posible agua).
Piani et al. (2020), Science – Condritas enstatita y agua “local”; debates recientes sobre el origen del agua.