Corteza (geología)
Capa sólida más externa de los cuerpos astronómicos

La estructura interna de la Tierra

En geología , la corteza es la capa sólida más externa de un planeta , planeta enano o satélite natural . Generalmente se distingue del manto subyacente por su composición química; sin embargo, en el caso de los satélites helados, se puede distinguir en función de su fase (corteza sólida frente a manto líquido).

Las cortezas de la Tierra , Mercurio , Venus , Marte , Ío , la Luna y otros cuerpos planetarios se formaron mediante procesos ígneos y luego fueron modificadas por la erosión , los cráteres de impacto , el vulcanismo y la sedimentación.

La mayoría de los planetas terrestres tienen cortezas bastante uniformes. Sin embargo, la Tierra tiene dos tipos distintos: corteza continental y corteza oceánica . Estos dos tipos tienen composiciones químicas y propiedades físicas diferentes y se formaron mediante procesos geológicos diferentes.

Tipos de corteza

Los geólogos planetarios dividen la corteza en tres categorías según cómo y cuándo se formó. [1]

Corteza primaria / corteza primordial

Esta es la corteza "original" de un planeta. Se forma a partir de la solidificación de un océano de magma. Hacia el final de la acreción planetaria , los planetas terrestres probablemente tenían superficies que eran océanos de magma. A medida que estos se enfriaron, se solidificaron y formaron corteza. [2] Esta corteza probablemente fue destruida por grandes impactos y se volvió a formar muchas veces a medida que la Era de los Bombardeos Pesados ​​se acercaba a su fin. [3]

La naturaleza de la corteza primaria aún es motivo de debate: se desconocen sus propiedades químicas, mineralógicas y físicas, así como los mecanismos ígneos que las formaron. Esto se debe a que es difícil de estudiar: ninguna parte de la corteza primaria de la Tierra ha sobrevivido hasta nuestros días. [4] Las altas tasas de erosión y reciclaje de la corteza de la Tierra a partir de la tectónica de placas han destruido todas las rocas con una antigüedad de más de 4 mil millones de años , incluida la corteza primaria que alguna vez tuvo la Tierra.

Sin embargo, los geólogos pueden obtener información sobre la corteza primaria estudiándola en otros planetas terrestres. Las tierras altas de Mercurio podrían representar corteza primaria, aunque esto es objeto de debate. [5] Las tierras altas de anortosita de la Luna son corteza primaria, formada como plagioclasa cristalizada a partir del océano de magma inicial de la Luna y flotando hasta la superficie; [6] sin embargo, es poco probable que la Tierra haya seguido un patrón similar, ya que la Luna era un sistema sin agua y la Tierra tenía agua. [7] El meteorito marciano ALH84001 podría representar la corteza primaria de Marte; sin embargo, nuevamente, esto es objeto de debate. [5] Al igual que la Tierra, Venus carece de corteza primaria, ya que todo el planeta ha sido renovado y modificado repetidamente. [8]

Corteza secundaria

La corteza secundaria se forma por la fusión parcial de materiales principalmente de silicato en el manto, y por lo tanto suele tener una composición basáltica . [1]

Este es el tipo de corteza más común en el Sistema Solar. La mayoría de las superficies de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte están formadas por corteza secundaria, al igual que los mares lunares . En la Tierra, la corteza secundaria se forma principalmente en los centros de expansión en medio de los océanos , donde el ascenso adiabático del manto provoca un derretimiento parcial.

Corteza terciaria

La corteza terciaria está más modificada químicamente que la primaria o la secundaria. Puede formarse de varias maneras:

  • Procesos ígneos: fusión parcial de la corteza secundaria, acompañada de diferenciación o deshidratación [5]
  • Erosión y sedimentación: sedimentos derivados de la corteza primaria, secundaria o terciaria.

El único ejemplo conocido de corteza terciaria es la corteza continental de la Tierra. Se desconoce si se puede decir que otros planetas terrestres tienen corteza terciaria, aunque las pruebas hasta ahora sugieren que no la tienen. Esto probablemente se deba a que se necesita tectónica de placas para crear la corteza terciaria, y la Tierra es el único planeta del Sistema Solar con tectónica de placas.

Corteza terrestre

Placas en la corteza terrestre

La corteza terrestre es una capa delgada en el exterior de la Tierra, que representa menos del 1% del volumen de la Tierra. Es el componente superior de la litosfera , una división de las capas de la Tierra que incluye la corteza y la parte superior del manto . [9] La litosfera está dividida en placas tectónicas que se mueven, lo que permite que el calor escape del interior de la Tierra al espacio. [10]

Corteza de la luna

Se cree que un protoplaneta teórico llamado " Theia " chocó con la Tierra en formación, y parte del material expulsado al espacio por la colisión se acrecentó para formar la Luna. A medida que se formaba la Luna, se cree que la parte exterior de la misma se fundió, un " océano de magma lunar ". El feldespato plagioclasa cristalizó en grandes cantidades a partir de este océano de magma y flotó hacia la superficie. Las rocas acumuladas forman gran parte de la corteza. La parte superior de la corteza probablemente promedia alrededor del 88% de plagioclasa (cerca del límite inferior del 90% definido para la anortosita ): la parte inferior de la corteza puede contener un mayor porcentaje de minerales ferromagnésicos como los piroxenos y el olivino , pero incluso esa parte inferior probablemente promedia alrededor del 78% de plagioclasa. [11] El manto subyacente es más denso y rico en olivino.

El espesor de la corteza oscila entre unos 20 y 120 km. La corteza del lado lejano de la Luna tiene en promedio unos 12 km más de espesor que la del lado cercano . Las estimaciones del espesor medio oscilan entre unos 50 y 60 km. La mayor parte de esta corteza rica en plagioclasa se formó poco después de la formación de la Luna, hace entre unos 4.500 y 4.300 millones de años. Quizás el 10% o menos de la corteza consiste en roca ígnea añadida después de la formación del material inicial rico en plagioclasa. Las mejor caracterizadas y más voluminosas de estas adiciones posteriores son los basaltos de mare formados entre unos 3.900 y 3.200 millones de años atrás. El vulcanismo menor continuó después de 3.200 millones de años, quizás tan recientemente como hace 1.000 millones de años. No hay evidencia de tectónica de placas .

El estudio de la Luna ha establecido que se puede formar una corteza en un cuerpo planetario rocoso significativamente más pequeño que la Tierra. Aunque el radio de la Luna es solo una cuarta parte del de la Tierra, la corteza lunar tiene un espesor promedio significativamente mayor. Esta gruesa corteza se formó casi inmediatamente después de la formación de la Luna. El magmatismo continuó después de que terminara el período de intensos impactos de meteoritos hace unos 3.900 millones de años, pero las rocas ígneas de menos de 3.900 millones de años constituyen solo una pequeña parte de la corteza. [12]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Hargitai, Henrik (2014). "Corteza (tipo)". Enciclopedia de formas terrestres planetarias . Springer Nueva York. págs. 1–8. doi :10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1. ISBN 9781461492139.
  2. ^ Chambers, John E. (2004). "Acreción planetaria en el Sistema Solar interior". Earth and Planetary Science Letters . 223 (3–4): 241–252. Código Bibliográfico :2004E&PSL.223..241C. doi :10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  3. ^ Taylor, Stuart Ross (1989). "Crecimiento de las cortezas planetarias". Tectonofísica . 161 (3–4): 147–156. Bibcode :1989Tectp.161..147T. doi :10.1016/0040-1951(89)90151-0.
  4. ^ Van Kranendonk, Martín; Herrerías, RH; Bennett, Vickie C. (2007). Las rocas más antiguas de la Tierra (1ª ed.). Ámsterdam: Elsevier . ISBN 9780080552477.OCLC 228148014  .
  5. ^ abc Taylor, Stuart Ross; McLennan, Scott M. (2009). Cortezas planetarias: su composición, origen y evolución . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . ISBN 978-0521841863.OCLC 666900567  .
  6. ^ Taylor, GJ (1 de febrero de 2009). "Corteza lunar antigua: origen, composición e implicaciones". Elements . 5 (1): 17–22. Bibcode :2009Eleme...5...17T. doi :10.2113/gselements.5.1.17. ISSN  1811-5209. S2CID  17684919.
  7. ^ Albarède, Francisco; Blichert-Toft, Janne (2007). "El destino dividido de la Tierra primitiva, Marte, Venus y la Luna". Comptes Rendus Geociencias . 339 (14–15): 917–927. Código Bib : 2007CRGeo.339..917A. doi :10.1016/j.crte.2007.09.006.
  8. ^ Venus II: geología, geofísica, atmósfera y entorno del viento solar . Bougher, SW (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, RJ (Roger J.), 1940–. Tucson, Arizona: University of Arizona Press . 1997. ISBN 9780816518302.OCLC 37315367  .{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: otros ( enlace )
  9. ^ Robinson, Eugene C. (14 de enero de 2011). «El interior de la Tierra». Servicio Geológico de Estados Unidos . Consultado el 30 de agosto de 2013 .
  10. ^ "El calor interno de la Tierra".
  11. ^ Wieczorek, MA y Zuber, MT (2001), "La composición y el origen de la corteza lunar: restricciones de los picos centrales y el modelado del espesor de la corteza", Geophysical Research Letters , 28 (21): 4023–4026, Bibcode :2001GeoRL..28.4023W, doi : 10.1029/2001GL012918 , S2CID  28776724
  12. ^ Herald Hiesinger y James W. Head III (2006). "Nuevas visiones de la geociencia lunar: Introducción y descripción general" (PDF) . Reseñas en mineralogía y geoquímica . 60 (1): 1–81. Código Bibliográfico :2006RvMG...60....1H. doi :10.2138/rmg.2006.60.1. Archivado desde el original (PDF) el 24 de febrero de 2012.
  • Condie, Kent C. (1989). "Origen de la corteza terrestre". Paleogeografía, Paleoclimatología, Paleoecología (Sección de Cambio Global y Planetario) . 75 (1–2): 57–81. Bibcode :1989PPP....75...57C. doi :10.1016/0031-0182(89)90184-3.
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