Diferencia entre revisiones de «Corteza (geología)»
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En [[geología]], la '''corteza''' es la capa sólida más externa de un [[planeta]] [[Planeta terrestre|rocoso]], [[Planeta enano|planeta enano]] o [[Satélite natural|satélite natural]] . Normalmente se distingue del [[Manto terrestre|manto]] subyacente por su composición química; sin embargo, en el caso de satélites helados, puede distinguirse según su fase (corteza sólida frente a manto líquido). |
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Las costras de la [[Tierra]], la [[Luna]], [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], [[Venus (planeta)|Venus]], [[Marte (planeta)|Marte]], [[Ío (satélite)|Io]] y otros cuerpos planetarios se formaron a través de procesos [[Roca ígnea|ígneos]] y luego se modificaron por [[erosión]], [[Cráter de impacto|cráteres por impacto]], volcanismo y sedimentación. |
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La mayoría de los planetas terrestres tienen costras bastante uniformes. La Tierra, sin embargo, tiene dos tipos distintos: [[Corteza continental|corteza continental]] y [[Corteza oceánica|corteza oceánica]]. Estos dos tipos tienen diferentes composiciones químicas y propiedades físicas, y se formaron mediante diferentes procesos geológicos. |
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== Tipos de corteza == |
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Los geólogos planetarios dividen la corteza en tres categorías, según cómo y cuándo se formaron.<ref name="Hargitai 2014 1–8">{{Cita libro|apellidos=Hargitai|nombre=Henrik|título=Encyclopedia of Planetary Landforms|fecha=2014|editorial=Springer New York|isbn=9781461492139|doi=10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1|páginas=1–8|idioma=en|capítulo=Crust (Type)}}</ref> |
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=== Corteza primaria/corteza primordial === |
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Esta es la corteza "original" de un planeta. Se forma a partir de la solidificación de un océano de magma. Hacia el final de [[Formación y evolución del sistema solar|la acumulación planetaria]], los planetas terrestres probablemente tenían superficies que eran océanos de magma. A medida que se enfriaban, se solidificaban hasta formar una costra.<ref>{{Cita publicación|url=http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0012821X04002791|título=Planetary accretion in the inner Solar System|apellidos=Chambers|nombre=John E.|publicación=Earth and Planetary Science Letters|volumen=223|número=3–4|páginas=241–252|bibcode=2004E&PSL.223..241C|doi=10.1016/j.epsl.2004.04.031|año=2004}}</ref> Esta corteza probablemente fue destruida por grandes impactos y se reformó muchas veces a medida que la [[Formación y evolución del sistema solar|Era de los Bombardeos Pesados se]] acercaba a su fin.<ref>{{Cita publicación|título=Growth of planetary crusts|apellidos=Taylor|nombre=Stuart Ross|publicación=Tectonophysics|volumen=161|número=3–4|páginas=147–156|bibcode=1989Tectp.161..147T|doi=10.1016/0040-1951(89)90151-0|año=1989}}</ref> |
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La naturaleza de la corteza primaria todavía se discute: sus propiedades químicas, mineralógicas y físicas son desconocidas, al igual que los mecanismos ígneos que los formaron. Esto se debe a que es difícil de estudiar: nada de la corteza primaria de la Tierra ha sobrevivido hasta hoy.<ref>{{Cita libro|título=Earth's oldest rocks|fecha=2007|editorial=Elsevier|isbn=9780080552477|ubicación=Amsterdam|edición=1st|oclc=228148014|otros=Van Kranendonk, Martin., Smithies, R. H., Bennett, Vickie C.}}</ref> Las altas tasas de erosión de la Tierra y el reciclaje de la corteza de la tectónica de placas ha destruido [[Oldest dated rocks|todas las rocas con más de 4.000 millones de años]], incluida la corteza primaria que una vez tuvo la Tierra. |
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Sin embargo, los geólogos pueden obtener información sobre la corteza primaria al estudiarla en otros planetas terrestres. Las tierras altas de Mercurio podrían representar la corteza primaria, aunque esto se debate.<ref name=":0">{{Cita libro|apellidos=1925–|nombre=Taylor, Stuart Ross|título=Planetary crusts : their composition, origin and evolution|fecha=2009|editorial=Cambridge University Press|isbn=978-0521841863|ubicación=Cambridge, UK|oclc=666900567|otros=McLennan, Scott M.}}</ref> Las [[Geología de la Luna|tierras altas]] [[Anortosita|anortitas]] de la Luna son corteza primaria, formada como [[plagioclasa]] cristalizada fuera del océano de magma inicial de la Luna y flotando hasta la cima;<ref>{{Cita publicación|url=https://pubs.geoscienceworld.org/elements/article/5/1/17-22/137792|título=Ancient Lunar Crust: Origin, Composition, and Implications|apellidos=Taylor|nombre=G. J.|fecha=2009-02-01|publicación=Elements|volumen=5|número=1|páginas=17–22|idioma=en|issn=1811-5209|doi=10.2113/gselements.5.1.17}}</ref> sin embargo, es poco probable que la Tierra siguiera un patrón similar, ya que la Luna era un sistema sin agua y la Tierra tenía agua.<ref>{{Cita publicación|título=The split fate of the early Earth, Mars, Venus, and Moon|apellidos=Albarède|nombre=Francis|apellidos2=Blichert-Toft|nombre2=Janne|publicación=Comptes Rendus Geoscience|volumen=339|número=14–15|páginas=917–927|bibcode=2007CRGeo.339..917A|doi=10.1016/j.crte.2007.09.006|año=2007}}</ref> El [[Meteorito marciano|meteorito marciano]] [[ALH84001]] podría representar la corteza primaria de Marte; Sin embargo, de nuevo, esto se debate.<ref name=":0" /> Al igual que la Tierra, Venus carece de corteza primaria, ya que todo el planeta ha sido resurgido y modificado repetidamente.<ref>{{Cita libro|título=Venus II—geology, geophysics, atmosphere, and solar wind environment|fecha=1997|editorial=University of Arizona Press|isbn=9780816518302|ubicación=Tucson, Ariz.|oclc=37315367|otros=Bougher, S. W. (Stephen Wesley), 1955–, Hunten, Donald M., Phillips, R. J. (Roger J.), 1940–}}</ref> |
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=== Corteza secundaria === |
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La corteza secundaria se forma por [[Fusión parcial|fusión parcial]] de los materiales de silicato en el manto, y por lo tanto es generalmente de composición basáltica.<ref name="Hargitai 2014 1–8">{{Cita libro|apellidos=Hargitai|nombre=Henrik|título=Encyclopedia of Planetary Landforms|fecha=2014|editorial=Springer New York|isbn=9781461492139|doi=10.1007/978-1-4614-9213-9_90-1|páginas=1–8|idioma=en|capítulo=Crust (Type)}}</ref> |
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Este es el tipo de corteza más común en el Sistema Solar. La mayoría de las superficies de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte comprenden una corteza secundaria, al igual que la [[Mar lunar|maria lunar]]. En la Tierra, vemos una corteza secundaria que se forma principalmente en [[Dorsal mediooceánica|los centros de propagación]] en [[Dorsal mediooceánica|medio del océano]], donde el aumento [[Proceso adiabático|adiabático]] del manto provoca una fusión parcial. |
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=== Corteza terciaria === |
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La corteza terciaria está más modificada químicamente que la primaria o la secundaria. Puede formarse de varias maneras: |
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* Procesos ígneos: fusión parcial de la corteza secundaria, junto con la diferenciación o deshidratación<ref name=":0">{{Cita libro|apellidos=1925–|nombre=Taylor, Stuart Ross|título=Planetary crusts : their composition, origin and evolution|fecha=2009|editorial=Cambridge University Press|isbn=978-0521841863|ubicación=Cambridge, UK|oclc=666900567|otros=McLennan, Scott M.}}</ref> |
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* Erosión y sedimentación: sedimentos derivados de la corteza primaria, secundaria o terciaria |
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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 la evidencia hasta ahora sugiere que no lo tienen. Esto es probable porque la tectónica de placas es necesaria para crear la corteza terciaria, y la Tierra es el único planeta en nuestro Sistema Solar con tectónica de placas. |
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== La corteza terrestre == |
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=== Estructura === |
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[[Archivo:Plates_tect2_en.svg|miniaturadeimagen|350x350px| Placas en la corteza de la tierra. ]] |
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La corteza 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 terrestre|manto]].<ref>{{Cita web|url=http://pubs.usgs.gov/gip/interior/|título=The Interior of the Earth|fechaacceso=August 30, 2013|autor=Robinson|nombre=Eugene C.|fecha=January 14, 2011|editorial=[[U.S. Geological Survey]]}}</ref> La litosfera se rompe en placas tectónicas que se mueven, permitiendo que el calor escape del interior de la Tierra al espacio. |
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La corteza se encuentra en la parte superior del [[Manto terrestre|manto]], una configuración que es estable porque el manto superior está hecho de [[peridotita]] y, por lo tanto, es significativamente más densa que la corteza. El límite entre la corteza y el manto se coloca convencionalmente en la [[Discontinuidad de Mohorovičić|discontinuidad de Mohorovičić]], un límite definido por un contraste en la velocidad [[Sismología|sísmica]]. {{World geologic provinces}} La corteza de la Tierra es de dos tipos distintivos: |
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# [[Corteza oceánica|Oceánico]]: {{Convertir|5|km|mi|0}} a {{Convertir|10|km|mi|0}} gruesa<ref><div> [http://www.eoearth.org/article/Structure_of_the_Earth Estructura de la tierra] . La Enciclopedia de la Tierra. 3 de marzo de 2010 </div></ref> y compuesta principalmente de [[Máfico|rocas]] más densas y [[Máfico|máficas]], como el [[basalto]], la [[Diabasa|diabetes]] y el [[gabro]]. |
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# [[Corteza continental|Continental]]: {{Convertir|30|km|mi|-1}} a {{Convertir|50|km|mi|-1}} gruesas y en su mayoría compuestas por rocas menos densas, más [[Félsico|felsicas]], como el [[granito]]. |
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Debido a que tanto la corteza continental como la oceánica son menos densas que el manto de abajo, ambos tipos de corteza [[Isostasia|"flotan" sobre el manto]]. Esto es isostasia, y también es una de las razones por las que la corteza continental es más alta que la oceánica: la continental es menos densa y por eso "flota" más arriba. Como resultado, las piscinas de agua en la corteza oceánica, formando los océanos. |
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La temperatura de la corteza aumenta con la profundidad, <ref><div>{{cite EB1911|wstitle=Boring|volume=4|page=251|first=Robert|last=Peele}} </div></ref> alcanzando valores generalmente en el rango de aproximadamente {{Convertir|200|°C|°F}} a {{Convertir|400|°C|°F}} en el límite con el manto subyacente. La temperatura aumenta hasta 30°C por cada kilómetro localmente en la parte superior de la corteza, pero el [[Gradiente geotérmico|gradiente geotérmico]] es más pequeño en la corteza más profunda.<ref>[http://www.channel4.com/science/microsites/S/science/nature/journey.html Earth]. Channel4.com. Retrieved on 2011-12-13.{{Enlace roto}}</ref> |
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=== Composición === |
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[[Archivo:Elemental_abundances.svg|derecha|miniaturadeimagen|500x500px| Abundancia (fracción atómica) de los elementos químicos en la corteza continental superior de la Tierra en función del número atómico. Los elementos más raros de la corteza (que se muestran en amarillo) no son los más pesados, sino que son los elementos siderófilos (amantes del hierro) en la [[Clasificación geoquímica de Goldschmidt|clasificación]] de elementos de [[Clasificación geoquímica de Goldschmidt|Goldschmidt]] . Estos se han agotado al ser reubicados más profundamente en el núcleo de la Tierra. Su abundancia en materiales [[Meteoroide|meteoroides]] es mayor. Además, el telurio y el selenio se han agotado de la corteza debido a la formación de hidruros volátiles. ]] |
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La corteza continental tiene una composición promedio similar a la de la [[andesita]].<ref>R. L. Rudnick and S. Gao, 2003, Composition of the Continental Crust. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 1–64 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford {{ISBN|0-08-043751-6}}</ref> Los [[Mineral|minerales]] más abundantes en [[Corteza continental|la corteza continental de la]] [[Tierra]] son los [[Feldespato|feldespatos]], que constituyen aproximadamente el 41% de la corteza en peso, seguidos por el [[cuarzo]] al 12% y los [[Piroxeno|piroxenos]] al 11%.<ref>{{Cita libro|apellidos=Anderson|nombre=Robert S.|título=Geomorphology: The Mechanics and Chemistry of Landscapes|url=https://books.google.com/books?id=hDt5A2-km_wC|año=2010|editorial=[[Cambridge University Press]]|isbn=978-1-139-78870-0|página=187|apellidos2=Anderson|nombre2=Suzanne P.}}</ref> La corteza continental está enriquecida en [[Incompatible element|elementos incompatibles]] en comparación con la corteza del océano [[Basalto|basáltico]] y muy enriquecida en comparación con el manto subyacente. Aunque la corteza continental comprende solo alrededor del 0,6 por ciento en peso del silicato en la Tierra, contiene del 20% al 70% de los elementos incompatibles. {{col-begin|width=auto}} |
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{| class="wikitable" cellpadding="5" style="margin:auto;min-height:320px;" |
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|- |
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! scope="col" style="width:100px;" rowspan="1.5"| Most Abundant Elements of Earth's Crust |
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! scope="col" style="width:100px;" colspan="1.5"| Approximate % by weight |
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| O || 46.6 |
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| Si || 27.7 |
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| Al || 8.1 |
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|- |
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| Fe || 5.0 |
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| Ca || 3.6 |
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|- |
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| Na || 2.8 |
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|- |
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| K || 2.6 |
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|- |
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| Mg || 1.5 |
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|} |
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{| class="wikitable" cellpadding="5" style="margin:auto;min-height:320px;" |
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|- |
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!Oxide!!Percent |
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|- |
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|[[Quartz|SiO<sub>2</sub>]] |
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|60.6 |
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|- |
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|[[Corundum|Al<sub>2</sub>O<sub>3</sub>]] |
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|15.9 |
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|- |
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|[[Calcium oxide|CaO]] |
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|6.4 |
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|- |
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|[[Magnesium oxide|MgO]] |
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|4.7 |
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|- |
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|[[Sodium oxide|Na<sub>2</sub>O]] |
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|3.1 |
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|- |
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|[[Iron (element)|Fe]] as [[FeO]] |
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|6.7 |
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|- |
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|[[Potassium oxide|K<sub>2</sub>O]] |
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|1.8 |
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|- |
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|[[Titanium dioxide|TiO<sub>2</sub>]] |
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|0.7 |
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|- |
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|[[Phosphorus pentoxide|P<sub>2</sub>O<sub>5</sub>]] |
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|0.1 |
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|} |
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{{col-break}} |
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{{col-end}} Todos los demás componentes, excepto el agua, se presentan solo en cantidades muy pequeñas y suman menos del 1%. Las estimaciones de la densidad promedio para la corteza superior varían entre 2.69 y 2.74 g/cm<sup>3</sup> y para la corteza inferior entre 3.0 y 3.25 g/cm<sup>3</sup>. <ref name="amonline">{{Cita web|url=http://australianmuseum.net.au/Structure-and-composition-of-the-Earth/|título=Structure and composition of the Earth|fechaacceso=2007-09-14|editorial=Australian Museum Online}}</ref> |
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=== Formación y evolución === |
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La Tierra se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años a partir de un disco de polvo y gas que orbita alrededor del Sol recién formado. Se formó a través de la acreción, donde los planetesimales y otros cuerpos rocosos más pequeños chocaron y se atoraron, creciendo gradualmente en un planeta. Este proceso generó una enorme cantidad de calor, lo que provocó que la Tierra primitiva se fundiera por completo. A medida que la acumulación planetaria se desaceleraba, la Tierra comenzó a enfriarse, formando su primera corteza, denominada corteza primaria o primordial.<ref name="uopp">{{Cita libro|apellidos=Erickson|nombre=Jon|título=Historical Geology: Understanding Our Planet's Past|url=https://books.google.com.au/books?id=EIrwxgpc9GsC|fechaacceso=28 September 2017|año=2014|editorial=[[Infobase Publishing]]|isbn=978-1438109640|página=8}}</ref> Esta corteza probablemente fue destruida repetidamente por grandes impactos, luego se reformó del océano de magma que dejó el impacto. Nada de la corteza primaria de la Tierra ha sobrevivido hasta hoy; todo fue destruido por la erosión, los impactos y la tectónica de placas en los últimos miles de millones de años. |
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Desde entonces, la Tierra ha ido formando corteza secundaria y terciaria. La corteza secundaria se forma en los centros de expansión del océano medio, donde la fusión parcial del manto subyacente produce magmas basálticos y nuevas formas de corteza del océano. Este "empuje de la cresta" es una de las fuerzas impulsoras de la tectónica de placas, y está creando constantemente nueva corteza oceánica. Eso significa que la vieja corteza debe ser destruida en algún lugar, por lo que, frente a un centro en expansión, generalmente hay una zona de subducción: una zanja donde una placa oceánica está siendo empujada de nuevo al manto. Este proceso constante de crear una nueva corteza oceánica y destruir la vieja corteza oceánica significa que la corteza oceánica más antigua de la Tierra hoy en día tiene solo unos 200 millones de años. |
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En contraste, la mayor parte de la corteza continental es mucho más antigua. Las rocas de la corteza continental más antiguas de la Tierra tienen edades en el rango de aproximadamente 3.7 a 4.28 millones de años<ref>{{Cita noticia|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7639024.stm|título=Team finds Earth's 'oldest rocks'|fecha=2008-09-26|fechaacceso=2010-03-27}}</ref><ref>P. J. Patchett and S. D. Samson, 2003, Ages and Growth of the Continental Crust from Radiogenic Isotopes. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 321–348 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford {{ISBN|0-08-043751-6}}</ref> y se han encontrado en el [[Narryer Gneiss Terrane]] en [[Australia Occidental]], en el [[Gneis Acasta|Acasta Gneiss]] en los [[Territorios del Noroeste]] en el [[Escudo Canadiense|Canadian Shield]], y en otras regiones cratónicas como las del [[Escudo báltico|Fennoscandian Shield]] . En el [[Narryer Gneiss Terrane]] se ha encontrado algo de [[Zircón|circón]] con una edad de 4,3 mil millones de años. |
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La edad promedio de la corteza continental actual de la Tierra se ha estimado en alrededor de 2.0 mil millones de años <ref>A. I. S. Kemp and C. J. Hawkesworth, 2003, Granitic Perspectives on the Generation and Secular Evolution of the Continental Crust. In The Crust (ed. R. L. Rudnick) volume 3, pp. 349–410 of Treatise on Geochemistry (eds. H. D. Holland and K. K. Turekian), Elsevier-Pergamon, Oxford {{ISBN|0-08-043751-6}}</ref> La mayoría de las rocas de la corteza se formaron antes de hace 2.500 millones de años y están ubicadas en [[Cratón|cratones]]. Dicha corteza continental vieja y la astenosfera del manto subyacente son menos densas que en cualquier otro lugar de la Tierra y, por lo tanto, no se destruyen fácilmente por [[subducción]]. La formación de nueva corteza continental está vinculada a períodos de intensa [[Orogénesis|orogenia]]; estos períodos coinciden con la formación de los [[Supercontinente|supercontinentes]] como [[Rodinia]], [[Pangea]] y [[Gondwana]]. La corteza se forma en parte por la agregación de [[Arco insular|arcos]] de [[Arco insular|islas que]] incluyen granito y cinturones de pliegue metamórficos, y se conserva en parte por el agotamiento del manto subyacente para formar un manto litosférico flotante. |
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== Corteza de la luna == |
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Se cree que un [[protoplaneta]] teórico llamado "[[Tea (planeta)|Theia]]" colisionó con la Tierra en formación, y parte del material expulsado al espacio por la colisión acrecentada para formar la Luna. A medida que se formó la Luna, se cree que la parte exterior de la misma se fundió, un "[[Océano de magma lunar|océano de magma lunar]]". [[Plagioclasa|El]] [[feldespato]] [[plagioclasa]] cristalizó en grandes cantidades de este océano de [[magma]] y flotó hacia la superficie. Las [[Cúmulo (geología)|rocas acumuladas]] forman gran parte de la corteza. La parte superior de la corteza probablemente tiene un promedio de alrededor del 88% de plagioclasa (cerca del límite inferior del 90% definido para [[Anortosita|anorthosite]] ): la parte inferior de la corteza puede contener un mayor porcentaje de minerales ferromagnesios como los [[Piroxeno|piroxenos]] y el [[olivino]] , pero incluso más bajo parte probablemente promedia alrededor del 78% plagioclasa. <ref>{{Obra citada|título=The composition and origin of the lunar crust: Constraints from central peaks and crustal thickness modeling|apellidos=Wieczorek|nombre=M. A.|pub-periódica=Geophysical Research Letters|número=21|volumen=28|páginas=4023–4026|apellidos2=Zuber|nombre2=M. T.|bibcode=2001GeoRL..28.4023W|DOI=10.1029/2001GL012918|ampersand=yes|year=2001}}</ref> El manto subyacente es más denso y rico en olivino. |
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El grosor de la corteza oscila entre unos 20 y 120 km. La corteza en el [[Cara oculta de la Luna|lado opuesto de la Luna]] tiene un promedio de 12 km más grueso que el del [[Cara visible de la Luna|lado cercano]]. Las estimaciones de espesor promedio caen en el rango de aproximadamente 50 a 60 km. La mayor parte de esta corteza rica en plagioclasa se formó poco después de la formación de la luna, hace alrededor de 4.5 a 4.3 mil millones de años. Quizás el 10% o menos de la corteza consiste en roca ígnea agregada después de la formación del material inicial rico en plagioclasa. La mejor caracterizada y la más voluminosa de estas adiciones posteriores son los mare de [[Basalto|basaltos]] formados entre aproximadamente 3.9 y 3.2 mil millones de años. El volcanismo menor continuó después de 3.200 millones de años, tal vez tan recientemente como hace 1.000 millones de años. No hay evidencia de [[Tectónica de placas|tectónica]] de [[Tectónica de placas|placas]] . |
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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 un cuarto de la Tierra, la corteza lunar tiene un grosor promedio significativamente mayor. Esta gruesa corteza se formó casi inmediatamente después de la formación de la Luna. El magmatismo continuó después de que el período de intenso impacto de meteoritos terminó hace unos 3.900 millones de años, pero las rocas ígneas de menos de 3.900 millones de años constituyen solo una parte menor de la corteza. <ref>{{Cita publicación|url=http://www.planetary.brown.edu/pdfs/2961_proof.pdf|título=New views of Lunar geoscience: An introduction and overview|apellidos=Herald Hiesinger and James W. Head III|publicación=Reviews in Mineralogy & Geochemistry|volumen=60|número=1|páginas=1–81|bibcode=2006RvMG...60....1H|doi=10.2138/rmg.2006.60.1|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20120224232636/http://www.planetary.brown.edu/pdfs/2961_proof.pdf|fechaarchivo=2012-02-24|año=2006}}</ref> |
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== Véase también == |
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* [[Eduction (geology)|Educción]] |
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== Referencias == |
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<references group=""></references> |
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* {{Cita publicación|url=|título=Origin of the Earth's Crust|apellidos=Condie|nombre=Kent C.|publicación=Palaeogeography, Palaeoclimatology, Palaeoecology (Global and Planetary Change Section)|volumen=75|número=1–2|páginas=57–81|bibcode=1989PPP....75...57C|doi=10.1016/0031-0182(89)90184-3|año=1989}} |
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== Enlaces externos == |
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[[Categoría:Tectónica de placas]] |
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Revisión del 02:10 9 feb 2019
En geología, la corteza es la capa sólida más externa de un planeta rocoso, planeta enano o satélite natural . Normalmente se distingue del manto subyacente por su composición química; sin embargo, en el caso de satélites helados, puede distinguirse según su fase (corteza sólida frente a manto líquido).
Las costras de la Tierra, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Io y otros cuerpos planetarios se formaron a través de procesos ígneos y luego se modificaron por erosión, cráteres por impacto, volcanismo y sedimentación.
La mayoría de los planetas terrestres tienen costras bastante uniformes. La Tierra, sin embargo, tiene dos tipos distintos: corteza continental y corteza oceánica. Estos dos tipos tienen diferentes composiciones químicas y propiedades físicas, y se formaron mediante diferentes procesos geológicos.
Tipos de corteza
Los geólogos planetarios dividen la corteza en tres categorías, según cómo y cuándo se formaron.[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 acumulación planetaria, los planetas terrestres probablemente tenían superficies que eran océanos de magma. A medida que se enfriaban, se solidificaban hasta formar una costra.[2] Esta corteza probablemente fue destruida por grandes impactos y se reformó muchas veces a medida que la Era de los Bombardeos Pesados se acercaba a su fin.[3]
La naturaleza de la corteza primaria todavía se discute: sus propiedades químicas, mineralógicas y físicas son desconocidas, al igual que los mecanismos ígneos que los formaron. Esto se debe a que es difícil de estudiar: nada de la corteza primaria de la Tierra ha sobrevivido hasta hoy.[4] Las altas tasas de erosión de la Tierra y el reciclaje de la corteza de la tectónica de placas ha destruido todas las rocas con más de 4.000 millones de años, incluida la corteza primaria que una vez tuvo la Tierra.
Sin embargo, los geólogos pueden obtener información sobre la corteza primaria al estudiarla en otros planetas terrestres. Las tierras altas de Mercurio podrían representar la corteza primaria, aunque esto se debate.[5] Las tierras altas anortitas de la Luna son corteza primaria, formada como plagioclasa cristalizada fuera del océano de magma inicial de la Luna y flotando hasta la cima;[6] sin embargo, es poco probable que la Tierra siguiera 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, de nuevo, esto se debate.[5] Al igual que la Tierra, Venus carece de corteza primaria, ya que todo el planeta ha sido resurgido y modificado repetidamente.[8]
Corteza secundaria
La corteza secundaria se forma por fusión parcial de los materiales de silicato en el manto, y por lo tanto es generalmente de 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 comprenden una corteza secundaria, al igual que la maria lunar. En la Tierra, vemos una corteza secundaria que se forma principalmente en los centros de propagación en medio del océano, donde el aumento adiabático del manto provoca una fusión 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, junto con la 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 la evidencia hasta ahora sugiere que no lo tienen. Esto es probable porque la tectónica de placas es necesaria para crear la corteza terciaria, y la Tierra es el único planeta en nuestro Sistema Solar con tectónica de placas.
La corteza terrestre
Estructura
La corteza 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 se rompe en placas tectónicas que se mueven, permitiendo que el calor escape del interior de la Tierra al espacio.
La corteza se encuentra en la parte superior del manto, una configuración que es estable porque el manto superior está hecho de peridotita y, por lo tanto, es significativamente más densa que la corteza. El límite entre la corteza y el manto se coloca convencionalmente en la discontinuidad de Mohorovičić, un límite definido por un contraste en la velocidad sísmica. Plantilla:World geologic provinces La corteza de la Tierra es de dos tipos distintivos:
- Oceánico: 5 kilómetros (3 mi) a 10 kilómetros (6 mi) gruesa[10] y compuesta principalmente de rocas más densas y máficas, como el basalto, la diabetes y el gabro.
- Continental: 30 kilómetros (20 mi) a 50 kilómetros (30 mi) gruesas y en su mayoría compuestas por rocas menos densas, más felsicas, como el granito.
Debido a que tanto la corteza continental como la oceánica son menos densas que el manto de abajo, ambos tipos de corteza "flotan" sobre el manto. Esto es isostasia, y también es una de las razones por las que la corteza continental es más alta que la oceánica: la continental es menos densa y por eso "flota" más arriba. Como resultado, las piscinas de agua en la corteza oceánica, formando los océanos.
La temperatura de la corteza aumenta con la profundidad, [11] alcanzando valores generalmente en el rango de aproximadamente 200 grados Celsius (392 °F) a 400 grados Celsius (752 °F) en el límite con el manto subyacente. La temperatura aumenta hasta 30°C por cada kilómetro localmente en la parte superior de la corteza, pero el gradiente geotérmico es más pequeño en la corteza más profunda.[12]
Composición
La corteza continental tiene una composición promedio similar a la de la andesita.[13] Los minerales más abundantes en la corteza continental de la Tierra son los feldespatos, que constituyen aproximadamente el 41% de la corteza en peso, seguidos por el cuarzo al 12% y los piroxenos al 11%.[14] La corteza continental está enriquecida en elementos incompatibles en comparación con la corteza del océano basáltico y muy enriquecida en comparación con el manto subyacente. Aunque la corteza continental comprende solo alrededor del 0,6 por ciento en peso del silicato en la Tierra, contiene del 20% al 70% de los elementos incompatibles.
Todos los demás componentes, excepto el agua, se presentan solo en cantidades muy pequeñas y suman menos del 1%. Las estimaciones de la densidad promedio para la corteza superior varían entre 2.69 y 2.74 g/cm3 y para la corteza inferior entre 3.0 y 3.25 g/cm3. [15]
Formación y evolución
La Tierra se formó hace aproximadamente 4.600 millones de años a partir de un disco de polvo y gas que orbita alrededor del Sol recién formado. Se formó a través de la acreción, donde los planetesimales y otros cuerpos rocosos más pequeños chocaron y se atoraron, creciendo gradualmente en un planeta. Este proceso generó una enorme cantidad de calor, lo que provocó que la Tierra primitiva se fundiera por completo. A medida que la acumulación planetaria se desaceleraba, la Tierra comenzó a enfriarse, formando su primera corteza, denominada corteza primaria o primordial.[16] Esta corteza probablemente fue destruida repetidamente por grandes impactos, luego se reformó del océano de magma que dejó el impacto. Nada de la corteza primaria de la Tierra ha sobrevivido hasta hoy; todo fue destruido por la erosión, los impactos y la tectónica de placas en los últimos miles de millones de años.
Desde entonces, la Tierra ha ido formando corteza secundaria y terciaria. La corteza secundaria se forma en los centros de expansión del océano medio, donde la fusión parcial del manto subyacente produce magmas basálticos y nuevas formas de corteza del océano. Este "empuje de la cresta" es una de las fuerzas impulsoras de la tectónica de placas, y está creando constantemente nueva corteza oceánica. Eso significa que la vieja corteza debe ser destruida en algún lugar, por lo que, frente a un centro en expansión, generalmente hay una zona de subducción: una zanja donde una placa oceánica está siendo empujada de nuevo al manto. Este proceso constante de crear una nueva corteza oceánica y destruir la vieja corteza oceánica significa que la corteza oceánica más antigua de la Tierra hoy en día tiene solo unos 200 millones de años.
En contraste, la mayor parte de la corteza continental es mucho más antigua. Las rocas de la corteza continental más antiguas de la Tierra tienen edades en el rango de aproximadamente 3.7 a 4.28 millones de años[17][18] y se han encontrado en el Narryer Gneiss Terrane en Australia Occidental, en el Acasta Gneiss en los Territorios del Noroeste en el Canadian Shield, y en otras regiones cratónicas como las del Fennoscandian Shield . En el Narryer Gneiss Terrane se ha encontrado algo de circón con una edad de 4,3 mil millones de años.
La edad promedio de la corteza continental actual de la Tierra se ha estimado en alrededor de 2.0 mil millones de años [19] La mayoría de las rocas de la corteza se formaron antes de hace 2.500 millones de años y están ubicadas en cratones. Dicha corteza continental vieja y la astenosfera del manto subyacente son menos densas que en cualquier otro lugar de la Tierra y, por lo tanto, no se destruyen fácilmente por subducción. La formación de nueva corteza continental está vinculada a períodos de intensa orogenia; estos períodos coinciden con la formación de los supercontinentes como Rodinia, Pangea y Gondwana. La corteza se forma en parte por la agregación de arcos de islas que incluyen granito y cinturones de pliegue metamórficos, y se conserva en parte por el agotamiento del manto subyacente para formar un manto litosférico flotante.
Corteza de la luna
Se cree que un protoplaneta teórico llamado "Theia" colisionó con la Tierra en formación, y parte del material expulsado al espacio por la colisión acrecentada para formar la Luna. A medida que se formó 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 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 tiene un promedio de alrededor del 88% de plagioclasa (cerca del límite inferior del 90% definido para anorthosite ): la parte inferior de la corteza puede contener un mayor porcentaje de minerales ferromagnesios como los piroxenos y el olivino , pero incluso más bajo parte probablemente promedia alrededor del 78% plagioclasa. [20] El manto subyacente es más denso y rico en olivino.
El grosor de la corteza oscila entre unos 20 y 120 km. La corteza en el lado opuesto de la Luna tiene un promedio de 12 km más grueso que el del lado cercano. Las estimaciones de espesor promedio caen en el rango de aproximadamente 50 a 60 km. La mayor parte de esta corteza rica en plagioclasa se formó poco después de la formación de la luna, hace alrededor de 4.5 a 4.3 mil millones de años. Quizás el 10% o menos de la corteza consiste en roca ígnea agregada después de la formación del material inicial rico en plagioclasa. La mejor caracterizada y la más voluminosa de estas adiciones posteriores son los mare de basaltos formados entre aproximadamente 3.9 y 3.2 mil millones de años. El volcanismo menor continuó después de 3.200 millones de años, tal vez 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 un cuarto de la Tierra, la corteza lunar tiene un grosor promedio significativamente mayor. Esta gruesa corteza se formó casi inmediatamente después de la formación de la Luna. El magmatismo continuó después de que el período de intenso impacto de meteoritos terminó hace unos 3.900 millones de años, pero las rocas ígneas de menos de 3.900 millones de años constituyen solo una parte menor de la corteza. [21]
Véase también
Referencias
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