La Tierra antes de la tectónica de placas

Actualmente todavía existe un alto grado de incertidumbre respecto a cuándo el planeta pasó de un estado fundido, cubierto por un océano de magma, a desarrollar una primera corteza sólida estable. Esto se debe a la casi ausencia de datos tan antiguos dentro del registro geológico, ya que las principales evidencias de la historia de la Tierra se encuentran en la antigua corteza continental, inexistente durante los primeros millones de años del planeta. Algunos autores proponen que la solidificación de la capa más externa de la Tierra se dio en unos pocos millones de años (de 5 a unas pocas decenas) después de la formación del planeta, a principios del eón Hádico. Sí que existe un mayor número de evidencias que apuntan a que este primer régimen geodinámico pudo durar hasta hace unos 3000 millones de años, es decir, que se extendió durante el Hádico y principios del Arcaico. 

Tras su formación, y como consecuencia de la energía liberada en la colisión de los planetesimales que lo formaron, la temperatura del planeta se mantenía tan elevada que este estaba fundido, en estado líquido, y cubierto por un océano de magma. Sin embargo, la Tierra se ha ido enfriando desde sus inicios, por lo que, tras unos pocos millones de años, la capa más externa del planeta pudo solidificarse, dando lugar a una corteza primitiva. A pesar de ello, las altas temperaturas del interior del planeta impedían la tectónica de placas. Bajo este régimen, la Tierra estaba caracterizada por una corteza fija y continua que cubría, a modo de cáscara de huevo, un manto terrestre mucho más caliente que el actual (Fig. 1a). En la literatura anglosajona, a este régimen se le conoce como stagnant-lid. Esta corteza indiferenciada sería similar a la actual corteza oceánica, pero con un grosor mucho mayor, de unas pocas decenas de kilómetros (15-20 km). Debido a su grosor, la base de la corteza alcanzaba profundidades donde la temperatura eran muy elevadas, produciéndose el refundido masivo de la misma. Esto generó magmas que en última instancia dieron lugar a las primeras rocas con composición similar a la corteza continental.

Durante este régimen, la geodinámica interna terrestre estaba dominada exclusivamente por movimientos en la vertical, desde el interior a la superficie del planeta y viceversa. Los principales procesos consistían, por un lado, en grandes corrientes ascendentes de material fundido del manto, llamadas plumas mantélicas y, por otro, en hundimientos de porciones que se “despegaban” de la base de la litosfera, llamadas delaminaciones o “drips” (Fig. 1b).

La formación de la primera corteza terrestre está directamente relacionada con el enfriamiento gradual que la Tierra experimenta desde su formación hace 4543 millones de años. La capa más externa del planeta fue la primera en perder calor, lo que permitió que aquellos minerales que cristalizan a mayor temperatura se formasen. Esta cristalización progresiva culminó en una corteza terrestre rocosa, de composición máfica

Bajo esta corteza continua, las plumas mantélicas y delaminaciones litosféricas se producían como consecuencia de vigorosas corrientes de convección dentro del manto, es decir, movimientos cíclicos internos originados por diferencias de temperatura y densidad entre las distintas capas del planeta (Fig. 1a). Por un lado, las plumas mantélicas ascendían material a alta temperatura (menos denso), el cual favorecía la generación de magma en superficie y, por tanto, la formación de nueva corteza. Por otro lado, las delaminaciones permitían que parte de la corteza se hundiese y se volviese a fundir, reciclándose en forma de nuevos magmas (Fig. 1b). Estas delaminaciones podrían resultar contradictorias debido a la elevada “flotabilidad” de la corteza primitiva. Sin embargo, esta “flotabilidad” pudo haberse compensado gracias al mayor grosor de la corteza, pues su base alcanzaría el umbral de profundidad donde se produce la eclogitización

Debido a que la inmensa mayoría de evidencias dentro del registro geológico de los primeros eones se conservan en la corteza de antiguos cratones continentales, no existe manera de saber a ciencia cierta cómo era la Tierra antes de la formación de dicha corteza continental. Es por esto que la información acerca del planeta durante su régimen de corteza única es prácticamente inexistente.

Una manera de aproximarse a cómo podría ser la geodinámica interna terrestre en sus orígenes es mediante el estudio de otros grandes cuerpos celestes de naturaleza rocosa dentro del Sistema Solar, especialmente aquellos que superen los 1000 km de diámetro y presenten evidencias de ser tectónicamente activos (Fig. 2). Dentro del Sistema Solar estos cuerpos son los planetas Venus y Marte, e Io, una de las lunas de Júpiter. Todos ellos están dominados por regímenes con una litosfera sin fragmentar envolviendo el interior del cuerpo rocoso, en el cual se generan plumas mantélicas y delaminaciones litosféricas. (régimen stagnant lid) Existen algunas diferencias entre ellos, dadas por el grosor y resistencia de la litosfera y por la temperatura interna del propio cuerpo. Estas diferencias, junto al hecho de que este tipo de tectónica sea tan común en otros cuerpos rocosos, lleva a pensar que la Tierra pudo estar dominada durante un largo periodo por un régimen similar que pudo ir variando a medida que esta se enfriase.

Otra forma de estudiar la Tierra primitiva es mediante modelos numéricos termodinámicos que simulen las condiciones del planeta en esos tiempos. Para ello, primero se estudian todos los datos geológicos, geoquímicos y petrológicos de las rocas más antiguas de las que haya registro, por ejemplo, del Arcaico. De esta manera se puede estimar la temperatura de los magmas y del interior del planeta cuando estas rocas se formaron. Con estos datos se reconstruye cómo ha evolucionado la temperatura terrestre, es decir, cuál ha sido su tasa de enfriamiento desde esos tiempos. Conociendo esta tasa, se pueden estimar las temperaturas del planeta en su origen y, en base a ellas y a las propiedades de la corteza y litosfera, construir modelos que simulen la termodinámica y geodinámica interna del planeta en ese momento. Estos modelos sugieren que, a las temperaturas en las que se encontraba la Tierra durante el Hádico y parte del Arcaico, el régimen dominante era el de corteza continua.