Geofrik's Blog

Representación, a escala proporcional, de la duración de los cuatro eones que constituyen la edad de la Tierra (arriba) y de las cuatro eras en que está subdividido el eón Hadeico (en el medio); por último (abajo), señalización de los acontecimientos más destacados acaecidos en el transcurso de la era Críptica (hace 4.570 Ma -> inicio de la condensación de la nebulosa que dió origen al Sistema Solar; hace 4.560 Ma -> comienzo de las reacciones nucleares del Sol, a la par que la Tierra primitiva alcanzaba un tamaño próximo al actual, disponiendo ya de una débil magnetosfera; hace 4.533 Ma -> posible colisión entre la Tierra y Theia y origen de la Luna; hace 4.400 Ma -> gracias a la magnetosfera se inició la formación de la atmósfera terrestre y la hidrosfera; hace 4.370 Ma -> la magnetosfera era lo suficientemente intensa como para proteger a la atmósfera del viento solar; hace 4.300 Ma -> la atmósfera primitiva quedó establecida como tal, favoreciendo el desarrollo de la hidrosfera; hace 4.150 Ma -> fin de esta era y comienzo de la era conocida como Grupos Basin). Autor: Geofrik.

La era Críptica (4.570 – 4.150 Ma) es la primera de las subdivisiones del eón Hadeico y, también, la más larga, con una duración aproximada de 420 Ma. Traducido a las escalas descritas en la entrada «Escalas de Tiempo Geológico (1/1000 y 1/Ma)«, esta duración equivaldría a:

• 1/Ma: 42 centímetros (frente a los 4,028 metros que duraría el Precámbrico y los 4,57 metros que duraría la historia de la Tierra);
• 1/1000: 420 metros (frente a los 4,028 kilómetros del Precámbrico y los 4,57 kilómetros de la vida del planeta).

Durante esta fase de la historia de la Tierra se produjo la formación de la misma, así como el nacimiento del Sol y de todos los cuerpos celestes que giran en torno a él. Se considera que esta era, junto a los Grupos Basin, forman el período Pre-Nectárico.

• Situación inicial: El inicio de la formación del Sistema Solar ocurrió, como se puede ver en la entrada «El Universo Primigenio (III): Origen del Sistema Solar«, hace aproximadamente 4.570 Ma. Hay que recordar que los componentes básicos para su formación eran gases (hidrógeno y helio) y polvo (integrado por todos los demás elementos, lo cual puede haber sido un factor determinante en el desarrollo de la vida en la Tierra), que se encontraban formando parte de una nebulosa estelar primitiva, muy similar a las que se observan en la actualidad.

Esta nebulosa era un vestigio expelido al espacio por estrellas que brillaron y se extinguieron antes que el Sol. Es por esto que el Sol es una estrella de, al menos, segunda generación (las estrellas de primera generación, con sólo hidrógeno y helio, no pudieron formar planetas constituidos con elementos pesados, pues éstos no existían todavía).

Nubes de hidrógeno (en rojo). Las imágenes telescópicas que componen este mosaico debieron ser tomadas con un filtro H-Alpha que transmite sólo la luz roja visible de los brillantes átomos de hidrógeno. Crédito y copyright: Danny Lee Russell.

******

• Fase de condensación (se inició hace 4.570 Ma): Por efecto de la fuerza de la gravedad (que provoca la atracción de la materia entre sí misma), hacia el centro de la nebulosa se fue produciendo una concentración de materia muy superior a la existente en la periferia, de tal modo que se fue generando una fuerza de gravedad mucho mayor que causaba la atracción acrecentada de más materia (véase «El Universo Primigenio (II): Las Primeras Estrellas«). Este proceso dio como resultado el nacimiento de una nueva estrella: el protosol, que continuó atrayendo materia hacia sí. Esta “caída” de materiales hacia la recién nacida esfera de gas originó un movimiento general de rotación que se incrementó hasta alcanzar un determinado valor.

De este modo, el Sol fue capturando poco a poco casi la totalidad de toda la materia contenida en la nebulosa inicial (un 99.86% de la masa total), mientras que el material residual se fue acomodando a su alrededor constituyendo un disco protoplanetario, incapaz de caer hacia el núcleo del sistema dada su velocidad de giro.

Disco protoplanetario orbitando en torno al Sol. Cpyright: NASA.

Tras 10 Ma (hace unos 4.560 Ma), las temperaturas del núcleo del protosol llegaron a ser lo suficientemente altas como para poder iniciarse las reacciones nucleares de fusión (que utilizan el hidrógeno como combustible), desprendiéndose por tanto una gran cantidad de energía y dando origen al Sol.

De este modo se estableció una diferencia notable de temperaturas en el disco protoplanetario, estando muy caliente hacia el centro y enfriándose gradualmente hacia la periferia. La estratégica posición del planeta Tierra dentro del Sistema Solar, en una región ni muy fría ni muy caliente, favoreció todos los procesos que sucederían en el tiempo y que permitirían el surgimiento de la vida.

******

• Fase de acreción (4.570 – 4.400 Ma, aproximadamente): Por efecto de la fuerza de la gravedad, y siguiendo el principio de que la materia más densa se va al fondo, en la zona del Sistema Solar más interna y cercana al Sol se fueron condensando los elementos más pesados (como los silicatos minerales, constituidos por silicio, oxígeno, magnesio y hierro), que fueron formando granos muy finos de materia sólida. Estos granos comenzaron a atraerse unos a otros, chocando entre ellos y fusionándose para constituir partículas de mayor tamaño, experimentando un acrecentamiento de su masa y atrayendo hacia sí a objetos más pequeños, generando así planetésimos de tamaños de hasta más de 1 kilómetro.

Modelización realizada a ordenador de una aproximación entre planetesimales (arriba) y su colisión (abajo), fundiéndose en el proceso. Autor: desconocido.

A través de un proceso de aglutinamiento de materia, el disco protoplanetario se fue haciendo más tenue conforme fueron surgiendo los protoplanetas rocosos o terrestres (se ha estimado que al cabo de 20 ka se pudieron haber formado cientos de cuerpos de talla semejante a la de la Luna), entre los que se encontraba la Tierra primitiva. Estos cuerpos, mediante una serie de choques catastróficos que acrecentaban sus masas y perturbaban sus órbitas, fueron reduciendo su número poco a poco e incrementando su tamaño de forma considerable.

Modelización artística de una colisión entre dos protoplanetas rocosos en formación. Autor: desconocido.

La cantidad de energía liberada en estos choques llegó a fundir parcialmente la superficie de los primitivos planetas terrestres, por lo que su historia primigenia fue verdaderamente catastrófica y de una gran violencia, con superficies semisolidificadas en losas flotando sobre roca fundida, volcanes en constante erupción y gigantescas explosiones causadas por nuevas colisiones.

Modelización artistica del aspecto que ofrecería un protoplaneta durante su formación. Autor: desconocido.

Al cabo de 10 Ma (hace unos 4.560 Ma), el tiempo durante el cual el Sol se había ido calentando hasta iniciar sus reacciones nucleares, los protoplanetas alcanzaron casi sus tamaños finales, por lo que ya se les podría denominar oficialmente «planetas«. Sin embargo, durante los siguientes 100 Ma (hasta hace 4.460 Ma, aproximadamente) se continuaron produciendo impactos de planetésimos de gran talla en sus superficies y algunas colisiones devastadoras entre planetas, como es el caso de Theia y la Tierra primitiva (véase «Teoría del Gran Impacto«), que tras colisionar entre sí dieron origen a la Luna hace 4.533 Ma. Quizás fue a causa de esta hipotética colisión, que se produjo de forma lateral, que la Tierra adquiriera su actual movimiento de rotación, aunque la velocidad de la misma sería muy diferente de la que estamos acostumbrados en la actualidad.

La cantidad de energía depositada tanto en la Tierra como en el resto de planetas interiores a causa de estos impactos habría sido enorme. Durante una colisión, debido a la primera ley de la termodinámica, la energía cinética (la energía que tiene un cuerpo por el mero hecho de encontrarse en movimiento) del cuerpo que se estrella se convierte inmediatamente en energía calorífica (calor) y provoca una más que notable elevación de la temperatura (se calcula que un planetesimal de 5 km de diámetro que hubiese golpeado la superficie de la Tierra a una velocidad de 30 km/s liberaría una cantidad de energía equivalente a 300 millones de bombas atómicas como la que se arrojó en Hiroshima al finalizar la Segunda Guerra Mundial).

******

• Fase de diferenciación (4.570 – 4.370 Ma): El calor producido durante las colisiones entre cuerpos planetarios (al que hay que sumar el producido por otros mecanismos, tales como la radiactividad a partir de diversos elementos químicos) hace suponer que la Tierra primitiva se encontraba en un estado semifundido, con océanos de magma fluyendo en la superficie como un líquido viscoso constituido por rocas y metales.

Roca fundida en la superficie terrestre durante la fase de diferenciación. Autor y copyright: De Jong et al (2000).

Esta circunstancia hizo posible que se produjera, por sí solo, un fraccionamiento de la materia que compone la Tierra, que actualmente se ordena por orden de densidades. Es decir, por la movilidad del estado líquido, los materiales más densos fluyeron hacia el fondo y los menos densos fueron desplazados hacia capas superiores (se piensa que de esta manera la mayor parte del hierro que constituye la Tierra -el 35% de la masa de la Tierra se debe al hierro– se fue al fondo). Este hundimiento gigantesco generaría aún más calor, elevando la temperatura promedio de la Tierra a alrededor de unos 6.000 ºC.

Se puede decir, de manera simplificada, que este hundimiento devastador del hierro provocó un aumento en la velocidad de rotación de la Tierra, debido a una ley física denominada ley de la conservación del momento angular. Lejos de dar una explicación teórica compleja, poner el clásico ejemplo de la bailarina o el patinador, que incrementan su velocidad de rotación al contraer los brazos con respecto a los giros que dan con los brazos extendidos, lo cual es el resultado de concentrar la mayor parte de su masa corporal en un mismo punto o región.

Como consecuencia de este incremento de velocidad rotacional, los días se hicieron mucho más cortos, quizá de 8 horas (aproximadamente 4 horas con luz y otras 4 de noche). Sería por efecto de distintas clases de fricciones que gradualmente la velocidad de giro de la Tierra se hiciese cada vez más lenta, hasta llegar a las actuales 24 horas por día (e inexorablemente se seguirá haciendo más lento su giro con el paso del tiempo).

Como resultado de estos fenómenos, el núcleo de la Tierra quedó constituido con los materiales más densos que hay en ella: hierro y (algo de) níquel sólidos. Por encima de este núcleo se acomodó una capa de hierro líquido y, sobre ella, un manto de materiales rocosos fundidos, que aún hoy se encuentra en estado líquido. Encima del manto, los materiales menos densos constituyeron una capa más fina conocida como litosfera, en la que, en su parte más superficial, irían enfriándose los constituyentes de la corteza terrestre, esta última formada hace más de 4.360 Ma. La Tierra adoptó así una estructura en capas concéntricas.

Capas de la Tierra. Copyright: Merriam-Webster, Inc.

Conforme la superficie del planeta fue enfriándose, comenzaron a solidificarse grandes extensiones de material mantélico (material procedente del manto terrestre), lo que dio lugar a las primeras placas tectónicas. Estas placas, a modo de balsas, flotaban y se deslizaban sobre el material fundido que tenían debajo.

Aspecto semifundido que presentaría la Tierra, con una serie de plataformas o placas semi-sólidas que, al estar más frías que el resto de material mantélico, adquirirían una menor densidad y flotarían sobre él. Autor: desconocido.

Las corrientes de convección mantélicas que se originaban a causa de las altas temperaturas de los materiales (véase «Manto Terrestre«), mucho más fuertes y enérgicas que las actuales debido al intenso calor de la época, impulsaban con gran velocidad a las primeras placas tectónicas en que se fragmentaba la corteza primigenia, sin darles tiempo a estabilizarse y reciclándolas constantemente. La corteza entera se movía en lo que se denomina fase permóvil (iniciada desde el mismo momento en que la Tierra comenzó a formarse y que duró hasta hace 2.500 Ma, a finales del eón Arcaico), un régimen tectónico horizontal exotérmico importante que dio lugar a una corteza de tipo lunar (constituida por anortitas y gabros); esta corteza, rica en silicatos de aluminio, sería mucho más fina, caliente y discontinua que la actual.

Posible aspecto de la superficie terrestre hace unos 4.400 Ma. Autor: desconocido.

NOTA: La diferenciación del manto terrestre, determinada a partir de los análisis de la serie samario/neodimio en rocas de Isua (Groenlandia), pudo haber sido bastante veloz, ocurriendo tal vez en menos de 100 Ma. Posteriores estudios han confirmado esta formación temprana de las capas de silicatos terrestres.

******

• Origen de la magnetosfera (4.570 – 4.370 Ma) y la atmósfera terrestre (4.400 – 4.300 Ma): Como ya se ha dicho, hace 4.560 Ma el planeta Tierra alcanzó casi su tamaño final (aunque continuó recibiendo sobre su superficie el impacto de planetesimales de grandes dimensiones, con su consecuente aporte de materia y de energía). En esta época de cataclismos gigantescos que caracteriza la formación de la Tierra, el cielo era de un color negro, como el que puede observarse desde la superficie lunar. La Luna tiene ese color de cielo porque no tiene suficiente masa (y, en consecuencia, suficiente fuerza de gravedad) como para retener una atmósfera gaseosa. De manera análoga, pero debido a las altas temperaturas que tenía la Tierra primitiva (y no a su masa), la incipiente atmósfera era expulsada hacia el espacio interplanetario, con lo cual el planeta quedaba desprovisto de ella y, como consecuencia, lucía un cielo oscuro aún a plena luz.

Pero la estructura en capas concéntricas de la Tierra primitiva tendría una repercusión esencial en su futuro. En efecto, se sabe que el movimiento del hierro líquido en el núcleo de la Tierra genera un gigantesco campo magnético a escala planetaria. De la misma manera que una pieza de hierro imantada genera un campo magnético a su alrededor, la Tierra, como si fuera un enorme imán, genera un campo magnético de dimensiones planetarias en donde el norte del imán casi coincide con el norte geográfico (que es el punto de la superficie por donde pasa el eje imaginario del movimiento de rotación de la Tierra) y, por ende, algo semejante sucede con el sur del imán.

Esta circunstancia es muy propicia para enfrentar un fenómeno astronómico originado en el Sol. Sucede que todos los planetas del Sistema Solar Planetario están expuestos al viento solar, y con mayor intensidad aquellos que están más cerca del Sol, como es el caso de la Tierra (ocupa la tercera órbita planetaria). El viento solar se origina en el Sol (y en todas las estrellas) a raíz de las turbulencias y reacciones nucleares de fusión que suceden en el núcleo de las mismas, lo que a la vez genera eyecciones de materia (protones, electrones y partículas alfa) a gran velocidad hacia el espacio interplanetario.

Fotografía del viento solar. La imagen, mostrada en falso color, fue tomada en la banda del ultravioleta extremo gracias al EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope — Telescopio de Imagen en el ultravioleta Extremo), a bordo del observatorio espacial SOHO. Autor: desconocido.

Se sabe que la acción del viento solar sobre la atmósfera de un planeta como la Tierra es colisionar con ella, expulsándola al espacio interplanetario (del mismo modo que bolas de billar, las que viajan a mayor velocidad -el viento solar– colisionan y empujan a otras que se encuentran en un movimiento comparativamente mucho más lento -las moléculas de nuestra atmósfera-). Así, el viento solar por sí solo es capaz de eliminar la atmósfera terrestre.

Pero la presencia del campo magnético de la Tierra, conocido como magnetosfera, impide que el viento solar elimine la atmósfera del planeta (tanto en la actualidad como en la Tierra primitiva). Esto sucede porque es un hecho comprobado de la física que un campo magnético interactúa con cargas eléctricas en movimiento. De este modo, la magnetosfera y el viento solar (que son cargas en movimiento) interactúan y dan como resultado una desviación o confinamiento del viento solar, lo cual evita que choque contra las moléculas que constituyen nuestra atmósfera, preservándola.

La magnetosfera (en azul) protege la atmósfera de la Tierra del viento solar. Copyright: NASA.

En síntesis, si no se hubiera formado la magnetosfera no habría sido posible que la atmósfera terrestre se hubiera desarrollado, y por tanto, el color del cielo apreciado desde la superficie de la Tierra habría sido siempre negro. Se estima que el núcleo de la Tierra primitiva se terminó de formar al cabo de unos 200 Ma (hace unos 4.370 Ma), por lo que se puede suponer que la atmósfera terrestre comenzó a formarse hace unos 4.400 Ma (a la par que la hidrosfera).

Existen otros planetas, como Marte, que tienen magnetosfera, pero no de suficiente intensidad: la parte principal de su campo magnético cae dentro del volumen sólido del propio planeta; sobre la superficie, la intensidad del campo magnético es débil y no es suficiente para desviar el viento solar, lo cual influye para hacer tenue la atmósfera.

Durante el transcurso de 100 Ma (hasta hace 4.300 Ma) la atmósfera terrestre fue tomando forma. Su origen se debe, seguramente, a los gases ocluidos en el interior de la Tierra primigenia, liberados al iniciarse las corrientes de convección del manto provocadas por la elevada temperatura; a este proceso se lo conoce como desgasificación. Otro proceso que contribuyó, en menor proporción (aún indeterminada), a la formación de la atmósfera primitiva fue la caída de cometas.

La composición de la atmósfera terrestre primigenia era rica en gases ligeros (hidrógeno y helio, que poco a poco irían escapándose hacia el espacio exterior dada la incapacidad de la Tierra para retenerlos) y en gases más pesados, tales como metano (CH₄), vapor de agua (H₂O proveniente en grandes cantidades de la colisión de cometas), nitrógeno (N₂), sulfuro de hidrógeno (H₂S), amoníaco (NH₃) y Argon (Ar); existían otros gases en la atmósfera primitiva además de los ya mencionados, aunque en menor proporción: dióxido de carbono (CO₂), monóxido de carbono (CO), dióxido de azufre (SO₂) y quizás algo de oxígeno (O₂), este último proveniente de la fotólisis (descomposición de gases por medio de la luz que llega del Sol) del vapor de H₂O y del CO₂. Las proporciones de todos estos gases eran muy distintas a las que hay hoy, dándole a la atmósfera primigenia un carácter muy reductor (Holland, 1962).

Posible paisaje que luciría uno de los primeros protocontinentes de la Tierra. La atmósfera, aún tenue, está cargada de CO2, por lo que tendría una coloración rojiza. Autor: desconocido.

******

• Origen de la hidrosfera(hace unos 4.400 Ma): Los océanos empezaron a formarse, seguramente, hace unos 4.400 Ma (Morse, J.W. & MacKenzie, F.T., 1990), a medida que la temperatura en la superficie se fue enfriando lo suficiente como para permitir al vapor de agua, que se acumulaba en la atmósfera, condensarse y precipitar (por debajo del punto crítico del agua: 374 ºC a 217 bares de presión). El agua líquida diluiría los gases atmosféricos (entre ellos el CO₂) y favorecería la erosión del relieve, ya que es capaz de disolver las sales solubles presentes en las rocas; esto dio lugar a lo que Haldane denominó “sopa primordial” (un caldo con un pH = 8 y una Tª = 60 ºC).

El agua se fue acomodando a lo largo del tiempo en hondonadas y cuencas producidas por el intenso bombardeo meteorítico (cráteres de impacto) y por la subsidencia de materiales (por fusión de la corteza y adelgazamiento), generándose así diversos proto-océanos aislados. La sedimentación de materiales detríticos en las cuencas que se iban originando daría lugar a las primeras rocas sedimentarias (conocidas) en torno a hace 4.000 Ma. Los mares, enriquecidos en CO₂ (por el intercambio del mismo con la atmósfera) y con aguas a alta temperatura, adquirirían un carácter ácido y darían lugar a importantes depósitos de calcita (carbonato cálcico); además, debido al alto contenido en Fe de las aguas, adoptarían una coloración verdosa.

Aguas de coloración verdosa debido a su alto contenido en Fe. Autor: desconocido.

Se piensa que en esta época, debido a las altas temperaturas (generadas por el intenso vulcanismo, los impactos de asteroides, etc) se darían unas tasas muy elevadas de descomposición de carbonato cálcico (que se estaba formando bajo las aguas de los proto-océanos) en CO₂ y CO, por lo que la atmósfera primitiva tendría entre 100 y 1.000 veces más cantidad de CO₂ que en la actualidad, lo que daría lugar a un cielo de coloración rojiza. Debido, además, a las grandes cantidades de agua en estado de vapor, esta reflejaría el color anaranjado proveniente de la abundante lava y reforzaría el efecto causado por el CO₂.

Cielo rojizo por efecto del exceso de CO₂ y H₂O que hay en la atmósfera. Autor: desconocido.

NOTAS:

• La Comisión Internacional de Estratigrafía no ha fijado ni reconocido los límites de esta era, pues lo considera un término informal.
• Los minerales más antiguos conocidos son los cristales individuales de circón redepositados en los sedimentos del Oeste de Canadá y en la región de Jack Hills (Australia Occidental), cuya edad aproximada es de 4.402 Ma. Esta idea ha sido apoyada por Wilde, quien elevó la datación de los cristales de circón encontrados en cuarcitas metamorfizadas del terrane de gneis del Monte Narryer, en Australia occidental, del que previamente se pensaba que era de hace 4.200 – 4.100 Ma a 4.402 Ma.

Figuras:
Las siguientes figuras tienen copyright. Para la publicación de las mismas en otros medios se debe solicitar permiso al autor correspondiente (indicado, en el texto, debajo de cada figura) y referenciarlas correctamente, mostrando su página web o, en su defecto, la página correspondiente que aquí abajo se indica.
–Geofrik (2010). «Mesosphere Mantle». Bannemer. [link]
–Geofrik (2010). «North pelican russell». Geofrik’s Blog (Photos). [link]
–Nemiroff, R. & Bonnell, J. (2000). “Venus’ Once Molten Surface”. NASA: Astronomy Picture of the Day (APOD). [link]

Es probable que las siguientes figuras tengan copyright. Para la publicación de las mismas en otros medios se debe solicitar permiso al autor correspondiente (indicado, en el texto, debajo de cada figura) y referenciarlas correctamente, mostrando su página web o, en su defecto, la página correspondiente que aquí abajo se indica.
–Angesti Tegar Kurniawan (2010). «Alien di mars». Foto potosop. [link]
–Astronomy (2008). «Το ηφαίστειο Kilauea». [link]
–Astronomy Wikia (2007). «Sol Poject». Wikia. [link]
–Astronomía, Geología (2010). «Relación entre el tamaño de la Tierra y la existencia de vida». Blog Odisea. [link]
–Ekim (2012). «Dünya’ya çarpan dev cisim Ay’ı oluşturmuş». Analiz Merkezi. [link]
–Geofrik (2010). «Atardecer en el cielo, 1600×1200 pixels». [link]
–Geofrik (2010). «Colisión planetesimales 1». Geofrik’s Blog (Photos). [link]
–Geofrik (2010). «Colisión planetesimales 2». Geofrik’s Blog (Photos). [link]
–Geofrik (2010). «Mar Verde». Geofrik’s Blog (Photos). [link]
–Geofrik (2010). «Tierra en el Hadeico». Geofrik’s Blog (Photos). [link]

La siguiente figura es de dominio público porque fue creada por el autor de este blog. Para la publicación de la misma en otros medios no es necesario solicitar permiso al autor, pero debe ser referenciada correctamente, mostrando esta misma página o, en su defecto, la que aquí abajo se indica.
–Geofrik (2010). «Escala Era Críptica». Geofrik’s Blog (Photos). [link]

Las siguientes figuras son de dominio público porque fueron creadas por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».
–NASA (2005). “PIA03243: Portrait of Our Dusty Past (Artist Concept)”. Photo Journal. [link]
–NASA – Spinoff (2011). “NASA Headquarters”. [link]

Referencias:
–Centro Nacional de la Investigación Científica de Francia (CNRS), recogido en la revista “Nature«.
–Colaboradores de Wikipedia (2010). “Eón Hadeico”. Wikipedia, la enciclopedia libre. [link] 
–Colaboradores de Wikipedia (2010). “Teoría del Gran Impacto”. Wikipedia, la enciclopedia libre. [link]
–Hartmann, W.K., Quantin, C. & Mangold, N. (2007). «Possible long-term decline in impact rates: 2. Lunar impact-melt data regarding impact history». Icarus, 186: 11–23.
–Morse, J.W. & Mackenzie, F.T. (1998). «Hadean Ocean Carbonate chemistry», In: Aquatic Geochemistry 4, pp. 301-319.
–Mosqueira Pérez Salazar, G. (2005). «¿Cómo fue la Tierra Primitiva? Desde sus orígenes hasta el surgimiento de la vida unicelular en nuestro planeta». Correo del Maestro, 107.
–O’Neil, J., Carlson, R.W., Francis, D. & Stevenson, R.K. (2008). «Neodymium-142 Evidence for Hadean Mafic Crust». Science, 321(5897).
–Wilde, S.A. et al (2001). «Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans 4.4 Gyr ago». Nature, 409: 175-178.