Unidad 1: Introducción a la geología. Historia de la geología. Evolución

del conocimiento sobre origen y evolución del universo y Sistema Solar.

Geología planetaria. El tiempo en los procesos geológicos. Escala de

tiempo geológico. Estructura y evolución de la Tierra y la tectónica de

placas.

INTRODUCCIÓN A LA GEOLOGÍA

HISTORIA DE LA GEOLOGÍA

Es una ciencia relativamente nueva. No fue tratada por griegos y romanos,

ni por otras civilizaciones antiguas.

Primeros comentarios documentados surgen del siglo XVI y son

observaciones sobre la presencia de restos de conchillas en algunas

montañas de Italia.

En 1669 Nicolás Steno observa la superposición de estratos y de las edades

relativas entre estos estratos. Es el embrión de la geología moderna.

En el siglo XVIII se comienzan a generalizar las observaciones y se

modifican los criterios de explicar los fenómenos observados en relación a

las Sagradas Escrituras (Biblia) y en especial al Diluvio Universal. A las

observaciones de los italianos se incorporan los franceses, alemanes e

ingleses.

Hacia fines de 1700 e inicios de los 1800, William “Stratas” Smith inicia el

estudio de las rocas sedimentarias, define estratos individuales e integra

grupos mayores de rocas, como formaciones, asociando rocas y fósiles

distintos en diferentes partes de la columna estratigráfica. Hace el primer

mapa geológico. Es el creador de la geología histórica.

En 1830 Lyell sostiene que el presente es la clave del pasado y crea el

principio del “uniformitarismo”. Amplia notablemente el campo de estudio,

aunque la teoría fue discutida y olvidada.

Hacia 1870 Carlos Darwin escribe sobre el Origen de las Especies y se

produce una visión de la evolución de los fósiles del mundo animal y

vegetal.

Por otro lado en 1865 se perfora el primer pozo para buscar petróleo. Lo

perfora el “Coronel” Drake en Titusville, Texas. Solo alcanza los 22 m de

profundidad, pero es el inicio de una industria que no para de crecer hasta

nuestros días.

La búsqueda de hidrocarburos contribuyó a desarrollar distintos aspectos de

la geología. Cuando se comprobó la presencia de yacimientos de petróleo

en pliegues anticlinales tuvo gran desarrollo la geología estructural y la

incorporación de la sísmica para resolver aspectos donde no había geología

superficial para definir las estructuras.

A partir de 1950 toman gran énfasis los estudios estratigráficos y

principalmente sedimentológicos para reconocer y definir las condiciones

de los reservorios en areniscas y carbonatos (calizas y dolomías) y en 1976

aparece una nueva alternativa para relacionar los depósitos sedimentarios,

la estratigrafía secuencial.

Hacia 1980 o poco antes la tectónica de placas produce un gran impacto y

permite a partir de una teoría única incluir todos los procesos geológicos,

tanto los referentes a intrusiones y vulcanismo, como los procesos

estratigráficos y estructurales.

Hacia los fines del siglo e inicio del 2000 se inician los estudios de los

reservorios no convencionales en la exploración y explotación del

petróleo. No invalida los anteriores tratamientos convencionales, sino que

incorpora nuevos conceptos de búsqueda y tratamiento de las rocas.

EL CONOCIMIENTO SOBRE ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL

UNIVERSO Y SISTEMA SOLAR

El origen del sistema solar y el transcurso de su evolución deben incluirse

entre los grandes problemas de la filosofía natural. Como también lo son el

origen de la vida y el desarrollo del hombre. Se requiere una comprensión

de la historia del Sol, la Tierra y los demás planetas para establecer las

condiciones y los cambios que estimularon los procesos evolutivos.

El sistema solar está formado hoy por el Sol, nueve planetas (y sus

satélites), gran cantidad de objetos muchísimo más pequeños, los

asteroides, una gran familia de cometas y una mezcla de polvo y gas en el

espacio comprendido entre los principales integrantes del sistema solar.

El estudio de este sistema difiere del correspondiente a las estrellas. La

astronomía conoce la existencia de muchos millones de estrellas, que se

pueden ver separadamente en diferentes etapas de su evolución, jóvenes

estrellas en proceso de formación así como estrellas muy viejas.

En comparación con tantos millones de estrellas, solo disponemos de un

solo sistema planetario para estudiar, que se supone no es único. Por el

momento no se está en condiciones de estudiar esos otros sistemas

planetarios debido a que la luz que emiten es demasiado débil.

En el espacio entre estrellas ya existentes hay en movimiento una masa de

gas y polvo en equilibrio de las fuerzas de gravedad entre las partículas y

las fuerzas centrífugas debidas a la rotación. En determinado momento esas

fuerzas pueden romper su equilibrio y la condensación se dirigirá hacia el

centro con el agregado de polvo y gas. Es el paso inicial en la formación de

una estrella. No existe aun el menor acuerdo en lo que se refiere a como

llega una estrella a tener su propio sistema planetario.

Sobre esta base existe un notable desarrollo sobre las observaciones

astronómicas convencionales. Se ha ampliado el conocimiento con

observaciones ópticas desde bases terrestres complementadas por

observaciones mediante el radio-radar y las porciones infrarrojas del

espectro y el análisis espectroscópico de las atmósferas planetarias.

Un tercer factor está formado por una nueva apreciación de la Tierra y de

los objetos del espacio que han caído sobre la Tierra. El progreso resulta

del avance de la sismología y de estudios de laboratorio sobre el

comportamiento de los minerales sometidos a altas presiones que son

característicos de las profundidades de la Tierra. Estos minerales se han

encontrados en meteoritos.

Se sabe poco sobre las primeras etapas de la formación del Sol y los

planetas pero se conoce con mayor exactitud cuándo se produjeron tales

procesos.

Se puede determinar cuando inicia el sistema solar mediante el estudio de

la abundancia relativa de elementos e isótopos producidos por el desgaste

radiactivo. Los elementos radiactivos como uranio, torio y potasio se

desgastan o dividen en elementos más livianos que se puede precisar con

exactitud.

El estudio de los elementos radiactivos se ha podido realizar tanto en las

rocas terrestres como en meteoritos. Elementos radiactivos atribuyen a

meteoritos una antigüedad de 4.500 Ma (millones de años), en tanto que las

rocas más antiguas datadas en la Tierra no pasan de los 3.000 Ma.

De acuerdo a estos métodos la Tierra se habría formado entre los 4.500 y

5.000 Ma antes del presente.

La primera generalización tomada de la astronomía es que el sistema solar

se halla hoy altamente organizado. Cada uno de los planetas traza su

derrotero alrededor del Sol en cumplimiento de un viaje pronosticable en

todos sus aspectos.

Quedan cuestiones como si el sistema fue siempre tan altamente

organizado, si los senderos que hoy recorren los planetas son los mismos

que recorrieron hace 5.000 Ma atrás. En fin, se conocen etapas de la

historia, no los cambios que se habrían producido en su evolución.

El problema radica no tanto en la desigual distribución de la masa (el Sol

cuenta con una masa que es casi mil veces mayor que la de todos los

planetas sumados) como en la profunda diferencia existente en la

distribución del momento angular.

La Luna podría haberse formado por la integración de varios objetos más

pequeños que orbitasen la Tierra, formados en las vecindades de la Tierra

en aquellos tiempos iniciales. Parece más sostenible que la antigua noción

que la Luna se desgajó del cuerpo de la Tierra.

El origen y la historia del sistema solar siguen ofreciendo tantos problemas

como siempre, pero los nuevos y poderosos instrumentos de que se dispone

para la exploración del sistema garantizan que en el futuro habrá más

preguntas para formular y quizás algunas pocas respuestas a los clásicos

interrogantes hasta ahora formulados. La exploración del sistema solar

mediante navíos espaciales ya ha ejercido influencia en la concepción del

sistema solar.

Por ejemplo las fotografías tomadas por el Mariner IV en las proximidades

de Marte revelan la existencia de una superficie poblada por cráteres de

hasta 120 km de diámetro, producidos por impactos. Se ve en Marte un

rostro lunar, rígido, que implica que este planeta se parece más a la Luna

que a la Tierra. Tampoco se pudieron descubrir equivalentes marcianos de

rasgos terráqueos como cadenas montañosas, continentes o depresiones. El

paisaje que predomina en Marte no ha sido producido por convulsiones

originadas dentro del planeta y formadoras de montañas y continentes

como ocurrió en la Tierra. Se sospecha que lo mismo habría ocurrido en

Venus, pero aquí se multiplican las imprecisiones por la densa atmósfera

que cubre su superficie sólida.

Los planetas gigantes también deben ser altamente distintos a la Tierra. De

modo que si bien podemos aprender mucho a través del intenso estudio de

un planeta, para responder a preguntas referidas al sistema solar en su

totalidad deberá explorarse cada uno de los planetas y descubrir sus rasgos

característicos.

Con estos datos podrá alentarse la esperanza de desentrañar los procesos

que condujeron a la formación del Sol, la Tierra, los restantes planetas y los

millares de objetos más pequeños que constituyen el sistema solar.

SOL

En contraste con la composición química de la Tierra, el hidrógeno es el

elemento que predomina en el Sol. El 70% de su masa está constituida por

hidrógeno. El grueso del 30% restante está integrado por helio, un

componente químico que en la Tierra figura entre los raros. Solo el 2-3 %

son elementos más pesados. Las proporciones relativas entre la mayoría de

estos elementos más pesados resultan ser bastante similares en ambos

cuerpos celestes.

Se han descubierto en la Tierra huellas de vida en sus formas más simples

en capas datadas alrededor de 3.000 Ma. Por ello la temperatura de la

Tierra en aquella época no sería muy diferente a la actual. La temperatura

terrestre está claramente regida por el brillo del Sol, por ello se podría

concluir que la brillantez solar no habría variado fundamentalmente en los

últimos 3.000 Ma. Da idea de la estabilidad del Sol.

La temperatura del Sol debe estimarse en cerca de los 6.000 º Kelvin en su

superficie, mientras que las temperaturas en zonas profundas tienen que

calcularse en los millones de grados. La materia solar se halla en estado

gaseoso, ni líquido ni sólido.

TIERRA. ESTRUCTURA Y EVOLUCIÓN.

Durante mucho tiempo se creyó que el interior de la Tierra era líquido a

gran temperatura debajo de una corteza relativamente delgada. En el siglo

pasado la sismología ha permitido trazar una imagen del interior terrestre,

aun con algunas cuestiones enigmáticas. Sabemos que no es homogénea

radialmente, sino que existen importantes variaciones en el carácter,

composición y estado físico de los materiales desde la superficie hasta el

centro.

La Tierra puede concebirse integrada por tres secciones: la corteza, el

manto y el núcleo.

Corteza continental y marina

El hombre siente curiosidad por la historia de la corteza en que vive y

también acerca de las fuerzas que le dieron forma. ¿Qué es lo que causa los

terremotos y erupciones volcánicas? ¿Qué fuerzas formaron las montañas y

defendieron a los continentes de la erosión? Muchas de estas dudas han

tenido principio de solución con las teorías de las placas tectónicas.

La corteza tiene de 10 a 50 km de espesor en las zonas continentales y de 0

a 6 km en el lecho de los océanos. La zona limítrofe entre corteza y manto

se define por la discontinuidad de Mohorovicic, que separa diferentes

estructuras por arriba y por debajo de la interrupción.

La parte superior está cubierta en partes por rocas sedimentarias o por rocas

metamórficas (que han sufrido fuertes presiones y altas temperaturas).

Estas rocas quedaron expuestas debido a la acción de procesos erosivos.

Por debajo de los estratos más altos, la corteza se compone de granito o

rocas con sus propiedades. A mayor profundidad las rocas corticales se

tornan más densas, más ricas en hierro y calcio.

Hacia la base de la corteza son frecuentes rocas negras, tipo basalto.

En cuanto a la corteza oceánica, que es más delgada, está integrada

solamente por rocas de tipo basáltico.

Debajo de los grandes sistemas montañosos la corteza está engrosada y

profundizada (hasta 75 km en Asia Central). En las llanuras la corteza

continental es normal y bajo los océanos tiene solo pocos kilómetros de

espesor.

La corteza continental y la oceánica es la superficie de la Tierra. Se conoce

como litósfera.

Manto

Debajo de la corteza está el manto, que se extiende hasta una profundidad

de unos 3.000 km.

El manto se divide en una parte superior, cuyo espesor oscila entre 10 y

400 km y la composición varía con la profundidad. Principalmente son

minerales de olivino y piroxeno El manto es sólido, salvo en regiones

localizadas como cámaras magmáticas, donde se genera la lava de los

volcanes. Se conoce como Astenósfera.

Debajo del Manto superior se define una Zona de Transición, de 400 a

650 km de espesor. Es la fuente de los magmas basálticos. Contiene calcio,

aluminio y granate. Es densa cuando está fría. Cuando aumenta la

temperatura pasa al estado fluido y los minerales se funden para formar

basalto y se puede elevar a través de las capas superiores en forma de

magma. Se conoce como Mesósfera.

El Manto inferior sugiere un incremento de la densidad de las rocas. Está

compuesto por silicio, magnesio y oxígeno y en menor cantidad por hierro,

calcio y aluminio.

La Capa D tiene un espesor de 200 a 300 km. Se ha considerado parte del

manto inferior, con el que tiene diferente composición química. Por su

menor densidad no se habría hundido en el núcleo superior.

Núcleo

Debajo del manto se encuentra el núcleo, una región que se extiende desde

el centro de la Tierra hacia fuera de 3.000 a 3.400 km y está formada por

dos zonas distintas. El núcleo interno es sólido, con radio de 1.200 a 1.300

km.

El núcleo estaría constituido por hierro y algún otro elemento más liviano

como el silicio. En algún tiempo atrás se pensaba que estaba compuesto por

hierro y algo de níquel (10%) y se denomina NIFE.

El núcleo externo está en estado líquido, y se extiende quizá hasta los 3.400

km del centro terrestre. El material que lo compone no es tan denso como

el hierro puro fundido, por la presencia de elementos más livianos como

oxígeno y azufre (10%).

Este líquido caliente es conductor de electricidad donde se producen

corrientes convectivas que generan el magnetismo terrestre. Este se debe a

las corrientes eléctricas circulantes en el núcleo externo líquido, producidas

por movimientos mecánicos del fluido conductor.

Las presiones existentes en el núcleo son mayores a los 1,4 millones de

atmósferas. La temperatura en la región limítrofe entre el núcleo y el manto

es de 4.000º a 5.000º centígrados.

Ondas sísmicas

Estos gruesos rasgos del Núcleo y los detalles de las profundidades son

revelados por las ondas sísmicas provocadas por los terremotos. Se generan

dos tipos de ondas, las ondas P, animadas de un movimiento longitudinal

en la dirección de propagación de las ondas. Viajan a velocidades entre 5 y

8 km/seg. Solo las ondas P pueden atravesar un medio líquido.

Las ondas S tienen un movimiento transversal con respecto a la dirección

de la propagación.

En cualquier plano divisorio de las propiedades de elasticidad (como

manto/núcleo) es posible generar ondas P refractadas y reflejadas así como

ondas S refractadas y reflejadas.

En la zona limítrofe entre el núcleo y el manto una onda incidente P sigue

su viaje hasta introducirse en el núcleo y retorna de este a la superficie. No

hay evidencias en el sentido de que una onda S haya viajado a través del

núcleo externo, y es una de las razones para pensar que es líquido.

También hay ondas sísmicas que se desplazan cerca de la superficie y en la

propia superficie de la Tierra. Hay dos clases, las ondas Rayleigh y las

ondas Love. Si bien se desplazan en torno de la Tierra su velocidad se

afecta por las propiedades del material a profundidades de varios

centenares de kilómetros. Estas ondas han suministrado valiosa

información del manto externo. (Descubrimiento del estrato Gutenberg de

baja velocidad en el manto superior).

Campo magnético

El campo magnético sale por el polo sur del planeta, hace un giro por el

espacio y vuelve a meterse por el polo norte, de modo que en la mayor

parte de la Tierra tenemos una espesa región de campo magnético sobre

nuestras cabezas. Protege a la Tierra de las veloces partículas provenientes

del Sol y resulta como un escudo de la Tierra ante el viento solar en sí, y

además comprime al campo magnético alrededor de la Tierra.

Resulta importante saber de donde proviene la energía necesaria para

conducir las corrientes de convexión en el medio líquido del núcleo

externo. Se considera que esas corrientes son responsables del campo

magnético de la Tierra.

Cuando la lava expulsada por las erupciones volcánicas se enfría por

debajo de determinada temperatura, dentro de su estructura mineral queda

encerrada una orientación magnética que coincide con la dirección del

campo magnético de la Tierra en el momento del enfriamiento de la lava.

Esta memoria magnética permanece fija mientras dura la existencia de la

roca, aunque el campo magnético terrestre se modifique posteriormente.

El ángulo que forma el eje magnético de la Tierra con su eje geográfico no

es constante, pero su variación es muy lenta. La diferencia entre el norte

verdadero y la dirección hacia donde apunta la aguja magnética se llama

declinación. El ángulo es de unos 11º, no es constante y mantiene ligeras

variaciones, en general muy lentas.

Hay evidencias de inversión de los polos magnéticos en la historia

geológica de la Tierra.

TIERRA. Algunas medidas.

Círculo máximo: 40.000 km (Ecuador y Meridianos)

Radio ecuatorial: 6.378 km

Superficie: 511 M km2 (M=Millones).

Océanos y mares: 361 M km2.

Tierra firme: 149 M km2

Volumen: 1.083 M km3

Densidad: 5,51

EL TIEMPO EN LOS PROCESOS GEOLÓGICOS. ESCALA DEL

TIEMPO GEOLÓGICO.

El tiempo geológico es de una gran extensión, donde la unidad de medición

no es el año, sino el millón de años. Es el estudio de la historia de la

Tierra, desde la formación de la corteza terrestre (4.600 Ma) hasta la

actualidad.

El tiempo geológico sirve para situar dentro de un tiempo determinado,

aparición o desaparición de especies, cambios en el clima o en el relieve y

otros factores que afecten a la Tierra.

Partiendo de la observación de las rocas y sus asociaciones, podemos

reconstruir los procesos geológicos del pasado. Los que construyeron rocas,

los que las modificaron y las destruyeron. Los que construyeron montañas,

las erodaron y las arrasaron.

Además es necesario ubicar los “acontecimientos” en la trama del tiempo

físico, luego de ordenarlos en su correcta sucesión en el tiempo.

Hoy sabemos por qué faunas y floras cambian con el pasar del tiempo y

por que se suceden unas a otras. Los organismos se transforman

incesantemente, se han ido diversificando en formas más y más complejas,

más y más evolucionadas, desde las remotas épocas en que la vida

elemental apareció sobre nuestro planeta. Y en cada período, en cada

momento del largo pasado, el conjunto de los organismos vivientes, la

fauna y la flora de ese tiempo, presentaba características propias nunca más

repetidas pero superadas con el pasar del tiempo. El estudio de los estratos

y de sus fósiles característicos en Europa, llevaron finalmente a formular

un cuadro general, ensamblando distintas secciones expuestas en distintas

comarcas.

Debido a los descubrimientos y dataciones más rigurosas de fósiles y rocas,

la división de la escala del tiempo geológico se ha ido tornando más

compleja en la medida del avance de las observaciones y las nuevas

tecnologías.

La división de la escala está dada por una segmentación y subdivisión de

orden jerárquico:

Eones – Eras – Períodos – Épocas y entidades menores.

Todos tienen nombres de aplicación universal, asociados a nombres de

comarcas, poblaciones, fósiles, etc., donde fueron encontrados los ejemplos

más significativos o en relación a los porcentajes de fauna nueva o fósil,

etc.

Eones. Entidad de mayor extensión de tiempo, equivalente a 1000 Ma.

Arcaico, Proterozoico y Fanerozoico.

Eras. Contiene decenas a centenares de millones de años. Paleozoico (vida

antigua), Mesozoico (vida intermedia) y Cenozoico (vida reciente), es decir

tienen nombres originados por cambios profundos de la vida en la Tierra.

Períodos. Subdivisión de una Era. Ej. Triásico, Jurásico y Cretácico, por

cambios menos profundos en comparación a las Eras.

Épocas. Subdivisión de Períodos. El Período Terciario tiene las Épocas

Paleoceno, Eoceno, Oligoceno, Mioceno y Plioceno.

En la historia de la Tierra hay otros acontecimientos a más de los

sedimentarios y biológicos, son los acontecimientos erosivos, volcánicos,

plutónicos y diastróficos, englobando en estos últimos a todos los que

tienen algo que ver con dislocaciones de la corteza terrestre.

Los fósiles más antiguos conocidos datan del Período Cámbrico, uno 500

Ma (millones de años) antes del presente. En este Período aparecen rasgos

de vida organizada. Son mayormente invertebrados.

Las rocas anteriores al Cámbrico se incluyen en el Precámbrico. Las rocas

más antiguas datadas tienen entre 3.000 y 4.500 Ma. Son los escudos o

macizos continentales constituídos por rocas Precámbricas, sin fósiles o

con restos problemáticos, por lo común son rocas altamente

metamorfizadas. Para desentrañar la sucesión de acontecimientos quedan

por estudiar las discordancias o recurrir a métodos de datación radimétricos

(edad absoluta) para armar la secuencia de procesos ígneos y diastróficos,

que permitan bosquejar la historia geológica de estas regiones. El

Precámbrico se divide en Proterozoico (vida primitiva) y Arqueozoico

(vida arcaica), sin saber en realidad como era esa vida primitiva o si en

realidad hubo vida.

TECTÓNICA DE PLACAS

La teoría de la tectónica global o de placas fue desarrollada en la década de

1960 y a ella se ajusta actualmente el trabajo de la geología. El antecedente

a mencionarse es la teoría de la Deriva de los Continentes, elaborada por

Wegener en 1912.

La fragmentación y dispersión de los continentes desde la Pangea

(Proterozoico??) inicial hacia las actuales posiciones implican su deriva.

Para los fines de la teoría de las placas fue importante determinar que la

envoltura exterior y funcional de la Tierra es la capa denominada litósfera.

La corteza terrestre junto con la parte más alta del manto superior

forman la litósfera, que es una capa rígida y quebradiza de unos 100 km de

espesor. Arealmente la litósfera está dividida en una serie de placas rígidas

que flotan sobre la astenósfera.

La astenósfera es una sección del manto de unos 500 km de espesor que

presenta comportamiento dúctil con alta temperatura y presión y responde

a los esfuerzos como un líquido viscoso. Se sitúa debajo de la litósfera.

El calor interno de la Tierra se transmite:

1. Por conducción, es decir por difusión a través de materia estática

como en el caso de la litósfera, y

2. Por convección, en este caso transportado por la materia en

movimiento.

Se admite actualmente que el manto está animado por movimientos de

convección, que involucra materia móvil y deformable, lo que supone

temperaturas suficientemente altas para que el manto adquiera

comportamiento plástico. Estos movimientos son lentos porque remueven

manto sólido. Este circuito de transporte de energía, se produce en forma

ascendente hasta ponerse en contacto con la corteza.

Todo el manto o al menos su parte superior está en continuo movimiento

siguiendo celdas de convección. Como resultado de este movimiento, la

litósfera que se encuentra por encima, está obligada a moverse y entonces

es arrastrada sobre la astenósfera.

En los lugares donde las corrientes de convección divergen se hallan

situadas las dorsales oceánicas, en las cuales emergen los materiales

calientes del manto. En las zonas donde la corteza se presenta adelgazada,

se produce una disminución de la presión que soportan las rocas del manto,

lo que facilita la generación de magma (fusión). Se producen fuerzas

tensionales y como consecuencia ruptura de la litósfera y divergencia de las

placas. La inyección de magma rellena los huecos (surcos o depresiones)

dejados por la separación de las placas. Sin embargo las placas siguen

divergiendo y las lavas recientemente formadas también se rompen,

separándose, y se produce nueva inyección de magma. De este modo la

corteza recién formada se va alejando del centro de expansión.

Para compensar la continua formación de corteza oceánica, existen áreas

donde la corteza se consume: las zonas de subducción. En las zonas de

subducción la litósfera oceánica, fría, rígida y densa (=3 gr/dm3), es

arrastrada por debajo de otra placa de menor densidad (continental=2.65

gr/dm3), hacia zonas más profundas.

En la medida que la litósfera oceánica desciende, se va calentando hasta

fundirse parcialmente, pudiendo llegar a ser asimilada por el manto. El

primer constituyente que pierde esta placa subductada es el agua. Esta

placa ingresa al manto facilitando la fusión (generación de magmas). Por

esta razón en las zonas de subducción se produce actividad magmática

(rocas ígneas intrusivas y extrusivas).

Las placas litosféricas están limitadas por tres tipos de márgenes:

1. Las dorsales, que son lugares donde las placas divergen y se genera

corteza.

2. Las zonas de subducción, que se originan por convergencia de

placas, donde una placa se subducta por debajo de otra y se destruye

corteza.

3. Las fallas transformantes, que son grandes fracturas que cortan

transversalmente las dorsales y en las que se produce un

desplazamiento lateral de dos placas sin que se genere ni destruya

material.