Fatta eccezione forse per alcuni abitanti di isole remote, gli uomini
hanno una naturale tendenza a considerare i continenti come una caratteristica
fondamentale e permanente della Terra. Si dimentica facilmente come essi
costituiscano masse disperse e isolate su un pianeta in gran parte ricoperta
dalle acque. Ma, vista dallo spazio, l'immagine corretta della terra come
pianeta azzurro diviene immediatamente chiara da questa prospettiva appare
davvero straordinario che nel corso della sua lunga storia la terra sia riuscita
a mantenere sempre emersa una piccola porzione della sua superficie, il che ha
consentito tra l'altro l'evoluzione della vita terrestre. Ma la persistenza di continenti di rilievo è un fatto puramente
fortuito? Come ha avuto origine quella cosa complicata che è la cosa terrestre?
E' sempre esistita, come la glassa di un <<dolce>> di dimensioni planetarie, o
sì è evoluta attraverso i tempi geologici? Simili interrogativi hanno generato
dibattiti pluridecennali fra gli scienziati, ma la storia - affascinante - di
come la superficie terrestre abbia acquisito la sua forma attuale può dirsi
essenzialmente chiarita. Queste conoscenze mostrano, e ciò è un fatto notevole,
che le condizioni necessarie per la formazione dei continenti sulla terra
potrebbero non avere riscontri nel resto del sistema solare. La Terra e Venere,
essendo simili per diametro e distanza dal sole, sono spesso visti come pianeti
gemelli. Di conseguenza normale chiedersi se la crosta venusiana sia
confrontabile con quella terrestre. Per quanto le osservazioni con telescopi a
terra non diano informazioni utili al proposito, a partire dal 1990 il radar
della sonda spaziale Magellano ha penetrato la spessa coltre di nubi che cela
Venere, mostrandone la superficie con eccezionale chiarezza. Dalle immagini
dettagliate delle forme superficiali i planetologi sono in grado di avanzare
ipotesi sul tipo di roccia che costituisce la crosta di Venere. Il nostro pianeta gemello appare ricoperto di rocce di composizione
basaltica, molto simili a quelle rocce scure e a grana fine che caratterizzano i
bacini oceanici terrestri. La mappatura effettuata da Magellano, comunque, non
ha rivelato aree estese e che si potessero dire analoghe della crosta
continentale terrestre. Le regioni rilievo, denominate Aphrodite Terra e
Isthar Terra, sembrerebbero relitti di lave basaltiche deformate. Su Venere
si trovano ammassi cupoliformi di dimensioni più contenute, i quali potrebbero
indicare come in alcuni luoghi il substrato roccioso abbia una composizione
sostanzialmente diversa; è anche possibile che essi siano semplicemente
costituiti da un'eccedenza di basalto. Dopo avere analizzato la mole di dati
radar forniti da Magellano, i planetologi hanno concluso che sul suolo di
Venere non sembra essere attiva una tettonica delle zolle (vale a dire un
meccanismo continuamente funzionante di produzione di nuova crosta, trasporto e
distribuzione di vecchia crosta). Non esistono su questo pianeta chiari
equivalenti delle estese dorsali medio-oceaniche o dei grandi sistemi di fossa
presenti sulla Terra. È quindi poco plausibile che la crosta di Venere venga
regolarmente riciclata nel mantello del pianeta. E neppure sembrerebbe ci sia
molto bisogno di fare spazio a una nuova crosta: la quantità di lava che viene
correntemente eruttata su Venere equivale circa alle emissioni di un solo
vulcano delle Hawaii, il Kilauea, e ciò rappresenta evidentemente una inezia per
il pianeta nel suo insieme. Le scoperte compiute su Venere e rilevamenti
analoghi su altri corpi solidi del sistema solare mostrano che le croste
planetarie possono essere opportunamente catalogate in tre tipi fondamentali. Le
cosiddette croste primarie risalgono agli inizi del schema solare: essi formano
quando grandi frammenti di materia primordiale caddero su un pianeta in
accrescimento di energia stessa delle collisioni fece sì che il protopianeta
fondesse. Al raffreddarsi della roccia fusa, cominciarono abbastanza
precocemente a formarsi cristalli di alcuni tipi di minerali, i quali si
segregarono dal resto del magma. Un simile processo, per esempio, generò
probabilmente i bianchi altipiani lunari, quando grani di feldspato - minerale
di 
bassa densità - si portarono (per differenziazione gravitativa) alla
superficie del primordiale <<oceano>> lunare di basalto fuso. La crosta di
molti satelliti dei pianeti giganti esterni, composta da roccia mista a ghiaccio
di acqua, di metano e di ammoniaca, può essere nata anch'essa da una funzione
catastrofica avvenuto nel corso dell'accrescimento iniziale.
Le croste secondarie si formano non come conseguenza di improvvisi
episodi fusione a grande scala, ma quando il calore generato dal decadimento di
elementi radioattivi si accumula gradualmente in un corpo planetario. Un simile
lento riscaldamento provoca la fusione di una piccola parte dell'interno
roccioso del pianeta, fusione che a come normale conseguenza l'eruzione di lave
basaltiche. Le superfici di Marte e Venere e di fondi oceanici terrestri sono
ricoperti di croste secondarie prodotte in questo modo. I <<mari>> della luna
sono anch'essi formati da lave basaltiche originatesi in profondità dell'interno
lunare. Il calore prodotto dalla radioattività potrebbe avere generato croste
secondarie anche in alcuni satelliti ghiacciati di pianeti del sistema solare
esterno.
Le cosiddette croste terziarie possono formarsi qualora strati
superficiali ritornino nel mantello di un pianeta geologicamente attivo. Come in
una sorta di distillazione continua, il vulcanismo può quindi condurre alla
produzione di magma altamente differenziato di composizione distinta da quella
del basalto, più vicina a quella delle rocce granitiche dal colore chiaro. Dato
che il processo di riciclaggio necessario a generare magmi granitici può
svilupparsi solo su un pianeta dove sia operante una che tonica delle zolle, una
simile composizione deve essere rara nel sistema solare. La formazione di crosta
continentale sulla Terra potrebbe anche costituire un
unicum. Nonostante il piccolo numero di esempi per ognuna delle tre
categorie, sembra possibile stabilire una generalizzazione per la genesi delle
superfici planetarie: esistono chiare differenze nella velocità di formazione
delle croste primarie, secondarie e terziarie. La luna, per esempio, ha generato
la sua bianca crosta primaria ricca in feldspati - che costituisce circa il 12%
del volume lunare - in pochi milioni di anni. Le croste secondarie hanno
un'evoluzione molto più lenta. I <<mari>> basaltici della luna (fatti di crosta
secondaria) hanno uno spessore di poche centinaia di metri che costituiscono
solo lo 0,1% del volume del nostro satellite. Per la loro formazione però è
stato necessario un miliardo di anni un altro esempio di crosta secondaria è
dato dei bacini oceanici basaltici del nostro pianeta (che costituiscono circa
lo 0,1% della massa terrestre), formatisi in circa 200 milioni di anni. La
generazione di crosta terziaria ha un'efficienza ancor minore. Sulla terra sono
occorsi miliardi di anni per produrre crosta terziaria, cioè i continenti.
Questi costituiscono nel complesso circa lo 0,5% della massa dell'intero
pianeta.
quelli della via lattea
Molti elementi per il resto assai rari sulla terra si ritrovano
particolarmente concentrati nelle rocce granitiche, e questo fenomeno conferisce
alla crosta continentale un'importanza che eccede le proporzioni della sua
piccola massa. Tuttavia i geologi non sono finora riusciti a valutare la
composizione complessiva della crosta - un punto di partenza necessario per
qualunque studio sull'origine e sull'evoluzione della crosta stessa - per mezzo
di osservazioni dirette. Una soluzione possibile consisterebbe nel compilare
organicamente le descrizioni delle rocce che affiorano in superficie; ma anche
questo pasto
corpus di informazioni potrebbe rivelarsi insufficiente. Un programma di
esplorazione su vasta scala in grado di raggiungere nella crosta profondità
sufficienti a fornire campioni significativi forzerebbe i limiti delle attuali
tecnologie di perfezione e avrebbe costi assolutamente proibitivi. Fortunatamente è a portata di mano una soluzione più semplice. La
natura ha già provveduto a eseguire un ampio campionamento attraverso i processi
di erosione e di deposizione di sedimenti. I fanghi, una volta consolidati in
roccia, forniscono una composizione media sorprendentemente attendibile della
crosta continentale esposta. Questi campioni, però, hanno perso del tutto o in
parte gli elementi che sono solubili in acqua, come il sodio e il calcio. Tra
gli elementi insolubili che vengono trasferiti dalla crosta ai sedimenti senza
alterazione delle abbondanze relative vi sono i 14 elementi delle terre rare.
Essi hanno una utilità senza pari per decifrare la composizione crostale, da
tutti i loro atomi non si adattano alla struttura cristallina dei minerali più
comuni. Questi elementi tendono a concentrarsi nei prodotti granitici più
tardivi del consolidamento di un magma.
Dato che la distribuzione delle terre rare in sedimenti di natura
diversa e tende a mantenersi invariante, i geochimici suppongono che i processi
di alterazione superficiale, erosione e sedimentazione riescano a mescolare i
materiali provenienti da rocce ignee diverse in modo abbastanza efficiente da
produrre un campione rappresentativo della crosta continentale nel suo
complesso. Tutti gli elementi delle terre rare rappresentano un <<marchio>>
della composizione della crosta superiore e conservano, nelle abbondanze degli
elementi, una registrazione degli eventi ignei che possono avere influenzato la
formazione della crosta. Utilizzando questi marcatori geochimici, i geologi
hanno per esempio determinato la composizione della parte superiore della crosta
continentale si avvicina a quella della granodiorite, una comune roccia ignea
che consiste per lo più di quarzo e feldspati, di colore chiaro, e di una
<<pepata>> di vari minerali scuri. Nelle profondità della crosta continentale,
vale a dire oltre il 10-15 km sotto la superficie, diviene probabilmente comune
roccia di composizione più basaltica. L'esatta natura di questo materiale rimane
controversa, e i geologi stanno attualmente verificando le loro idee in
proposito mediante misurazione del calore prodotto entro la crosta da alcuni
isotopi radioattivi di potassio, uranio e torio. Ma sembra ragionevole ammettere
che, almeno in parte, questa inaccessibile ed enigmatica regione possa
consistere di basalto rimasto intrappolato al di sotto dei continenti, i quali
hanno densità inferiore. È questa proprietà fisica delle rocce granitiche - la
bassa densità - a spiegare perché i continenti, per la maggior parte, non siano
sommersi. La crosta continentale si eleva in media di 125 m sul livello del
mare, di circa il 15% delle aree continentali supera i 2 km di altitudine.
Queste grandi elevazioni contrastano nettamente con le profondità dei fondi
oceanici, che si trovano in media circa 4 km al di sotto del livello del mare:
una diretta conseguenza del fatto di essere costituiti da densa crosta oceanica
composta principalmente di basalto di una sottile copertura di sedimenti.
Alla base della crosta giace la cosiddetta discontinuità di
Mohorovicic, o <<Moho>>. Questa superficie corrisponde a un
drastico cambiamento in composizione, e si estende indifferentemente al di sotto
di oceani e continenti: superata la Moho la roccia diviene estremamente densa e
ricca di olivina. I geofisici, studiando la propagazione delle onde sismiche,
hanno rintracciato la Moho in tutto il globo.
 Simili ricerche hanno anche indicato che il
mantello al di sotto dei continenti può essere permanentemente solidale con ciò
che lo sormonta. Questi <<zatteroni>> subcrostali relativamente densi possono
arrivare uno spessore di 400 km e sembrano muoversi con i continenti nelle
peregrinazioni di questi ultimi. Una conferma di questa teoria proviene
dall'analisi di minute inclusioni trovate in diamanti si pensa siano originati
in profondità di questa regione subcrostale. Le misurazioni effettuate mostrano
che i diamanti possono risalire addirittura a 3 miliardi di anni fa, e ciò
dimostra quanto antiche siano le radici continentali profonde. E' curioso riflettere sul fatto che meno di 40 anni fa non vi era
alcuna prova che le rocce che caratterizzano i bacini oceanici differissero in
modo fondamentale da quelle reperibili sui continenti. Si pensava che gli oceani
fossero semplicemente pavimentati da continenti sprofondati. Questa percezione
discendeva abbastanza conseguentemente dal concetto che la crosta continentale
fosse estesa a tutto il globo, in quanto formata una sorta di schiuma su un
pianeta inizialmente fuso. Anche se attualmente sembra certo che la Terra fosse
effettivamente fusa in una fase precoce della sua esistenza, pare che una crosta
granitica primaria del tipo che si presumeva alcuni decenni or sono non sia di
fatto mai esistita.
quelli della via lattea
Come è accaduto che due distinti tipi di crosta, continentale e
oceanica, riuscissero a prodursi sulla Terra? Per rispondere a questa domanda,
si deve considerare la storia iniziale del sistema solare. Nella regione della
nebulosa solare primordiale occupata dall'orbita terrestre il gas veniva per lo
più spazzato via dal vento solare, lasciando solo detriti di dimensioni
sufficienti per sopravvivere all'intensa attività del giovane Sole. Questi
oggetti, a loro volta sviluppatisi per accrescimento, si aggregarono infine a
formare il nostro pianeta. Il processo dovette richiedere da 50 a 100 milioni di
anni. In un momento tardivo di questa fase di formazione, un planetesimo di
grande massa - forse dalle dimensioni di Marte - andò a collidere con la Terra
ormai quasi interamente formata. Il mantello roccioso di questo corpo fu
scagliato in orbita - e da esso si formò la luna - mentre il suo nucleo
metallico cadde entro la Terra. Questo evento catastrofico provocò la totale
fusione del pianeta. Quando la Terra più tardi si raffreddò e inizio a
solidificare, formò probabilmente una prima crosta basaltica. È probabile che in
questa fase la superficie terrestre avesse un aspetto simile a quello attuale di
Venere. Di questa crosta primaria non è rimasta comunque la minima traccia.
Resta incerto se essa sia andata in subduzione nel mantello o se invece si sia
impilata in masse localizzate fino a diventare abbastanza spessa per
trasformarsi in roccia più densa e poi sprofondare. In ogni caso, non vi sono
prove dell'esistenza di una crosta granitica di qualche importanza in questa
fase precoce. Tracce di una crosta di questo tipo dovrebbero essere
sopravvissute sotto forma di grandi dispersi di zircone, un minerale che si
forma nel granito e che è enormemente resistente all'erosione. Sebbene siano
stati trovati alcuni zirconi databili approssimativamente a quell'epoca (gli
esempi più antichi provengono da rocce sedimentarie australiane che hanno circa 4,
2 mld di anni), questi grani sono estremamente rari.
Maggiori informazioni sulla crosta primordiale provengono dalle più
antiche rocce conservatesi fino a oggi. Esse si formarono una grande profondità
della crosta poco meno di 4 miliardi di anni fa , ora affiorano in superficie
nel Canada nord-occidentale. Questa formazione rocciosa prende il nome di gneiss
di Acasta. Esempi un poco più giovani di crosta primordiale sono stati
documentati in numerosi siti sparsi in tutto il mondo, e la meglio studiata di
queste formazioni si trova in Groenlandia occidentale. Qui l'abbondanza di rocce
sedimentarie testimonia la presenza di dilavamento e l'esistenza già in epoca
remota di quelli che probabilmente erano veri oceani. Ma anche queste rocce
straordinariamente antiche del Canada e della Groenlandia risalgono 400-500
milioni di anni dopo l'accrescimento iniziale della Terra. La lacuna nella
documentazione geologica fu senza dubbio causata da impatti di corpi meteoritici
che distrussero in gran parte la più antica crosta terrestre. Dalle rocce
sedimentarie i geologi sanno che la formazione della crosta continentale è stato
un processo continuo nella lunga storia della Terra. Ma la generazione di crosta
non ha sempre avuto lo stesso carattere. Per esempio, al passaggio tra Archeano
e Proterozoico, circa 2, 5 mld di anni fa, si riscontra un netto cambiamento.
Nella composizione della parte superiore della crosta, prima di questa
discontinuità entravano costituenti meno evoluti: una mescolanza di basalto e
graniti ricchi di sodio. Queste rocce costituiscono la cosiddetta serie tonalite-trondjemite-granodiorite, o TTG. Una simile composizione è nettamente
diversa da quella della crosta superiore attuale, che deve dominare i graniti
ricchi in potassio.
La ragione del profondo cambiamento nella composizione costale
avvenuto circa 2, 5 mld di anni fa sembra essere legata agli sconvolgimenti
provocati dalla tettonica delle zolle. Prima di quell'epoca, la crosta oceanica
veniva riciclata rapidamente, data l'esistenza di più alti livelli di
radioattività che producevano una maggiore quantità di calore. Durante
l'Archeano esistevano forse più di 100 zolle separate, mentre ora le zolle sono
solo una decina. A differenza della crosta oceanica attuale, che fa un lungo
tragitto e si raffredda notevolmente prima di riaffondare nel mantello, quella
di allora sopravviveva per un tempo assai più breve. Essendo ancora
relativamente calda al suo ritorno nel mantello, iniziava a fondere a profondità
assai inferiori rispetto a quanto non faccia oggi. Questa differenza spiega la
formazione di rocce ignee ricche di sodio della serie TTG; tali rocce si formano
attualmente solo in quei rari luoghi ove va in subduzione crosta oceanica di
giovane e quindi calda.
La tendenza del magma in quell'epoca a formarsi con una composizione
TTG spiega perché la crosta si sia sviluppata durante l'Archeano come un insieme
di basalto e tonalite. All'epoca emersero grandi porzioni della crosta
continentale: almeno il 50%, con un episodio di crescita principale fra 3,0 e
2,5 miliardi di anni fa. Da allora, l'elevazione relativa dei bacini oceanici e
delle piattaforme continentali è rimasta relativamente stabile.
All'inizio del Proterozoico, 2,5 miliardi di anni fa, la crosta aveva
assunto molte delle sue caratteristiche attuali, e si era avviato il ciclo della
tettonica delle zolle. Attualmente la crosta oceanica si forma dall'eruzione di
lava basaltica lungo una rete di dorsali medio-oceaniche. Questo processo
produce annualmente oltre i 18 km³ di roccia. Il lembo di crosta di nuovo
formazione si sovrappone allo strato esterno del mantello e assieme a questo va
a costituire la rigida litosfera. La litosfera oceanica torna a inabissarsi nel
mantello nelle zone di subduzione, dove il fondo oceanico è caratterizzato da
profonde fosse. Qui il lembo discendente di litosfera trascina con sé nel
mantello sedimenti marini umidi e basalto. Alla profondità di circa 80 km, il
calore fa passare l'acqua e altri componenti volatili dai sedimenti subdotti
alla sovrastante regione di mantello. Queste sostanze riescono a indurre la
fusione del materiale circostante a una temperatura inferiore al normale. Il
magma prodotto in tal modo finisce col raggiungere la superficie, dove causa
eruzioni esplosive e spettacolari. Il vulcanismo indotto dalla subduzione non è però la sola fonte di
nuova roccia granitica. L'accumulo di calore in profondità nella stessa crosta
continentale può causare fusione, e il magma così prodotto migra verso la
superficie. Parte di questo calore può provenire dal decadimento di
elementi radioattivi, ma una sorgente più probabile è il magma basaltico e
risale da profondità ancora maggiori nel mantello e rimane intrappolato sotto il
coperchio granitico. La roccia fusa può allora comportarsi come un bruciatore al
di sotto di una padella. Per quanto i più drastici cambiamenti nel processo di formazione della
crosta continentale si siano verificati finire dell'Archeano, 2,5 miliardi di
anni fa, i continenti mostrano di aver subito episodici cambiamenti in tutto il
corso dei tempi geologici. Per esempio, considerevoli accrescimenti tardivi
della crosta continentale si ebbero da 2,0 a 1,7, da 1,3 a 1,1 e da 0,5 a 0,3
miliardi di anni fa. Se i continenti abbiano sperimentato un'evoluzione
punteggiata di questo tipo può a prima vista sembrare controintuitivo. Perché
mai, dopo tutto, la crosta dovrebbe formarsi in episodi discreti se la
generazione di calore interno è un processo continuo? Una visione più dettagliata della tettonica delle zolle aiuta a
risolvere questo rompicapo. Durante il Permiano (circa 250 milioni di anni fa),
i maggiori continenti si aggregarono in una enorme massa continentale denominata
Pangea. Questo episodio non fu unico. La formazione di supercontinenti come
questo sembra verificarsi a intervalli di circa 600 milioni di anni. Cicli
tettonici in grado di frammentare e aggregare masse continentali sono stati
documentati risalendo fino agli inizi del Proterozoico, e il più antico
supercontinente potrebbe essersi formato persino prima, durante l'Archeano.
Simili cicli tettonici di grande scala servono a <<dare il tempo>>
della crescita costale. Quando un supercontinente si frammenta, la crosta
oceanica ha ormai raggiunto i limiti di vecchiaia ed è quindi più probabile che
si formi nuova crosta continentale a mano a mano che quella oceanica va in
subduzione. Quando i singoli continenti si riaggregano, gli archi vulcanici (le
catene curve di vulcani che si generano nei pressi delle zone di subduzione)
collidono con le piattaforme continentali. In questi episodi si costituisce
nuova crosta, via via che le rocce dell'arco si aggiungono ai margini dei
continenti. Per oltre quattro miliardi di anni i continenti hanno avuto un
comportamento peripatetico: si sono aggregati e riframmentati più volte per
assumere diverse configurazioni. Sepolte in ciò che rimane attualmente,
giacciono le ultime testimonianze disponibili e la massima parte della storia
del nostro pianeta. Per ricostruire questa storia, quasi ricomponendo i pezzi di
un puzzle, è occorso tempo. Ma le conoscenze che abbiamo acquisito sull'origine
della crosta terrestre e sulla sua evoluzione ci mostrano ora che - di tutti i
pianeti - la Terra costituisce una vera eccezione. Per un fortunato caso della
natura - la capacità di mantenere operante una tettonica delle zolle - solo il
nostro pianeta è stato in grado di generare le considerevoli estensioni di
crosta continentale cui ora noi possiamo vivere.
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