Modificado de Jesús de la Rosa TEMA2. EL SISTEMA SOLAR

TEMA2.
EL SISTEMA SOLAR. METEORITOS. EVOLUCIÓN DEL SISTEMA SOLAR Y LA TIERRA.
1.
2.
3.
4.
Introducción
Origen y Evolución del Sistema Solar
La Luna Mercurio, Venus, Marte Júpiter, Saturno, Urano Neptuno y Plutón Meteoritos
Evolución de la Tierra
1. Introducción
En este tema se hará una revisión de los descubrimientos obtenidos recientemente en Planetología, los
cuales pueden dar cuenta de una teoría sobre el origen y evolución del Sistema Solar y de la Tierra. Antes
de nada hagamos un poco de estadística.
Nuestro Sistema Solar está constituido por nueve planetas, cuarenta satélites conocidos y un sin fin de
asteroides y cometas que ocupan una región de 8000 millones de millas. Para hacernos cuenta de las
dimensiones del Sistema Solar, el Sol representaría una bola de baseball. La Tierra sería un grano de arena
que se encontraría a 30 pies, Júpiter sería un guisante, situado a 150 pies, y Pluton sería otro grano de arena
a 1200 pies. La estrella más cercana se situaría a 1500 millas.
Excepto Pluton y Mercurio, el resto de los planetas se encuentran en la eclíptica, el cual es el plano de
órbita de la Tierra. La eclíptica de Mercurio posee 7º y la de Pluton 17º de desviación.
La órbita de Plutón es cercana a la de Neptuno, lo que sugiere que Pluton puede ser un satélite que
escapó de Neptuno
El cinturón de asteroides se encuentra entre Marte y Júpiter, conteniendo más de 100.000 pequeños
cuerpos en órbita alrededor del Sol.
El diámetro de los planetas es medido con telescopios o radares. Para determinar la masa se debe
conocer cómo la atracción gravitatoria afecta el movimiento de cuerpos celestes que pasan cerca, tales
como otros planetas, satélites, cometas, asteroides, etc.
Los planetas, excepto Pluton, se pueden dividir en dos grupos: terrestres que son internos, pequeños y
de alta densidad, y los gigantes, externos y baja densidad. Los primeros son parecidos a la Tierra en cuanto
a la composición, mientras que los gigantes son parecidos al Sol. Estos son ligeros y poseen H y He.
2. Origen y evolución del Sistema Solar
Está íntimamente relacionado con la formación del Sol.
1. En el principio fue una masa de gas y polvo interestelar conocido como nebulosa solar de
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6.
6.000 10 años, como resultado de las explosiones terminarles de estrellas ancestrales, las
cuales añadieron los elementos que ellos sintetizaron al Hidrógeno y Helio primordial que
se originó en el BB.
Ver tabla de composición química de la nebulosa solar.
La nube de polvo rotó en el mismo sentido que la Vía Láctea y estuvo influenciada por las
fuerzas eléctrica, magnética y gravitacional.
La masa comenzó a contraerse, generando un gradiente de P-T y a incrementar la tasa de
rotación.
Algunas partículas sólidas generadas en la nebulosa se evaporaron conforme aumentaba la
temperatura. De esta forma las partículas más refractarias) aleaciones de Fe-Ni, Al2O3,
CaO, etc.) sobrevivieron en la parte caliente interna.
Al aumentar la velocidad de rotación se forma un disco, concentrándose en el los sólidos.
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Se hizo opaco y absorbe la radiación infrarroja.
Este gradiente de P y T produjo una diferenciación geoquímica
Los componentes de baja presión de vapor persistieron como nube de polvo y la de
aumento de P vapor solamente se encontraría en la zona más fría.
Hay una lista de componente que se condensaron a unas determinadas temperaturas.
Las partículas condensadas se ensamblaron en planetesimales, variando desde 10 a 1000
km.
La composición de los planetesimales varió también dentro de la nebulosa. Los
planetesimales cercanos al Sol estaban dominados por componentes refractarias, por
ejemplo óxidos y Fe-Ni metálicos, hielo agua, amonio, metano y otros volátiles.
En menos de 100.000 años, el Sol alcanzó la Temperatura de ignición para la fusión de H.
En este periodo el SOL poseía una superluminosidad.
10 Ma después se produjo la expulsión del 25% de su masa original en forma de viento
solar. A este estadio se le reconoce como T-Tauri dentro de una evolución estelar
Todos los gases fueron desalojados de la vecindad del SOL, persistiendo solamente
planetesimales de 10 m de diámetro.
Los planetesimales en las regiones internas de los discos planetarios se acrecionaron pero
generan planetas pétreos.
Inestabilidades en la parte más externa generarían los planetas gaseosos salvo Pluton.
El origen y composición química de Pluton resulta no bien conocida.
Las observaciones que deben explicar cualquier hipótesis sobre la evolución y origen del Sistema de
Planetas sería:
-Los planetas giran alrededor del sol en órbitas elípticas y circulares.
-Las órbitas están localizadas en un plano y definen un disco el cual es perpendicular al eje de rotación
del sol.
-El periodo de rotación de los planetas depende de la distancia del sol: los más rápidos son los más
lejanos y los más lentos que los que giran cerca de él.
-Los planetas giran en sus órbitas en la misma dirección que la rotación el sol, salvo Venus y Urano que
lo hacen al contrario y en sentido horario desde el polo norte de la Tierra.
Estas leyes de la mecánica celeste fueron descubiertas por Kepler y explicadas por Newton. Otras
características físicas y químicas que deben ser explicadas son:
-La distancia de cada planeta al sol viene a ser el doble que la del planeta anterior. Esta progresión
viene dada por la regla de Bode D=(0.4+0.3 * 2n) Dt-s (n: nº de orden del planeta; Dt-s: distancia TierraSol). Esta regla no se cumple para Marte y Júpiter, aunque parece existir un cinturón de asteroides que
podrían proceder de la desintegración de un planeta.
-Aunque el Sol supone el 99.9% de la masa del sistema solar, el momento angular se concentra en los
planetas mayores. Los planetas se agrupan en planetas Terrestres: Mercurio, Venus, Tierra y Marte, que
son rocosos, pequeños densos e interiores y los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, que
son externos, gaseosos y de baja densidad. Estos últimos son más parecidos al sol que los terrestres.
-Los cuatro constituyentes químicos de los planetas son Fe, O, Si y Mg. El Sol está constituido por 99%
H y He.
Teorías sobre el origen del Sistema Solar
Durante un gran periodo de tiempo, el único objetivo de las teorías sobre el origen del sistema solar era
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la explicación de la formación de los planetas y las regularidades dinámicas descritas anteriormente.
Existen dos tipos de teorías sobre el origen del sistema solar encabezadas por 1) Buffon (1749) y 2) por
Kant (1755) y Laplace (1796).
1.
Según Buffon, en un determinado punto del Universo ocurrió un hecho catastrófico. Un cometa
con características de una estrella colisionó con otro cuerpo. A partir del choque se originó el sol y
una pluma de materia que enfriándose y condensándose daría con posterioridad a los planetas.
Consideraciones térmicas suponen que los gases se encontrarían a un millón de grados y serían
dispersado a través del espacio, por lo que esta teoría parece poco probable.
2.
2) Para Kant y Laplace, quienes independientemente propusieron una teoría similar antes de 1800,
la formación del sistema solar tuvo lugar sin la intervención de fuerzas exteriores, a partir de la
contracción de una nebulosa gaseosa que rotaba. La nebulosa rápidamente tomó la forma de un
disco con una bola en el centro. La bola comenzó a crecer y la velocidad de rotación aumentó con
su tamaño. A partir de este momento se generaron anillos de materia que producirían los planetas.
La mayoría de los científicos están a favor de la teoría de la nebulosa. Sin embargo esta teoría violaba
las observaciones de cuatro planetas, sobre todo en lo relacionado al momento angular. La teoría no explica
porqué el sol conteniendo 99% de la masa del sistema solar solamente posee un 2% del momento angular,
estando la mayoría concentrada en los planetas. En otras palabras, el sol gira demasiado lento para su masa.
El Sol
Es la estrella central de nuestro Sistema Planetario alrededor de la cual todos los cuerpos de este
sistema orbitan. Es el objeto más importante en nuestro sistema solar y el más grande ya que contiene
aproximadamente el 98% de la masa total del Sistema Solar.
Toda la energía que mantiene la vida en nuestro planeta Tierra proviene de su radiación
electromagnética.
Debido a su cercanía a la Tierra, se encuentra a 150.000.000 de km aproximadamente, y como es una
estrella típica, el Sol es la estrella más estudiada y, de los datos obtenidos de su atmósfera, podemos
analizar y comprender en parte los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto
detalle. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauro, está a unos 4,22 años luz, o sea que la luz de esa
estrella tarda 4,22 años en llegarnos, mientras que la del Sol sólo tarda unos 8 minutos en llegar a la Tierra.
Desde los principios de la Humanidad, el hombre consideró al Sol como un objeto muy importante en
su vida cotidiana. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en
el ciclo de la vida. Observando su posición a lo largo del año, se determinaron los solsticios y equinoccios
y esto les permitía iniciar los períodos de siembre y cosecha. Además, temieron cuando, debido a los
eclipses dejaban de observarlo por unos momentos.
Pero, en cuanto al punto de vista del estudio del Sol como un cuerpo celeste, se tiene conocimiento que
recién en el año 200 AC, los astrónomos chinos observaron las manchas sobre su superficie a simple vista.
Pero este hecho fue considerado en esa época como un evento singular. Pasaron muchos siglos, y, con la
aparición del telescopio se comenzó una observación más científica ya que Galileo Galilei en 1611 utilizó
este instrumento para observar las manchas de un modo más sistemático. Este hecho marcó el comienzo
del estudio del Sol y ya se lo consideró un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones
pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.
En 1666, Isaac Newton, científico inglés, observó el espectro del Sol, o sea que vió como se
descomponía la luz que nos llegaba de él en los colores que conocemos como los del arco iris. Pero, recién
en 1814, con la invención del espectroscopio por Joseph von Fraunhofer, físico alemán, se observaron
diferentes líneas espectrales producto de los diferentes elementos que componen la parte visible del Sol, la
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fotosfera. La precisión de su trabajo determinó el inicio del estudio más detallado desde el punto de vista
teórico de la atmósfera solar. Se observó que los mismos elementos presentes en la Tierra eran observados
en el Sol y, si el Sol era una estrella y estudiando su radiación (luz) detalladamente se podía determinar los
elementos químicos presentes en su atmósfera, lo mismo ocurriría si se estudiase la radiación emitida por
otras estrellas. Y así ocurrió. Ello determinó el inicio de la Astrofísica.
Gracias a los nuevos instrumentos diseñados para observar al Sol como así también a las observaciones
con satélites dedicados, fue posible mejorar nuestros conocimientos, de la física solar en modo
significativo.
Entre estos instrumentos se encuentran: el espectroheliógrafo, que mide el espectro de los rasgos
solares individuales; el coronógrafo, que permite el estudio de la corona solar sin eclipses, y el
magnetógrafo, que mide la fuerza del campo magnético de la superficie solar. El desarrollo de cohetes y
satélites ha permitido a los científicos observar la radiación en longitudes de onda no transmitidas a través
de la atmósfera de la Tierra como ser la radiación ultravioleta extrema y a los rayos X. Los instrumentos
especiales han revolucionado el estudio de la atmósfera exterior al Sol. También el uso de instrumentos
especiales fue posible observar al Sol en longitudes de onda largas como ser radiofrecuencias, ondas
submilimétricas y milimétricas. Todas estas investigaciones permiten en la actualidad logar un mayor
entendimiento de los procesos que se desarrollan en el Sol y que, en algunos casos, son perjudiciales para
los habitantes de la Tierra, como en el caso de las grandes tormentas magnéticas que causan apagones o
perturbaciones en las comunicaciones.
Acreción de los planetas
En 1940, Schmidt desarrolló una teoría sobre el origen del sistema solar. Según Schmidt, un punto
fundamental de la dinámica del sistema solar son las órbitas casi circulares de algunos planetas. Si los
planetas se han originados por contracción gravitacional de una nebulosa, deberían de tener órbitas
elípticas. A partir de esta observación Schmidt desarrolló la teoría matemática de la acreción progresiva.
Según esta idea, el disco a partir del cual se originó el sistema solar era muy caliente y gaseoso. Al
enfriarse, se condensaron componentes sólidos y minerales originando granos los cuales constituyeron
planetesimales o embriones de planetas.
La proporción de los objetos mayores aumenta. Cuando dos planetesimales se unen, varias cosas
ocurren. Si son del mismo tamaño chocan y se dirigen hacia lugares opuestos, rompiéndose en pequeñas
piezas que viajan a través del espacio. Si son de distintos tamaños, en general las pequeñas son adheridas a
las mayores aumentando su tamaño. En definitiva, la generación de los planetas es similar a la formación
de una bola de nieve.
Si crecieron cercanos al sol, la temperatura fue demasiado alta para que ciertos materiales se
condensaran y los gases se escaparan lejos. Cerca del Sol los materiales se condensaron con metales y
minerales. Mercurio de esta forma es el más denso y está constituido por Fe, los componentes que forman
las rocas más ligeros (Mg, Si, O) se condensan en ambientes más fríos de los planetas terrestres. Agua,
metano y amoniaco quedan en los satélites de los planetas gigantes como Júpiter y saturno.
Las bolas que alcanzan 2000 km de diámetro se hacen plásticas y redondeadas bajo los efectos de la
rotación y gravitación. Phobos (un satélite pequeño de Marte) posee un ø de 30 km y se parece a una gran
patata.
Acreción heterogénea
Los materiales sólidos que constituyen la Tierra (polvo y roca) se ensamblaron o acrecionaron en
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función de la densidad es decir los más denso primero y los más ligero los últimos. Los elementos más
densos generarían el núcleo y los más ligeros el manto y la corteza. Finalmente, materiales ligeros como
los gases y agua fueron capturados por la gran masa de rocas originando los océanos y la atmósfera. En
este modelo la estructura bandeada de la tierra es tan antigua como la tierra misma.
Acreción homogénea
La acreción de materiales terrestres comenzó con una nueve homogénea de polvo. La Tierra de los
primeros días fue una bola conteniendo desde el núcleo a la zona más externa la misma proporción de
silicatos, agua e Fe. Después de la acreción se originó la diferenciación, generándose las distintas capas que
se conocen actualmente. El Fe se encuentra en el núcleo, mientras que los silicatos se encuentra en las
zonas más externas. Los volátiles escaparían hacia la superficie formando la atmósfera y los oréanos.
3. Planetas y cuerpos del Sistema Solar
Luna
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
Es inusualmente grande
1/4 del diámetro de la Tierra. Radio Tierra= 6.371 km
Densidad de 3.3 g/cm3, comparable a la D de la corteza terrestre pero no a la del la Tierra global
(núcleo pequeño).
Atracción gravitatoria: 1/6 g de la Tierra.
Superficie Lunar. Descrita por Galileo
Maria: zonas oscuras, no hay alteración por agua y atmósfera, aunque si por impacto de
micrometeoritos.
Cráteres: de hasta 250 km de diámetro por impactos de meteoritos. No sol volcanes, En la Tierra se
reconocen 12 estructuras de impacto. Las zonas de mayor densidad de impacto son más antiguas.
Cómo se formaron: igual que una piedra al impactar en el agua.
Tierras Altas o Highlands: poseen alta densidad de impactos. Están en la zona oculta de la Luna y
alcanzan alturas de hasta 8 km.
Los maria se formaron cuando al impactar los meteoritos se produce la extrusión de magmas
basálticos o Plateau basalts, de 30 m de espesor
Regolito: derrubio gris
KREEP: diferenciados ricos en K, REE y fósforo.
Mascons: concentraciones de masas.
La información recopilada por las misiones Apollo y Luna ha sido muy importante. Pero actualmente
hay muchas cuestiones desconocidas tales como la estructura interna, evolución, origen, etc. de la Luna. La
realización del proyecto Apollo fue más una decisión política que científica, para demostrar el superior
sistema político y económico de los EE.UU.
Los objetivos que se intentaron alcanzar con el envío de estas misiones fueron:
1) Realización de una cartografía geológica, geofísica y geoquímica;
2) Estudios in situ;
3) Retorno de muestras, y
4) Construcción de una base lunar.
La Luna es un satélite excepcional ya que es demasiado grande en comparación con su planeta padre,
un compañero de la Tierra más que su propio padre.
La gravedad de la Luna es 1/6 de la terrestre. Esto hace que falte un empuje gravitacional para retener
la Atmósfera como en la Tierra.
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Las dataciones radiométricas muestran que las rocas de la Luna se formaron o recristalizaron hace
3.100-4.600 millones de años, por lo que la Luna ha sido geológicamente inactiva por más de 3.000
millones de años.
La tasa de energía sísmica procedente de los lunamotos es 1.000 millones de veces menor que el de los
terremotos, por lo que se afirma que la Luna se encuentra muerta desde un punto de vista tectónico.
Tampoco existen evidencias de tectónica de placas, no existen rift, arco isla, fallas transformantes, etc.
Pero incluso cuando estuvo viva, el tipo de "vida" era distinto al de la Tierra.
La superficie de la Luna ha sido desprotegida de una manta de aire y ha sido plagada por el impacto de
los meteoritos desde hace 4.6 mil millones de años. Para hacernos una idea del impacto de los meteoritos,
uno de 3 metros de diámetro y peso de 50 toneladas explosiona con una energía de 10 kilotones de TNT y
forma un cráter de 150 m de diámetro.
El cráter más famoso es el que ocurrió en el mar Imbrium, la cuenca circular más grande de la Luna.
Los cráteres y otras estructuras originadas por los meteoritos se denominan astroblemas (o heridas de
estrellas). Los cráteres en la Luna pueden preservarse por mucho tiempo. El único proceso que borra la
morfología del cráter son micrometeoritos resultados de los impactos de otros meteoritos. Estos tienden a
redondear y rellenar las partes inferiores de los cráteres.
El suelo que constituye la Luna se denomina regolito, y a diferencia de los suelos en la Tierra, es una
acumulación de fragmentos resultado de los impactos de meteoritos, rayos cósmicos, etc durante millones
de años. Se forma 1 mm por millón de años, y es una mezcla de materiales de distintas áreas. Por ejemplo,
además de fragmentos de rocas existen esferas de vidrio pequeñas, resultado del impacto del meteorito. Los
estudios han mostrado que después de 600 millones de años de su formación existió un periodo de
bombardeo fuerte; después de 4,000 millones de años, el bombardeo decreció.
Los terrenos más antiguos de la Luna serían pues los que poseen una mayor densidad de cráteres.
En la Luna se pueden observar regiones brillantes con muchos cráteres o highlands y cuencas oscuras
extensas denominadas maria o mares. Estas últimas eran similares a mares según la observación de Galileo
con su telescopio. Entre las anortositas y basaltos se encuentran una roca con altos contenidos en K, P y
REE, representando el residuo del fraccionamiento entre anortositas y basaltos. Este proceso ocurrió entre
4400 y 4500 millones de años.
Las muestras obtenidas del mar de la Tranquilidad, Fecundidad y Procellarum indican que los mares
están ocupados por flujo de basaltos similares a los de Islandia, Columbia River, etc. Parece ser que cuando
la cuenca de los maria fue impactada por los meteoritos, el fundido parcial interior fue expuesto y la lava
fluyó por las depresiones.
Las rocas que se encuentran en las Highlands son anortositas, el cual representaría el primer episodio de
fusión sobre la Luna datado hace 4,6 mil millones de años, siendo la corteza originada producto de la
fraccionación del oceano de magma. Después la corteza fue impactada por los meteoritos (4000-3800
millones de años). Los basaltos lunares fluyeron hace 4100 millones de años , pero el flujo mayor ocurrió
entre 3,8-3,1. Por alguna razón inexplicable la actividad interna de la Luna ceso en este punto hace 30003200 millones de años.
La corteza de la Tierra hace 4000 años sería similar a la existente en la Luna, pero la Tierra continuó su
evolución.
En términos generales, los basaltos de la Luna son de composición similar a los existentes en la Tierra.
Los elementos volátiles de los mismos escaparían al espacio exterior. Sin embargo, las rocas de la Luna
están enriquecidas en elementos refractarios tales como Al, Ti y Zr, y como no hay H2O. Parece ser
que la Luna tuvo una evolución geoquímica distinta de la Tierra, o como la Luna se formó cerca de la
Tierra pero debido a su tamaño capturó elementos químicos distintos a los de la Tierra. También puede ser
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que la Luna se formara a partir de las capas más externas de la Tierra tan pronto esta se diferenció.
Otro tipo de roca existente en la Luna es la brecha lunar, es un aglomerado cohesivo de fragmentos de
rocas y regolito formado a alta P y T en el momento del impacto del meteorito.
Las rocas de la Luna muestran una débil magnetización, que sería el resultado de la presencia de un
débil campo magnético en la Luna. Es decir la Luna en un principio tendría un núcleo fundido de Fe, por lo
menos hace 3000 millones de años.
Mascons es un acronismo de mass concentration: en ciertas regiones, las naves de los proyectos lunares
sufrían una atracción debida a una fuerza anómala gravitacional. El motivo de esta fuerza son unos objetos
pesados existentes cerca de la superficie terrestre introducidos hace 3000-4000 millones de años, desde que
las cuencas se originaron. Probablemente serían restos de meteoritos masivos cuyos impactos crearon las
cuencas.
Sismológicamente la Luna es una planeta muerto, sin embargo existen lunamotos entre 800-1100 km,
cerca del límite entre la litosfera y un ligero núcleo fundido. También del estudio de los sismos se deduce
como la corteza de la Luna se encuentra intensamente fracturada.
En resumen, la Luna se formó hace 4600 millones de años a partir de materiales químicamente
diferenciados de la Tierra. Después ocurrió una fusión extensiva, dando lugar a la formación de un oceano
de magma de varios cientos de kilómetros de profundidad. Una corteza anortosítica flotó en la superficie,
mientras que el líquido fraccionado se encontraría debajo, que sería la fuente de los basaltos de los mares,
que erupcionarían a partir del intenso bombardeo de meteoritos que sufrió la Luna durante los primeros
600 millones de años de su vida (Heavy Bombardment Period), donde la corteza fue intensamente
craterizada, debido a la presencia de relictos brechados de la highlands.
También al principio debió existir un núcleo pequeño de Fe que originaría un campo magnético. El
núcleo interno se solidificó y la parte externa se enfrió rápidamente hace 3000 millones de años, formando
una única placa litosférica, más gruesa y resistente que las placas litosféricas de la Tierra. La Luna murió
geológicamente hace 3000 millones de años y su superficie se modificó por la acción del bombardeo de los
meteoritos.
En resumen según la European Spacial Agency:
1) Origen de la Luna: Existen muchas cuestiones abiertas. Hay cuatro teorías sobre su formación: 1)
captura de la Luna por la Tierra, 2) Fisión de la Luna a partir de un cuerpo parental. 3) Co-acreción de
ambos cuerpos a partir del mismo material. 4) Impacto.
La última teoría es la que actualmente posee vigencia, ya que por ejemplo explica el eje de rotación
anómalo de la Tierra, sin embargo existen cuestiones sin resolver. Es necesario conocer la estructura
interna, flujo de calor, procesos geológicos, historia dinámica, etc.
2) Geofísica: Actualmente existe un gran número de datos geofísicos (sísmicos, gravitacionales,
topográficos, flujo de calor, parámetros dinámicos y paleomagnetismo) que aportan conocimiento sobre la
estructura interna y composición de la Tierra.
La estructura de la Luna se divide en: 1-Corteza (Highland y mare) 2-Manto (superior e inferior)=
Litosfera Se desconoce su naturaleza por debajo de 1000 km 3-Núcleo? (metálico)
El conocimiento de la naturaleza del núcleo es de especial interés ya que aportaría gran información
sobre el origen de la Luna. Si fuera de tamaño pequeño procedería de la acreción de polvo y partículas de
la Nebula solar, mientras que si es de tamaño grande, provendría del impacto de la Tierra con otro planeta.
3) Geología:
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Básicamente, la corteza de la Luna está compuesta por 1) corteza anortosítica o highland y 2) corteza
basáltica o mare. Una cronología relativa de la Luna está basada en el número de impacto o cráteres por
unidad de superficie. Los crateres permiten realizar estudios de estratigrafía petrológica.
Los objetivos futuros de la ESA: 1) Técnicas geoquímicas por control remoto, 2) Observaciones
sísmicas, 3) Técnicas gravimétricas. El objetivo más importante sería la determinación de la composición
química y edades absolutas por radiocronología. 4) Geoquímica: Parece existir una zonación
composicional de la corteza superficial. Esta afirmación se basa en la observación de zonas oscuras y
deprimidas o maria y highland brillantes o terrae. 5) Interacción de la Luna con su ambiente.
Mercurio
¾ Es el segundo planeta más pequeño de los internos
¾ Absorbe la mayor parte de la luz solar y refleja el 6%, típico de planetas sin atmósfera como la
Luna. La Tierra refleja 30%.
¾ Es difícil su observación por la proximidad al SOL.
¾ Se vio por primera vez en 1974 con la misión Mariner.
¾ Se parece a la Luna con HIGHLANDS y MARIA, pero Mercurio es más denso, con un núcleo
metálico incluso mayor que el terrestre.
¾ Posee escarpes y cráteres interpretados debido a acortamientos por enfriamiento.
¾ Una noche/día en Mercurio son 179 días, 3 meses de día y 3 meses de noche.
¾ Temperatura de –173º C hasta +427º C. No hay posibilidad de vida.
Es similar a la superficie de la Luna y al interior de la Tierra. Posee un radio 3/4 del planeta y es el
planeta más denso de media. Posee un débil pero definido campo magnético debido a una dinamo núcleo
viva o bien es el campo remanente de un núcleo antiguo que dejó de funcionar. La información de este
planeta proviene de la sonda Mariner 10.
La superficie posee grandes escarpes, interpretados como fallas-cabalgamientos debidos a la
contracción del planeta por enfriamiento.
Similar a la Luna y al igual que otros planetas Terrestres, alcanza la diferenciación química con la
formación de una corteza y núcleo, y recibió un intenso impacto de meteoritos en los primeros 500
millones de años de existencia. Recibe la radiación solar más intensa de todos los planetas del sistema
solar. Una noche en Mercurio dura 88 días de la Tierra alcanzando 425ºC durante el día. El rango es 600ºC.
Venus
¾ Orbita alrededor del Sol: 255 días terrestres.
¾ Parecido en tamaño, d, masa y localización en el SS a la Tierra, pero posee una atmósfera cubierta
por gruesas nubes.
¾ De ahí la necesidad de usar RADAR para el estudio de su topografía. Esta es intermedia a Marte y
la Tierra.
¾ Dominó un vulcanismo basáltico y deformaciones tectónicas.
¾ Posee baja densidad de cráteres, es decir el vulcanismo y Tectónica fue activa en el pasado
geológico terrestre.
¾ Más del 80% de la superficie son llanuras hundidas cubiertas por coladas volcánicas.
¾ Se observan miles de estructuras volcánicas en escudo (volcanes de Hawai). Hay 1500 volcanes de
más de 20 km de diámetro.
¾ Sapra Mons posee más de 400 km de ø y 1.5 km de altura
¾ Domo circulares es de 35 km de ø y 1 km de altura
¾ El 8% está constituido por highlands
¾ Se cree que todavía hay convección mantélica.
¾ Temperatura 475 ºC hasta –97º C. Hay nubes de hasta 25 km de espesor y la Presión atmosférica es
90 veces la terrestre.
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.
Venus difiere de la Tierra en su naturaleza y su atmósfera. Esta está constituida por CO2 (95%), N2
(3%), vapor de agua, y otros gases. La temperatura alcanza 450ºC y la presión atmosférica es 90 veces la
terrestre. Este ambiente es hostil para cualquier tipo de vida, a lo que hay que añadir el efecto invernadero.
Fue estudiado por Mariner 10.
La sonda Pionner (EEUU) llegó en diciembre de 1978 a Venus, y Venera (URSS) en 1983. Los radares
cartografiaron una superficie parecida a la de otros planetas terrestres, dividiéndose en depresiones (20%),
zonas ondulantes (70%) y highlands (10%). Mesetas, volcanes, calderas, y cordilleras están presentes con
alturas de hasta 11 km de media. La corteza está fracturada y fallada en montañas indicando una
compresión horizontal, mientras que características de tensión originan valles de rift. Las zonas ondulantes
pueden ser las zonas del intenso bombardeo.
Las medidas de gravedad desde las sondas muestran como las montañas están constituidas por rocas de
corteza ligera y flotan sobre un manto infrayacente, similar a la compensación isostática de la Tierra.
Veneraa encontró muestras parecidas a granitos. Venus parece ser un planeta dinámico con una superficie
retrabajada extensivamente durante su historia.
Marte
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
¾
Con un telescopio es parecido a un balón rojo con bandas negras
Posee casquetes polares brillantes como la Tierra. En la actualidad es un planeta muerto.
Su atmósfera es 1% la terrestre, atmósfera delgada, compuesta por CO2 y H2O.
Los casquetes poseen agua helada (-125ºC).
Son frecuentes las tormentas de polvo, debidas a vientos huracanados, responsable de los cambios
de color.
La superficie fue descrita por Mariner 9 en 1971. Está constituida por volcanes de grandes
dimensiones como MONTE OLIMPO de 23 km de altura (tipo Hawaiano). No hay alineaciones que
se puedan interpretar como debidos a Tectónica de Placas.
Los cráteres son poco abundantes. Los volcanes se formaron después del bombardeo de meteoritos
El hemisferio Sur se encuentra muy cráterizado constituido por Highlands de 3.5 a 4.6 Gy.
Existen cañones como el Gran Cañón del Colorado. Algunos valles parecen relacionarse con aguas
corrientes, pero dónde está el agua?. Otra interpretación a los cañones es el hundimiento del
material superficial por fusión lenta del hielo superficial.
Satélites: Phobos (24 km) y Deimos (15 km). Son irregulares con multitud de impactos. Son lunas
capturadas por Marte.
La sonda Mariner 9 orbitó Marte durante once meses en 1971-72 y el proyecto Viking puso dos
misiones científicas sobre la superficie en 1976. El tratamiento de las fotografías tomadas desde la órbita
dio más información que todas las observaciones realizadas con los telescopios.
Marte es el planeta terrestre más externo del Sistema Solar. Su diámetros es pequeño (mitad de la
Tierra), la masa es 1/8 y la gravedad 2/5 mayor. La densidad es menor pero al ser el tamaño menor, su
composición parece ser parecida a la existente en la Tierra. La duración del día, año e inclinación de la
órbita es muy parecida al de la Tierra.
La sonda Viking mostró que la atmósfera marciana es 150 veces menor que la terrestre y que ésta se
componía de CO2 (95%), N2 (2-3%), Ar (1-2%), con menores cantidades de O2, H2O y otros gases. Agua
no puede existir como líquido en la superficie. El agua parece estar en forma de hielo.
La temperatura de la superficie es más extrema que en la Tierra (25 a -125ºC). La velocidad del viento
origina grandes tormentas.
Distintos procesos se han evidenciado en la superficie de Marte, tales como un intenso bombardeo de
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meteoritos, volcanismo, actividad tectónica, erosión por agua corriente, acción por el viento, etc.
El Hemisferio Sur es más antiguo que el septentrional. El primero es de una edad parecida a las
Highlands de la Luna, y poseen extensos campos de dunas. En el norte se sitúa la mayoría del volcanismos
marciano, con numerosos volcanes en escudo, domos, conos y llanuras volcánicas. Están constituidos por
basaltos ricos en hierro.
La estructura más espectacular son los grandes cañones y rifts, las cuales son de origen tectónico
resultados de una tectónica extensional. La erosión fluvial contribuyó a dar la morfología de los cañones.
Marte es un planeta con una única placa litosférica muy gruesa.
Júpiter
¾ Su masa es 2.5 veces la sumatoria del resto de los planetas del SS y 1/800 veces la del Sol.
¾ Rotación: 10 horas terrestres lo que produce un ensanchamiento de la región ecuatorial y
aplanamiento de los Polos.
¾ Se observan franjas alternantes diversicolor. Existe un gran punto rojo, casi como la Tierra de
diámetro. Se trata de una tormenta con giro ciclónico o antihorario.
¾ Estructura
¾ Atmósfera constituida por H-He, CH4, NH3, H2O y compuestos de azufre que forman bandas
claras/oscuras.
¾ Desprende dos veces más calor del que recibe del Sol.
¾ A 1000 km debajo de la capa superior de nubes la presión hace que H sea líquido.
¾ La superficie de Júpiter es un mar de H líquido. El núcleo es roca + metal.
¾ Posee 16 lunas, igual que un SS en pequeño.
¾ 4 satélites (Lunas Galileanas): Mayores: Calisto y Ganímedes
¾ Menores: Europa e Io.
¾ El más interesante es Io ya que presenta actividad volcánica (igual que la Tierra y Tritón).
¾ Existen 8 centros volcánicos activos ricos en sulfuros. General plumas de hasta 200 km de altura.
Son debidos a la energía mareal que produce un abombamiento y una flexión gravitacional.
¾ Ganímedes posee alta densidad de cráteres, con zonas lisas y surcos.
¾ Europa tiene baja densidad de cráteres, superficie helada y estructuras lineares.
¾ Calisto alta densidad de cráteres, parecido a lunas terrestres. Es el más externo.
Es el mayor de los planetas, siendo 1300 veces la Tierra. Al igual que otros planetas está constituido
por H, He, NH3 y CH4 con un núcleo pequeño rocoso. La masa de Júpiter es el doble que el conjunto del
resto de los planetas.
Voyager I y II llegaron en 1979 y mostraron unas 30.000 fotografías.
Júpiter rota muy rápido (cada 9,8 horas), tal que sus nubes son deformadas en forma de bandas con
colores alternantes.
El campo magnético es muy intenso e irradia dos veces el calor que recibe del Sol, probablemente
debido al colapso gravitacional que está sufriendo actualmente. Júpiter es de gran interés ya que es un
sistema solar en miniatura. Se rodea de satélites que decrecen en densidad con la distancia, los más
rocosos están en las proximidades y más lejos los helados. Las dos más externas son Calisto y Ganímedes,
con baja densidad y constituidos por hielo. Calisto está muy cráterizada. Ganímedes tiene zonas antiguas
cráterizadas y zonas jóvenes con rift entre bloques que han sido cizallados por fracturas.
Europa es un planeta pétreo cubierto por un océano fundido de 100 km de espesor. Posee pocos
cráteres.
Io es la luna de Júpiter que más información revela a los geólogos. Su superficie está constituida por
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una gran variedad de estructuras y además posee un vulcanismo activo.
Saturno
¾ Necesita 29.46 años para dar una vuelta al SOL. Distancia sol-sat es dos veces la Distancia solJúpiter.
¾ Es muy similar a Júpiter en cuanto a su estructura y composición.
¾ Galileo en 1610 describió por primera vez la presencia de anillos. También los presenta Júpiter,
Urano y Neptuno. No siempre se ven desde la Tierra (1 vez cada 15 años).
¾ Atmósfera Dinámica con vientos de 1500 km/hora.
¾ Tormentas ciclónicas generando estructuras similares al punto rojo de Júpiter.
¾ Los anillos de hielo de Saturno son complejos, similares a una trenza. Son de 100 m de espesor.
¾ Se observan porque reflejan bien la luz y están formados por partículas de 10 m y sobre todo de 10
cm.
¾ Su estudio puede revelar como se condensó la nube primordial de polvo y gas para producir los
planetas.
¾ Posee once lunas, la mayor de todas es Titán. Esta posee mayor tamaño que mercurio.
¾ Titán tiene una atmósfera sustancial, con Presión atmosférica 1.5 veces la P terrestre, constituida
por 80% de N2 y 6% de CH4. Contiene hielo en los casquetes polares que varía n de extensión
según al estación.
Voyager I alcanzó Saturno en noviembre de 1980. Se observaron unos 1000 anillos separados de
bolas de hielo, o rocas cubiertas por hielo, de µm hasta metros. Se cree que estos cuerpos representan
fragmentos de un satélite roto o fueron restos de material que originaría un satélite que debería haberse
situado cerca del planeta.
Posee 15 satélites constituidos por hielo y una gran cantidad de cráteres. La luna más grande es
Titán, dos veces el tamaño de la Luna. La atmósfera de Titán es N2 con pequeñas cantidades de CH4,
etano, acetileno, etileno e ácido cianhídrico. La P y T es muy baja y no se originan hidrocarburos. Algunos
científicos creen que la atmósfera de Titán sería igual a la existente en la Tierra en la época prebiótica.
Urano, Neptuno y Plutón
¾ Son casi idénticos (igual que Tierra y Venus). Poseen una diferencia de 1% en diámetro, ambos
tienen color azul pálido (debido al CH4), pero Neptuno es más frio (más distante del Sol que
Urano).
¾ Urano: gira 8º de su plano de orbita. Rueda más que gira.
¾ En 1977 se descubrieron los anillos. Tiene 5 Lunas.
¾ Miranda es la más interna y posee una superficie muy variadas: con cañones, acantilados y áreas
lisas.
¾ Neptuno: aparece como un disco azulado borroso. La atmósfera es dinámica con vientos que
superan los 1000 km/hora
¾ Existe un gran punto oscuro parecido al punto rojo de Júpiter. También aparecen nubes blancas
como los cirros.
¾ Tiene 8 satélites, 6 giran en sentido opuesto a los dos principales de mayor tamaño. También hay
anillos
¾ Tritón es parecido a la Luna y gira en sentido contraria al resto de los planetas lo que se interpreta
como un satélite capturado gravitacionalmente.
¾ Su atmósfera es delgada de N2 y CH4
¾ Posee la temperatura de superficie más baja del SS (<-200ºC).
¾ No se conoce mucho de estos planetas. Urano se cree que fue desviado de su órbita indicando que
puede ser influenciado por la atracción gravitacional de planetas desconocidos.
¾ Distancia sol-plutón es 40 veces la distancia sol-tierra.
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¾
¾
¾
¾
¾
¾
248 años terrestre es un giro completo alrededor del Sol.
Su orbita es igual que la de Neptuno pero excéntrica. No se cruzan.
Posee una luna : Charón
Su diámetro es 1/5 de la Tierra, es el planeta más pequeño del SS.
Temperatura –210ºC, tal que los gases están solidificados. Es una bola sucia helada de gases
congelados con menores cantidades de rocas
Se interpreta como un satélite de Neptuno desplazado por la colisión de algún cuerpo. El satélite
apoyaría esta hipótesis ya que el impacto hizo que se partiera el satélite en dos.
CUERPOS MENORES
-Asteroides
-Cometas
-Meteoritos.
METEORITOS
De acuerdo con Plinio el Viejo son piedras que caen del Cielo.
En el siglo XVIII se especulaba sobre su origen. Se negaba su origen extraterrestre ya que cómo iban a
caer piedras del cielo si éste era gaseoso, cómo se convierte el gas en sólido
Jean Batiste Biot hizo un estudio del meteorito Aigle, según el cual apoyaba el origen extraterrestre de
los meteoritos.
En treinta años, con el avance en las técnicas analíticas y determinación de edades se ha avanzado más
que en el resto de la historia, concluyéndose que los meteoritos mensajeros del Universo, o mejor de los
inicios del Sistema Solar, que después de un viaje por él llega a la Tierra.
Composición química y edad
Clair Patterson determinó que los meteoritos son las rocas más antiguas del SS, pero solamente fue con
Pb-Pb por lo que su uso fue solamente con algunos tipos de meteoritos. Los meteoritos se formaron hace
4.55 Gy. Después con otros métodos se vio que la edad era cierta
El segundo punto importante fue la composición química. El 80 % de los meteoritos poseen una
composición química parecida a la corona del SS (Wood 1968), salvo H y He (son gases). Los astrónomos
como se vio pueden determinar la composición del Sol y los geoquímicos pueden analizar los meteoritos
en el laboratorio. Si se representara en un diagrama la composición de los meteoritos y SS veremos que se
ajusta a una línea, con un cierto rango. Sin embargo si representamos las rocas terrestres vemos que ese
rango aumenta , existiendo más diferencias que similitudes.
En definitiva la composición de los meteoritos es muy primitiva y son muestras antiguas, es decir
refleja la composición de la nebulosa Solar, de la cual derivaron planetas y la Tierra. Los meteoritos de ahí
que se estudien con respeto, se le otorga un nombre y se catalogan
Tipos de meteoritos
CONDRITOS: El 18% de los condritos que caen en la Tierra con los denominados condritos, los
cuales consisten de cóndrulos o pequeñas esferas silicatadas. Esta estructura no es conocida en rocas
terrestres. La mineralogía de los condritos es parecida a la de peridotitas a las cuales se le ha añadido Fe
como partículas de puro Fe. Si le quitamos las partículas de Fe el residuo sería una peridotita terrestre. Si
hacemos el cálculo de Fe – Silicatos vemos que es parecida a las proporciones del núcleo-manto terrestre.
Los condritos apoyaría la hipótesis por la cual la Tierra derivaría de una acreción homogénea. Explicar
la acreción homogénea y heterogénea.
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Se usa el condrito para normalización dado que éstos constituyen el material primordial del SS,
transmitido intacto a través del tiempo.
Meteoritos diferenciados: No todos los meteoritos son CONDRITOS. Algunos no contienen
cóndrulos y su composición química es parecida a rocas terrestres más que al Sol. Estos son llamados
acondritos. Los más comunes son los acondritos basálticos, parecidos a las rocas volcánicas terrestres pero
datadas hace 4.55 Gy. Donde?, en algún lugar del Universo, en un planeta. Es decir el vulcanismo no es un
hecho exclusivo de nuestros días.
Otros meteoritos diferenciados son los SIDERITOS o meteoritos metálicos los cuales poseen una
aleación de Fe-Ni. Son similares a las aleaciones producidas en las Metalúrgicas, y el estudio se basa en
ello, afirmándose que son el producto de la solidificación de Fe fundido. También tiene 4.55 Gy.
Acondritos y Sideritos son meteoritos especiales ya que son lo opuesto a los condritos. La presencia de
meteoritos diferenciados hace pensar que en ese momento se alcanzó un episodio de diferenciación
química a prtir de una acreción homogénea condrítica en los siguientes estadios:
¾
Aglomeración y acreción de material condrítico bien mezclado que es localmente heterogéneo
pero homogéneo a escala global.
¾
Fusión en el interior del planetoide, llevando el Fe pesado y fundido al núcleo y en la
superficie extruyendo rocas volcánicas.
Este escenario es más real cuando se descubren los SIDEROLITOS o meteoritos constituidos por
bloques de Fe metálico adheridos a un bloque de roca rica en olivino. Estos meteoritos pertenecerían a la
interfase manto-corteza.
Cuando el SS se formó, también se originaron los cuerpos planetarios. Algunos son primitivos en
composición y otros se diferenciaron. Estos cuerpos se fragmentaron y rompieron en trozos que
constituirían los meteoritos que caen del cielo en la actualidad.
Fe-Silicatos
Vamos a profundizar un poco más en las relaciones Fe-Silicatos. La separación de estos componentes
es uno de los hechos principales de la diferenciación de los cuerpos planetarios. En los condritos los vemos
juntos.
El Fe si está en un ambiente oxidante posee valencia 3+ y puede enlazarse con otros elementos. En un
ambiente moderado de O es 2+ y en pobre en O (rico en H) posee valencia 0 (metálico).
En Química se sabe que no hay un proceso al 100%. Es decir conociendo las relaciones Fe reducido a
oxidado es posible determinar la abundancia de oxígeno en el momento de formación. Harold Urey y
Harmon Craig (1950) usaron este criterio para clasificar los condritos.
¾
Meteorito C o Carbonosos: meteoritos con C y sin Fe metálico. Todo el Fe está oxidado
¾
¾
Meteorito E o Enstatita: meteoritos sin Fe en los silicatos.
Meteoritos englobados en dos grupos con Fe metálico e Fe en los silicatos. High (H) y Low (L) –
suma de los dos Fe.
E H L y C reflejan un aumento en las condiciones de oxidación. Cuáles fueron las condiciones de
formación de los condritos. Se podría tratar de dos cuerpos diferenciados bajo condiciones reductoras
generango un núcleo deFe puro y un manto sin Fe; y un planeta oxidado sin núcleo pero rico en Fe a escala
global
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Gas y Polvo
A baja presión solamente existen dos estadios, sólido y gas y el paso de uno a otro es repentino. Bajo
estas condiciones, el hielo se sublima en vapor de agua y el vapor de agua se condensa en hielo.
A partir de los telescopios sabemos que la materia en el Cosmos es gas y polvo, de ahí que el problema
gas-polvo es crucial para conocer la química de los cuerpos planetarios. Dentro de cada planeta, los
componentes pueden ser sólidos o gases en función de la temperatura. La temperatura a la cual el sólido
pasa a gas se le denomina temperatura de vaporización o volatilización.
Escala de Temperatura de vaporización:
Muy volátiles: H, He, Ar, Ne, Xe, N, C
2
VolátilesIn, Hg, Pb S
Algo volátiles Na, K, Zn
No muy vol Fe, Mg, Si
Refractarios Al, Ca, Ti, U, Th
La presencia de elementos volátiles en un aglomerado de polvo cósmico depende de la formación y
temperatura de aglomeración.
Edward Anders (Univ Chicago) descubrió que el porcentaje de elementos volátiles en condritos es muy
variable. Los carbonáceos son ricos en elementos volátiles, otros como H, L o E son pobres. Por lo que las
condiciones de formación térmica de los condridos fue muy variable, frías para los C y tempeadas para H,
L y E.
Para comprenderlo veamos a estructura del condrito.
En un condrito hay una matriz y condrulos. Los condrulos son partíuclas esféricas. La matriz son piezas
de minerales aglomerados. Las proporciones condrulos matriz varía. Un cóndrulo es un líquido silicatado
fundido que se ha enfriado. En el no hay elementos volátiles. La matriz del condrito es de una composición
más vaiada y puede tener elementos generados a altas y bajas temperaturas. Los C poseen arcillas, yeso y
carbonatos que han desaparecido, pero reflejan condiciones de baja T.
Según Anders, la variación en volátiles depende de la porporción de condrulo-matriz y del contenido en
volátiles en la matriz, unas son frias y otras calientes. Es decir que originalmente la primera generación de
polvo que se formó fue en los cóndrulos, después la temperatura descendió y se formó polvo a baja T en
algunos lugares y por último se pordujo la aglomeración de polvo y fragmentos formando un cuerpo
meteórico. Condritos C muestran 5% de agua y gases raros, mucho más que los existentes en condritos
ordinarios. Pueden haberse generado en cabezas de cometas.
Después de la aglomeración existió un proceso de metamorfismo, iniciando reacciones metamórficas,
afectando a E, H, y L (LL?). Este metamorfismo puede llevar a materiales volátiles al espacio. Esta idea
haría que el orden de presencia de elementos volátiles era un reflejo de procesos secundarios según Jonh
Wasson (Univ California).
Pero cuál fue el origen y energía de este recalentamiento?. No hay respuestas.
Evolución de los Meteoritos
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-Los meteoritos se formaron hace 4.55 Gy, pero cuánto tiempo tardó en formarse un cuerpo planetario y
en particular los meteoritos. Depende del escenario que se proponga.
John Reynolds (Un California, Berkeley) en 1960 descubrió que la composición isotópica de gases
raros como Xe del meteorito Richardton era anormal. La masa 129 era muy abundante y
naturaleza en la actualidad.
129
I no existe en la
Se cree que este isótopo existió al principio del SS pero que se desintegró rápidamente (17 Ma). Este
derivaría a 129Xe. Se cree que la generación de cuerpos sólidos tuvo lugar en 20 Ma aproximadamente.
Rb-Sr indica que fue a 150 Ma. Allègre dio las dos posibilidades. Rb-Sr son volátiles y el recalientamiento
que provocó el metamorfismo originó un reequilibrio a 50-70 Ma.
Modelo de Condensación (Urey 1952, Lord 1965, Larimer & Anders 1967)
Las observaciones sobre los elementos volátiles dio el nacimiento de un modelo teórico sobre la
formación de los meteoritos y de forma más general sobre los objetos planetarios.
Nebulosa gaseosa caliente igual que el Sol (Sol es 99% de masa del SS).
Al estar caliente la nebulosa emite rayos al espacio y pierde calor, se enfría. Los gases se condensan en
sólidos, no en líquidos. Los granos fueron cada vez más grandes y se acumularon primeo en meteoritos y
después en planetas.
Calcularon los equilibrios químicos a distintas temperaturas y de esta forma elaboraron una secuencia de
condensación.
¾
1300ºC y son oxidos ricos en Ti, Al y Ca,
¾
1050º C se condensa Fe metálico en atmósfera rica en H
¾
950º C el primer silicato: olivino y luego los piroxenos
¾
800º C silicatos con estructura débil, Feldespatos, y sulfuros de Fe
¾
Tª más baja serpentinita.
¾
0º C agua condensada en hielo.
Con las cuatro fases principales condensadas es posible explicar la composición de la Tierra.
Pero la aglomeración (homogénea o heterogénea) pudo ocurrir durante o después de la condensación.
Pirita puede aparece como mineral primario y ocurrió por reacción entre Fe en un ambiente con alto H.
Esto apoyaría que todos los componentes estaban mezclados en un ambiente de acreción homogénea.
También la composición de los condritos apoyaría esta hipótesis.
Meteorito Allende
Michel Lévy (1969) descubrió óxidos de Ti y Al y Ca en meteoritos C. El 8 de Febrero de 1969
impactó un meteorito de 2 Tn en Allende, México. Antes se disponía solamente de 12 kg de estos
meteoritos. La revolución que supuso su impacto fue alta. Se encontró unas inclusiones blancas que eran
óxidos de Ti, Al y Ca, rodeados por partículas con Fe y después por piroxeno y olivino. Esta secuencia
explicaba la secuencia de condensación descrita con cálculos de equilibrio químico.
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También se caracterizó los elementos que poseían estas inclusiones y se vio que eran muy pobres en
elementos volátiles. Es decir estas inclusiones eran los primeros objetos sólidos del SS.
Origen de los meteoritos
Los meteoritos proceden de una región intermedia entre Marte y Júpiter, donde se situaba un cinturón
de asteroides. El mayor de ellos es Ceres de 1000 km de diámetro. Esto se conoce a partir de la
observación directa de las trayectorias. Para impactar en la Tierra, previamente han tenido que perder su
trayectoria usual. Del estudio químico e isotópico de los meteoritos, se concluye que proceden de 5 objetos
o protoplanetas, no de gran tamaño, divididos en dos tipos:
a) Aglomeraciones de masa primitiva cuya fragmentación produce condritos.
b) Microplanetas que originarían los meteoritos más diferenciados.
Otros meteoritos también provienen de Marte y la Luna, tal que si impactaron sobre meteoritos sobre la
superficie de estos planetas levantaría fragmentos que escaparía del campo gravitatorio (inferior al de la
Tierra).
Para reconocer si una roca es un meteorito o no, habría que detectar una composición isotópica
anormal.
Historia comparativa de los Planetas
No existen dos planetas iguales, ni en composición, ni en estructura, ni en historia.
También se observa una zonalidad con respecto al Sol. Esta es una zonación química heliocéntrica.
Hasta ahora todas las teorías han descrito la mecánica que rige los movimientos complejos de los objetos
planetarios, pero ninguna la composición. Cameron en 1963 propone una teoría unificadora denominada
Teoría de la condensación de la nebula protosolar.
Partimos de un disco protosolar (igual que Kant y Laplace) que sería un gas caliente. En el centro se
origina una bola que se calienta que representaría el Sol, el cual ocupa el 99% de la masa actual, y excede a
la temperatura del disco que le rodea, creándose un gradiante térmico neto.
Diferenciación entre planetas Jovianos y Terrestres
Tamaño: el planeta más grande de los planetas internos es la Tierra, 1/4 parte la del más pequeño de los
planetas externo (Neptuno) y 1/17 de su masa
Localización: Jovianos son externos y terrestres internos.
Densidad: Los terrestres son 5 veces la del agua, los jovianos 1.5 D del agua y Saturno 0.7 D del agua,
flotaría. La densidad depende de la composición.
Constituyentes:
Gases: H-He, con un punto de fusión igual al 0 absoluto o –273ºC
Rocas: silicatos e Fe metálico con PF> 700ºC.
Hielo: PF medianos como agua 0ºC, NH3, CH4, CO2.
Los planetas terrestres son rocosos, constituido por roca, metal y algo de gas
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Los planetas jovianos poseen altos contenidos en gases (H-He) y hielo variable, también rocas +
metal concentrado en el núcleo.
Los planetas jovianos poseen una atmósfera muy potente con cantidades variables de H, He, CH4
y NH3.
Los planetas terrestres tienen una atmósfera ligera.
Esto depende de su temperatura y de su masa. Si se supera la velocidad de escape del planeta
se evapora. Para la Tierra, la velocidad de escape es 11 km/s.
Los jovianos deben superar entre 21 y 60 km/s, por lo que es más difícil que se escape H y He.
También el movimiento molecular depende de la Temperatura. A bajas temperatura es improbable que
los gases tengan la velocidad necesaria para escapar. Los planetas terrestres conservan las moléculas más
pesadas
Los planetas terrestres eran mucho más grandes, poseían estos materiales y los perdieron al estar más
cerca del Sol?.
4. Origen de la Tierra y Evolución
Originalmente la Tierra se formó a partir de la acreción de planetésimales hace 4700 millones de años,
y estaría constituido por Si, óxidos de Fe, Mg y pequeñas cantidades de otros elementos. Aunque los
planetesimales estuvieran originalmente fríos, existen varios hechos que hicieron aumentar la temperatura
de la Tierra. Cada impacto de un planetesimal originó una gran cantidad de energía que se convirtió en
calor. Parte del calor se irradió al exterior pero otra parte fue retenida en el planeta. También la compresión
produjo un incremento de la temperatura. Los cálculos suponen un aumento de 1000ºC.
Aunque los elementos pesados como U y Th no son muy abundantes, estos tuvieron una gran
importancia sobre la temperatura de la Tierra debido a su radioactividad.
Las curvas de temperatura interna se incrementan con los años siguientes a la formación de la Tierra. Se
observa incluso como se alcanza la curva de fusión de hierro. Después de 1000 millones de años después
que se formara la Tierra, la temperatura a una profundidad de 400-800 km habría alcanzado el punto de
fusión de Fe. Otros modelos suponiendo una acreción rápida o alta radioactividad también prevén este
hecho.
El Fe fundido, al ser muy denso, se concentra en el núcleo, desplazando los materiales ligeros hacia las
capas externas. La generación de un núcleo líquido fue un evento de proporciones catastróficas, ya que la
energía gravitacional perdida se transformó en calor, aumentando la temperatura de la Tierra unos 2000ºC,
fundiendo una gran parte de ella.
Durante los primeros cientos de millones de años de la Tierra se originó una reorganización. El
comienzo del estadio de diferenciación comenzó con la formación del núcleo. Al mismo tiempo los
materiales ligeros de bajo punto de fusión se organizaron en un a corteza superficial y los materiales
intermedios se concentraron en el manto. Además el escape de gases originó la formación de atmósfera y
océanos.
Pero que ocurrió con los otros planetas. Parece ser que alcanzaron la diferenciación pero por distintos
caminos. La Luna y Mercurio alcanzaron la diferenciación rápidamente y después llegaron a ser inactivos.
La generación de los primeros continentes fue hace 4000 millones de años que coincide con la datación de
las primeras rocas.
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Cuando el interior terrestre se encontraba a mayor temperatura que el interior se originó una
convección. Una vez que empezó la convección en la Tierra, el calor fue disipado rápidamente y el planeta
se enfrió en un corto tiempo. El manto se solidificó pero el núcleo de Fe no y queda fundido incluso por
4000 millones de años.
La distribución de los elementos no fue exclusivamente debida a su densidad sino a otras afinidades
físico-químicas. Una consecuencia de esta zonación química es la concentración de elementos pesados
como U y Th en la corteza terrestre como óxidos y silicatos. Esto relativiza la operación de calentamiento
de la Tierra.
En el escenario de la acreción heterogénea, la acreción y diferenciación tuvo lugar simultáneamente,
mientras que en la acreción homogénea ambas etapas se sucedieron.
El origen de la atmósfera y océano son totalmente distintos en los dos escenarios. Según la acreción
homogénea, la atmósfera y océanos fue el resultado de la desgasificación del manto, siendo su formación
una parte integral de los procesos primario de diferenciación. En contra, según la acreción heterogénea, los
océanos y la atmósfera fueron capturados por la Tierra en forma de hielo y nubes densas calentadas. Estas
nunca estuvieron en contacto con el núcleo ni el manto.
Bombardeo de Meteoritos
El 20 de Julio de 1969 se produjo el primer alunizaje de una misión tripulada en la superficie de la
Luna. La primera observación que llamó la atención a los astronautas fueron los cráteres que variaban entre
el metro de 60 km de diámetro, todos ellos con una estructura muy parecida.
Los cráteres grandes son minoritarios y los pequeños numerosos. Esto hizo que en la NASA se
desarrollara un programa de investigación destinado a la experimentación sobre modelos a pequeña escala
y que explicaran los cráteres. Se compaginaron varias variables por ejemplo sustrato, tamaño de proyectiles
y velocidad de los proyectiles.
No todas las zonas de la Luna, tal como se describió, posee la misma densidad de cráteres. Es lógico
pensar que si la Luna estuvo sometida a un periodo de bombardeo de meteoritos, la zona con mayor
densidad serán las más antiguas. Según los mismos experimentos se interpretarían los mares a partir del
impacto de cuerpos de 100 km de diámetro, excavando una masa equivalente a la corteza continental de
Norte América. Las consecuencias de los impactos son, además de mecánicas, térmicas: el calor derivado
del impacto produce magmas que rellenarían las depresiones.
Un avance definitivo a los modelos de Schmidt y las observaciones directas realizadas con las distintas
misiones enviadas a la Luna fue la modelización mediante ordenadores. Wetheril (1976) de UCLA
reconcilia ambas, refinándose la duración del fenómeno, número de planetas, régimen térmico de los
planetas y condiciones de acreción.
Los resultados obtenidos de la modelización pueden resumirse en los siguientes puntos:
-Es fácil que se originen cuerpos de 1 km de diámetro a partir de partículas de tamaño polvo en un
periodo de tiempo de un millón de años.
-Es más difícil que se formen planetas. Se requieren 50 a 100 millones de años. Este hecho se relaciona
con el menor número de impactos de cuerpos grandes.
-El impacto puede originar fusión, y a su vez un vulcanismo superficial.
-El gas posee un papel especialmente relevante, ya que su presencia hace decrecer la velocidad de los
fragmentos de menor tamaño; además, al rozar el polvo con el gas, se produce fusión y una textura que
explicaría la presente en los meteoritos condríticos (Wood 1984).
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Estas conclusiones fueron extrapoladas con posterioridad a Mercurio y comprobados con las
observaciones efectuadas con la sonda Mariner 10.
La Tierra también fue objeto de este bombardeo de meteoritos. Parece ser que el tiempo que duró fue
500 millones de años. No se han preservado las estructuras como en la Luna, dada su intensa vida
25
geológica. Si impactaron meteoritos en la Tierra, que cantidad de masa habrían aportado a la Tierra?: 10 g
en 4.000 millones de años que es igual a la masa de los continentes, pero inferior a la masa actual de la
27
Tierra: 6.10 g.
En Sudbury hay evidencias del impacto de un meteorito hace 2.500 millones de años. Otras evidencias
del impacto de meteoritos en la Tierra son las extinciones en masa. Luis y Walter Alvarez propusieron que
en el tránsito Cretácico-Terciario se produjo el impacto de un gran meteorito. Es decir en la selección
natural también ha jugado un papel relevante factores extraterrestre, por supuesto, sin refutar la teoría de la
evolución.
Modificado de Jesús de la Rosa
Lic. Roquet María Belén
Dr. Humberto Ulacco
2009