origen y evolución de la tierra

Complementos de Geología
1
Origen y Evolución de la Tierra
Formación y estructura del Universo
Sol, planetas y otros cuerpos del Sistema Solar.
Formación del Sistema Solar y del planeta Tierra.
Estructura y composición de la Tierra
Tiempo Geológico.
Métodos de Datación.
Acontecimientos más destacados en la evolución de la Tierra.
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Las características del Sistema implican:
1. Orbitas planetarias regulares y coplanarias (Plutón levanta 17º de la
eclíptica), que implica la existencia de un disco de materia nebular
entorno al Sol.
2. Rotación lenta del Sol (con el 2% del momento angular y 99% masa)
Implica la contracción del Sistema a partir de una nube interestelar
por gravitación.
dL d [ I(t)ω (t)]
=
dt
dt
3. La composición química del sistema: Júpiter, Saturno, Urano y
Neptuno con H y He, el resto de planetas con déficit en elementos
ligeros y siguiendo
€ secuencias concentración vs temperatura
Li /Si;
H /D ⇔ HD + (H 2O) → HDO + H 2
T ↓⇔ HDO /((H 2O)↓⇒ Eficiencia
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4. Similitud de los planetas con satélites.
5. Edad de diversos cuerpos del Sistema: Rocas Terrestres 3.8x109
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9
años; Rocas Lunares 4.2x10 años; meteoritos 4.5x10 años.
6. Craterización debido a colisiones e impactos, considerando la actividad
geológica que implica un suavizado del los efectos. El tamaño del
cráter da idea de la antigüedad del planeta o satélite.
7. Los meteoritos son unas muestras excelentes procedentes de las
zonas de condensación gaseosa. Por ejemplo el meteorito Allende
(México, 1969) tiene relaciones isotópicas de O2 diferentes al resto
de las muestras terrestres, lunares y marcianas, dando
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concentraciones de Mg fruto de la desintegración de Al , que solo
se puede proceder de las explosión de una supernova.
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8. Los asteroides dan información acerca de los tiempos de formación
del sistema, dado que se supone su constitución en áreas próximas al
Sol y están muy empobrecidos en elementos volátiles.
9. Los cometas nos dan una idea sobre las características químicas de la
nebulosa primitiva
10. Debe considerarse la presencia de anillos con elementos volátiles en
los planetas Gigantes.
11. La ley de Bode, que permitió predecir la posición y existencia de
Neptuno y Plutón.
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Ley de Bode; a=0.4+(0.3xK)
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Las diferentes hipótesis sobre la formación del Sistema Solar se pueden
englobar en dos modelos.
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Modelo de la Uniformidad: La hipótesis más representativa es la
Laplace y Kant (1755) en las cuales los planetas se forman a partir
de una nube de materia interestelar capturada gravitacionalmente por
un protosol existente con anterioridad.
Modelo Catastrofista: Representada por Buffon (1749), que considera
la colisión de una estrella con una masa protosolar que provoca
mareas superficiales en un Sol, con eyección de materia que gravita
entorno al Sol. Este modelo incorpora la Hipótesis Planetesimal.
Existe un tercer modelo intermedio en el cual el Sol se forma como
parte de un Sistema doble, en el cual una estrella se desintegra y
parte de su masa gaseosa es capturada por la otra estrella dando
lugar a una nube similar a la del primer modelo.
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Modelo de la Uniformidad
Georges'Louis+Leclerc+de+Buffon+
Lord%Kelvin%
Isaac%Newton%
Immanuel(Kant(
Pierre%Simón%de%Laplace%
Hermann'von'Helmholtz'
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Modelo Catastrofista
James&Clerk&Maxwell&&
James&Hopwood&Jeans&&
Thomas'C.'Chamberlin''
Harold'Jeffreys''
Forest'Ray'Moulton''
Bertrand(A(W(Russell(
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Las primeras hipótesis se agrupan entre las concepciones nebulares y
catastróficas y datan de los siglos XVII y XVIII.
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René Descartes en 1644, escribió sobre un Universo de éter y materia,
lleno de vórtices de múltiples tamaños. El modelo era solo cualitativo y
no explicaba la circunstancia que los objetos del Sistema Solar
estuvieran prácticamente en un mismo plano.
En 1685, Isaac Newton publica la Ley de Gravitación Universal que
servirá de instrumento para posteriores desarrollos teóricos, pero sus
preceptos religiosas le impiden dar un modelo científico del S. Solar.
Swedenborg en 1734 da la primera referencia de la hipótesis nebular.
En 1745, Georges-Louis Leclerc de Buffon expuso en su libro “De la
formation des planetes” la primera teoría catastrófica al sugerir la
creación del S. Solar a partir de la colisión entre el Sol y un cometa.
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Hipótesis cronológicas sobre la formación del Sistema Solar:
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Nebular de Kant - Laplace
Meteorítica de Lockyer
Caótica de Ligondes
Panspermia de Arrhenius
Planetesimal de Chamberlin - Moulton
Captura de See
Marea de Jeans - Jeffreys
Colisional de Lyttleton
Etegórica de Alfvén
Catastrófica de Hoyle
Turbulencia de Weizsacker
Cosmoquímica de Urey
Nebular de Hoyle
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Nebular de Kant - Laplace
Immanuel Kant en 1754 presenta la primera teoría moderna sobre el
origen del Sistema Solar. El cual surgió de una nebulosa protosolar que
se fue condensando. Los pequeños grumos fueron adquiriendo rotación y
se fueron asociando para constituir conglomerados de materia, que
posteriormente serian los planetas.
La hipótesis de Kant no explica dos aspectos importantes del S. Solar:
a) El proceso de aglomeración para constituir los planetas, haría que
girasen en sentido retrógrado, por efecto de la fuerza gravitatoria.
b) No explica como una nebulosa con gases y polvo en estado caótico,
adquiere movimiento de rotación.
Pierre Simon de Laplace en 1796, describe que el Sistema Solar surgió
a partir de una nebulosa primitiva de naturaleza incandescente con una
condensación central y rodeada por una atmósfera extensa y muy
tenue.
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Por efecto de la fuerza centrífuga, se desprende materia que
constituyeron anillos en equilibrio inestable, que se fragmentaron y
posteriormente se condensando en puntos, para constituir los planetas.
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La hipótesis de Laplace adolece de las deficiencias de Kant, pero
explica muy bien otros aspectos. Entre sus deficiencias se encuentra:
a) No explica el mecanismo de condensación de los planetas. Cada
anillo al separarse, continuaría girando en torno al astro central.
b) No explica el mecanismo de disgregación de la nebulosa en anillos
concéntricos, para posteriormente constituir los planetas.
c) No respeta el principio de conservación del momento angular.
d) No puede explicar la distribución del momento angular del S.
Solar. Entre sus aciertos:
a) Explica la coplanaridad de órbitas planetarias con el plano
ecuatorial del Sol.
b) La baja excentricidad (circunferencias) de las órbitas planetarias.
c) Las diferencias entre los planetas terrestres y gaseosos.
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La hipótesis de Kant-Laplace fue aceptada de modo general hasta
1859, cuando James Clerk Maxwell, al analizar los anillos de Saturno,
llegó a la conclusión de que un anillo constituido por gas y polvo sólo
podría condensarse en una acumulación de pequeñas partículas y nunca
podría formar un cuerpo sólido, debido a que las fuerzas gravitatorias
fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación.
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En 1889, el astrónomo francés Herve Faye retoca la hipótesis de KantLaplace para explicar la diferencia en el sentido de giro de los
planetas. Supone una masa esférica nebulosa con movimiento de
rotación como un todo. Posteriormente, por efecto de la condensación,
las regiones más exteriores formaron anillos que se fueron quedando
rezagados con respecto a la rotación de la condensación central. Los
planetas más interiores, adquirieron su rotación en el mismo sentido de
su movimiento de translación.
La mejora de Faye, tampoco explica los diferentes ángulos de
inclinación de los ejes de giro de los planetas. © A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
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Meteorítica de Lockyer
En 1890, Joseph Norman Lockyer expone la existencia de enjambres
meteóricos que por gravedad y colisiones, se fueron concentrando para
formar los planetas. Los choques generan un incremento de
temperatura, con la consiguiente emisión de gases, como H y He. El
incremento de temperatura
da lugar a los protometales y cuando
comienza a descender y se da la condensación y formación planetaria.
Esta hipótesis presupone la poco demostrable existencia de un inmenso
enjambre meteorítico de consistencia sólida.
Caótica de Ligondes
En 1897, R. Du Ligondes escribió que todo el Universo era un caos,
dentro del cual las partículas de la materia prima se desplazaban en
todas direcciones y estaban sujetas a las atracciones mutuas. Según su
teoría, el orden de formación de los planetas sería Júpiter, Neptuno,
Urano, Saturno, Tierra, Marte, Venus y Mercurio.
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Panspermia de Arrhenius
En 1903, Svante Arrhenius supone que los astros no son entes extraños
entre sí, separados por inmensos vacíos y sin más relaciones que sus
atracciones y radiaciones. Intercambian electricidad, materia y hasta
“gérmenes vivientes”. Esta conclusión de Arrhenius condujo a darle el
nombre a su hipótesis como de exogénesis o panspermia. El Universo es
una máquina térmica con fases calientes (estrellas) y frías (nebulosas). Planetesimal de Chamberlin - Moulton
En 1905, Chamberlin y Moulton propusieron el origen de los planetas
como resultado de una eyección de masa del Sol, ocasionada por el
tránsito de una estrella. La masa arrancada se condensó en pequeños
grumos de materia denominados “planetesimales”, que al condensarse
constituyen los planetas. El material que no logró condensarse reduce la
excentricidad de las órbitas. Plantea que el gran momento angular de
los planetas se debe a la aceleración impuesta por el paso de la
estrella. También se conoce con el nombre de “Hipótesis Eruptiva”.
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Captura de See
En 1910 Thomas See, formula la hipótesis de que los planetas son
astros capturados por el Sol y de manera análoga, los satélites por los
planetas. Las resistencias a la captura, producidas por las atmósferas
planetarias, obligan a que las órbitas originarias de los satélites
pasasen a ser elipses de escasa excentricidad. La coplanaridad de las
órbitas con el ecuador solar, implica una nebulosa lenticular, de modo
que solo tenían probabilidades de ser capturados por el Sol, aquellos
astros que coplanarios a la nebulosa lenticular. Falla al ser poco
probable que existan mundos errantes que sean capturados por el Sol. Marea de Jeans - Jeffreys
Es una variante de las Teorías catastrofistas. Supone el paso de una
estrella perturbadora que produce una sola erupción de materia con
aspecto de huso, más estrecha en los extremos que en el centro, y
cuyas dimensiones eran las del S. Solar actual. Este filamento gaseoso
era inestable, y al enfriarse la materia constituyente fue separándose
en varias regiones independientes, y cada región da lugar a un planeta.
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Colisional de Lyttleton
En 1936 Raymond Arthur Lyttleton especuló sobre una colisión entre
tres estrellas. El Sol era un sistema binario que interactua con otra
estrella y provoca la eyección de la binaria del Sol con desprendimiento
de materia de la cual se forman los planetas. Lyman Spitzer en 1939
demostró que un material proyectado del Sol, en cualquier circunstancia
tendría una temperatura tan elevada, que no podría condensarse en
planetesimales, y se expandiría en forma de un gas tenue.
Esta demostración dio un duro golpe a las teorías catastróficas sobre el
origen del Sistema Solar.
Etegórica de Alfvén
Es la teoría poco convencional del “ambiplasma” del año 1960. Parte de
una mezcla equitativa de materia y antimateria -ambiplasma- que se
separo de modo natural cuando ocurrieron las reacciones de aniquilación
con desprendimiento de gran energía. En este concepto, el Universo
siempre ha existido (preexiste) y no posee un punto común de origen.
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Catastrófica de Hoyle
En 1944, Fred Hoyle sugirió una nueva versión catastrófica. Una
estrella cercana al Sol estalló en tiempos remotos en forma de una
Nova o una Supernova. La gran cantidad de materia expelida al espacio
fue capturada por la fuerza gravitatoria del Sol, produciéndose un
filamento extenso, que posteriormente se condensó en los planetas.
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Turbulencia de Weizsacker
Data de 1945 y parte del Sol rodeado de una nebulosa de la misma
composición química, que por efecto de la rotación se convierte en un
disco con una masa del 10% de la masa solar. Las partículas de la nube
de gases y polvo se desplazan de manera descoordinada y debido a
estos movimientos, comienzan a aparecer remolinos y turbulencias, que
sustraen al Sol parte del momento angular. Donde dos remolinos se
juntan, surge una acumulación de partículas, las cuales atraen otras
partículas y se mantienen unidas en zonas específicas. Así pues, los
remolinos giran en torno a un torbellino central. Del torbellino central
surge el Sol, y de los demás torbellinos que giran a su alrededor, en un
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proceso de 100x10 años, se constituyen los planetas.
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Weizsacker supone que los elementos de masa en rotación alrededor del
Sol describirían elipses con poca excentricidad, formando torbellinos
con un momento angular dependiente de su excentricidad. Al no poder
oponerse a la fuerza de gravedad el Sol, la velocidad de los torbellinos
esta condicionada por su distancia de él. La teoría de Wiezsacker plantea que los planetas surgen de una
nebulosa aplanada en donde los gases y polvo forman movimientos de
rotación contrapuestos en anillos concéntricos al Sol.
En el año 1950 Gerard Kuiper observó que la hipótesis de Weizsacker
podría ponerse en relación con el movimiento de turbulencia del disco,
sugiriendo la posibilidad de que en la nebulosa se produzcan fenómenos
de inestabilidad gravitacional que provocarían el proceso de
condensación. Sin embargo, Kuiper precisó la imposibilidad de esta
hipótesis debido a que la pérdida de gas en los protoplanetas mayores
sería muy escasa, en un lapso de tiempo equivalente a la edad del
Sistema Solar, por lo que la atmósfera de la Tierra debería tener
mayor cantidad de gases pesados de los que posee en la actualidad.
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Cosmoquímica de Urey
En 1952 el químico Harold Clayton Urey (descubridor del D en 1931),
elaboró una tabla de abundancias cósmicas, partiendo de los análisis
mineralógicos y químicos de meteoritos. La hipótesis no explica las
regularidades observadas en el Sistema Solar. Trata de aspectos
químicos necesarios para formar los meteoritos. Su estudio, fija que la
fuente de calor más importante en la evolución del Sistema Solar puede
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haber sido el Al , producido en la nebulosa solar primitiva.
La hipótesis formuló que el Sol se formo por condensación de materia
interestelar de una inmensa nebulosa. Algunas zonas de la misma se
tornaron inestables desde el punto de vista gravitatorio y pasaron a
constituir los protoplanetas. Procesos de fragmentación y asociación
posterior dieron luz a los planetas. Es susceptible a muchas críticas,
dado que no contempla las regularidades del Sistema Solar, pero
atiende aspectos de su historia física y química.
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Nebular de Hoyle
Se parte de una nebulosa muy grande, que al contraerse la materia lo
harían también las líneas de fuerza del campo magnético y giraría cada
vez más rápido. De esta manera se separan los anillos de materia que
formarán los planetas. Pero las líneas de fuerza magnéticas, como
cuerdas elásticas, al deformarse por la formación de planetas frenan al
Sol y aceleraran a los planetas. La teoría exige una temperatura inicial
no demasiado elevada. Se complementa con el modelo de Alfvén donde
las fuerzas electromagnéticas del Sol provocan condensaciones para que
alrededor de ellas se formen, por gravedad, los planetas.
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Hipótesis actual de la formación del Sistema Solar
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Hay estrellas muy masivas que por su enorme
gravedad, al final de su vida, colapsan sobre si
mismas y explotan como supernovas, formando
una nebulosa rica en elementos pesados.
Estos remanentes se expanden a velocidades
superiores a los 1.000 Km/s.
Nebulosa del Cangrejo (M1)
Remanente de Supernova
Esta nube de gas y polvo se enfría y la fuerza
de gravedad hace que se inicie un proceso de
condensación -colapso gravitatorio- y su
duración depende de la masa de la nube. Para
una nube con la masa del Sol, el colapso dura
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unos 10x10 años.
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A medida que se produce el colapso, la
temperatura del centro de la nube aumenta
como consecuencia del aumento de presión.
Se forma una protoestrella: una masa de
hidrógeno con un tamaño de unas 50 veces el
diámetro del Sol, con una temperatura
superficial de unos 3.000 K.
Nube en colapso gravitatorio.
Pilares de creación.
Nebulosa del Aguila.
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Sistema NGC 1333-IRAS 4B en Perseo
Hacia el centro, los átomos del gas se
compactan de tal forma, que la temperatura
comienza a incrementarse de manera brusca. Al
alcanzar los 500.000 K, los átomos de H se
fusionan en D: la nube ya produce energía pero
todavía la suficiente para frenar la contracción
gravitacional y no se ha conformado la estrella
central. Se produce un jet bipolar perpendicular
al plano ecuatorial del sistema y se separa
parte de la masa interestelar nebular girando
en una corona o disco aplanado entorno al
centro del sistema.
Cuando se alcanza los 15x106 K, el H se
fusiona en He: la estrella se enciende en el
centro de la nebulosa y comienza a modelar su
sistema planetario.
La estrella modela el sistema planetario
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Los poderosos vientos de la estrella y la presión
de la radiación de la estrella, expele los gases
y polvo de los restos residuales de la nebulosa
primitiva.
La estrella limpia su entorno
Parte de la sustancia de polvo que se evaporó
en la fase de la formación del protosol, retorna
al disco en forma de gas y reinicia su proceso
de condensación. Esta materia constituirá los
condritos normales, que encontramos en la
actualidad en los meteoritos que impactan sobre
la Tierra.
Inicio del proceso de acreción
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Los vientos solares y la presión de
radiación expelen los elementos livianos
Mecanismo de acreción de os planetesimales
Por efecto gravitatorio, los elementos pesados de la nebulosa original se
condensan en la proximidad solar, mientras que los elementos livianos se
repliegan hacia el exterior del disco de acreción.
Mediante el proceso de acreción (unión por colisión), el polvo y gas de la
nebulosa originaria forma grumos de materia que debido a inestabilidades
gravitacionales, constituyen pequeños cuerpos de baja densidad, con
tamaños menores a 10 Km, conocidos con el nombre de planetesimales.
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Etapa colisional del Sistema Solar
Los mecanismos de acreción continúan, dando
origen a cuerpos mayores (de unos 100 Km).
Algunos de estos cuerpos formados por
acreción, pasan a constituir los núcleos de los
planetas. La fuerza gravitatoria ejercida por
estos núcleos, captura los gases nebulares que
posteriormente formarían los planetas Júpiter y
Saturno.
Se inicia la fase colisional en nuestro Sistema
Solar. Mientras los cuerpos se encuentran en
estado plasmático, la colisión agrega materia
que asume la forma esférica
Los planetas rocosos son masas de
rocas incandescentes en su superficie
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Producida la corteza en los planetas rocosos,
las cicatrices de los impactos se observan en
la superficie de los mismos.
Los restos dispersos que permanecen, pasarán
a constituir los satélites, cometas y
asteroides del sistema planetario.
Superficie de Mercurio. Sonda Messenger.
En resumen, hace unos 4.600x106 años, se
originó nuestro Sistema Solar, a través de la
agregación de cuerpos planetesimales,
compuestos esencialmente de Fe y silicatos.
La nube presolar de gas y polvo, comienza a girar lentamente y contraerse
sobre si misma, al tiempo que aumenta la velocidad angular del sistema.
Las partículas de gas y polvo chocan, se funden y agregan dando lugar a
los planetesimales, auténticos ladrillos elementales.
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Esquema temporizado de la formación del Sistema Solar.
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Formación del Sistema Solar
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Descrita la formación del Sistema Solar y del planeta
Tierra, interesa profundizar en como pudo ser la
evolución de nuestro planeta desde aquellos primeros
estadios hasta nuestros dias.
Una forma de acercarse a este proceso de evolución
es mediante un seguimiento de los procesos sucesivos
del planeta, desde el punto de vista Geoquímico, a
partir de constituirse como cuerpo independiente.
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Proceso de Condensación química en el Sistema Solar
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La Nébula Solar Primitiva (NSP) era principalmente una nube amorfa y
-4
-3
tenue de polvo y gas, con una densidad alrededor de 10 gcm , una masa
en torno a 1000 veces la masa solar actual, y a una temperatura inferior a
los 27 ºC.
Esto se deduce por la existencia de hidrocarburos en el interior de los
Condritos. Se ha observado la existencia de hielo como núcleos de
condensación, y un alto grado de oxidación de los metales en planetas y
condritos.
Presumiblemente la NSP contenía todos los elementos químicos, desde el
Aluminio (Al) hasta el Circón (Zr), además de granos sólidos como material
antiguo formado por alguna estrella previa, que fue dispersado en la
Nebulosa como consecuencia de la explosión de una Supernova.
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Proceso de Condensación química en el Sistema Solar
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Si la densidad de la NSP hubiese sido mayor, además del actual Sol, se
habrían formado una o varias estrellas adicionales. En cambio si la
densidad hubiese tenido un valor inferior al indicado para nuestra Nébula,
se habrían formado muchos planetas más pequeños.
La Nébula primitiva amorfa evoluciona, seguramente, porque una 2ª
Supernova estalla en sus proximidades. Las ondas de choque de la explosión
rompen el equilibrio original, comprimiendo gas y polvo interestelar e
impulsando el colapso gravitatorio de la Nébula.
Esto se apoya en las anomalías isotópicas existentes en las inclusiones ricas
en Al y en Mg dentro de los Condritos Carbonáceos del meteorito Allende.
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En el centro de esta nube existiría una zona relativamente más densa de H
y de He, el llamado ProtoSol, cuyo calentamiento, por colapso
gravitacional, eventualmente hizo que “prendieran” las reacciones nucleares
propias del Sol. Con la combustión inicial del Sol se emitiría material a un
ritmo intenso, a una razón de probablemente de una masa solar por cada
millón de años.
Esta emisión, que hoy puede ser observada en las estrellas T-Tauri,
habría barrido de los planetas interiores cualquier remanente de H y de He
que hubiese quedado en la NSP.
Así pues, se establece un ProtoSol y un gradiente de temperatura en el
sistema: cerca del Sol las temperaturas serían tan altas que ni el Titanio
(Ti), que es muy refractario, podría existir en estado sólido. No obstante,
más lejos del Sol la temperatura disminuiría, teniendo lugar la condensación
directamente de gas a sólido.
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No se formarían gotas líquidas, pues para las fases líquidas se requieren
de presiones de gas altas, de entre 100 a 1000 bares. La condensación de
los sólidos a partir de una nube de gas (Gas a Sólido), sigue los mismos
principios que gobiernan la cristalización de los minerales a partir de una
Magma (Líquido a Sólido), y se pueden representar mediante diagramas de
fase.
La composición de la NSP es compleja, dado que se deben considerar
elementos y sus compuestos. Un diagrama con la Secuencia de
Condensación a partir de los 35 elementos químicos más abundantes del
Sistema Primitivo y encontrados en los Condritos Carbonáceos, dan un
montante de 400 compuestos gaseosos.
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Considerando balances de masa, densidad, presión, aspectos
termodinámicos (gases perfectos) y suponiendo que la condensación es
independiente de la presión, la condensación química de elementos y
compuestos de la materia nebular primitiva vs temperatura es:
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40
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41
T / ºC
1680
Secuencia de Condensación de la NSP
Os, Re, Zr (metales refractarios)
1227
Al2O3: Corindón; CaTiO3: Perowskita y SS de RE, U, Th, Pu, Ta y Nb;
Melilita: Ca2Al2SiO7-Ca2MgSi2O7
1114
1102
1097
927
927-727
Diópsido: CaMgSi2O6
Aleaciones de Fe-Ni-Co
Olivino (Fosterita): Mg2SiO4
(Mg2SiO4)→Ortopiroxeno (MgSiO3) se consume todo el (Si) gaseoso.
Cu, Ge y Ga; OCr, MnS; SS de Na, K, Rb en Anortita Si2Al2CaO8; Li, Na, K, Rb.
627
Ag
477
327-127
132
77
-73
Fe+O→FeO; FeO+H2S→FeS (Troilita)+ (H2O); Fe+2 en Solución Sólida Fe-Mg
Pb, Bi, In y Tl
Magnetita: Fe3O4
Silicatos hidratados a partir de silicatos de magnesio
Ar, CH4, NH4; H2O y [CH4-H2O]
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La variación de la densidad de los planetas en función de su distancia al
Sol parece ser bien explicada por la Acreción Homogénea ó en Equilibrio,
según la cual la composición química del condensado sería una función
heliocéntrica.
El hecho de que los elementos pesados como los metales y sus minerales
tengan temperaturas de condensación más altas que los elementos livianos,
como el metano y amoníaco, explica la distribución de los planetas por
densidades.
a) En el interior del Sistema Solar están los planetas densos formados
por condensados a Altas Temperaturas (metales y sus óxidos o silicatos).
b) En el exterior se formarían los planetas ligeros formados por
condensados a Bajas Temperaturas (H, He, NH3, CH4 y H2O).
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Con esta hipótesis, una vez formada la Proto-Tierra tendría lugar su
diferenciación geoquímica, de manera que en los protoplanetas
interiores no existiría H2.
Así, los fenómenos de reducción que tuvieron lugar posteriormente en la
Tierra no fueron debidos al H2 sino fundamentalmente al Carbono, C.
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De modo previo a considerar la Estructura y Composición de la Tierra,
debemos analizar como fue su evolución pregeológica y geológica, a través
de su historia. Los factores fundamentales a tener en cuenta, dede en
punto de vista Geoquímico, son:
Actividad interna.
Flujo de calor (Sismología, Magnetismo terrestre, mecánica celeste y
campo gravitacional)
Vulcanismo
Craterización
Formación y evolución de la atmósfera, hidrosfera y biosfera (Origen,
concentración isotópica vs altitud, interacciones acuosas -ciclo del H2O,
interacciones hidrosfera/atmósfera/biosfera, clima y estaciones
climáticas, ciclo (CO2)/(H2O) efecto sierra- y atmósferas planetarias.
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Aspectos Geoquímicos y Térmicos de la Evolución
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Para formalizar una teoría de la formación de la Tierra deben de tenerse en
cuenta dos aspectos:
Las escalas temporales y espaciales del planeta.
Sus partes componentes (Núcleo, Manto, Corteza, Hidrosfera, Atmósfera y
Biosfera) constituyen un complejo sistema con intercambio de flujo volúmico
y energético.
La evolución terrestre puede analizarse desde dos puntos de vista:
Mecanicista, como un sistema de reciclado.
Fisiológico, como un equilibrio interno dinámico.
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Las primeras ideas sobre la formación de la Tierra parten de una esfera gaseosa
que se había enfriado y licuado y después, probablemente, se había solidificado.
Esto se conoce bajo la denominación de "origen caliente de la Tierra".
Los procesos de condensación, excisión de masas fundidas, cristalización
fraccionada con formación y evolución de una fase silicatada sólida,
meteorización, formación de la atmósfera, hidrosfera, biosfera y su
diferenciación, constituyen los hitos o etapas relevantes en esa teoría. Se parte
de la hipótesis de que el planeta era caliente por su procedencia de una masa
gaseosa o Nébula primitiva, y lo avalaban o parece confirmar la existencia de
erupciones volcánicas.
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El descubrimiento de la radiactividad demuestra que la Tierra podía haber sido
fría y posteriormente calentarse hasta alcanzar las altas temperaturas internas
actuales en Ga, pero asumida la hipótesis Nebular para la formación del Sistema
Solar, donde el Sol y la totalidad del Sistema Solar se forman a partir de una
nube de polvo, por condensación, surge la Teoría de la Acumulación o Acreción.
La nube de polvo que giraba alrededor del primer Sol se fraccionó en trozos que,
por acumulación y choques formaron los planetas. Esta idea es generalmente
aceptada y las etapas de este proceso son:
~4.5 Ga, Formación de los planetas con segregación del núcleo.
4.5-3.9 Ga, Primera etapa de la diferenciación con la formación de la
corteza y posterior bombardeo meteorítico.
3.9-2.5 Ga, Segunda etapa de la diferenciación caracterizada por la
superposición de las capas de basalto
Tectónica de placas terrestre.
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
48
El programa especial Apolo fortalecio la Teoría de la Acreción propuesto por el
geofísico ruso Otto Schmidl en 1944. Explica que los planetas se crearon de
acuerdo a su tamaño mediante la acumulación de polvo cósmico.
La acreción homogénea se produce cuando la tasa de acreción es baja comparada
con la tasa de enfriamiento de la nebulosa, de tal modo que el equilibrio químico
entre condensados y gases de la nebulosa se mantiene.
La acreción heterogénea surge cuando es relativamente rápida por lo que los
condensados recientes no alcanzan el equilibrio con condensados mas antigüos y
gases remanentes.
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
49
La Tierra después de estratificarse en núcleo, manto y corteza por acreción, fue
bombardeada en forma masiva por meteoritos y restos de asteroides. Este
proceso generó un inmenso calor interior que fundió el polvo cósmico y provoca
erupciones volcánicas. Para formarse la corteza precisa descender la temperatura
de los fluidos, por lo que se encontraba fundida y semi líquida.
Pero al enfriarse permitió que el vapor de agua -procedente del proceso interno
de vulcanismo-. Se condensara y se forman los océanos junto con agua de las
lluvias torrenciales. La emanación de gases desde su interior posiblemente originó
una atmósfera secundaria compuesta por CH4, NH3, CO2, CO, SH2, (H2O) e H2.
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50
Evolución Geoquímica de la Tierra
¿Como evoluciona el sistema?
La evolución de la Tierra implica dos estadios:
Evolución pre geológica (historia primitiva)
Evolución geológica (a partir de la solidificación de la corteza terrestre)
La evolución pre geológica presenta dos fases:
Fase de acreción de materiales
Fase de diferenciación gravitatoria
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Fase de acreción de materiales
51
Es una fase muy intensa tanto por la adición de planetesimales, como por el
bombardeo de meteoritos. Esta fase perdura hasta los 3.900 Ma. El bombardeo
meteorítico impide la solidificación de la corteza terrestre.
Partimos de un material gaseoso, homogéneo, con materia solar (H, He) y
elementos ligeros. Pero teniendo en cuenta:
1) La atmósfera actual, pobre en elementos atmófilos
2) Las atmósferas planetarias
Disipación térmica: perdida de elementos atmófilos, lo que origina un cambio
brusco en la composición química, y un descenso de la T.
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52
Descenso térmico: Condensación
1ª Fase de la diferenciación Geoquímica
Fase GAS
Fase GAS + Fase Liquida
a) formación de núcleos de condensación
b) crecimiento de los núcleos
c) captura gravitacional de los núcleos
Cinéticamente la fase c) es la favorecida
Fase GAS + Fase Liquida (océano de magma)
proto Atmósfera
excisión en fases fundidas,
parcialmente miscibles
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53
En la excisión en fases fundidas, debemos considerar los procesos metalúrgicos
seguidos en horno alto. Partimos de:
a) mezcla de métales + Si, con oxidación incompleta, con fases similares a
las distribuidas en los meteoritos)
b) procesos de fusión de las menas de Cu (S y As)
•
lingote metálico
•
mata sulfurada
•
escoria silicatada
La distribución de los elementos químicos entre las tres fases se hace siguiendo
las afinidades electrónicas para combinarse con el Oxigeno, con los metales y con
el Azufre, además de los calores latentes de vaporización.
Por tanto los elementos químicos se diferenciaran geoquímicamente por su
afinidad a concentrarse en una de esas tres fases liquidas.
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54
Fase metálica
Fase sulfurada
Fase silicatada
Compuestos solubles en Fe
Eaf(M) < Eaf(Fe)
=
CALCÓFILOS
=
LITÓFILOS
Compuestos solubles en S
Eaf(OM) < Eaf(SM)
Compuestos solubles en O
Eaf(OM) ↑↑↑
SIDERÓFILOS
Consideraciones:
1. La calcosfera no esta presente ni en los meteoritos ni en la Tierra.
2. El Fe esta presente en la fase silicatada.
3. No existió suficiente oxigeno (atmósfera muy reductora) para oxidar a todos
los elementos, pero si al Fe.
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55
Evolución de la fase Silicatada
2ª Fase de la diferenciación Geoquímica
Enfriamiento del océano de magma
Cristalización fraccionada
1890 ºC
Se rige por las relaciones
entre los ratómico y riónico
L
r
0.65
ion
+2
Mg
0.76
+2
Fe
iónico
S
1205 ºC
Fosterita
0
Mg SiO
2
4
Olivinos
Fayalita
100
Fe SiO
2
4
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Consideraciones:
56
1. Separación de los primeros cristalizados
• Cr, Ni, Co, Mg, Ti, Fe, V, {Pt}.
• Los iones con riónico ⇑ o ⇓ se concentran en los magmas residuales
2. Estadio principal de la Cristalización.
• Los líquidos residuales ascienden al tener baja densidad, provocando una
remoción de fases solidificadas
3. Cristalización de fundidos y líquidos residuales.
• Se contrarresta la diferenciación.
Pasados 3.900 Ma comienza la solidificación completa de las fases silicatadas, con
lo que comienzan los procesos radiactivos, la solidificación de corteza y la
diferenciación gravitacional de sólidos y fundidos según sus densidades.
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57
Fase de diferenciación gravitatoria
La separación gravitacional de fundidos da lugar a:
• Formación del Núcleo y Manto separados como capas sólidas concéntricas
• Formación de los distintos tipos de cortezas sólidas. (Las capas externas
fluidas, atmósfera e hidrosfera, en este estadio inicial desaparecen por
tener elementos muy volátiles)
I) formación de una proto-atmósfera
II) formación de un océano de magma
III) formación del núcleo
IV) diferenciación geoquímica del proto-manto
V) formación del proto-océano y de una proto-corteza
Con la desaparición del océano de magma y la formación de una corteza sólida:
Comienzo de la Etapa Geológica de la Tierra
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58
Evolución Geológica de la Tierra
Se caracteriza por:
Débil potencia de la capa sólida.
Aumento de las capas graníticas (actividad plutónica y volcánica, Reacciones
neumatolíticas e hidrotermales).
Meteorización
3ª Fase de la diferenciación Geoquímica
Ciclo Exogeno: da lugar a la formación de sedimentos, rocas
sedimentarias y reacciones en solución acuosa
Cristalización en solución acuosa (µredox, ∆T, ∆p y pH)
Distribución de fundidos y cristalizados (riónico, coloides)
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59
Evolución Geológica de la Tierra
Meteorización
3ª Fase de la diferenciación Geoquímica
Ciclo Endógeno: da lugar a la formación de montañas
Procesos Radiactivos
Constitución de una Oxiosfera con 91,83% de O2, LITOSFERA
Rocas oxidadas (ρalta ⇓) rocas frescas (ρbaja ⇑) + O2 + (H2O + CO2)
Ciclos del O2, H2O, CO2, Fe+3/Fe+2, etc.
Los µquímicos actuan con el mismo sentido que la diferenciación gravitacional,
removiendo los cristalizados (ρalta ⇓ ρbaja ⇑)
Todo ello genera: Migración de elementos y diferenciación Geoquímica
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Formación de la Atmósfera
60
La estructura y composición de la atmósfera actual permite establecer ciertas
conclusiones acerca de su constitución y origen:
a) La estructura y composición actual, constituida esencialmente por N y O, es
muy diferente de las atmósferas de los restantes planetas.
b) Los elementos más abundantes en el cosmos, H y He, se encuentran en
concentraciones tan pequeñas que sólo pueden ser considerados traza.
La mayor parte de los geofísicos admiten que la actual atmósfera de la Tierra es
muy diferente de la atmósfera del protoplaneta terrestre, la mayor parte de la
cual posiblemente se perdió en el período pre-geológico del planeta, formándose
la atmósfera actual a partir de gases provenientes de la parte sólida de la Tierra.
La atmósfera primitiva estaba formada, según Urey, por:
H, He, NH3 y CH4; (O y C)
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61
Pa
30
14
10
7
5
T / ºC
6000
3000
2000
1500
1000
La elevación de la temperatura provocada, por contracción del protoplaneta, la
primitiva atmósfera. Esta se perdió en el espacio por escape de la mayor parte de
sus constituyentes, especialmente del H y He. Los gases que no escaparon
quedaron englobados en forma de compuestos sólidos. Así, el O fue retenido en
forma de H2O y de SiO4-4, el N en forma de NH3 y de N= metálicos y el C en
forma de CH4 residual.
-
Esta disipación se ve favorecida por la presencia de e en las capas superiores.
Al formarse la nueva atmósfera a base de los gases englobados en los compuestos
sólidos se produjeron importantes cambios en su composición.
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62
En 1962 Holland propone un modelo que explica la evolución de la atmósfera en
tres etapas -Reductora, Intermedia y Oxidante- posteriores a la protoatmósfera.
Etapa I: Reductora
Dura aproximadamente 500x106 años, similar al tiempo de formación del
núcleo. Se desarrolla en la primera fase de la diferenciación geoquímica
del planeta, con una corteza ya fria.
Pero durante el enfriamiento y hasta la perdida del H2 se dan las
siguientes reacciones:
O2 + 2H2 ↔ 2H2O
CO2 + 4H2 ↔ CH4 + 2H2O
C + 2H2 ↔ CH4
N2 + 3H2 ↔ 2NH4+
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Estas reacciones químicas requieren una temperatura de 25 ºC. A medida que
desaparece el H2, las reacciones no progresan, con lo que aumenta la
concentración de CO2 y N2 mientras que el H2O es muy estable y se mantiene.
63
Así pues la segunda atmósfera contendría (H2O), CH4 y NH3
No obstante, la radiación ultravioleta descompone parte del H2O formando en las
capas altas de la atmósfera H2 y O2. El H2 escapaba y el O2 es retenido por su
inferior velocidad de escape.
Esta segunda atmósfera no tardó en tener N2, ya que el amoniaco es muy soluble
en agua y forma de NH4+ que se absorbe en arcillas y otros minerales,
reduciendo sus concentraciones. Es muy posible que apareciera CO2 y H2S
procedente de los volcanes. Estas sustancias son “paternos” para la biogénesis.
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64
Luego, tras la pérdida total de H2 libre aparece la tercera atmósfera, rica en CO2
y N2 debido a que se mantendra el equilibro de las reacciones químicas y estos
compuestos no evolucionan quimicamente al faltar el H2.
Esta atmósfera permitiría la formación de compuestos complejos de carbono en
condiciones abióticas. La transformación habría tenido lugar hace unos 3.000 Ma
y en su aparición es primordial para la creación de una biosfera.
Este tipo de atmósferas se encuentran en Venus y Marte.
En la Tierra la mayor parte del CO2 se encuentra atrapado en calizas (CaCO3) y
sólo el 0,03% del CO2 está libre en la atmósfera. Es en presencia del agua como el
CO2 se combina con el C para formar CaCO3.
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65
Luego la fase intermedia estará controlada por la disociación del H2O y la
fotosíntesis.
Etapa II: Intermedia
6
Dura aproximadamente 1500x10 años.
Disociación fotoquímica del agua en la parte superior de la atmósfera:
2H2O + hυ → O2 + H2↑
Comienza de la fotosíntesis: Ocurre en el agua así los organismos
fotosintéticos se protegían de las radiaciones solares ultravioletas:
nCO2 + nH2O + hυ → (CH2O)n + CO + nO2↑
El oxigeno no se acumula, se emplea en la oxidación de componentes de los
gases volcánicos.
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66
Etapa III: Oxidante
Se genera más O2 del que se consume, comenzando la acumulación de O2 en
la atmósfera.
Los primeros organismos capaces de realizar la fotosíntesis oxigénica son
las cianobacterias -algas verde-azuladas-, dando las sigientes reacciones:
CH4 + 2O2 → CO2 + H2O
4NH3 + 3O2 → 2N2 + 6H2O
El CH4 residual, reacciona con O2 dando lugar a CO2 y H2O.
El residuo de NH3 que se hallaba presente en la composición de la primitiva
atmósfera es oxidado, proceso que daba lugar a la formación de N2 libre y H2O,
=
mientras que los N metálicos se descomponen originando N2 libre.
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67
Estos procesos determinan la composición de la atmósfera actual, la cuarta
atmósfera. Tiene presencia abundante de oxígeno, hasta un 21%, que junto al N2,
alcanzan el 99%. El oxígeno se acumula como producto de la fotosíntesis, que a
partir del H2O libera O2 e incorpora el H2 a su estructura, junto con el CO2, pero
en concentraciones mucho menores.
La transición hacia la atmosfera
actual fue lenta. Hace 1800 1400 Ma habría sólo un 0,21% de
O2. Incluso hace unos 400 Ma,
cuando ya existían la mayor parte
de las familias animales tan sólo
había un 2,1% de O 2 en la
atmósfera, frente al 21% actual.
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68
Perdidas atmosféricas
Difusión de H2 y He hacia el espacio
De O2 por oxidación de componentes de la corteza continental y oceánica
(H2O), por condensación y dar lugar a los océanos.
De CO2, la mayor parte en la formación de rocas sedimentarias, también
en la formación de carbón y petróleo.
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Estructura de la atmósfera
69
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
Estructura de la atmósfera
70
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
Formación de la Hidrosfera
71
La hidrosfera (del griego hydros: agua
y sphaira: esfera) es la capa acuosa
que envuelve la Tierra, aunque también
se incluye al hielo como componente
sólido y a las nubes como emulsiones
de gotas de agua o cristales de hielo.
Hace 4600 Ma, durante la formación
de la Tierra las altas T mantenían el
agua en forma de vapor. Cuando
comienza a enfriarse hubo
precipitaciones que llenaron de agua
las partes más bajas de la superficie
formando los océanos.
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72
La hidrosfera se originó a partir del agua desprendida por las rocas del interior
de la Tierra que alcanzaba la superficie a través de fenómenos volcánicos. Se
admite actualmente que la hidrosfera ha aumentado progresivamente a través de
los tiempos pre-geológicos y geológicos, pero más que por un incremento de la
superficie de los océanos por un aumento de la profundidad de la cuenca de los
mismos.
Se precisó un descenso de la T por debajo de la Tcrítica (H2O): T< Tc
Con la evolución geológica se producen cambios en la concentración de los
halogenuros [X-], dado que ellos son los primeros solutos. El pH inicialmente fue
mayor que el actual, con lo cual los oceanos se han acidificado.
La composición de la hidrosfera, esta condicionada por los procresos de
meteorización, vulcanismo, sedimentación, ascenso de fluidos y gases, etc.
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73
Formación de la Biosfera
4ª Fase de la diferenciación Geoquímica
Principales precursores
HCOH = NOH (A. Formihidroxamidico)
H2C = NOH (Formaldoxima)
Prácticamente ha permanecido inalterable en la litosfera superior, generandose a
partir de materia orgánica prebilógica, con elementos biogénicos, como C. N, O,
por lo cual, el proceso biogénico tiene una relación íntima con los procesos
volcánicos.
Los primeros organismos vivos fueron de tipo amoniacal (NH3)
NH3 + O2 → H2N-R-COOH
NH3 + O2 → NO-3 + NO2 + N2
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Aspectos Térmicos de la Evolución
74
Balance energético actual:
Energia de origen externo (origen en el Sol, con potencias de 1,8x105 TW)
Esta energía no se acumula, dado que el balance, entre la radiación
incidente y la refejada, IR y transferida a la atmósfera e hidrosfera en
forma de calor, es nula. Luego no es relevante en el historial.
Energia de origen interno (potencias de unos 40 TW)
Esta energía, en gran medida, procede de la desintegración radiactiva,
como fuente interna de calor. Los isótopos más concentrados y que liberan
235
238
232
40
más energia son:
U,
U,
Th y K, estimandose una potencia liberada
de unos 20-25 TW. Un tercio se origina en la corteza y el resto el manto.
El 50-75% de la energia interna es radiativa.
La transferencia de calor del nucleo al manto no supera los 5 TW.
El rozamiento y mareas terrestres no es relevante.
El enfriamiento terrestre genera 10 TW (20-40 % del flujo total).
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
Aspectos Térmicos de la Evolución
75
Balance energético Histórico, tiene dos hechos relevantes
Acreación terrestre (Condensación de polvo cósmico entre 10-100 Ma)
Se estima una energía total de 2.5x1032 J, de los cuales se disipan el 95%
durante los 500-600 Ma, iniciales.
Diferenciación nucleo-manto (Gravitacion y densidades)
31
La concentración de materiales densos en el nucleo genera 10 J, de los
cuales el 15% se emplea como energía de deformación. Este proceso se da
en los primeros 500 Ma.
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76
Teorías sobre la formación de la Luna
Radio Orbital medio 384.400km
Periodo de rotacion 27d 7h 43.7min
Inclinación 5.1454º
Superficie 38millons de Km3
Masa 7.349 x 1022 Kg.
Gravedad de rotación 1.62m/s2
TªSuperficial 40K
Presión Atmósferica 3x 10-10Pa
Composición Atmosfera:
Oxígeno 43%
Helio 25%
Neón 25%
Hidrogeno 23%
Silicio 21%
Argón 20%
Ca, Fe, Mg, K, Na y Cr
Teorias
Fisión
Captura
Acreción binaria
Precipitación
De disco orbital
Impacto
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77
Formación de la Luna
Teoria de la Fisión:
Originariamente la Tierra y la Luna eran un solo
cuerpo y parte de la masa fue expulsada.
A favor
Similitud entre geología lunar y terrestre
Explica las diferentes densidades entre Tierra y
Luna
En contra
Tendría que haber rotado a mucha velocidad para
poder desprenderse
No explica la órbita de la luna
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78
Luna
Teoria de la Captura:
Era un astro independiente que, al pasar cerca de
la Tierra, quedó capturado en su órbita.
A favor
que la luna sea tan grande
que se halle a la distancia a la que está
diferencias en densidad y composición con la
Tierra
En contra
Poca probabilidad
No saber explicar la desaceleración de la luna
para no escapar del campo terrestre
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79
Luna
Teoria de la Acreación binaria:
Surge de una "hinchazón" de la Tierra que se
desprendió por la fuerza centrífuga.
Supone la formación al mismo tiempo tanto de la
Tierra como de la Luna, a partir del mismo
material y en la misma zona del Sistema solar.
A favor
La datación radiactiva de las rocas lunares fechan
la edad de la Tierra
En contra
Composición y densidad de la Tierra y Luna muy
diferentes
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
80
Luna
Teoria de la Precipitación:
Con la energía liberada en la
formación de la Tierra se calentó
material que formó una atmósfera
caliente y al condensarse dio lugar
la Luna.
© A. Carmelo Prieto Colorado, UVa
81
Luna
Teoria del Disco Orbital:
Se basa en la idea de que Tierra y Luna tienen
origen común a partir de la misma nube de
material y se formaron de manera diferente.
A favor
Por procesos termodinámicos e interacción con
cuerpos externos, tendrían el mismo origen
En contra
Si tienen el mismo origen deberian tener la misma
composición mineral y química
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82
Luna
Teoria del Impacto:
La Luna se formó por colisión de un cuerpo contra
la Tierra y se hicieron bloques gigantescos de
materia.
A favor
Explica diferencias entre densidad y composición
de la Tierra y Luna
Explica el momento angular Tierra-Luna
En contra
Es difícil imaginar que no se destruyera la Tierra
Es difícil imaginar que los fragmentos fueran tan
grandes para formar un satélite
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83
Formación de la Luna
La teoría mas aceptada en la actualidad es la del “Gran impacto”. Al descubrir que la
composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su
origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro
planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese
formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que
ésta se originó a partir de los trozos que quedaron tras una gran colisión con un
protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar (Hipótesis del Gran
Impacto). Esta teoría también explica la inclinación axial del eje de rotación terrestre
que habría sido provocada por el impacto.
La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y
arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo, se formó un
anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su
órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto
ya que la Tierra rotaba más deprisa. Durante cientos de millones de años, la Luna ha
estado alejándose lentamente de la Tierra, a la vez que ha disminuido la velocidad de
rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos
astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.
Hace unos 4.000x106 años se produjo un bombardeo masivo de asteroides, visibles sus
efectos en los cráteres lunares y de mercurio. Un posterior proceso de vulcanismo ha
modelado y suavizado la morfología superficial del satélite, que permanece casi inalterado.
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Luna
84
Composición mineralógica
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85
Luna
Plagioclasa
Piroxeno
Olivino
Ilmenita
Ca, Al, Si, O
Fe, Mg, Ca, Si, O
Fe, Mg, Si, O
Fe, Ti, O
Anortosita
90%
5%
5%
0%
Norita
60%
35%
5%
0%
Troctolita
60%
5%
35%
0%
Ca, Al, Si, O
Fe, Mg, Ca, Si, O
Fe, Mg, Si, O
Fe, Ti, O
Alto contenido en Ti
30%
54%
3%
18%
Bajo contenido en Ti
30%
60%
5%
5%
Pobre contenido en Ti
35%
55%
8%
2%
Rocas de Tierras altas
Basaltos de los Mares
Minerales de las rocas lunares
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Luna
86
Formación de la corteza y suelo lunares
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Luna
87
Estructura interna comparada Tierra-Luna
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88
Un nuevo análisis de polvo del cometa Wild 2, efectuada en 2004 por la
misión Stardust de la NASA, ha revelado la presencia de un isótopo de
oxígeno que sugiere una mezcla inesperada de materiales pétreos entre la
región más interior del Sistema Solar y su periferia. A pesar de que el
cometa analizado se formó en los helados confines del Sistema Solar, más
allá de Plutón, pequeños cristales analizados del halo parecen haber sido
forjados en la región interior, más cálida debido a la mayor proximidad del
Sol.
El resultado de este estudio, realizado por investigadores de la NASA, la
Universidad de Wisconsin-Madison y Japón, contradice la idea de que el
material del que se formó el Sistema Solar hace varios miles de millones
de años ha permanecido atrapado en zonas orbitales fijas alrededor del
Sol.
Por el contrario, el estudio sugiere que material cósmico del cinturón
principal de asteroides puede migrar hacia la periferia del Sistema Solar y
mezclarse con materiales más primitivos encontrados en los bordes.
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Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar
Abundancia
Fracción masica total
2
3.18x104
2.21x103
0,98
4
11,8
3,64
2,21
3,44
0,015
8
6x10-2
1,06x10-2
0,85
1 (referencia)
0,5
7,2x10-2
0,83
4,8x10-2
0,0037
Elemento
H
He
C
N
O
Ne
Na
Mg
Al
Si
Ca
Fe
Ni
89
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Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar
Sol
Tierra
90
Hombre
Atmósfera
H
2,7x104
O
0,5
N
0,78
H
0,61
He
1,8x103
Fe
0,17
O
0,21
O
0,26
O
18,4
Si
0,14
Ar
0,01
C
0,11
C
11,1
Mg
0,14
N
0,02
Ne
2,6
S
0,02
N
2,3
Ni
0,01
Mg
1,1
Al
0,01
Si
1
Ca
0,01
Fe
0,9
Na
0,01
S
0,5
Ar
0,1
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