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La tierra, el universo y el La tierra, el universo y el tiempo geológicotiempo geológico

Tema 2.2

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Cosmoquímica y el Origen de la Tierra¿Cómo se formó la tierra? ¿Cuál es su composición? Para responder a estas preguntas es necesario acercarse a algunos conceptos astronómicos y cosmoquímicosCosmoquímica: Estudia el origen y distribución de los elementos en el cosmos y sistema solarcosmos y sistema solar.La composición de la tierra es única y depende de:

Procesos responsables de la creación de elementos (nucleosíntesis)Procesos involucrados en la formación del sistema solarProcesos involucrados en la formación y diferenciación de la tierra

Pero al principio ¿cómo se formaron los elementos?Pero y al principio... ¿cómo se formaron los elementos?

Nuestro conocimiento sobre esta pregunta proviene de la observación de las estrellas y de los meteoritos. Principios de nucleosíntesis.

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La Gran Explosión (Big-Bang)

Al principio no había ni espacio ni tiempo, y las leyes de la física que conocemos no podían ser aplicadas.... Toda la materia estaba condensada en un punto de densidad infinita llamada “singularidad”El universo comienza hace 10-20 Ga con una gran explosión de la singularidad (bi b )(big-bang).La explosión formó únicamente átomos de H, He y un poco de Li, pero las temperaturas al inicio eran tan altas que no era posible formar más elementosLas evidencias que confirman la existencia del Big-Bang:

Expansión Hubble

Edwin Hubble (1889-1953)

Radiación de Microondas cósmicas(Microwave Cosmic Background Radiation)

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Nucleosíntesis PoligenéticaLos únicos elementos formados durante el Big-Bang fueron H y He (y un poco de Li)Posteriormente la materia experimentó una serie de inestabilidades gravitacionales que llevó a la formación de galaxias.El colapso de cúmulos moleculares dentro de las galaxias permitió la formación de l i lllas primeras estrellasEl resto de los elementos tienen, de hecho,su origen en las estrellas:

Nucleosíntesis Estelar: Los elementos ligeros (Z<14) se sintetizan dentro de las grandes estrellas durante las fases finales de su evolución

Nucleosíntesis explosiva: Los elementos más pesados Nuc eos tes s e p os va: os e e e tos ás pesados(Z>15) se forman cuando las estrellas masivas agotan su combustible nuclear y explotan formando supernovas

Nucleosíntesis galáctica: Li y Be se forman mediante la interacción de rayos cósmicos y materia en el medio intergaláctico

Nebulosa de Orión (Telescopio Hubble)

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Tabla periódica de los elementosTabla periódica de los elementosElementos ligeros (Z<14):Desde Hidrógeno hasta el Aluminio.

Elementos pesados (Z>14):Desde Silicio hasta el

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Laurencio.

El Origen del Sistema Solar• El Sistema Solar se formó a partir de material interestelar que YA había sido

procesado y sintetizado por otras estrellas... De otra forma, no existiría material disponible para formar los planetas rocosos.

a) El material primigenio estaba formado por gases y polvo que colapsaron gravitacionalmente formando un disco (idea propuesta por Kant)

b) El centro del disco se sobrecalentó y se formó el solc) Las partes externas del disco comenzaron a condensarse y a formar

planetasa) Dado que el disco se fue aplanando con el tiempo, todos los planetas

rotan sobre el mismo plano (a excepción de Plutón y Erión, ¿capturados?)

Immanuel Kant (1724-1804)

Nebulosa de la Laguna (Telescopio Hubble)

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Los meteoritos son la clave

Condritas Carbonaceas(Primitivas, ricas en volátiles, tienen CAIs)

Meteoritos metálicos(núcleos de planetesimales)

Meteoritos metálico-rocosos(Mezclas entre Fe-Ni y roca)

Acondritas Basálticas(Corteza de planetesimales)

Condritas Ordinarias(Tienen Cóndrulos, CAIs, metal, matriz)

¿Vid

a en

Mar

te?

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Relación Sol-Condritas CarbonáceasLas condritas tienen una composición muy similar a la del Sol, excepto en los elementos más volátiles (C, H, O, N) y por lo tanto representan una buena aproximación a la composición del sistema solar.

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Conclusiones CosmoquímicasExisten suficientes evidencias para asegurar que las condritas carbonáceas son el punto de partida del sistema solar. Esto implica que:

− El sistema solar debió formarse de forma más o menos simultánea (en términos geológicos, ~4,600 Ma).

− La nebulosa debió ser composicionalmente homogénea

− La presencia de acondritas y meteoritos metálicos con edades p ysemejantes a las de las condritas, indica que la diferenciación de los protoplanetas debió ocurrir en etapas muy tempranas de la historia del sistema solar.

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El sol es el centro de unenorme sistema derotación que consta

El Sol, sustento de la vida en la tierra

de varios planetas,planetas enanos sussatélites y numerososasteroides, cometas ymeteoritos, pequeñospero interesantes

Se calcula que un 99.85% de la masa de nuestro sistema solar está representado por el Sol.

El conjunto de los planetas constituye más del 0.15% restante.

pero interesantes.

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ORIGEN: Remanentes de la formación del sol creando un disco de gas y polvo del cual un planetésimo es formado.

FORMACIÓN GRADUAL DE PLANETAS A PARTIR DE FORMACIÓN GRADUAL DE PLANETAS A PARTIR DE PLANETÉSIMOSPLANETÉSIMOS

planetésimo es formado.

COLISIÓN: A través de colisiones entre ellos, los planetésimos de diferentes tamaños se unen para formar un objeto masivo.

CALOR: Las colisiones producen mucho calor que finalmente se acumula en el nucleo de los planetas, de acuerdo a su distancia con el sol.

Orbitas de los planetas. Las posiciones de los planetas se muestran a escala en la parte

inferior del diagrama.

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Bajo el control de la fuerzagravitatoria del Sol, cadaplaneta mantiene una órbitaelíptica y todos ellos viajanen la misma dirección

Por el contario, el planeta másdistante, Plutón, tiene unavelocidad orbital de 5Km/seg y necesita 248 añosterrestres para completar unaen la misma dirección.

El planeta más próximo al Sol,Mercurio, Tiene elmovimiento orbital másrápido, 48 Km/seg, y elperiodo de revolucionesalrededor del Sol más corto,88 días terrestres

terrestres para completar unarevolución.

88 días terrestres.

By Ing. Oscar Raul Calderon Ibarra

Los planetas: una visión de conjunto

Los planetas se puedenagrupar en dos

j

Plutón no se incluye enninguna de las dos

íconjuntos:Los planetas terrestres

(parecidos a laTierra)-

Mercurio, Venus, LaTierra y Marte.

categorías.

Los planetas jovianos(parecidos a Júpiter)

Júpiter, Saturno,Urano, Neptuno.

By Ing. Oscar Raul Calderon Ibarra

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Datos Planetarios

http://www.windows2universe.org/physical_science/physics/mechanics/orbit/orbit_shape_interactive.html&lang=sp

Luna

S télit d l ti t d ólid lSatélite de la tierra, en estado sólido con losmismos elementos químicos que la tierra,careciendo de agua y atmósfera, su gravedades una sexta parte de la terrestre.

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El diámetro de la Luna esde 3475 Km, alrededorde 3475 Km, alrededorde una cuarta parte delos 12756 Km de laTierra.

Teniendo en cuenta lamasa lunar, sudensidad es de 3.3veces la del agua.

Principales características topográficas de la superficie lunar.

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EL TIEMPO GEOLÓGICOEL TIEMPO GEOLÓGICO

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El tiempo geológico se basa en datacionesEl tiempo geológico se basa en dataciones• Edades Relativas: datación relativa

L d l S i ió

EL TIEMPO GEOLÓGICOEL TIEMPO GEOLÓGICO

– Ley de la Superposición– Estratificación, materiales volcánicos, fósiles y restos de

vida prehistórica, etc.– Principio de la sucesión faunística o biótica (plantas y

animales).• Edades Absolutas:

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- Datación radiométrica K/Ar, Ar/Ar, - Datación Carbono 14, etc.

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TIEMPO ABSOLUTOLos núcleos de los átomos de los elementos radiactivos son inestables y se descomponen espontáneamente emitiendo partículas alfa y beta y cambiando la estructura nuclear del elemento para transformarse en otro elemento diferente. Por ejemplo el 238 U

it lf t f l l t 234 Th l iemite rayos alfa y se transforma en el elemento 234 Th: el uranio es el elemento progenitor o parental y el que resulta es el descendiente.

Las dataciones radioactivas se aplican según los siguientes procesos, para los cuales se señala la vida media:1) 87 Rb, 87 Sr 1) 87 Rb, 87 Sr →→ 47.000 millones de años47.000 millones de años2) 232 Th 208 Pb2) 232 Th 208 Pb→→ 13 900 millones de años13 900 millones de años

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2) 232 Th, 208 Pb 2) 232 Th, 208 Pb →→ 13.900 millones de años13.900 millones de años3) 238 U, 206 Pb 3) 238 U, 206 Pb →→ 4.560 millones de años4.560 millones de años4) 40 K, 40 Ar 4) 40 K, 40 Ar →→ 1.300 millones de años1.300 millones de años5) 235 U, 207 Pb 5) 235 U, 207 Pb →→ 713 millones de años713 millones de años6) 14 C, 14 N 6) 14 C, 14 N →→ 5.570 años solamente5.570 años solamente

TIEMPOABSOLUTO

La tabla del tiempo geológicogeológicoestá basada en los fechamientos absolutos

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El carbono 14. El carbono 14 tiene una vida media aproximada de 5600 años es útil para datar muestras orgánicas muy antiguas. Los rayos cósmicos (neutrones acelerados) bombardean el nitrógeno normal de la atmósfera, 14 N7, desequilibrándolo por la vía de los protones para obtener el 14 C6 isótopo del 12 C6 o carbono

TIEMPO RELATIVO

protones, para obtener el 14 C6, isótopo del 12 C6, o carbono normal; .Luego se forma el bióxido de carbono 14, especie cuyo nivel existente en la biosfera ha sido relativamente constante en los últimos milenios.

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Principios fundamentales de la datación Principios fundamentales de la datación relativarelativa

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Ley de superposiciónPrincipio de

horizontalidad original

Principios fundamentales de la datación relativaPrincipios fundamentales de la datación relativa

horizontalidad originalPrincipios de

intersecciónInclusiones

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¿Que estructuras o procesos geológicos observas?

a)

Principios fundamentales de la datación relativaPrincipios fundamentales de la datación relativaProcesos geológicos principalesProcesos geológicos principales

¿Cuales son los estratos más jóvenes y los más antiguos?¿Qué procesos geológicos están

f)

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¿Qué procesos geológicos están involucrados?

b)

c) d)

e)

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EJERCICIO: Indicar de la siguiente imagen

1. ¿Que procesos geológicos están involucrados?

2. ¿Cual es el estrato más2. ¿Cual es el estrato más joven?

3. ¿Cuál es el estrato más antiguo?

4. ¿Cuál es el proceso más joven?

5. ¿Cuál es el proceso más

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¿antiguo?

6. ¿Cual es más reciente, el estrato naranja o el rojo?

7. ¿Cuál es más joven, la falla o la inclusión magmática?8. ¿Por qué la falla geológica no afecta a los estratos superiores?