clase 1
TRANSCRIPT
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PETROLOGIA IGNEA
Jaime R. Gelvez
Gelogo UIS, 2002
MSc. Geoqumica Elemental e Isotpica y Procedencia de Sedimentos.Shimane University, 2006
Laboratorio de Petrologa-ICP
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- Theory of the Earth (Anderson, 1989)
- Meteorites, comets and planets (Davis, ed., 2003)
- Igneous Petrogenesis (Wilson, 1993)
- Dinamics of Crustal Magma (Annen y Zelmer, ed., 2003)
- Isotope Geology (Allegre, 2008)
- Radiogenic Isotope Geology (Dickin, 2005)
- Using Geochemical Data (Rollinson, 1993)
- Atlas de Petrografia (MacKenzie y Gilford)
- Petrography of Igneous and Metamorphic rocks (Philphotts, 2003)
- Atlas of Igneous Rocks and their textures (MacKenzie y Gilford)
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Journals que tratan aspectosRelacionados con la Petrologa gnea
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Evaluacin
- 3 previos de teora, 20% c/u. Ultimo previo acumulativo.
- Laboratorio 30%
- Salida 5 %
- Presentacin de profundizacin 5%.
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PETROLOGA GNEA
Conceptos Bsicos:
Petrografa
Petrognesis
Petrologa
Secuencia de Estudios
Satelital-Area
Campo
Laboratorio:
Anlisis macroscpicosAnlisis microscpicos Qumica mineral (Microsonda, SEM, Catodoluminiscencia)Qumica de roca total (XRF, ICPMS, TIMS, INNA)Geoqumica Isotpica (Radiognicos, Estables)(ICPMS, LA-ICPMS, SHRIMP, INNA)
Modelo Geolgico
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TEMA 1
Origen del Universo, sistema solar y tierra.
Teora del Big Bang, origen del tomo y los elementos qumicos.Nucleosntesis.
Formacin de Galaxias, Estrellas y Planetas.
Meteoritos
Formacin y Estructura de la Tierra.
Profundizacin: Origen de la vida desde el punto de vista geolgico, Lopez-Caballero y Pantoja-Alor, 2003.
Lectura suplementaria: El primer minuto despus del Big Bang,Spagnolo, 2005.
Classification of meteorites. (Davis, 2003).
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ORIGEN Y EVOLUCIN DEL UNIVERSO
Toda la materia
se componen
de tomos
y elementos
qumicos
que
tienen
su
origen
en las
estrellas.
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http://www.lsst.org/Science/images/CompositionCosmos_550.jpg
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CONTENIDO DEL UNIVERSO
4% tomos. Esta es la materia ordinaria, de la cual estn hechas las estrellas, lo mismo que cualquier cosa que vemos y tocamos.
23% del Universo es materia invisible oscura, una misteriosa forma de materia intrnsicamente diferente de los tomos. Esta materia no irradia luz como la materia ordinaria, pero es detectada solo indirectamente por su gravedad.
73% es una forma misteriosa de energa, apodada energa oscura, la cual acta como especie de fuerza de anti-gravedad y es responsable de la aceleracin de la expansin del universo.
http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jpg
Tomado de: Enciclopedia del Espacio y el Tiempo
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LAS ESTRELLAS Y LOS ELEMENTOS QUMICOS
Las Plyades
hidrgeno
helio
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LAS GALAXIAS
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LA VA LCTEA
Vivimos
en la periferia
de una
galaxia
-
Nuestro
lugar
en el Universo
La Tierra El Sistema Solar
La Va Lctea
Grupo Local
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Tomado de: Enciclopedia del Espacio y el Tiempo
Como ocurri est evolucin en la composicin qumica?.
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LA EXPANSIN DEL UNIVERSO
Las galaxias se mueven
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Hubble y la expansin
del Universo
Edwin Hubble1889-1953
Funcion
lineal que
relaciona
la distancia
que
nos
separa
de otras
galaxias
y la velocidad
a la que
se alejan
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http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/00/Universe_expansion_es.png
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El plasma primordial Estadio
inicial, similar al interior de las
estrellas
donde
la materia
se transforma
por
reacciones entre partculas
elementales.
12 partculas
elementales divididas
en dos grandes
grupos:-
Quarks: constituyen
protones
y
neutrones-
Leptones: electrones
y
neutrinos (alta
velocidad, masa cero no detectables).
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Bosones: Transmiten
las cuatro
fuerzas
fundamentales.
Fotones
tranmisten
la fuerza electromagnetica. Portan cuantos
de energia
y generan
el
espectro
electromagnetico
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Teoria
del Big Bang y evolucin
del universo
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EL MODELO DEL BIG-BANG
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Inflacin: lo desconocido
?
10-4
s
-
?
Confinamiento
de quarks: protones
y neutrones
10-4
s
100 s
Protn
(Nmero Atmico)
Neutrn
-
Nucleosntesis: nacen
los ncleos
100 s
3 min
75% hidrgeno
25% helio
-
Recombinacin: la formacin
de los tomos
3 min
400000 aos
-Disminucin de T, caida
de energia
de los Fotones, evita su absorcin por los electrones.
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Electrones son capturados por protones. Formacin de tomos
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No electrones libres generan fotones libres que se desplazan. Universo visible.
Disminucin de energa de los fotones con el tiempo y aumento de longitud de onda concentrndose en la zona de microondas del espectro. FONDO COSMICO DE
MICROONDAS
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LAS PRUEBAS EXPERIMENTALES
Fondo
Csmico
de Microondas (descubierto
en 1964,
Penzias y Wilson)
Composicin
de estrellas antiguas
de nuestra
galaxia:
hidrgeno (incluido el istopo deuterio)
y helio
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RADIACIN NO HOMOGNEA
Mapa
Fondo
Csmico
de Microondas: satelite
COBE.
1992
Mapa
Fondo
Csmico
de Microondas: satelite
WMAP.
2003
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Que
siguio
al BIG-BANG?
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Grumos
de materia
= grmenes
de galaxias
Hace
13.000 millones
de aos
Agrupamientos
de
Materia
por accin
de la
gravedad
-
Las primeras
estrellas. Nucleosntesis estelarHace
13.000 millones
de aos
La gravedad
hiz
que
nubes
masivas
de H y He colapsaran
sobre
si mismas, concentrando
el gas en el centro
por
ende
aumentaba
la
presin
y la temperatura.Con temperatura
y presin
suficiente
comenzaron
reacciones
de
fusin, generacin
de nuevos
elementos
y separacin
por
densidad.Nucleosntesis: Sntesis de los ncleos atmicos naturales conocidos, a partir de los ncleos primarios de H y He csmico
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www.astrocosmo.cl/.../b_p-tiempo-03.07.07.htm
En una estrella, cada segundo 600 millones de toneladas de Isotopos
de H se convierten en Isotopos
de He,y
de este ltimo, secuencialmente se van generando
otros isotopos
( N, C, O, F y Be) por reacciones termonucleares al interior de
las estrellasLa temperatura interior aumenta y se pueden producir ms caminos de sntesis nuclearGenerando isotopos de Ne, Na, Mg, Si, S P y finalmente Fe.
Las estrellas evolucionan como si fueran una cebolla en la que cada capa se produceCombustin termonuclear con qumica diferente
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www.astrocosmo.cl/.../b_p-tiempo-03.07.07.htm
Las reacciones termonucleares y generacin de isotopos
aumentan P y T hacen quela estrella Colapse y explote en una SupernovaLas estrellas nacen, brillan y mueren y el tiempo de vida depende de su masa inicial, a mayor densidad menor tiempo de vida.
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http://html.rincondelvago.com/files/8/6/3/000588638.jpg
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http://html.rincondelvago.com/files/8/6/3/000588638.jpg
Radiacin del fondo csmico
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Formacin
de un sistema
planetario
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El origen
del sistema
solar
El sistema
solar se form
a partir
de material interesteral
que
previamente habia
sido
procesado
y sintetisado
por
otras
estrellasde otra
forma no
existira
material disponible
para
formar
los planetas
rocosos.
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El origen
del sistema
solar
El sistema
solar se form
a partir
de material interesteral
que
previamente habia
sido
procesado
y sintetisado
por
otras
estrellasde otra
forma no
existira
material disponible
para
formar
los planetas
rocosos.
Globulo
de Bok
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Globulo
de Bok en contraccin
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ACRECION DE PLANETESIMALES
Acrecin
Homognea
Acrecin
Homognea
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https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp
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Chondrites All other rocks
https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp
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http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jpg
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Tomado de Faure, (1998)
http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jp
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http://www.astronomynotes.com/solarsys/planet-cores.png
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O50.7%
Mg15.3%
Fe15.2%
Si14.4%S3.0% Al1.4% Ca1.0%
Composicin del Planeta Tierra
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Con estos ladrillos se construy nuestro planeta ???!!!!!!
?
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www.mnh.si.edu/earth/text/4_1_5_0.html
O50.7%
Mg15.3%
Fe15.2%
Si14.4%
S3.0%
Al1.4%
Ca1.0%
Planeta Tierra
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Los Meteoroides se originan en cuatro reas de nuestro sistema solar
Cinturn de Asteroides !!!!! Cometas Luna Marte
https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp
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news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3281611.stm
Los Crteres de Impacto ms grandes del mundo
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70 Km de dimetro Quebec (Canad)
Manicouagan
www.cbc.ca/.../wonder_manicouagan_crater.html210 Ma
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250-280Km de dimetro65 Ma
14 Km de dimetro350 Ma
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meteorites.asu.edu/met-info/index.html
Barringer Meteor Crater near Winslow, Arizona
50 mil aos~2 km de dimetroArizona. USA
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http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Images/AsteroidDisrupted.jpg
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Tipos de Meteoritos:
Designation Proportion of metal & silicate
Stony (Petreos) >> 50 % silicate
Stony-iron ~ 50% metal, ~ 50% silicate)
Iron (Metlicos) >> 50% metal alloy
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Meteorites:different types
Designation Type of rock (Texture)
Chondrite agglomerate-- never melted(stony)
All else igneous; impact breccias--(stony, stony- melted at least onceiron, iron)
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I. METEORITOS INDIFERENCIADOS
(Ptreos)
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Chondrites
Meteorite type most often seen to fall (85.6%)
Earliest-formed rocks(ages: ~4.55 b.y.)
Formed in solar nebula Solar-like bulk composition
(planetary building blocks)
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Chondrites most contain chondrules
mm to sub-mm-sized objectsformed as melted dispersed objects
some contain refractory inclusions (CAIs)mm to cm-sized objectsformed at high temperatures in solar nebula
some contain pre-solar grainsgrains formed around other stars
some contain pre-biotic organic matter
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matrix
chondrules
0.2 mm
Chondritic texture: an agglomeration of chondrules and fine-grained matrix
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CAIs
contains CAIs andpre-solar grains
-
CAIs
Carbonaceouschondrite
chondrules
Image: J.A. Wood
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Differentiatedmeteorites
DAG 485 (urelilite)
Gibeon (IVA iron) Millbillillie (eucrite)
II. METEORITOS DIFERENCIADOS
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Achondrite - any stony meteorite NOT a chondrite - samples of crusts and mantles of differentiated asteroids, the Moon, and Mars
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SNC Grupo
HED Grupo
(Ptreos)
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Big! iron meteorite
Irons - samples of the cores of differentiated asteroids
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Iron meteorite:slow-cooling ina metallic core
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Mesosideriteorigin:
collision of astripped metalcore & anotherdifferentiatedasteroid?
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Como usar la informacinde los meteoritos
Basaltic Achondrite Best Initial
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Como usar la informacinde los meteoritos
Chondritic Uniform Reservoir
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Como usar la informacinde los meteoritos
10
100
La Ce Pr Nd Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb
UCC (R-G)GraniteFelsic VolcanicAndesiteBasalt
p
p
m
/
p
p
m
c
h
o
n
d
r
i
t
e
-
https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp
www.sondasespaciales.com/index.php?option=com...
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4.600-4.550 Ma
PlanetisimalesGran Bombardeo
4.550 Ma: Nuestro proto-planeta adquiere forma cercana a la esfrica. Su superficie es un mar de magma que se enfra para formar corteza de material basltico. Se forma el ncleo metlico
www.sondasespaciales.com/index.php?option=com...
Teora de William Hartmann
4.530 Ma
Formacin de la Luna
COLISIONES!!!
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4.550 Ma: Nuestro proto-planeta adquiere forma cercana a la esfrica. Su superficie es un mar de magma que se enfra para formar corteza de material basltico. Se forma el ncleo metlico
ORIGEN DE LA LUNA (WILLIAM HARTMANN)
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4.400 Ma: Edad de los circones ms antiguos. Erosin de antiguos granitos?!3.900 Ma: Actividad fotosinttica (13C negativo)Pansdermia?..colisin ?
EVENTOS ENTRE LA FORMACIN DE LA LUNA Y FINALESDEL GRAN BOMBARDEO TERMINAL
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EVENTOS POSTERIORES AL GRAN BOMBARDEO TERMINAL
3.600 Ma:Primer Continente (Vaalbara)
3.500 Ma: Primeros microfsiles
2.800-3.000 Ma: Granitos Masivos(Formacin de extensos continentes)
2.600 Ma: Primeras Capas Rojas (BIF)(Atmsfera Oxidante)
3.900 Ma (COLISIONES)
(Final del Segundo bombardeo : Evidencias en las cuencasde impacto en la Luna y Marte)
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Impacto de Asteroides + Elementos Radioactivos + Energa Gravitatoria =Fusin parcial del planeta y diferenciacin en ncleo y manto
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CORRIENTES DE CONVECCION
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Toda una historia de concentraciToda una historia de concentracin de materia escasa en el n de materia escasa en el universo (universo (
complejidad)complejidad)
CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN EL UNIVERSO (GALAXIAS)
CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LOS SISTEMAS SOLARES
(PLANETAS)
CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LOS
DIFERENTES RESERVORIOS DEL PLANETA
CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LA
CORTEZA TERRESTRE
CONCENTRACION DE LA MATERIA ORDINARIA
(ATOMOS) EN EL UNIVERSO
O50.7%
Mg15.3%
Fe15.2%
Si14.4%S3.0% Al1.4%
Ca1.0%
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Concentracin de elementos mediante procesos geolgicos (Robb, 2005)
1.
gneos (gneos
y magmtico hidrotermal)2.
Hidrotermales
3.
Sedimentario/superficial
1 2 3
Slide Number 1Slide Number 2Slide Number 3Slide Number 4Slide Number 5Slide Number 6Slide Number 7Slide Number 8Slide Number 9Slide Number 10Slide Number 11Slide Number 12Slide Number 13Slide Number 14Slide Number 15Slide Number 16Slide Number 17Slide Number 18Slide Number 19Slide Number 20Slide Number 21Slide Number 22Slide Number 23Slide Number 24Slide Number 25Slide Number 26Slide Number 27Slide Number 28Slide Number 29Slide Number 30Slide Number 31Slide Number 32Slide Number 33Slide Number 34Slide Number 35Slide Number 36Slide Number 37Slide Number 38Slide Number 39Slide Number 40Slide Number 41Slide Number 42Slide Number 43Slide Number 44Slide Number 45Slide Number 46Slide Number 47Slide Number 48Slide Number 49Slide Number 50Slide Number 51Slide Number 52Slide Number 53Slide Number 54Slide Number 55Slide Number 56Slide Number 57Slide Number 58Slide Number 59Slide Number 60Slide Number 61Slide Number 62Slide Number 63Slide Number 64Slide Number 65Slide Number 66Slide Number 67Slide Number 68Slide Number 69Slide Number 70Slide Number 71Slide Number 72Slide Number 73Slide Number 74Slide Number 75Slide Number 76Slide Number 77Slide Number 78Slide Number 79Slide Number 80Slide Number 81Slide Number 82Slide Number 83Slide Number 84Slide Number 85Slide Number 86Slide Number 87Slide Number 88Slide Number 89Slide Number 90Slide Number 91Slide Number 92Slide Number 93Slide Number 94