master de profesor de educación secundaria obligatoria y...

Master de Profesor de Educación Secundaria Obligatoria y Bachillerato, Formación Profesional y Enseñanzas de Idioma

(Módulo Específico de Biología y Geología)

Complementos de Geología

Ángel Carmelo Prieto Colorado

Física de la Materia Condensada, Cristalografía y Mineralogía

Facultad de Ciencias

Universidad de Valladolid

Complementos de GeologíaTema 3. Origen y Evolución de la Tierra

Formación y estructura del UniversoSol, planetas y otros cuerpos del Sistema Solar.Formación del Sistema Solar y del planeta Tierra.Estructura y composición de la TierraTiempo Geológico.Métodos de Datación.Acontecimientos más destacados en la evolución de la Tierra.

© A. Carmelo PrietoUVa

Formación del Sistema Solar y de la Tierra 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.

€

dLdt

=d I(t)ω(t)[ ]

dt3. 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+ (H2O)→ HDO+ H2

T↓⇔HDO /((H2O)↓⇒ Eficiencia


4. Similitud de los planetas con satélites.

5. Edad de diversos cuerpos del Sistema: Rocas Terrestres 3800Ma; Rocas Lunares 4200Ma; meteoritos 4500Ma.

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 muestras excelentes procedentes de las zonas de condensación gaseosa. Poe ejemplo, el meteorito Allende (México, 1969) tiene relaciones isotópicas de O2 diferentes a los minerales terrestres, lunares y marcianos, dando concentraciones de Mg26 fruto de la desintegración de Al26, que solo se puede proceder de las explosión de una supernova.

8. Los asteroides informan de los tiempos de formación del sistema, supuesta su constitución en la proximidad del Sol y siendo pobres 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.

Ley de Bode; a=0.4+(0.3xK)


Las diferentes hipótesis sobre la formación del Sistema Solar se pueden englobar en dos modelos.

Modelo de la Uniformidad: La hipótesis más característica es la Laplace y Kant (1755) en la cual los planetas se forman a partir de una nube de materia interestelar capturada gravitacionalmente por un protosol preexistente.

Modelo Catastrofista: Representada por Buffon (1749), que considera la colisión de una estrella protosolar con otro cuerpo, y provoca mareas superficiales en un Sol, con eyección de materia que gravita entorno a él. Este modelo incorpora la Hipótesis Planetesimal.

Modelo Intermedio: 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 la nube del primer modelo.


Georges'Louis+Leclerc+de+Buffon+ Isaac%Newton%

Immanuel(Kant(

Pierre%Simón%de%Laplace%

Hermann'von'Helmholtz'Lord%Kelvin%

Principales representantes del Modelo de la Uniformidad

© A. Carmelo PrietoUVaPrincipales representantes del Modelo Catastrofista

James&Clerk&Maxwell&& Thomas'C.'Chamberlin'' Forest'Ray'Moulton''

James&Hopwood&Jeans&& Harold'Jeffreys'' Bertrand(A(W(Russell(


Las primeras hipótesis se agrupan entre las concepciones nebulares y catastróficas y datan de los siglos XVII y XVIII.

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.


Hipótesis cronológicas sobre la formación del Sistema Solar:

Nebular de Kant - LaplaceMeteorítica de LockyerCaótica de LigondesPanspermia de ArrheniusPlanetesimal de Chamberlin - MoultonCaptura de SeeMarea de Jeans - JeffreysColisional de LyttletonEtegórica de AlfvénCatastrófica de HoyleTurbulencia de WeizsackerCosmoquímica de UreyNebular de Hoyle


Nebular de Kant - LaplaceImmanuel 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, hace que giren en sentido retrógrado, por efecto de gravitación.

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.


Por efecto de la fuerza centrífuga, se desprende materia que constituye los anillos en equilibrio inestable, se fragmentan y después condensan en áreas, para constituir los planetas.

La hipótesis de Laplace adolece de las deficiencias de Kant, pero explica muy bien otros aspectos. Sus deficiencias son:

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 SS.

Entre sus aciertos:

A. Explica la coplanaridad de órbitas planetarias con el plano ecuatorial del Sol.

B. La baja excentricidad de las órbitas planetarias, casi circulares.C. Las diferencias entre los planetas terrestres y gaseosos.


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.

En 1889, el astrónomo francés Herve Faye retoca la hipótesis de Kant-Laplace 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.


Meteorítica de LockyerEn 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 LigondesEn 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.


Panspermia de ArrheniusEn 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 - MoultonEn 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”.


Captura de SeeEn 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 - JeffreysEs 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.


Colisional de LyttletonEn 1936 Raymond Arthur Lyttleton especuló sobre una colisión entre tres estrellas. El Sol era un sistema binario que interactuan 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 AlfvénEs 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.


Catastrófica de HoyleEn 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.

Turbulencia de WeizsackerData 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, que atraen más partículas y se mantienen unidas en zonas específicas. Así pues, los remolinos giran en torno a un torbellino central, del que surge el Sol, y de los demás torbellinos que giran a su alrededor, en un proceso de 100x106 años, se constituyen los planetas.


Weizsacker supone que los elementos masivos 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 gravitacional del Sol, la velocidad de los torbellinos esta condicionada por la distancia. al Sol. Esta teoría 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.


Cosmoquímica de UreyEn 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 haber sido el Al26, 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.


Nebular de HoyleSe 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.


Hipótesis actual de la formación del Sistema Solar

Hay estrellas muy masivas que por su enorme gravedad, al final de su vida, colapsan sobre si mismas y e x p l o t a n c o m o s u p e r n o v a s , formando una nebulosa rica en elementos pesados.

Estos remanentes se expanden a velocidades superiores a los 1.000 Km/s.

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 unos 10x106 años.

Nebulosa del Cangrejo (M1), es un remanente de la explosión de una

supernova


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 d iámetro del Sol , con una temperatura superficial de unos 3.000 K.

Nube en colapso gravitatorio. Pilares de creación en la nebulosa del Aguila.


Hacia el centro, los átomos del gas se compactan de tal forma, que la t e m p e r a t u r a c o m i e n z a 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.

Sistema NGC 1333-IRAS 4B en Perseo

La estrella modela el sistema planetario


Los poderosos vientos de la estrella y la presión que la radiación ejerce en la propia estrella, expele los gases y polvo de los restos residuales de la nebulosa primitiva.

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 acreación

La estrella limpia su entorno


Los vientos solares y la presión de radiación expelen los elementos más

livianos a los límites del sistemaMecanismo de acreción de os

planetesimalesPor 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 acreación (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.


Los mecanismos de acreación continúan, dando origen a cuerpos mayores (de unos 100 Km). Algunos de estos cuerpos formados por acreación, pasan a constituir los núcleos de los planetas. La fuerza gravitatoria ejercida por estos núc l eos , cap tu ra l os 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

Etapa colisional del Sistema Solar

Los planetas rocosos son masas de rocas incandescentes en su superficie


Producida la corteza en los planetas rocosos, las cicatrices de los impactos se observan en la superficie de los mismos.

Los restos dispersos no usados, pasarán a constituir los satélites, cometas y asteroides del sistema planetario.

E n r e s u m e n , h a c e u n o s 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.

Superficie de Mercurio (Sonda Messenger)


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.


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 días.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.


Aspectos geoquímicos y térmicos de la evolución de la Tierra

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 para que alrededor de ellas se formen, por gravedad, los planetas.

La evolución terrestre puede analizarse desde dos puntos de vista:

Mecanicista, como un sistema de reciclado.

Fisiológico, como un equilibrio interno dinámico.


La Nébula Solar Primitiva (NSP) era principalmente una nube amorfa y tenue de polvo y gas, con una densidad alrededor de 10-4 gcm-3, 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.

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.

Proceso de condensación química en el Sistema Solar


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.

En el centro de esta nube existiría una zona relativamente más densa de H y de He, el llamado proto-Sol, 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 proto-Sol 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.

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.


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:


T / ºC Secuencia de Condensación de la NSP1680 Os, Re, Zr (metales refractarios)

1227Al2O3: Corindón; CaTiO3: Perowskita y SS de RE, U, Th, Pu, Ta y Nb;

Melilita: Ca2Al2SiO7-Ca2MgSi2O7

1114 Diópsido: CaMgSi2O6

1102 Aleaciones de Fe-Ni-Co1097 Olivinos (Fosterita): Mg2SiO4

927 (Mg2SiO4)→Ortopiroxeno (MgSiO3) se consume todo el (Si) gaseoso.

927-727 Cu, Ge y Ga; OCr, MnS; SS de Na, K, Rb en Anortita Si2Al2CaO8; Li, Na, K, Rb.

627 Ag

477 Fe+O→FeO; FeO+H2S→FeS (Troilita)+ (H2O); Fe+2 en Solución Sólida Fe-Mg

327-127 Pb, Bi, In y Tl132 Magnetita: Fe3O4

77 Silicatos hidratados a partir de silicatos de magnesio-73 Ar, CH4, NH4; H2O y [CH4-H2O]


La variación de la densidad de los planetas en función de su distancia al Sol parece ser bien explicada por la Acreación 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).

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.


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, desde el punto de vista Geoquímico, son:

Actividad interna.Flujo de calor (Sismología, Magnetismo terrestre, mecánica celeste y campo gravitacional)VulcanismoCraterizaciónFormación 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.

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.

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 Acreación.


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, 1ª etapa de la diferenciación con la formación de la corteza y su posterior bombardeo meteorítico.3.9-2.5 Ga, 2ª etapa de la diferenciación caracterizada por la superposición de las capas de basaltoTectónica de placas terrestre.

El programa especial Apolo fortaleció la Teoría de la Acreación 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 acreación homogénea se produce cuando la tasa de acreación 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 acreación heterogénea surge cuando es relativamente rápida por lo que los condensados recientes no alcanzan el equilibrio con condensados mas antiguos y gases remanentes.


La Tierra después de estratificarse en núcleo, manto y corteza por acreación, 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.


Evolución Geoquímica de la Tierra

¿Como evoluciona el sistema?

La evolución de la Tierra implica dos estadios:

Evolución pregeológica (historia primitiva)

Evolución geológica (a partir de la solidificación de la corteza terrestre)

A su vez, a evolución pregeológica presenta dos fases:

Fase de acreción de materiales

Fase de diferenciación gravitatoria


Fase de acreción de materialesEs 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

Estos dos supuestos debe presuponerse la existencia de una disipación térmica: perdida de elementos atmófilos, lo que origina un cambio brusco en la composición química, y un descenso de la Temperatura.


Descenso térmico: Condensación

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

1ª Fase de la diferenciación Geoquímica

Fase GAS + Fase Liquida (océano de magma)

proto Atmósfera

excisión en fases fundidas, parcialmente miscibles


En la excisión en fases fundidas, debemos considerar los procesos metalúrgicos seguidos en horno alto. Partimos de:

1. mezcla de métales + Si, con oxidación incompleta y con fases similares a las distribuidas en los meteoritos

2. procesos de fusión de las menas de Cu (S y As)

a) lingote metálico

b) mata sulfurada

c) 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.


Fase metálica Compuestos solubles en FeEaf(M) < Eaf(Fe) SIDEROFILO

Fase sulfurada Compuestos solubles en S=

Eaf(OM) < Eaf(SM) CALCOFILO

Fase silicatada Compuestos solubles en O=

Eaf(OM) ⬆⬆⬆ LITOFILO

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. 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.


riónico ion

0.65 Mg+2

0.76 Fe+2

L

S

1890 ºC

1205 ºC

0 Fe2SiO4100OlivinosFosterita Fayalita

Mg2SiO4

Evolución de la fase silicatada

Enfriamiento del oceano de magma Cristalización fraccionada(Se rige por las relaciones entre

los ratómico y riónico)



Consideraciones:

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. Separación de los primeros cristalizados- 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.


Fase de diferenciación gravitatoriaLa separación gravitacional de fundidos da lugar a:

1. Formación del Núcleo y Manto separados como capas sólidas concéntricas

2. 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) 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.

Los principales hitos de esta Fase son:Formación de una proto-atmósferaformación de un océano de magmaformación del núcleodiferenciación geoquímica del proto-mantoformación del proto-océano y de una proto-corteza

Con la desaparición del océano de magma y la formación de una corteza sólida, comienza la Etapa Geológica de la Tierra


Evolución Geológica de la Tierra

Se caracteriza por:

1. Débil potencia de la capa sólida.

2. Aumento de las capas graníticas (actividad plutónica y volcánica, Reacciones neumatolíticas e hidrotermales).

3. Meteorización


Ciclo Exógeno: da lugar a la formación de sedimentos, rocas sedimentarias y reacciones en solución acuosa.

1. Cristalización en solución acuosa (μredox, ∆T, ∆p y pH)

2. Distribución de fundidos y cristalizados (riónico, coloides)


3. Meteorización


Ciclo Endógeno: da lugar a la formación de montañas.

1. Procesos Radiactivos

2. Constitución de una Oxiosfera con 91,83% de O2, LITOSFERA

3. Rocas oxidadas (ρalta ⇓) ⇔ rocas frescas (ρbaja ⇑) + O2 + (H2O + CO2)

4. Ciclos del O2, H2O, CO2, Fe+3/Fe+2, etc.

5. Los μquímicos actúan con el mismo sentido que la diferenciación gravitacional, removiendo los cristalizados (ρalta ⇓ ⇔ ρbaja ⇑)

Todo ello genera la migración de elementos remoción de fases y consecuentemente diferenciación Geoquímica


Formación de la AtmósferaLa estructura y composición de la atmósfera actual permite establecer ciertas conclusiones acerca de su constitución y origen:

1. La estructura y composición actual, constituida esencialmente por N y O, es muy diferente de las atmósferas de los restantes planetas.

2. 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)


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.


En 1962 Holland propone un modelo que explica la evolución de la atmósfera en tres etapas -Reductora, Intermedia y Oxidante- posteriores a la protoatmósfera.

1. 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 fría.

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+


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.

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 moléculas son “los compuestos paternos” para la biogénesis.

Luego, tras la pérdida total de H2 libre aparece la tercera atmósfera, rica en CO2 y N2 debido a que se mantendrá el equilibro de las reacciones químicas y estos compuestos no evolucionan químicamente 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.

Luego la fase intermedia estará controlada por la disociación del H2O y la fotosíntesis.

2. Etapa II: Intermedia

Dura aproximadamente 1500x106 años, comienza por la disociación fotoquímica del agua en la parte superior de la atmósfera:

2H2O + hυ → O2 + H2↑


También comienza 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.

3. 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 siguientes reacciones:

CH4 + 2O2 → CO2 + H2O

4NH3 + 3O2 → 2N2 + 6H2O

El CH4 residual, reacciona con O2 dando lugar a CO2 y H2O. Los residuos de NH3, presentes en la composición de la primitiva atmósfera se oxidan, proceso que da lugar a la formación de N2 libre y H2O, mientras que los N= metálicos se descomponen originando N2 libre.


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 atmósfera actual fue lenta. Hace 1800 - 1400 m.a. habría sólo un 0 ,21% de O2. Incluso hace unos 400 m . a . , c u a n d o y a ex is t ían la mayor parte de las familias animales tan sólo había un 2,1% de O2 en la atmósfera, frente al 21% actual.


Las perdidas atmosféricas se producen por los siguientes factores:

Difusión de H2 y He hacia el espacioPerdida de O2 por oxidación de componentes de la corteza continental y oceánica Perdida de (H2O), por condensación y dar lugar a los océanos.Perdida de CO2, la mayor parte en la formación de rocas sedimentarias, también en la formación de carbón y petróleo.


Formación de la HidrosferaLa 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 p r e c i p i t a c i o n e s q u e llenaron de agua las partes más bajas de la superficie formando los océanos.


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, lo cual implica que los océanos se han acidificado.

La composición de la hidrosfera, esta condicionada por los procesos de meteorización, vulcanismo, sedimentación, ascenso de fluidos y gases, etc.


Formación de la Biosfera


La formación de la Biosfera, inicia la cuarta etapa de diferenciación.

Los principales precursores moleculares son:HCOH = NOH (Acido Formihidroxamídico)

H2C = NOH (Formaldoxima)

Prácticamente ha permanecido inalterable en la litosfera superior, generando 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


Aspectos Térmicos de la EvoluciónBalance energético actual:

Energía 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 reflejada, IR y transferida a la atmósfera e hidrosfera en forma de calor, es nula. Luego no es relevante en el historial.

Energía 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 más energía son: 235U, 238U, 232Th y 40K, estimando 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 energía interna es radiativa. La transferencia de calor del núcleo 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).


El 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 núcleo-manto (Gravitación y densidades). La concentración de materiales densos en el núcleo genera 1031 J, de los cuales el 15% se emplea como energía de deformación. Este proceso se da en los primeros 500 Ma.


Teorías sobre la formación de la Luna

Radio Orbital medio 384.400kmPeriodo de rotación 27:07:43:07Inclinación 5.1454ºSuperficie 38 MKm3

Masa 7.349 x 1022 Kg.Gravedad de rotación 1.62m/s2

Temperatura superficial 40KPresión Atmosférica 3x 10-10PaFisiónCapturaAcreción binariaPrecipitaciónDe disco orbitalImpacto


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 pues, 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.

Según los últimos estudios publicados muy recientemente, el impacto se produce, cuando la corteza terrestre aún no estaba solidificada, por tanto arranco parte del material que compone el manto terrestre: Nature 412, 708-712 (2001); Nature 539, 402–406 (2016), Nature 538, 487–490 (2016), Nature Geoscience (2017).


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.

Inicialmente estaba en estado fundido, pero al cabo de unos 100 Ma, la mayor parte del "océano de magma" global se había cristalizado, con rocas menos densas flotando hacia la superficie externa y formando la corteza lunar.

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 4x109 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.


Plagioclasa Piroxenos Olivinos Ilmenita

Rocas de Tierras altas 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 %

Basaltos de los Mares 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 %

Minerales de las rocas lunares


Elemento Abundancia Fracción masica total

HHe 2 3.18x104

2.21x103 0,98

CNONe

411,83,642,213,44

0,015

NaMgAlSiCaFeNi

8

6x10-2

1,06x10-2

0,851 (referencia)

0,57,2x10-2

0,834,8x10-2

0,0037

Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar

© A. Carmelo PrietoUVa Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar

Sol Tierra Atmósfera Hombre

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

Ángel Carmelo Prieto Colorado

Física de la Materia Condensada, Cristalografía y Mineralogía

Facultad de Ciencias

Universidad de Valladolid

master de profesor de educación secundaria obligatoria y...

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