t1 astronomía cmc

Ciencias del Mundo contemporáneo

Tema 1

La tierra en el Universo

Un poco de historia de la astronomía….

http://www.youtube.com/watch?v=V2uGq0BNZbI

http://www.youtube.com/watch?v=V2uGq0BNZbI

Tema 1: La tierra en el universo

Antigüedad:

SumeriosElaboración de un calendario agrícola basado en los movimientos celestes

Del Megalítico se conservan grabados en piedra de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos cada estrella está representada por un alvéolo circular excavado en la piedra.

Hay construcciones megalíticas que sirven para determinar solsticios, equinoccios, eclipses…

Antigüedad:

Egipcios

Griegos

El calendario egipcio surge aprincipios del tercer milenio antesde Cristo y es el primer calendariosolar conocido de la Historia, conuna duración del año de 365.25días (como el actual)

Eudoxio y su discípulo Calipo propusieron la teoría de las esferas homocéntricas, capaz de explicar la cinemática del sistema solar.

Aristóteles presentó un modelo con 54 esferas


El calendario Juliano y, más tarde, el Gregoriano -el que usamos actualmente-, no son más que una modificación del calendario civil egipcio.

Antigüedad:

Universo de Aristóteles

Romanos

Los romanos adoptaron los conocimientos griegos y adelantaron poco en astronomía. En el periodo cristiano del imperio romano, se destruyeron los principales santuarios del conocimiento clásico (biblioteca de Alejandría, academia de Platón…


Edad Media:

Árabes Los Árabes fueron quienes después de la decadenciade los estudios Griegos y la entrada de occidente enuna fase de oscurantismo durante los siglos X a XV,continuaron con las investigaciones en astronomíadejando un importante legado: tradujeron elAlmagesto y catalogaron muchas estrellas con losnombres que se utilizan aun en la actualidad, comoAldebarán, Rigel y Deneb.

Crearon observatorios astronómicos donde realizaronimportantes avances en el estudio de los movimientosde los planetas y de la eclíptica.


Edad Media:

Reinos Cristianos

Alfonso X fomentó la traducción de libros astronómicos yastrológicos, en especial de procedencia árabe y judía,traducidos por lo general al latín y de esta lengua alcastellano. Entre éstos pueden citarse los Libros del saber deastronomía.

En Europa dominaron las teorías geocentristas promulgadas porPtolomeo y no se presentó ningún desarrollo importante de laastronomía.

En el siglo XV surgen dudas sobre la teoría de Tolomeo: elfilósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista ycientífico italiano Leonardo da Vinci cuestionan los supuestosbásicos de la posición central y la inmovilidad de la Tierra.Había empezado el Renacimiento.


Renacimiento

Las aportaciones de NicolásCopérnico supusieron un cambioradical en la astronomía.

Copérnico analizó críticamente lateoría de Tolomeo de un Universogeocéntrico y demostró que losmovimientos planetarios sepueden explicar mejoratribuyendo una posición centralal Sol, más que a la Tierra.


Renacimiento

En principio no se prestó mucha atención alsistema de Copérnico (heliocéntrico) hastaque Galileo descubrió pruebas sobre elmovimiento de la Tierra cuando se inventó eltelescopio en Holanda. En 1609 construyó unpequeño telescopio, lo dirigió hacia el cielo ydescubrió las fases de Venus, lo que indicabaque este planeta gira alrededor del Sol.También descubrió cuatro lunas girandoalrededor de Júpiter.


Renacimiento

El observador mas importante del siglo XVI fue TychoBrahe, un buen observador y con el dinero paraconstruir los equipos mas avanzados y precisos de suépoca.

Desde 1580 hasta 1597, Tycho observó el Sol, la Luna ylos planetas en su observatorio situado en una islacercana a Copenhague y después en Alemania.

Realizó un catalogo estelar, dando la posición exacta demas de 70 estrellas.

Sus observaciones, que eran las mas exactas disponibles,darían posteriormente las herramientas para que sepudieran determinar las leyes del movimiento celeste,dadas por su ayudante y uno de los mas grandescientíficos de la historia: Johannes Kepler


Johannes Kepler, formuló las leyes del movimientoplanetario, afirmando que los planetas giran alrededordel Sol y no en órbitas circulares con movimientouniforme, sino en órbitas elípticas a diferentesvelocidades, y que sus distancias relativas con respecto alSol están relacionadas con sus periodos de revolución.

Las leyes de Kepler :

1.- Los planetas giran alrededor del Sol en orbitas elípticas estando este en uno de sus focos.

2.- Una línea dibujada entre un planeta y el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

3.- El cubo de la distancia media de cada planeta al Sol es proporcional al cuadrado del tiempo que tarda en completar una órbita.


Isaac Newton:

A partir de las observaciones y conclusiones de Galileo, Tycho Brahe y Kepler, Newtonllegó, por inducción, a sus tres leyes simples del movimiento y a su mayorgeneralización fundamental: la ley de la gravitación universal.

Newton además modificó los telescopios creandolos telescopios reflectores Newtonianos quepermitieron la observación mas claras de objetosmuy tenues.

El desarrollo de este y otros sistemas ópticos,dieron a la astronomía un vuelco fundamental y secomenzaron a descubrir, describir y catalogar milesde objetos celestes nunca observados.


Albert Einstein propuso su Teoría de la Relatividad General en la que sededuce que el universo no debe ser estático sino que se encuentra enexpansión

William de Sitter elabora un modelo de un universo en expansiónFriedman y Lamaître llegan a las mismas conclusiones:

Se comenzó a pensar que si el universo se encuentra en expansiónalguna vez todo debió estar unido en un punto de luz al cual llamósingularidad o "átomo primordial" y su expansión "Gran Ruido"

Fred Hoyle (contrario a la teoría) bautizó este modelo como teoría delBig Bang.

Siglo XX


Finalmente George Gamow dijo que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang) y hace poco tiempo se ha conseguido “oír” el eco de esta gigantesca explosión primigenia.

Teoría del Big Bang

Siglo XX


Según se expandía el Universo, la radiación residual delBig Bang continuó enfriándose, hasta llegar a unatemperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de

radiación de fondo de microondas fueron detectados porlos radioastrónomos en 1965

El hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang,

Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias.


La materia, hasta ese momento, es un punto de densidadinfinita, que en un momento dado "explota" generando laexpansión de la materia en todas las direcciones ycreando lo que conocemos como nuestro Universo.

La explosión provocó la transformación de la energía en materia según la ecuación de Einstein.

Efecto dopler

Las pruebas del “BIG BANG”

El efecto Doppler es el cambio de frecuencia de las ondas, ya sean sonoras,luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o sealeja del observador

Las ondas de luz emitidas por las galaxias presentan una desviación hacia el rojo,lo que indica que se alejan de nosotros.


Enfriamiento del Universo

Las pruebas del “BIG BANG”

En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en 3ºK

Esta radiación cósmica de fondo esresponsable de la mala recepción en laseñal de televisión ocasionalmente.

En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmicade fondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que seencuentra , precisamente, a 3ºK


Edad del Universo

La edad estimada del Universo está entre 13800 y 15000 millones de años.

La expansión todavía continúa…..

Pero … ¿Hasta cuándo?


Edad del Universo

Durante muchos años, teoría y observación favorecieron el escenario del “Big Crunch”

Se trataría de un Big Bang a la inversa

Al terminar la época de expansión, el Universo volvería a contraerse y calentarse

Densidad del universo mayor que la densidad crítica


Edad del Universo

El descubrimiento de la aceleración cósmica elimina la posibilidad del Big Crunch

El Universo se expandirá sin límite, a mayor velocidad cada vez. Llegaremos al Big Rip

Densidad del universo menor que la densidad crítica


Nacimiento del Universo

Big Bang y Big Crunch


http://www.youtube.com/watch?v=Dm4nC5PL6ok

http://www.youtube.com/watch?v=-2VW31vrVQw&feature=related

Edad del Universo

El Universo se expandirá sin límite, hasta dejar a la Vía Láctea aislada en el centro del Universo observable.

Nos quedaremos solos

Densidad del universo igual que la densidad crítica


Muerte térmica del Universo

Todas las estrellas masivas explotarán

Las estrellas similares al Sol acabarán como enanas blancas en unos pocos billones de años

Tanto éstas como el material intergaláctico acabará alimentando agujeros negros gigantes

Y los agujeros negros acabarán evaporándose, en escalas de tiempo inimaginables

Edad del Universo


Edad del Universo


Universo oscilatorio: Teoría controvertida


Materia oscura30%

Energía Oscura65%

Estrellas, planetas, etc

5%

Materia del Universo


Estudio del Universo

Se hace basándonos en la radiación que emiten los cuerpos.

Los detectores de esta radiación pueden ser:

Radioastronomía: Detectan las radiaciones de mayor longitud de onda .

Se localizan en la superficie terrestre.


Astronomía Infrarroja

Métodos de estudio del Universo

Sirven para detectar regiones de formación de estrellas, núcleos de galaxias activas…

La atmósfera absorbe rad. IR, luego las observaciones desde tierra firme son limitadas


Astronomía Ultravioleta


Sirven para detectar galaxias activas, novas, supernovas…

La atmósfera (capa de ozono) absorbe rad. UV, luego las observaciones se hacen desde satélites


Astronomía de rayos X y rayos gamma


Sirven para detectar procesos muy violentos como formación de agujeros negros o choques de galaxias


Vida de una estrella

¿Qué es una estrella?

Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie

Energía

4 protones

1 núcleo de helio

(2 protones + 2 neutrones)

E = m c2



Nacimiento:

Actúan dos tipos de fuerzas

Contracción

Dispersión

F. Centrífuga

Energía Interna


http://www.youtube.com/watch?v=58pqa7zZrrw

Presión de radiación

Gravedad




Nacimiento:

Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:

La nube de gas y polvo se deshace totalmente

Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:

Colapso gravitatorio ProtoestrellaMillones de años


Colapso gravitatorio

1. Caída de la materia hacia el núcleo

2. Aumento de choques entre las partículas

3. Aumento de presión y temperatura

4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y radiación

5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella


Evolución de la estrella1. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza

de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar.

2. El hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpode la estrella reaccionan entre sí. De nuevo se libera energía y lacontracción se detiene.

3. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, lacontracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final deldesarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio atemperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono yel nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de lasecuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consumetodo el hidrógeno que hay.

4. El proceso puede durar 10.000 millones de años


Es la etapa de la vida de la estrella en la

que las reacciones predominantes en el

núcleo son 4 H+ He++ + energía

El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y

quema en cada segundo unos 500 millones

de toneladas de H

Tamaño de la Tierra

Secuencia principal de

unaestrella


120 MSol 15 RSol

T = 50 000 C

12 MSol 8 RSol

T = 30 000 C

2.5 MSol 2.5 RSol

T = 9500 C

1.5 MSol 1.5 RSol

T = 7000 C

1 MSol 1 RSol

T = 6 000 C

0.7 MSol 0.7 RSol

T = 5000 C

0.5 MSol 0.6 RSol

T = 3500 C

M < 0.08 MSol límite subestelar

Enanas marrones

Propiedades de la secuencia principal de una estrella


Capa de H en ignición

Núcleo de He

Capa de H inerte

El núcleo se contrae

Las capas exteriores se expanden

Fase de gigante roja

Estrellas de tipo solar

Cuando el Hidrógeno se consume…


El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O

Núcleo de C y O

La estrella adquiere una estructura

de “cebolla” y diversos fenómenos

producen la expansión de la

envoltura

Capa de H inerte

Capa de H en ignición

Capa de He en ignición


Muerte de una estrella

Depende de la masa de la estrella. Hay dos posibilidades:

1. Masa < 1,4 masa solar La estrella se enfría y palidece.

2. Masa > 4-8 masa solar Continúa la fusión de elementos

Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una contracción,

hasta que concluya con la fusión de átomos de hierro, que provoca un

colapso brusco:

IMPLOSIÓN


IMPLOSIÓN

Aumento de densidad

Efecto rebote

Formación de onda de choque

Explosión muy violenta

Supernova


Evolución de las estrellas

http://www.iesmariazambrano.org/Departamentos/flash-educativos/estrellas.swf

http://www.youtube.com/watch?feature=player_embedded&v=H1kuuCqfLP0

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NOVAS Y SUPERNOVAS

Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material.Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular.Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de formasúbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendodurante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruyeo altera a la estrella.

Las supernovas son mucho mas raras que las novas, que se observan conbastante frecuencia en las fotos.Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que serviránpara formar nuevas estrellas.


http://www.youtube.com/watch?v=AFxrFOEt8cE

NOVAS Y SUPERNOVAS

Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material.Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular.Parece que ha nacido una estrella nueva.

Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de formasúbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendodurante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruyeo altera a la estrella.

Las supernovas son mucho mas raras que las novas, que se observan conbastante frecuencia en las fotos.Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que serviránpara formar nuevas estrellas.


La explosión de una supernova esmas destructiva y espectacular quela de una nova.

Esto es poco frecuente en nuestragalaxia, y a pesar de su increíbleaumento de brillo, pocas sepueden observar a simple vista.


Hasta 1987 solo se habían identificado tres a lo largo de la historia.

La mas conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocencomo la nebulosa del Cangrejo. La de 1987 ocurrió en la Gran Nube deMagallanes, una galaxia pequeña, próxima a la Vía Láctea

CUASARES

Los Cuásares son objetos lejanos que emitengrandes cantidades de energía, con radiacionessimilares a las de las estrellas. Los cuásares soncentenares de miles de millones de veces masbrillantes que las estrellas. Posiblemente, sonagujeros negros que emiten intensa radiacióncuando capturan estrellas o gas interestelar.


Los Cuásares emiten ondas de radio y poreso no son visibles, sino que se detectanmediante radiotelescopios.

La palabra Cuásar es un acrónimo dequasi stellar radio source (fuentes deradio casi estelares).

PULSARES O ESTRELLAS DE NEUTRONES

La palabra Pulsar es un acrónimo de"pulsating radio source", fuente de radiopulsante.


Los Pulsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodosregulares. Se detectan mediante radiotelescopios.

Los estudios indican que un pulsar es una estrella de neutrones pequeñaque gira a gran velocidad. El mas conocido esta en la nebulosa de Cangrejo.

Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de unabola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emitenuna gran cantidad de energía. En general los pulsares nacen en lasexplosiones de las Supernovas, pero pueden tener otros orígenes

AGUJEROS NEGROS

Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande. Nopuede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso sonnegros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luzentre pero no salga.

Se detectan gracias a que la materia, al acelerar antes de ser “tragada” porel agujero negro, emite Rayos X.

Hay dos tipos de agujeros negros:

• cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muypequeño

• cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en loscentros de las galaxias. En el centro de la Vía Láctea hay un agujeronegro llamado Sagitario A* y tiene una masa de 3 millones de soles.


http://www.youtube.com/watch?v=NW6hylNAIg0

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren unaevolución más rápida, de unos pocos millones de años desde sunacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de laestrella pueden ser una estrella de neutrones.

Si una estrella es mucho mas masiva que el Sol, llega un momentoen su ciclo en que ni tan siquiera los neutrones pueden soportar lagravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.

De estrella a Agujero Negro


Un esquema de la evolución estelar


El sistema solar

Características:

•Los planetas tienen un movimiento de traslación alrededor del sol.

•Giran en un plano: La eclíptica

•Sentido de giro: Sentido directo (contrario a las agujas del reloj)

•Los planetas tienen rotación: (sentido directo salvo Venus y Urano)

•El sol supone el 99,85% de la masa del sistema solar


FORMACION DEL SISTEMA SOLAR

Hay una teoría que explica que probablemente el Sistema Solar seformo a partir de una nebulosa de gas y polvo, rica en todo tipo deelementos, procedente de la explosión de una Supernova.

La onda de choque provocada por la explosión de la supernova,provoco la contracción de la nebulosa. En la parte central comenzóa formarse el Sol.

Alrededor del Sol quedaron el resto de materiales formando undisco plano. Los mas pesados quedaron cerca del Sol y los masligeros (Gases) en el exterior.

En cada zona del disco comienza a formarse un planeta, atrayendola materia cercana gracias a la fuerza de la gravedad.


Origen del sistema solar

Teorías

Catastrofistas: Buffon

Evolucionistas:

Hipótesis planetesimal (cuasicolisión)

Modelo de Ter Haar

Modelo de Hoyle

Laplace.- Hipótesis nebular


http://www.youtube.com/watch?v=IR_daID5shc

Modelo de Hoyle

Es el más aceptado actualmente

Propone:

1. Una formación del sistema solar por condensación gravitatoria.

2. La diferenciación por gravedad hace que los planetas interiores

sean sólidos y los exteriores gaseosos.

3. Los planetas interiores y exteriores están separados por el

cinturón de asteroides

4. Origen común al sol y los planetas hace 4500 millones de años


LA TIERRA EN MOVIMIENTO

Nuestro planeta es el tercero del Sistema Solar, a 150 millones de km delSol. Orbita alrededor del Sol en orbitas elípticas, en uno de cuyos focos estael Sol, a una velocidad de 29,5 km/s.

Este movimiento de Traslación dura 1 año (365dias, 5 horas y 27 minutos) ytiene una longitud de unos 930 millones de km.

La Tierra es un elipsoide irregular, esta achatada por los polos, por los cualespasa un eje sobre el que efectúa un movimiento de rotación. Estemovimiento dura 24 h.

Por otra parte, su eje no esta fijo, sino que remueve en un movimiento deprecesión, según el cual el eje describe una circunferencia con unperíodo de25767 años.


Estructura de la tierra

La formación de la Tierra responde al modelo de Hoyle, con una distribución de elementos en función de su densidad.


Dinámica terrestre

El planeta Tierra no es algo estático. Está sometido a distintas fuerzas

Fuerzas geológicas internas

Fuerzas geológicas externas

Corrientes de convección

Elementos radiactivos

Agentes geológicos externosMeteorización y erosión.

Gravedad

Energía solar


La corteza terrestre

Se diferencian:

La corteza continental

La corteza oceánica


•Espesor medio 35-40 km•Composición:

Exterior – GranitosInterior – Basaltos

•Termina al pie del talud continental



Se diferencian:




•Espesor medio de 7 km•Composición más homogénea (rocas magmáticas)•Menor edad que la corteza continental•Rocas más densas•Ocupa el 60% de la superficie terrestre





Relieve mucho más variado



El estudio de la corteza

Ha aumentado mucho en los últimos años el conocimiento tanto de la corteza como del interior de la tierra.

Métodos de estudio

Métodos indirectos

Métodos directos

SondeosMinasVolcanesOrógenos

Anomalías gravimétricasResistividad eléctricaOndas sísmicasMeteoritosDensidad



SondeosVolcanes

MinasOrógenos

El estudio de la corteza por métodos directos


La corteza terrestreEl estudio de la corteza por métodos indirectos

Anomalías gravimétricas

Resistividad eléctricaDensidad

Ondas sísmicasMeteoritos


Enfriamiento y contracción

Teoría del Enfriamiento-contracción

1. Finales del siglo XIX

2. La tierra, muy caliente en sus orígenes se

enfría paulatinamente

3. El enfriamiento origina contracciones:

1. La superficie se agrieta – FALLAS

2. La superfice se pliega - MONTAÑAS


Teorías de formación de los continentes

Teorías de formación de los continentes

Teoría de las Corrientes Convectivas

Las corrientes del manto arrastran a los materiales situados por encima


Enigmas biológicos

¿Por qué especies muy similares viven a miles de Km de distancia?

Marsupiales: América vs. AustraliaAves: Ñandú vs. avestruces

¿Por qué aparecen fósiles de la misma especie en lugares aislados entre sí?

Mesosaurus, en América y África

Los científicos hablaban de puentes intercontinentales ya desaparecidos


Enigmas biológicos


Enigmas geológicos

1. Continuidad de cadenas montañosas.

2. Estructuras geológicas análogas a ambos lados del Atlántico.

3. Restos glaciares en zonas de clima tropical.

4. Yacimientos de carbón en zonas frías

Enigmas geográficos

Encaje de África y Sudamérica especialmente, pero también otros continentes


La deriva continental

Teoría propuesta por Alfred Wegener:

• Todos los continentes estaban unidos en uno sólo: El Pangea

• Hace 200 m.a. se rompió el Pangea.

• Los continentes empezaron a moverse:Deriva continental

Su teoría respondía bien a la mayoría de los enigmas anteriormente comentados

La teoría no fue bien acogida, pues Wegener no pudo explicar el “motor” del

movimiento de los continentes


Confirmación de la teoría

Pruebas paleomagnéticas

Los compuestos con elementos férricos en su composición, cuando se enfrían, los orientan hacia el polo Norte Magnético.

El estudio de los minerales indica la posición del polo Norte en distintas épocas.

Estos estudios muestran orientaciones que sólo son posibles si los continentes se han movido

N

S

N

S



Pruebas oceanográficas

Tras la II Guerra Mundial comienzan a estudiarse los fondos oceánicos. El desarrollo tecnológico (sónar, submarinos…) permite grandes avances

Las observaciones más relevantes fueron:

1. Presencia de grandes dorsales montañosas en el

centro de los océanos

2. Actividad volcánica en el centro de las dorsales

3. Capa de sedimentos muy inferior a lo esperado

4. Edad de la corteza oceánica (rocas de la corteza)

inferior a los 200 m.a

5. Estudios sísmicos submarinos (localización de

epicentros en determinadas zonas)




Dorsal Centro Atlántica


Expansión del fondo oceánico

Hipótesis de Harry Hess (1960)

A través de grietas en el fondo de los océanos, por medio de corrientes de convección, sugeridas por Holmes en 1931, surge magma fluido que, gradualmente, se solidifica en las márgenes de esas hendiduras y genera crestas montañosas.

Se crea suelo oceánico nuevo. Pero el magma en fusión sigue derramándose continuamente, empujando los fragmentos de la antigua placa.

El frente de la placa, a su vez, baja nuevamente hacia el manto, en las fosas oceánicas, siendo destruida por el magma en fusión y realimentando las corrientes de convección


Expansión del fondo oceánico

Paleomagnetísmo

La tierra sufre inversiones periódicas del campomagnético.

Los elementos férricos de las lavas solidificadas encada uno de estos periodos señalan hacia el polo N(situación en ese momento).

A ambos lados de las dorsales se observan bandasalternas de lavas con polaridad normalalternándose con otras de polaridad invertida.

Esto indica:

La corteza se crea hacia ambos lados de la dorsaly a medida que se enfría se registra la polaridadque tenía la Tierra en ese momento


Tectónica de placas

Surge en 1968, con la aportación de muchos científicos como unión de la deriva continental y la expansión del fondo oceánico.

Se trata de una teoría global que explica numerosos hechos geológicos y geográficos:

• Yacimientos minerales• Localización de volcanes• Formación de cordilleras• Expansión del fondo oceánico• Fenómenos de isostasia


Isostasia

Se quita peso

El corcho asciende

El corcho bajaSe añade peso


Isostasia

Ascenso de los continentes

Descenso de los continentes

Erosión

Sedimentación



La corteza terrestre está dividida en placas.

Los límites de las placas son:

1. Las dorsales oceánicas. 2. Las fosas tectónicas.3. Las fallas transformantes.



Las dorsales oceánicas.

Las fosas tectónicas.Las fallas transformantes.

En las dorsales se crea nueva corteza

En las fosas se destruye la cortezaEn los bordes

laterales de las placas ni se crea ni se destruye la corteza


Movimiento de las placas

Corrientes de convección:

El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento dedensidad) se hunde de nuevo.



Arrastre de las placas

El material recién formado está caliente y es menos denso que el materialque se aleja de la dorsal. Este último material, más frío y denso tiende ahundirse arrastrando al resto de la placa

Material recién salido

Material viejo más frío y denso



Empuje de placas

El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento dedensidad) se hunde de nuevo.

Material elevado

La gravedad hunde la placa


Tipos de placas

Según el tamaño:

•Placas grandes

•Tamaño Medio

•Placas pequeñas

Según la composición: oceánicas, continentales y mixtas


Contacto entre placas

Se sitúan en las dorsales oceánicas y en los rift continentales, como porejemplo en el Rift Valley en África y en la dorsal atlántica.

La actividad volcánica que se produce en estas zonas, como consecuencia desu divergencia, determina la formación de nueva corteza oceánica y provoca elensanchamiento de los fondos oceánicos y la separación progresiva de lasplacas adyacentes.

Bordes constructivos



Bordes destructivos

Dos placas chocan. Pueden darse tres situaciones:

1. Choque de placa oceánica contra oceánica.

2. Choque de placa oceánica contra continental.

3. Choque de placa continental contra continental.



Bordes destructivos

1. Choque de placa oceánica contra oceánica.

La placa más densa subduce por debajo de la más ligera.



Bordes destructivos

2. Choque de placa oceánica contra continental.

La placa oceánica (más densa) subduce por debajo de la continental.



Bordes destructivos

3. Choque de placa continental contra continental.

Los sedimentos situados entre las dos placas se pliegan y elevan. No hay actividad volcánica


http://tlacaelel.igeofcu.unam.mx/~GeoD/colision/figs/t_todstill.gif

http://tlacaelel.igeofcu.unam.mx/~GeoD/colision/figs/t_todstill.gif


Bordes transformantes

No se crea ni se destruye corteza. Hay mucha actividad sísmica


Fin del tema

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