Tema 2

PRINCIPIOS DE GEOQUÍMICA (5531)
TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
Temario:
I.
Origen del universo.
II.
Origen del sistema solar.
III. Composición del universo y el sistema solar.
IV. Características del sistema solar.
V.
Meteoritos, clasificación. Importancia del estudio de los meteoritos.
VI.
Origen de los elementos químicos..
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
Modelo de expansión:
La teoría más conocida (y aceptada) sobre el origen del universo se
centra en un cataclismo cósmico sin igual en la historia: el Big Bang.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
La teoría del Big Bang sugiere que hace unos 10.000 a 20.000
millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la
energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el
tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido.
Toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona
extraordinariamente pequeña del espacio, un único punto, y explotó.
La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un
segundo) tras el Big Bang, el universo se expandió con una
velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro
a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha
continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles
de millones de años.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
La teoría del Big Bang sugiere que hace unos 10.000 o 20.000
millones de años, una onda expansiva masiva permitió que toda la
energía y materia conocidas del universo (incluso el espacio y el
tiempo) surgieran a partir de algún tipo de energía desconocido.
Toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona
extraordinariamente pequeña del espacio, un único punto, y explotó.
La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
La teoría mantiene que, en un instante (una trillonésima parte de un
segundo) tras el Big Bang, el universo se expandió con una
velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro
a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha
continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles
de millones de años.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
Un sacerdote belga, de nombre George Lemaître, sugirió por primera vez la
teoría del Big Bang en los años 20, cuando propuso que el universo
comenzó a partir de un único átomo primigenio. Esta idea ganó empuje más
tarde gracias a las observaciones de Edwin Hubble de las galaxias
alejándose de nosotros a gran velocidad en todas direcciones, y a partir del
descubrimiento de la radiación cósmica de microondas de Arno Penzias y
Robert Wilson.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
Vesto Slipher (1912) descubrió que muchas nebulosas espirales tenían considerables
corrimientos al rojo. Posteriormente, Edwin Hubble descubrió una relación aproximada
entre el desplazamiento al rojo de tales "nebulosas" (ahora conocidas como galaxias)
y la distancia a ellas con la formulación de la ley de Hubble. Estas observaciones
corroboraron el trabajo de Alexander Friedman de 1922, quién demostró que el
Universo podía expandirse y presentó la velocidad de expansión en ese caso. En
1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968),
planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang).
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
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I.
Origen del universo.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
I.
Origen del universo.
Datos importantes:
•
Edad del Universo: 16 a 14 x 109 años
•
Cantidad de estrellas en nuestra galaxia (Vía láctea): 1011
•
Componentes del sistema solar: sol-planetas-satélites-asteroidescometas-meteoritos
•
Edad del sistema solar: 4600 millones de años
•
Edad de la Tierra: 4470 millones de años
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
Cualquier teoría que trate de explicar el origen del sistema solar
debe considerar lo siguiente:
1)
2)
3)
4)
5)
El Sol contiene cerca del 99,8% de la masa del sistema, pero solo el
2% del momento angular.
Los planetas se mueven en la misma dirección alrededor del sol en
orbitas elípticas, y esas orbitas se encuentran prácticamente en el
mismo plano.
Los planetas rotan sobre sus propios ejes en la misma dirección de
revolución que alrededor del Sol (exceptuando Urano y Venus, que
poseen una rotación retrógrada). Los satélites suelen rotar en la
misma dirección.
Los planetas muestran un espaciamiento regular expresados por la
ley de Bode.
La mayor parte del momento angular del sistema solar se concentra
en los planetas.
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II.
Origen del sistema solar.
Datos del sistema solar
Masa
(Tierra=1)
Radio (km)
Densidad
(g/cm3)
T superficie
(K)
P superficie
(bars)
Componentes
atmosfera
332000
695000
1,41
5500
-
H2, He
Mercurio
0,055
2400
5,44
620
-
-
Venus
0,815
6050
5,27
741
93
CO2, N2, H2O, Ar, SO2
Tierra
1,00
6371
5,52
290
1
N2, O2, Ar, CO2, H2O
Marte
0,11
3397
3,95
210-240
0,007
CO2, N2, Ar, O2
Júpiter
318
71600
1,13
170
Alta
H2, He, CH4, NH3
Saturno
95,2
60000
0,70
140
Alta
H2, He, CH4, NH3
Urano
14,6
24750
1,21
80
Alta
H2, He, CH4, NH3
Neptuno
17,2
25900
1,66
80
Alta
H2, He, CH4, NH3
0,0017
1300
1?
80
-
-
Sol
Plutón
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
Las diversas teorías que tratan de explicar el origen del sistema solar
coinciden en que el sistema deriva de una estrella ancestral o una
nébula solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
Teoría planetesimal:
• La más aceptada actualmente
• Cómo estudiar la creación de una galaxia
• Principales testigos: asteroides y cometas
1.
Nebulosa inicial: concentración de polvo y gas giratorio
2.
Colapso gravitatorio: masa central giratoria
3.
Formación del protosol: colisión de partículas y fusión nuclear
4.
Formación de planetesimales: agrupación de polvo y gas giratorio
5.
Formación de protoplanetas: colisión, unión y acreción de
planetesimales
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
•
Origen del sistema solar.
La teoría planetesimal describe también el escenario en el que se formaron los
planetas, incluida la Tierra
•
La distribución de los materiales de la Tierra es:
• Los más densos en el interior (núcleo)
• Los más volátiles en el exterior (atmósfera)
•
Teoría sobre la formación de la Tierra:
• Formación del protoplaneta: por acreción de planetesimales
• El aumento de tamaño, aumento su fuerza de gravedad y la acreción de nuevos
planetesimales
• Zona interna del disco nebular, más planetesimales de He y silicatos
• Otros tenían una composición mayoritaria de elementos volátiles
• Consecuencia de los impactos planetesimales: aumento de la temperatura
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
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II.
Origen del sistema solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
II.
Origen del sistema solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
III. Composición del sistema solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
III. Composición del sistema solar.
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III. Composición del sistema solar.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V.
Meteoritos.
Definiciones:
• Meteoroides: Cualquier objeto de pequeño tamaño que se mueve
en el espacio (fragmentos de asteroides o cometas).
• Meteoro: Meteoroides que ingresan a la atmósfera y debido al
rozamiento con el gas atmósferico producen trazas luminosas.
• Meteorito: Fragmentos de meteoros que no se desintegran
totalmente y que llegan a la superficie de la Tierra.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V.
Meteoritos.
Definiciones:
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V.
Meteoritos.
Clasificación:
Lititos o Aerolitos
(92,8%)
Condritos (86%)
Acondritos (4%)
Siderolitos
(1,5%)
Palasita
(Fe, Olivino)
Mesosideritos
(Fe, Ca-px, plagio)
Hexahedritos (< 6% de Ni)
Sideritos
(5,7%)
Octahedritos (entre 6 a 17% de Ni)
Ataxitos (alto contenido de Ni)
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V. Meteoritos.
Clasificación:
Lititos o Aerolitos
En base a su textura los aerolitos se clasifican en Condritos y Acondritos
Los Condritos se nombran así por la presencia de pequeños cuerpos redondeados (1 mm de
diámetro en promedio), denominados condrulos, y los cuales se encuentran constituidos
principalmente por olivino y piroxeno. Los cóndrulos son una textura única de los meteoritos y
no se ha observado en ninguna otra roca terrestre.
La composición promedio de los condritos es: 40% olivino, 30% piroxeno, 5-20% aleación NiFe, 10% plagioclasa y 6 % troilita (FeS).
Un grupo de condritos denominados condritos carbonaceos presentan minerales
ferromagenesianos hidratados y contienen cerca de un 10% de compuestos orgánicos
complejos.
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V. Meteoritos.
Clasificación:
Lititos o Aerolitos
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Condritos
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V. Meteoritos.
Clasificación:
Lititos o Aerolitos
Los Acondritos son un grupo de lititos que no posen condrulos y presentan usualmente una
textura cristalina gruesa pareciéndose a alguna rocas ígneas terrestre (en composición y
textura), asumiendo así que han cristalizado de un material silicatado fundido. Se estima que
las acondritos provienen principalmente de la Luna y de Marte.
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V. Meteoritos.
Clasificación:
Sideritos
Los Sideritos o meteoritos de hierro consisten esencialmente en una o dos fases metálicas de
Ni-Fe (Ni se encuentra en concentraciones < 20%), generalmente con accesorios de troilita
(FeS), Schreibersita (Fe,Ni, Co) P y grafito (C).
Por lo general la aleación muestra una textura de exsolución denominada figura Widmanstatten,
la cual consiste en lamelas de kamacita (Ni-Fe, con Ni ≈ 6%) y taenita (Ni-Fe, con Ni> 30%)
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V. Meteoritos.
Clasificación:
Sideritos
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V. Meteoritos.
Clasificación:
Siderolitos
Los Siderolitos se encuentran constituidos por una mezcla de aleación Ni-Fe y silicatos en igual
proporción. De acuerdo a su composición química y mineralógica se distinguen dos grupos:
Palasitos (constituidos de una base continua de Ni-Fe embebiendo granos de olivino) y los
Metasideritos (fase metal discontinua con plagioclasas, piroxenos y en menor proporción,
olivino)
Meteorito Hoba (Namibia)
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V. Meteoritos.
Clasificación:
Encontrados ?
Caídos?
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V. Meteoritos.
Composición:
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V. Meteoritos.
Importancia de estudio:
•
La composición y estructura de los condritos favorece la hipótesis de
que ellos representan fragmentos de los planetesimales que se
acrecionaron para formar los planetas. Los otros tipos de meteoritos
pueden haberse formado por la fusión parcial o completa y posterior
diferenciación de un material de composición condritica.
•
En este sentido la composición química de los condritos ha sido
utilizada como fuente primaria de información sobre la abundancia
absoluta o cósmica de los elementos.
•
Un caso particular se presenta con la composición de los condritos
carbonaceos, los cuales representan la concentración promedio del
material presente en el sistema solar
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
V. Meteoritos.
Importancia de estudio:
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
VI. Origen de los elementos químicos
Abundancia cosmica de los elementos:
Del estudio de la composición de meteoritos y materia estelar y solar,
Goldschmidt agrupa la primera tabla de abundancia cósmica de los
elementos. De esta tabla se puede resumir los siguientes aspectos:
a)
b)
c)
d)
e)
f)
Mas del 75% de la masa del Universo es H. Más del 99 % es H + He.
La abundancia muestra un decrecimiento exponencial de los elementos con
números atómicos menores a 40, seguido de un mantenimiento de valores
casi constantes par los más pesados.
Los elementos con números atómicos pares son más abundantes que
aquellos que muestran números atómicos impares (Regla Oddo-Harkins)
La abundancia relativa de elementos con números atómicos mayores al Ni
(28), varía menos que aquellos con menor número atómico.
Solo diez elementos (H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S y Fe), todos con
números atómicos menores a 27, muestran una apreciable abundancia.
Existe un pronunciado pico de abundancia en el numero atómico 26 (Fe) y
pequeños picos en otros números atómicos más pesados.
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
VI. Origen de los elementos químicos
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
VI. Origen de los elementos químicos
El origen de los elementos químicos está indisolublemente asociado con el origen y evolución
del Universo. Para el entendimiento de los procesos que dieron origen a los elementos es
necesario comprender los procesos de nucleosíntesis.
Para la nucleosíntesis se proponen cuatro estadios distintos:
Nucleosíntesis primigenia
Nucleosíntesis estelar
Nucleosíntesis en supernovas
Nucleosíntesis interestelar
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TEMA 2. La Tierra con relación al Universo
VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis primigenia
Ocurrió del tiempo “cero” a apenas unos cuatro minutos después del Big Bang. Un segundo
después de la gran explosión la temperatura descendió a 1010 K donde se podian encontrar
solo particulas de tipo fotones (γ), positrones (e+), neutrinos (υ), antineutrinos (/υ), protones
(p+), neutrones (n) y electrones (e-).
A estas temperaturas muchas de las partículas se encontraban en equilibrio, reconvirtiéndose
unas en otras:
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis primigenia
Una vez que descienden las temperaturas a 109K, los protones y neutrones comenzaron a
fusionarse, formando los primeros núcleos de Deuterio (inestables). El universo continuo
enfriándose, favoreciendo la fusión de núcleos ligeros para dar núcleos más pesados:
Casi todo el Li que se conoce en el Universo (que no es mucho), provino de esta última
reacción
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis primigenia
Cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (108K), la repulsión entre núcleos de
mayor carga eléctrica fue mayor que la energía térmica de los mismos, impidiendo la
creación de núcleos más grandes. En este momento se detiene la llamada nucleosísntesis
primigenia.
El hidrogeno (1H) y el helio (4He), en proporción 12 a 1, conformaron casi el 100 % de los
núcleos formados.
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis estelar
Se estima que por varios cientos de millones de años después del Big Bang no se crearon
nuevos núcleos. Durante este tiempo el Universo continuo expendiéndose y enfriándose,
hasta que en las regiones más frías se formaron “nubes” a partir de átomos de H y He que
fueron acumulándose.
Cuando esta acumulación fue muy grande se incrementaron las presiones y temperaturas
(107K) en algunas regiones de las “nubes”, promoviendo que la materia , en forma de
plasma, llevase a cabo la fusión de cuatro protones para formar núcleos de helio, con gran
desprendimiento de energía. Esta es la más simple de las reacciones de nucleosísntesis
estelar y que se lleva a cabo continuamente todos los días en millones de estrellas.
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis estelar
Existen varios mecanismos de formación de helio en las estrella; la principal es la
denominada reacción en cadena protón-protón (PP):
También se pueden postular otras “ramas” de síntesis:
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis estelar
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis estelar
Con el agotamiento del hidrógeno en el centro de la estrella, cesa la fusión nuclear y
comienza a enfriarse. Esto trae como consecuencia una contracción gravitacional hacia el
núcleos generando aumento de la temperatura, promoviendo fusión de H y producción de He
en las capas externas. Esta fusión genera energía y expande la estrella hasta llegar a una
condición de Gigante Roja.
Una vez que la temperatura del centro de la estrella alcanza los 108K, los núcleos de He
tienen suficiente energía cinética para vencer la repulsión núcleo-núcleo, y se fusionan para
formar 12C en un proceso de dos pasos conocido como proceso triple alfa (ααα)
En estas condiciones también se puede producir núcleos de
12C con otro de 4H
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16O,
al fusionarse un núcleo de
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Nucleosíntesis estelar
Estas reaccionen ocurren en las denominadas estrellas de baja masa (masa inferior a diez
veces la masa del Sol)
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis estelar
Para que los núcleos de C producidos por la combustión del helio puedan a su vez fusionarse
para producir núcleos más pesados, se requieren temperaturas por encima de las que se
obtienen a causa de la concentración gravitacional de las estrellas de baja masa. Esto ocurre
en las estrellas masivas (masa por encima de 10 veces el valor del Sol), según las siguientes
reacciones:
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Nucleosíntesis estelar
Continúan las fases de combustión en el interior estelar, formándose una estructura “capa de
cebolla”, de tal manera que se fusionan elementos más pesados a radios estelares menores,
donde las temperaturas y las densidades son más elevadas. A temperaturas de 109K los
núcleos “semillas” de 24Mg y 28Si se fusionan con partículas α sintetizando 36Ar, 40Ca, 44Sc,
48Ti, 52Cr, y principalmente 56Ni, el cual decae a 56Fe
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Nucleosíntesis
en supernovas
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Nucleosíntesis
en supernovas
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Nucleosíntesis
en supernovas
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Nucleosíntesis
en supernovas
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VI. Origen de los elementos químicos
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Nucleosíntesis en supernovas
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis en supernovas
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VI. Origen de los elementos químicos
Nucleosíntesis interestelar
En los instantes de l Big Bang se formó un poco de 7Li mediante la reacción 4He + 3He --- 7Li,
pero en cantidades muy pequeñas. Este elemento, junto con el berilio y el boro, que son
escasos en el Universo, no se formaron por ninguno de los procesos descritos previamente.
El origen de estos elementos se explica por medio de procesos que ocurren fuera de las
estrellas en el medio interestelar, como resultado de colisiones a velocidades cercanas a la
luz en los rayos cósmicos.
Los rayos cósmicos chochan con otros núcleos que se encuentran en su trayectoria trayendo
como resultado la fragmentación de los núcleos atómicos involucrados en la colisión. Este
procesos se llama Astillamiento o Espalación
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Nucleosíntesis interestelar
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