Objetivos, programa y reglamento del curso Introduccion Metodo Cientifico Historia de la Geologa Uniformitarianismo Catastrofismo

Dar informacin bsica sobre los materiales y procesos geolgicos de manera que el alumno pueda: i. Realizar y registrar las observaciones geolgicas de manera sistemtica ii. Identificar los materiales geolgicos macroscpicamente y relacionarlos con los procesos que los generan iii. Utilizar los mtodos de razonamiento geolgico

Objetivos de GEO 102Dar informacin bsica sobre los materiales y procesos geolgicos de manera que el alumno pueda i. Realizar y registrar las observaciones geolgicas de manera sistemtica ii. Identificar los materiales geolgicos macroscpicamente y relacionarlos con los procesos que los generan iii. Utilizar los mtodos de razonamiento geolgico

Objetivos de GEO 102Informar acerca de la utilidad y las proyecciones de la actividad del gelogo, de manera que el alumno pueda: i. Orientar sus estudios profesionales ii. Comprender cmo se inserta su actividad futura en la sociedad iii. Comenzar a formar una tica profesional

Introduccin

La geologa es una ciencia, as como la fsica y la qumica. Los gelogos enfrentan el reto particular de ser incapaces de experimentar empricamente, a diferencia de los qumicos y fsicos.

BIOLOGA

FSICA

GEOLOGA

QUMICA

MATEMTICAS

Principios CientficosEl universo puede conocerse a travs de los sentidos humanos y est gobernado por reglas inmutables

El Mtodo Cientfico1. Hacer una observacin a cerca del mundo que nos rodea 2. Desarrollar una explicacin (hiptesis) que permita predecir el resultado de otras observaciones o experimentos Vuelta al paso 2 Se rechaza la hiptesis NO 3a. Hacer nuevos experimentos 3b. Hacer nuevas observaciones Vuelta al paso 3

4. Los resultados, estn de acuerdo con lo predicho S por la hiptesis?

Cmo saber si no estoy equivocado?

Hiptesis, Teora y Ley

Una hiptesis es una explicacin inicial que se da a una serie de observaciones. Cuando una hiptesis permanece vlida luego de varias experiencias (numerosas experimentaciones y pruebas) pasa a llamarse teora. Si una teora no puede ser objetada razonablemente, pasa a establecerse como ley.

Qu tipo de datos se usa en Geologa?

De la observacin:

i. Mapas representan tipos de roca y sus estructuras ii.Observaciones microscpicas iii.Observaciones a diversas escalas iv.Imgenes de diversos tipos de sensores remotos

De la experimentacin:http://geofrik.files.wordpress.com/2009/03/microplie gue1.jpg

i. Geofsica ii.Geoqumica

Escalas de observacin en GeologaLas escalas de observacin en geologa son variadas (macroescalas a microescalas)

Fuente: http://www.vmapas.com/maps/27542/Imagen_Satelital_Francia.jpg

Fuente:

http://www.rhul.ac.uk/earthsciences/graphics/l abs/sem1.jpg

http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/redplanet2/ images/sred2_s36.jpg

http://manomedium.files.wordpress.com/2011/04/granito8.jpg

http://www.consrv.ca.gov/cgs/minerals/PublishingImages/m ontereygeo.jpg

http://mail.colonial.net/~hkaiter/imagextras/topographicmap.jpg

http://oursurprisingworld.com/wp-content/uploads/2007/11/asia_satellite_b.jpg

http://www.vancouversun.com/technology/4932475.bin?size=620x400s

El problema de los experimentos

Dado que los gelogos estn interesados en sistemas enormes (cientos de km) y que han evolucionado en perodos de tiempo prolongados (millones de aos), resulta imposible llevar a cabo experimentos controlados Los gelogos deben observar los resultados de los experimentos ya finalizados de la Naturaleza Habitualmente, no todos los elementos que resultaron del experimento se preservan completamente

El mtodos de las hiptesis mltiples

Es habitual en geologa Ya que existen generalmente varias posibilidades de explicacin de cmo el sistema que observamos adquiri sus caractersticas Debe buscarse informacin que permita elegir una de las hiptesis

Se mueven las rocas?

http://www.vulgare.net/wp-content/uploads/sliding-rocks.jpg

http://bp2.blogger.com/_BPbrULxD7vQ/SFyo39xVo2I/AAA AAAAABG8/-503-2d9IcE/s400/moving_rocks9.jpeg

http://2.bp.blogspot.com/_hjkjVZkRmw/TIqzm4rC1jI/AAAAAAAAVNc/hSOYvcrCxUY/s160 0/moving_rocks.jpeg

http://www.4x4abc.com/images/Death_Valley/racetr_1.jpeg

De dnde vinieron estas rocas?

Fuente: http://www.grough.co.uk/images/stories/cleft%20boulder.jpg

UniformitarianismoEs el principio bsico de la Geologa

El presente es la clave del pasadoJames Hutton Las leyes naturales no cambian - sin embargo, las tasas e intensidades de los procesos si pueden cambiar.

CatastrofismoEs una teora Georges Cuvier cientfica, formulada por

Explica que los cambios geolgicos y biolgicos producidos en nuestro planeta se deban no a cambios graduales, sino a cambios repentinos y violentos Las catstrofes que dan nombre a la teora.

Terremoto de Valdivia 1960

Fuente: http://noticias.starmedia.com/imagenes/2011/04/chile__cc5fd9f001c5b9b7f4d490b5 51.jpg

Terremoto Concepcin 2010

Fuente: http://2.bp.blogspot.com/_T64Khz9S9NM/TPEUDoHOMDI/AAAAAAAAAFM/tGX65v8A Dnc/s1600/terremoto-chile-1.jpg

Tsunami de Japn 2011

Fuente: http://wmaracaibo.com/wp-content/uploads/2011/03/tsunami-japon-4.jpg

Cordn Caulle 2011

Fuente:http://coyunturaeconomica.com/files/coyuntura/volcan-puyehue.jpg

Cordn Caulle 2011

http://www.cadenaser.com/recorte/20110607csrcsrint_13/XLCO/Ies/Espectacularestampa-erupcion-volcan-Puyehue-Chile.jpg

El Tiempo

La gran diferencia entre la Geologa y otras ciencias: TIEMPO (geolgicamente hablando, no ocurren grandes sucesos geolgicos en tiempo humano) Las tasas de los procesos geolgicos generalmente varan entre: m/ao a cm/ao Los grandes terremotos pueden desplazar el suelo varios metros en pocos segundos, pero ocurren cada 100 o ms aos Las tasas de los procesos geolgicos son casi siempre mucho ms lentas que las tasas de los efectos humanos en el ambiente

El Tiempo

En el SI, la unidad oficial de medida del tiempo es el segundo, pero sera muy inconveniente usar esta unidad en geologa, incluso el ao es inadecuado en la mayora de los casos Por lo tanto, los gelogos usan como unidad estndar de tiempo los millones de aos: 10 Ma = 10 millones de aos atrs 10 m.y. = un intervalo de tiempo que dura 10 millones de aos

El Tiempo

Existen caractersticas geolgicas que demoran millones de aos en formarseFuente: http://terra-africana.com/images2/big/Fascinating%20geology.jpg

Los Himalayas (vista area)Fuente: http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_152.html

El Tiempo

Otras toman slo segundos (Meteorcrater, Arizona, USA)Fuente: http://neo.jpl.nasa.gov/images/meteorcrater.jpg

Fuente: http://shout.webrin g.com/people/sk/ka tlpablo/imagenes/ti me.gif

La Historia de la Geologa como Ciencia

La Geologa es la ciencia que se ocupa del estudio del medio fsico, de los procesos, fenmenos y productos naturales que acontecen en el planeta Tierra Intenta ordenar cronolgicamente los distintos acontecimientos naturales de acuerdo con sus edades Por ello, esta ciencia podra relacionarse con la historia y la geografa

Desarrollo

Las huellas reconocidas ms antiguas del contacto del hombre con la materia rocosa datan del Paleoltico hace ~500.000 a 1.000.000 de aos. El contacto hombre-roca dio lugar a lo que se conoce en frica como la pebble culture (cultura de los guijarros). Entre los guijarros ms empleados => slex, chert o pedernal (todos materiales silceos de gran dureza), la obsidiana y el jaspe.

Desarrollo

En el Neoltico (entre ~ 8.000 AC y ~ 3.000 AC) el hombre descubre la alfarera y algunos se vuelven sedentarios Las rocas son usadas especialmente para moler. Se desarrolla la primera mina de slex en lo que actualmente es Polonia

Desarrollo

Hace unos ~6.500 aos, se descubre Cu y Sn, implicando que de la Edad de Piedra se da lugar a la Edad de Los Metales Mediante el empleo del fuego, se consiguen fundir las menas cuprfero-estanferas y dar origen al Bronce El bronce adquiere tanta importancia (por su relativa dureza) => Edad del Bronce. Esta aleacin llega a Europa hacia los ~1.600 a ~ 1.300 AC. Luego irrumpe el Hierro, que por tener mayor dureza que el broce, mantendr supremaca sobre aquel. El hierro llega a Europa hacia el ao ~ 1.000 AC, con los celtas

Hitos geolgicos de los dos ltimos milenios

El uso intensivo de los metales como herramienta de progreso produce una rpida aceleracin en los hechos de la historia de la Humanidad. A continuacin vers una tabla que muestra los sucesos histricos ms relevantes de la geologa en los ltimos dos milenios

PERODO 600 AC

PERSONAJE XENOPHANES

HITO Los fsiles eran animales que vivieron antes Una inundacin del ro Nilo produce una capa muy delgada de sedimentos, concluy que la formacin del delta del Nilo debe haber pasado dentro de varios miles de aos Movimiento de la tierra en la forma vertical: por eso hay fsiles del mar en las montaas altas. Explicacin de las fuerzas tectnicas Clasificacin de Minerales, descripcin de las rocas sedimentarias, erosin. Los procesos geolgicos son lentos, no como un diluvio en accin Medicin del peso especfico de los minerales

450 AC

HERODOTOS

63 AC -19 DC

STRABO

980-1037 973-1048 1452-1519

AVICENNA BIRUNI

LEONARDO DA Describi la fosilizacin, el cambio de un animal a un VINCI fsil. Rechaz la idea de un diluvio mundial Porqu se murieron los animales qu vivieron en el mar a causa de un diluvio mundial? (La mayora de los cientficos de esta poca indicaron los fsiles como un apoyo de la teora de un diluvio global)

1517

FRACASTORO

PERODO

PERSONAJE

HITO Los primeros libros cientficos sobre la geologa y metalurgia ("De re metallica") Texto en el www: Treatise on Gold La primera ley geolgica. Los estratos superiores son ms jvenes que los estratos inferiores a) Neptunistas: Todas las rocas tienen sus races en la deposicin en los mares B) Plutonistas o Vulcanistas: Todas las rocas se forman por magma (vienen de una fundicin) Segunda ley geolgica. Cada estrato tiene su contenido caracterstico en fsiles. Principio de actualismo. Los procesos en el pasado fueron los mismos como hoy y viceversa. Public "On the Origin of species by natural selection. La teora de la evolucin por seleccin natural. Teora de los geosinclinales. explicacin de la formacin de montaas; rechazo de acciones catastrficos como formador de montaas

1494-1555 AGRICOLA 1638-1687 STENSEN, NILS WERNER S XVIII HUTTON 1769-1839 SMITH, WILLIAM

1797-1875 LYELL 1859 DARWIN, CHARLES DANA

1873

PERODO 1897 1905

PERSONAJE KELVIN RUTHERFORD

HITO Dedujo la edad de la Tierra por su velocidad de enfriamiento: 20-40 millones aos (no tom en cuenta la radioactividad) Primer medicin de una edad absoluta (U/He): Edad de la tierra mayor de 2 Ga (2.000.000.000).

Hasta 1906 => Teoras geotectnicas: teora de la expansin de la tierra, teora de la contraccin de la tierra y la teora de geosinclinales (Todas las teoras usaban continentes fijos-estables) Teora de la deriva continental. Los continentes estn flotando (se mueven!) algunos se separaron o se chocaron. Est teora fue rechazada en est poca, pero en los aos 60/70 fue aceptada por la gran mayora de los cientficos. Primer espectrmetro de masas, para determinar diferentes istopos de un elemento. Datacin radiomtrica de la tierra con 4 Ga (4 giga aos= 4.000.000.000 aos)

1912

WEGENER

1930

NIER & MATTAUCH SCHUCHERT

1931

PREGUNTAS FIN

Contenidos Ctedra 19/08

Origen del Universo Cosmoqumica Origen del Sistema Solar

Origen del Universo

en el comienzo ..

el Big Bang cre toda la materia y la radiacin que existe, instantneamente ....Fuente: http://www.open.ac.uk/science/__assets/cpn0cszsozexphlu7p.jpg

En t=0 slo quarks Hoy da => tabla perodica cmo ocurri esto?

Nucleosntesis

Cosmolgica Estelar Explosiva Galctica

Nucleosntesis Cosmolgica

t = 10-32 s: la materia exista slo como quarks t = 13.8 s: comenz la formacin de ncleos de H y He (cuando la temperatura haba descendido a 3 109 K)

t = ~30 minutos: termin la formacin de los ncleos de H y He (ncleos ms pesados - Be, Li, B - no podan formarse)

t = 700,000 aos: la materia se enfri a 3 103 K (los electrones podan acoplarse a ncleos)

T = 500 Ma: las estrellas comienzan a brillar

Nucleosntesis CosmolgicaEn 3 minutos, el Universo se enfri a 10 9 K, suficiente para 2 H, creado por:1

H + 1n

2

H (captura de neutrn)

Aproximadamente al mismo tiempo, reacciones como:2 3

H + 1H He + n

3

He + + + He +

4

Produjeron H, He y Li Sin embargo, en unos pocos minutos el Universo se enfri bajo 109 K y las reacciones de fusin ms complejas (i.e. He-He) ya no fueron posibles.

Nucleosntesis Cosmolgica Big BangLos protones y neutrones se combinan para formar ncleos atmicosProtones y neutrones se combinan para formar Deuterio 2H 1 protn y 1 neutrn se combinan con Deuterio para formar He (3He y 4He)La sntesis de ncleos en el universo temprano termina en el He

No hay elementos estables de masas 5 u 8. La sntesis de elementos ms pesados se detiene.

Nucleosntesis Estelar

Una vez que los fuegos nucleares de una estrella se encienden, se mueven a la secuencia principal. Aqu, su brillo y temperatura (y color) dependen de su masa

Gigantes rojas : fusionan elementos pesados

Secuencia principal: fusiona H a HeAl final de la vida de una estrella pequea, se le acaba el combustible. Colapsa a una enana blanca, una especie de ceniza csmica, y se enfra lentamente.

A medida que la fusin decrece, una estrella vieja comienza a colapsar, con lo que se calienta. Si es suficientemente masiva, se calentar para fusionar He a C como una gigante roja.

Fusin de protones 4 11H + 2 -10e => 24He + 6

Big BangFusin del ncleo de He

Estrellas del tamao del sol

He + 24He => 48Be 2 8 Be + 24He => 612C + 4 12 Be + 24He => 816O + 6

4

Fusin del ncleo de C12 6

C + 612C

23 11 20 10 24 12

Na + 11H Ne + 24He Mg +

Estrellas ms pesadas

Capa en expansin Capa de fusin de H Capa de fusin de He Ncleo de C

Gigantes rojas y nebulosas planetarias

Una estrella ms masiva continuar fusionando elementos ms pesados hasta tener un ncleo de Fe. En este punto, no puede derivar ms energa del proceso de fusin.

Fusin de Elementos PesadosLas estrellas masivas tienen ncleos mucho ms calientes Fusionan con xito elementos hasta el Fe Para una estrella de 20 masas solares:la fusin de H dura cerca de 15 Ma la fusin de He dura cerca de 1 Ma la fusin de C dura 300 aos la fusin de O dura 7 meses la fusin de Si dura 2 das y produce un ncleo de Fe

H + He He C O Si

Fe

Nucleosntesis ExplosivaEn el ncleo de una supernova colapsada, toda la materia es comprimida a neutrones. Los neutrones producidos de este modo son capturados por ncleos sobrevivientes para producir elementos pesados rapid neutron-capture process (r-process) Los protones pueden ser capturados en el p-process y tambin crear elementos pesados

Nucleosntesis GalcticaLi, Be y B no son producidos durante la nucleosntesis cosmolgica ni durante la evolucin de la secuencia principal de las estrellas ni supernovasEllos se sintetizan por un proceso llamado spallation, en el cual rayos csmicos, principalmente partculas alfa de alta energa (ncleos de He), colisionan con tomos en el dominio interestelar

Las colisiones pueden romper los tomos Ncleos de Li, Be y B se producen as

1.E+11 1.E+10 1.E+09 1.E+08 1.E+07 1.E+06 1.E+05 No of atoms per 1000000 silicon 1.E+04 1.E+03 1.E+02 1.E+01 1.E+00 1.E-01 1.E-02 1.E-03 1.E-04 1.E-05 1.E-06 0 50

CNO

Abundancia de los elementos en el UniversoEl peak de Fe: hecho en las ltimas etapas de fusin Elementos pesados: hechos al adicionar neutrones al Fe

No hechos en la estrellas100

Istopos de proceso-p150 200

Mass number

Acerca de la abundancia de los elementos

H y He son los ms abundantes Abundancia decrece con incremento de Z Baja abundancia de elementos adyacentes al He Peaks pronunciados cerca de O y Fe Elementos con nmeros atmicos pares tienen mayor abundancia

Proporcin de los elementos en la nebulosa solar:Hidrgeno 78% Helio 20% Oxgeno 0.8% Carbn 0.3% Nen 0.2% Nitrgeno 0.2% Todo lo dems 0.5%

Sistemas PlanetariosMuchas estrellas jvenes estn rodeadas de polvo organizado en discosSe piensa que el sistema solar naci de tales discos

Los granos de polvo se aglomeran para formar objetos mayores, eventualmente planetas

Son los sistemas planetarios comunes?

La linea de escarcha (frost line) influy en la formacin de los planetas terrestres y gigantes

Muy caliente para la condensacin de voltiles. Slo planetas rocosos y la Luna

Suficientemente fro para condensar voltiles. Acrecin de lquidos y formacin de planetas gigantes con lunas congeladas.

El ncleo de los futuros planetas (llamados protoplanetas), extrajo material de la nube de gas y polvo que les rodeaba. Dada su posicin en la nebulosa solar, el proto-planeta Jpiter fue capaz de extraer una cantidad enorme de gas y se convirti en el planeta ms grande del sistema.

Fotografa (microscopio electrnico) de una partcula de polvo interplanetaria

Origen del sistema solarElige una teora, cualquiera, pero debe ser consistente con estos hechos: i. Los planetas giran en torno al Sol en la misma direccin en rbitas relativamente circulares ii.El ngulo entre el eje de rotacin y el plano de la rbita es pequeo (excepto para Urano) iii.Todos los planetas (excepto Venus y Urano) rotan en la misma direccin de su revolucin, sus lunas tambin

Origen del sistema solariv. Cada planeta est a aproximadamente el doble de distancia que el siguiente planeta interior cercano al sol (la regla de Titus-Bode) v. El 99.9 % de la masa est en el Sol; 99 % del momento angular est en los planetas vi. Los planetas se dividen en dos grupos

Terrestres (internos): Mercurio, Venus, Tierra y Marte Gigantes (externos): Jpiter, Saturno, Urano, Neptuno, Jpiter principalmente gas y hielo. Plutn ????

vii. Los planetas internos estn constituidos principalmente por O, Si, Fe, Mg. El Sol est casi completamente constituido por H & He (tambin importante en los planetas Gigantes)

Hiptesis de la Nebulosa

Nube de gas primitiva (nebulosa) que rota lentamente condensada en varias gotas discretas

Hiptesis del protoplaneta

La gran nube gaseosa comienza a condensarse La mayor parte de la masa est en la parte central, las partes externas son turbulentas Remolinos turbulentos recogen la materia; trozos pequeos crecen y chocan entre s, llegando a ser grandes agregados de gas y trozos slidos Los protoplanetas, mucho mayores que los planetas actuales, fueron eventualmente contrados debido a su propia gravedad

Evolucin del Sistema Solar

El Sistema Solar

Manto externo

Atmsfera

Planetas Gigantes: Jpiter y Saturno

Manto interno Ncleo Atmsfera

Gas Hidrgeno (+ Helio)

5 a 10 AU (unidad astronmica) del Sol 400 (Jpiter) y 100 (Saturno) veces ms masivos que la Tierra Principalmente compuestos de H y He Composicin similar al Sol

Hidrgeno metlico Ncleo (rocas + metal)

Metano, amonio y hielo

Ncleo (rocas + metal)

Planetas Externos Congelados: Urano y Neptuno

Hidrgeno metlico

20 a 30 AU del Sol 14 a 17 veces la masa de la Tierra Atmsferas relativamente pequeas H, He y 2 o 3% de metano

MeteoritosEvidencia de la hiptesis nebular del origen del sistema solar

Meteorito metlico (ncleo de un planetesimal)

Condrito Meteorito de silicatos y fraccin rica en voltiles

Meteoritos primitivos Condritos

As llamados por contener cndrulos (esferas de tamao milimtrico que alguna vez estuvieron fundidas) Formados por acrecin de polvo interestelar Contienen informacin del sistema solar temprano (primitivo)

Detalle de un cndrulo con un dimetro de ~ 1.2 mm. Los condritos reciben este nombre de los granos tpicos de dimensin cercana a 1 mm. Los cndrulos son gotas de material silicatado que sufrieron procesos de fusin parcial rpidos y recristalizacin parcial

Planetas Terrestres: Mercurio, Venus, Tierra y MartePartes externas rocosas (silicatos) y ncleos metlicos de Fe Ni Silicatos: son compuestos de silicio y xidos de otros metales. Silicatos comunes: Olivino: (Mg,Fe)SiO4 Piroxeno: (Mg,Ca,Fe)2Si2O6 Feldespato (e.g., (Na,K)AlSi3O8) Micas (e.g., biotita K(Mg,Fe)3AlSi3O10(OH))

Los Planetas TerrestresTodos en menos de 1.6 AU del SolTodos tienen mantos rocosos y ncleos de hierro que constituyen casi todo el planeta Las atmsferas varan desde no-existentes (Mercurio) a bastante masivas (Venus)

Corteza Manto Ncleo

Atmsfera

Corteza Manto Ncleo externo Ncleo interno

Venus

Tierra

Corteza Manto Ncleo

Corteza Manto Ncleo

Marte

Mercurio

Abundancia Relativa de Elementos

Un planeta diferenciado

Una Tierra homognea temprana

Comienza la diferenciacin

Estructura interna de la Tierra

Elementos ms comunes en la corteza terrestre

La Luna

Un poco ms pequea que el planeta Mercurio (planeta pequeo) La superficie de la Luna es muy diferente de la superficie de la Tierra No hay atmsfera, por lo tanto no hay meteorizacin

Formacin de la Luna

Imagen: Joe Tucciarone (http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question38.html)

Formacin de la Luna hace 4.5 Ga

impactador (impacter)

125 minutos 4.2 minutos despus del impacto

Tierra

8.4 minutos

Crteres de impacto de meteoritos en la Tierra

La edad del Universo y los Planetas

Origen del Universo (Big Bang) 12-13.5 billones de aos atrs Acrecin de los planetesimales Remanentes inferidos: meteoritos 4.6 billones de aos

La Luna? Las rocas ms viejas de la Luna datan de 4.53 billones de aos. Podran indicar el impacto de un cuerpo del tamao de Marte con la Tierra. Implicando el quiebre de una porcin de la Tierra => generacin de la Luna

Qu edad tiene la Tierra?

La edad del planeta Tierra se ha estimado en 4.56 billones de aos (Ga) Pero: los minerales terrestres ms viejos son los zircones, que se formaron a 4.4 - 4.2 Ga, (zona occidental de Australia) La roca ms vieja de la Tierra es de Groenlandia y se ha datado en 3.8 Ga Por qu el odmetro (instrumento que registra la distancia viajada) de la Tierra comenz tan tarde?

Lnea de tiempo para el Sol, la Tierra y la Luna

Por qu preocuparse del comienzo?

El curso de la evolucin del sistema solar est influenciado significativamente por el estado inicial Nosotros conocemos relativamente bien el estado de la Tierra en el momento presente; conocer el comienzo ayudar a restringir lo que ha sucedido en perodos intermedios

PREGUNTAS FIN