La descarga está en progreso. Por favor, espere

La descarga está en progreso. Por favor, espere

Superficies e Interiores planetarios Dr. Tabaré Gallardo PLANETOLOGIA COMPARADA PLANETOLOGIA COMPARADA (primera parte):

Presentaciones similares


Presentación del tema: "Superficies e Interiores planetarios Dr. Tabaré Gallardo PLANETOLOGIA COMPARADA PLANETOLOGIA COMPARADA (primera parte):"— Transcripción de la presentación:

1 Superficies e Interiores planetarios Dr. Tabaré Gallardo PLANETOLOGIA COMPARADA PLANETOLOGIA COMPARADA (primera parte):

2 SUPERFICIES: Temperaturas, insolación, topografía y composición.

3

4

5

6 Polos calientes de Mercurio (puntos subsolares)

7

8 Equilibrio isostatico: habiendo equilibrio isostatico la gravedad local no es superior en las proximidades de las montañas.

9

10 VENUS Y TIERRA

11 MARTE

12 DENSIDAD DE CRATERES

13 MERCURIO

14

15

16

17 MODELOS DE INTERIORES

18 ECUACION DE EQUILIBRIO HIDROSTATICO

19 Si suponemos densidad constante:

20 Equilibrio hidrostatico Ecuacion de estado Gravimetria Tomografia sismica Masa, radio, rotacion, achatamiento, campo magnetico Balance termico: fuentes de calor y conduccion Composicion superficial y atmosferica Herramientas para la construccion de un modelo de interior

21

22 LUNA

23 TIERRA

24 MERCURIO, VENUS Y MARTE

25

26

27 LOS PLANETAS TERRESTRES

28

29

30 EDAD DE LAS SUPERFICIES

31 TIPOS DE CORTEZA HOY

32 VENUS Y TIERRA

33 LUNA

34 MERCURIO

35 MARTE

36 PLANETAS JOVIANOS

37

38

39 HIDROGENO METALICO

40 DIAGRAMA DE FASE PARA EL HIDROGENO

41 DIAGRAMA DE FASE PARA EL AGUA

42 SATÉLITES HELADOS

43

44

45

46

47 MAREAS y transferencia de momento angular

48

49

50 Variación del período orbital lunar Variación de la rotación terrestre

51 BIBLIOGRAFIA: The New Solar System, Kelly Beatty y otros The Cosmic Perspective, Planetary Sciences, Imke de Pater & Jack Lissauer Astronomy Today

52 Procesos geológicos en los planetas terrestres Dra. Leda Sánchez PLANETOLOGIA COMPARADA PLANETOLOGIA COMPARADA (segunda parte):

53 Superficies e interiores de planetas terrestres Núcleo, manto, corteza Esculpido de superficies: cráteres de impacto, vulcanismo, erosión, tectónica

54 La tectónica de placas La tectónica de placas en la tierra implica la formación, el movimiento lateral, la interacción, y la destrucción de las placas litosféricas. Este proceso complicado es conducido por el transporte de la energía interna. La litosfera frágil flota encima del astenosfera fluida. Las corrientes convectivas en la astenosfera arrastran la litosfera, que consigue quebrarse en placas más pequeñas por tensión, formando lo que llamamos los continentes.

55 Evolución tectónica de los planetas terrestres: Luna, Mercurio, Marte, Venus y Tierra Tectónica de impacto: catastrofismo vs. Uniformitarismo. Procesos asociados a la craterización. Aportes al conocimiento de los regímenes tectónicos del Arqueano.

56 Existen dos escuelas: 1) Escuela uniformitarista: que plantea la formación lenta de la corteza ácida, con un pico de formación de corteza entre los 3000 y los 2000 Ma. La corteza oceánica se habría generado a la misma velocidad de que se forma actualmente. 2) Escuela Catastrofista: plantea la generación de corteza oceánica por medio de fenómenos catastróficos.

57 Los efectos más notables de la tectónica de impacto son: craterización de la superficie de los planetas, el vulcanismo inicial consecuente y la creación simultánea de grandes inhomogeneidades corticales. Estas junto con la energía procedente de la geodinámica interna de cada planeta, permitieron la iniciación y posterior desarrollo de su evolución tectónica.

58 Tectónica de impacto 1)impacto - fracturación (2 a 3 veces el radio del crater) 2)melting intrusion 3)uplift erosion-eruption

59 ESTRUCTURAS DE IMPACTO Cráteres: Depresión circular o subcircular rodeados por un borde levantado, Se dividen en: –Cráteres sencillos: Tienen generalmente su fondo cóncavo o plano y bordes suaves las paredes aparecen escalonadas y grandes cantidades de roca se desploman sobre el fondo. –Cráteres complejos: Poseen diámetros mayores. Bordes aterrazados y arrugados con amplias zonas de desplome. En ocasiones aparecen picos centrales que sobresalen del fondo del cráter –Cuencas de Impacto. Se distinguen los distintos tipos: Cuencas de pico central.- Relativamente pequeñas, con un anillo de picos rodeando a un pico central Cuencas de anillos de picos.- Anillo bien formado pero sin pico central. Cuencas multianillos.- Pueden tener hasta seis anillos concéntricos

60 Los planetas pueden ser clasificados en dos grupos según sus características físicas Los planetas terrestres, o semejantes a la Tierra, están más cerca del Sol y se componen principalmente de roca y metal. Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Los planetas jovianos o gigantes son muy grandes en comparación con los planetas terrestres y están muy lejos del Sol. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Están constituidos principalmente de hidrogeno y helio en forma gaseosa y líquida. Plutón, el planeta más exterior, usualmente es considerado como un planeta que no es ni terrestre ni joviano. Esta compuesto de hielo y roca y es mucho más pequeño que los otros planetas. Los planetas jovianos junto con Plutón constituyen los llamados planetas exteriores.

61 Características básicas de los planetas a mayor tamaño de planeta, la retención de atmósfera es mayor la pérdida de atmósfera ocurre lentamente, Marte ya perdió gran parte de su atmósfera (éste tiene una atmósfera densa) la atmósfera hace de efecto invernadero, retiene calor que proviene del sol, por lo que el calor interno no se pierde totalmente y ésta perdida ocurre lentamente el balance del flujo calórico en la tierra es negativo, el flujo calórico es 2,6 veces menor que en el precámbrico. Existe calor interno porque existe un núcleo fundido y cuando éste último desaparece el planeta comienza a enfriarse y no permite que exista flujo endógeno, por lo que el planeta se fosiliza y solo existen procesos exógenos, siempre y cuando exista atmósfera (y agua) y si no existiesen solo actúan como efectos exógenos los meteóricos.

62 Luna Luna: La litosfera de la luna es demasiado gruesa para romperse; tiene una sola placa litosférica. No hay características tectónicas verdaderas en la luna, sólo algunas fallas de expansión / compresión formadas tempranamente en su historia. Es un mundo geológico muerto.

63 La actividad tectónica lunar es producida por: 1.- Fuerzas externas a.- Grandes impactos.- Producen fosas tectónicas concéntricas en los bordes de los maria, y arrugas denominadas wrinkle ridges b.- Fuerzas mareales.- Producen los lunamotos 2.- Fuerzas internas.- Son el resultado del cambio térmico del interior de nuestro satélite y producen fallas normales que dan lugar a fosas tectónicas y pequeños escarpes y fracturas que no superan los 10 Km.

64 Los CRÁTERES Los cráteres lunares se formaron por impacto de meteoritos. Los estudios de sus tamaños, formas, profundidades, y composición del material expulsado se utiliza para conocer el proceso de craterización (cratering) y como cronómetros.

65 MAGMA La luna preserva rasgos cruciales relacionados a la separación inicial de la corteza, manto y núcleo metálico. El concepto de que la luna pasó por una etapa de fusión substancial (quizás totalmente) cuando se formó, generó el concepto de océano de magma" Muchos científicos planetarios sospechan que los otros planetas rocosos también pasaron por una etapa de fusión durante o poco después de su formación.

66

67 El VULCANISMO el anillo oscuro en en este mosaico Clementina del sudoeste de de la cuenca Oriental en la luna es un depósito volcánico vítreo, similar a aquellos depósitos de Mercurio e Io.

68 TECTONICA / Edad de fosilización Wrinkle ridges: sugieren que la superficie lunar fue deformada por las fuerzas tectónicas. La luna es un modelo de deformación, en los planetas de una placa. Luna : 3900 Ma

69 Isótopos de Sm/ Nd en anortositas lunares

70 Mercurio presenta una corteza aparentemente sobresaturada, por lo tanto la corteza reacciona de forma diferente. Hay zonas de contracción, por lo tanto hay fallamiento inverso, en cambio en la corteza de la luna se observan fenómenos extensionales (fallamiento normal). Las crestas de contracción se observan por la forma del cráter y esa contracción es medible (lo cual da un acortamiento de 1 a 1,5 km). La textura generada por contracción se denomina corteza de pan o aterciopelada. También hay crestas extensionales.

71 Presenta algunas fallas de expansión/compresión. Tiene una litosfera y probablemente sin astenosfera. Una vez más la tectónica de placa no puede darse.

72 Los escarpes son el resultado de un enfriamiento rápido(mayor área superficial con relación al volumen) Conserva las cicatrices de un bombardeo cataclísmico. Dado en los inicios de formación del sistema solar. Como no tiene atmósfera, los choques son directamente con la superficie. Sus cráteres no tienen paredes tan altas como en la luna y no son tan cercanos entre sí.

73 Posee corteza delgada, lo que permite que grandes impactos ocasionen salida de magma que pula la superficie. Cambios muy bruscos de temperatura debido, de nuevo, a la carencia de atmósfera. Sol: 350ºC Sombra: -100ºC.

74 Edad de fosilización Mercurio: 3990 Ma

75 Interior Estructura no-homogénea. Corteza: Cuarzo y otros silicatos Manto: Silicatos y metales Núcleo: Hierro principalmente. Constituye la tercera parte del planeta. a.Posición en la nebulosa de formación b.Fue mucho más grande y perdió corteza en una colisión.

76 Marte Marte es geológicamente más diverso, aunque es también un planeta de una sola placa. La extensión y/o la contracción durante el enfriamiento inicial produjeron muchas áreas fracturadas y una enorme rift, llamado Valle de Marineris. Marte también presenta rasgos volcánicos.

77 Existen cráteres, pero la textura es diferente. Marte esta atravesado por un sistema de rift (Valle MARINERIS) de 4000 km de largo. Este planeta fosilizó en un estadio más avanzado de su evolución, tanto del ciclo exógeno como del endógeno. La zona con impacto meteorítica es muy similar a la de Mercurio (en corteza de Pan), pero existe un sistema dendrítico muy desarrollado (asimilado tentativamente a fracturas).

78

79

80

81 Otras características Los cráteres presentan sombras que son dunas. El nivel de la freática habría subido y éstos médanos fueron retrabajados por el agua y posteriormente fijados, por lo que Marte en algún momento tuvo una atmósfera densa que permitió la formación de médanos. Otro rasgo importante que aparece es la presencia de rocas estratificadas, con intercalaciones de hielo, por lo tanto existieron formas exógenas. El porcentaje de rocas estratificadas es menor al 5% y presentan formas de mesetas. Recordar que para el caso de la tierra el 95% de las rocas arqueanas son ígneas.

82 tectónica de Placas En 1994, Norman Sleep, un geofísico de la Univ.de Stanford, propuso que Marte había experimentado una etapa, corta y antigua, de tectónica de placas

83 Dorsa Argentea En la zona de Dorsa Argentea, cerca del Polo Sur marciano, existen múltiples crestas sinuosas (wrinkle ridges) que en otros planetas (incluyendo la Tierra) son generadas por procesos de compresión.

84 La craterización de Arabia Terra Se ha propuesto que una zona menos craterizada de Arabia Terra se ha generado por un proceso de extensión tras-arco, fenómeno que tiene lugar en zonas de subducción de buzamiento alto, donde la compresión horizontal es menor. El calor subductivo adelgaza la litosfera, y si es lo bastante elevado llega a generar corteza oceánica, creando un borde de placa constructivo detrás del arco volcánico.

85

86 No ha experimentado las deformaciones como Venus o la Tierra, pero si ha estado mucho más "vivo" que la Luna o Mercurio. La actividad tectónica en Marte es evidenciada por el monte Tharsis. Esta área se formó cuando un poco de material caliente del manto ascendió y empujó el material de la litosfera hacia arriba; como una burbuja de aire en un tarro de miel

87

88 MONTE OLIMPUS Existen grandes volcanes en escudo por ejemplo el MONTE OLIMPUS con un diámetro de 500 a 600 km, diámetro del cráter : 70Km y 25 km de alto. Este cráter no es de impacto. Está constituido por rocas fundamentalmente basálticas, hay coladas, rocas piroclásticas de composición básica/máfica. Hacia los polos de Marte hay hielo y glaciares, hubieron sistemas fluviales bien desarrollados, hoy fosilizado. En los brazos del rift hay control por fracturas, núcleos con vulcanismo. Comparando tenemos al rift del Rhin y el de Africa, entre otros.

89 Otro rift de Marte: THARSIS Presenta fracturación paralela muy importante y aparatos volcánicos periféricos, la parte central está más deprimida. Hubo entonces riftiamiento y volcanismo, pero no se llegó a la etapa de corrimiento. El campo gravitatorio en la zona de THARSIS presenta anomalías importantes. Las mediciones gravimétricas en el monte de THARSIS dan anomalías positivas, esto indica que el sistema de rift a fosilizado o dicho de otra forma fosilizó en una etapa avanzada del Rifting. Anomalía de Bouguer positiva, corteza mas delgada y el manto cercano a la superficie.

90 MONTE THARSIS grandes volcanes. El vulcanismo es periférico anomalía gravimetrica +

91 Esquema (de Wise et al., 1979) que trata de explicar las tierras bajas de Marte (corteza fina) y la persistencia del vulcanismo en la región de Tharsis como una consecuencia prolongada de la formación del núcleo del planeta.

92 Volcanes gigantes en escudo Los volcanes más grandes están situados en grandes elevaciones o domos en las regiones marcianas de Tharsis y Elysium. El domo de Tharsis tiene unos 4,000 kilómetros de ancho y se eleva hasta los 10 kilómetros. Situados en su flanco NO estan tres grandes volcanes escudo: Monte Ascraeus, Monte Pavonis y Monte Arsia. Más allá del extremo noroeste está el Monte Olympus, el mayor de los volcanes de Tharsis.

93

94 Convección en el Manto Las diferencias de color reflejan variaciones de la temperatura. La regiones calientes aparecen en rojo y las regiones frías en azul y verde, con una diferencia entre las regiones calientes y frías que alcanza los 1000°C.

95

96

97 Marte a medida que fue perdiendo su atmósfera fue perdiendo el calor interno. A menor masa planetaria menos retiene la atmósfera. El efecto invernadero hace retener el calor que viene del sol, entonces la energía total del planeta es igual a: E total = E interna + E solar - E disipada en superficie Si la E total = 0 se fosiliza Si la E total > 0 no se fosiliza, por que no pierde el calor interno gracias a la atmósfera. El radio de marte es de 3400 km y hay variaciones entre el radio ecuatorial y el polar del orden de los 40 km.

98 Luna, Mercurio, Marte Estos planetas se diferencian de la Tierra principalmente debido a su tamaño más pequeño, que condujo al enfriamiento más rápido y litosferas gruesas. Cualquier falla o fractura son debidos a los movimientos (verticales) radiales, más que a los movimientos laterales de placas en sus superficies. Estos transportan calor de su interior principalmente por conducción a través de celdas externas estáticas, y por lo tanto tienen muy viejas superficies.

99

100 Venus

101 Rasgos Generales Superficie más caliente.(Nubes retienen el calor) Planeta más redondo Órbita más circular. e = No tiene campo magnético En relación con su tamaño, atmósfera más grande. Similar a la tierra en densidad y tamaño.

102 Superficie Uno de los resultados más significativos atribuye a la superficie una edad de 500 millones de años, muy pequeña sobre todo si se compara con los casi 4000 millones de años de la corteza terrestre. Teoría: Corteza renovada catastróficamente Procesos dominantes: Vulcanismo basáltico y deformaciones tectónicas. Más del 80% superficie: Llanuras hundidas cubiertas por coladas de lavas.

103

104 Existen canales de lava hasta de 6800km. Miles de VOLCANES tipo escudo. Más de 1500 con diámetros mayores a 20 km. Ejemplo: Sapas Mons: 400 km de diámetro y 1.5 km de altura.

105 Domos Circulares de 35 km de diámetro y casi 1km de alto: producto de lavas muy viscosas. Sólo el 8% de la superficie son tierras altas similares a las zonas continentales de la tierra.

106 Los volcanes son las formaciones más destacadas, han sido identificados más de 1100, conformando la superficie donde aparecen flujos de lava. Destacan también las grandes planicies situadas 4 km por encima de la superficie media del planeta, montañas con 12 kilómetros de altura, que superan el Everest. valles con profundidades de 3 km que se extienden a lo largo de más de mil kilómetros con una anchura de centenares de kilómetros.

107 Las coronas de Venus Las coronas de Venus, estructuras circulares u ovaladas de 200 a 1000 km de diámetro que constan de un centro elevado rodeado por una banda de rocas muy deformadas (annulus), son objetos únicos en el Sistema Solar.

108 Se han propuesto dos modelos para explicar su origen: a. El modelo térmico b. El modelo tectónico

109

110 Interior Corteza, núcleo y manto. En su núcleo todavía operan fenómenos de convección pero no hay señales de tectónica de placas que recicle la litosfera rígida. La tectónica actual está asociada a asenso y descenso de material hacia el interior del planeta.

111 Tierra de ISHTAR y de APHRODITA Las alturas máximas y las profundidades máximas son similares a las de la tierra, aparentemente Venus se fosilizo hace 500 Ma (edad promedio de la superficie). Los montes MAXWEL están vinculados a fosas oceánicas, similares a las de la tierra. Su región central estaba dominada por aparatos volcánicos que hasta hace poco estaban funcionando.

112 La Tierra Crater de Arizona: tiene un diámetro de 2 km. Aquí se estudió el metamorfismo de impacto, anomalías siderófilas (elem. siderófilos: asociados al Fe metálico (Fe, Co, Ni) con enlace metálico). En ninguno de los cráteres se ha preservado el meteorito original. Se encuentran campos de meteoritos si el impacto es de bajo ángulo, rasante al suelo, y si es frontal no se preserva nada.

113 Ma tectónica de impacto, se creó una anomalía astenosférica (aún los planetas presentaban núcleo) Zonas de debilidad, vinculadas a fenómenos volcánicos y exógenos (en la Luna y Mercurio quedaron vestigios) El primer fenómeno que apareció, aparentemente, es el de extensión por rifting (importante vulcanismo que genera perturbaciones astenosféricas) Vulcanismo periférico o central asociados a zonas de debilidad.

114 Evolución Geológica de los planetas terrestres Los datos aportados por las sondas espaciales permitieron obtener una imagen directa de los planetas terrestres y medir importantes parámetros geoquímicos y geofísicos, que junto al muestreo de rocas lunares efectuada por las misiones Apolo permitieron conocer la edad de diferentes procesos geológicos que actuaron en la Luna y así extrapolar a los demás planetas. Se encontraron rocas de naturaleza anortosítica, sin encontrarse nada más ácido. A partir de esto se acepta que la tierra tuvo una corteza inicial de composición anortosítica.

115 Satélites helados: posibles evidencias de Tectónica

116 Ganymedes: Hay mucho de los sistemas de ridges y de canales visibles en la superficie de esta luna de Júpiter, pero la superficie es relativamente vieja. Esto sugiere que quizás Ganymedes tuvo cierta clase de tectónica temprana en su historia. Pero como en Venus, no hay zonas identificables de subducción.

117

118 Europa: Esta luna tiene una superficie más joven que Ganymedes y ella se cubre con chevron y ridges superficiales. Se ha sugerido que quizás la superficie cubierta de hielo de Europa pueda experimentar movimientos de tipopack-ice" en un océano de agua líquida. Esto se podría ver como una clase de deriva continental.

119

120 Io: Tiene una superficie muy joven y un vulcanismo importante, que son generalmente consecuencias de la tectónica. Sin embargo, no hay evidencias de tectónica de placas, como fallas o cinturones plegados.

121

122


Descargar ppt "Superficies e Interiores planetarios Dr. Tabaré Gallardo PLANETOLOGIA COMPARADA PLANETOLOGIA COMPARADA (primera parte):"

Presentaciones similares


Anuncios Google