La Tierra como planeta

La Tierra como planeta ∗ La formaci´ on del sistema solar: distintas etapas. ∗ El origen de la Tierra y de la Luna. ∗ Movimientos de la Tierra: rotac
Author:  Pilar Álvarez Paz

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NUESTRO PLANETA LA TIERRA
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La estructura del planeta Tierra
833582 _ 0456-0485.qxd 14 10/6/08 16:35 Página 456 La estructura del planeta Tierra OBJETIVOS 1. Conocer la estructura y composición del interio

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La Tierra como planeta

∗ La formaci´ on del sistema solar: distintas etapas. ∗ El origen de la Tierra y de la Luna. ∗ Movimientos de la Tierra: rotaci´ on, traslaci´ on, precesi´on. ∗ El interior de la Tierra. Distintas capas. ∗ La corteza, deriva continental, tect´ onica de placas. Vulcanismo. Propagaci´on de ondas s´ısmicas. ∗ Las distintas “esferas” de la Tierra y sus interacciones. ∗ La evoluci´ on de la atm´ osfera terrestre. ∗ Las distintas eras geol´ ogicas. Origen y desarrollo de la vida.

CTE 1 - clase 3

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C A P I T U LO

Int rod uc. ion a la Ge o log ia

La formaci´ on del sistema solar cu m ulos menorcs forrnaron n ucleus a pa rti r de los cua lcs finalmenre sc forrnarfan los planctas, Sin em ba rg o , la mayor co ncen tra cion d e m ateri al fue c m p ujada hacia el cen tro del d isco en ro tac ion, Con fo rme se ucumul aba lu cia su in ter io r, sc ca lc nta ha graviiac ionalmcnte, fo r­ mando el protosol calien te (Sol en [orm acion ). D espu cs d e que se fo rrn o c l pro to sol, ln t em p e ra tu­ r a en cl exterior del d isco en rotacio n dismin uyo de ma nera significariva. E ste en friarn ie n to hizo qu e las sus ­ taricias con puntos de fusion clc vados se co ndc nsar an en par u c ulas pcq ucfias, quiza del mm nfio de gra no s de are­ na. Prim ero sc so lid ificaro u el hi erro y el ni qucl . Lo s sigu ien tcs e n co nd e nsarse fue ron lo s sili caios de q ue est .in cOIllp liestas las sustan cias ro cosas. Conform e esos Ira gmcntos fue ro n coli sion undo a 10 lar go de u no s poeos decenios de mi llo ues de afios, aum e n taron de tam ufio hasta darlugar a los pro rop lun er us (Figu ra 1.8e , D ). De la rnisma m au er a. pera a rnen or cscalu, act uaro n los pr o ­ ce so s de co nde nsacio n y ucrec ion para formar las lunas y o tros cu erpos pcqu eii os d el Sistema Solar. C o n form e los protoplanetas (plan ctas en form acion ) acumulaban cada VeZ m as ma te rial, el es pacio lJ U(; ha bia e nt re elia s crnpezo a aclara rse. Esta clim inac io n de restos pe rmi tio qu e la luz d el So l alcanzara las superfi cie s pla­ nct ar ias si n cs ror bos y las calen m ra. L as clevu das te rn­ pe r:lluras su pcr fi ciales r esu ltanr cs en los planera . in teri o ­ res (Mercu r io , Veil us, la Tierra , M arte) su rn ad os a su s campos g ravirac io na lcs co m parariva rncn tc deb ilcs, h izo que la T ierra y sus vccinos fu eran incapaces de co nservar canri da clcs apreciabl es de lo s co m po nc m cs m.is ligeros de la n ubc primordial. Es o s rn arc rialcs tige r IS, entr e los qu e se cue nrau e l hidr6ge no , cl hclio, c] am on iaco , d mctan o y e l ag ua , se eva po raro n de sus su perficies y fueron final­ m e n te burr idos de la parte inrcrna d el SiStCII13 So lar pu r corricntes de pa rti culas pr occd entes del So l, dcn om inu­ das uicnto solar: A dis tan cias supe r iorcs a la o r bi ra d e M ar te, las temperamras era n m uch o mas fr ias. Pa r co ns iguicnre , lo s grandes pla ne ras cxrer i Ires (j up iter, Sa rurno , U rano y ep ru no) ucum u laron eno rmes canrid ad es de h id ro ­ ge no y o rro s materi a les ligeros proccd e n rcs d e 13 n uh e primo rd ial. Se piensa qu e la acum ula cion de csa s sus tan ­ cias gasc osas es r cspon sahle d e lo s tarn afios co rn pa rariva ­ me n te g ran d es y d e las ba jas dens id ad es d e los pla nctas extc riores.

∗ El sistema solar se form´o hace unos 4500 millones de a˜ nos a partir de la contracci´ on gravitacional de una nube de gas y polvo (teor´ıa de Laplace). ∗ Por conservaci´ on de momento angular, la nube al contraerse rotar´a m´as r´apidamente hasta llegar a la inestabilidad rotacional: GM v 2 = r2 r ⇒ desprendimiento de materia en el plano ecuatorial formando un disco de gas y polvo ⇒ condensaci´ on de peque˜ nos n´ ucleos s´olidos (planetesimales) que luego se ir´an acumulando por un proceso de acreci´ on hasta formar los planetas.

Figura 1.8 Hipotes is de la neb ulosa pr imitiva. A. Una en orm e nube de po lvo y gas es n ro tacion (neb ulosa) em pieza a contrae rse. B. La mayor parte del mater ial es g ravita tor iam en te im p ulsad o hacia e l cent ro, prod ucie ndo e l Sol. Sin em bargo, debid o al movimi en to ro tacional, a lg o de po lvo y ga ses perrna nece en o rbita alrede do r de l cue rpo e ntra l en for ma d e un disco a planado . C. Los plane ta s ernpieza n a formarse a pa rtir del mat e rial q ue esta en o rbita d en tro

CTE 1 - clase 3

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y

Estructura interna de la Tierra

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Formaci´ on de la Luna por un megaimpacto

CTE 1 - clase 3

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Movimientos de la Tierra: rotaci´ on y traslaci´ on

La ´orbita de la Tierra es ligeramente exc´entrica. En la actualidad recibe un poco m´as de insolaci´on el hemisferio sur en el verano (no siempre ser´a as´ı por la precesi´on de los equinoccios).

CTE 1 - clase 3

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Movimientos de la Tierra: precesi´ on de los equinoccios, nutaci´ on

CTE 1 - clase 3

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El interior de la Tierra

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La corteza: placas ∗ La corteza consta de una serie de placas en movimiento lo que provoca la deriva continental y zonas de fricci´ on (donde se encuentran placas). B. Vulcani smo de zonas de subducci6 n

C . Vulcanismo intrapl ac a (continenta l) .....,...

Islas Aleu tianas

Placa Euroasiatica "

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C. Vulcanism o intra placa (oce anico)

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Andes

B. Vulc anismo d e zona de subducci6n

Fig ur a 4. 19 Tres zonas de vu lcan isrno . Dos de est as zonas son lim ites de placa, y la tercer a es e l a rea interior de las p lacas .

Rainier y cl mon te Sh asta, son todos de este tip o (Fi gu­ ra 4 .20) .

CTE 1 - clase 3 Activi d ad iqnea Intcaplaca

enormes areas de la cos ta de l P acffico noroccidental (Figura 4.9) . Dado que se encu entran basalt os con composici o­ nes relativam en te similare s en las cuencas ocea nicas en los conti nen tes, la fusi o n pa rcial de las rocas del m anto es

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La corteza: deriva continental ∗ Por la deriva continental, continentes que hoy est´an separados estuvieron juntos en el pasado, llegando incluso a una sola masa continental (Pangea). 456

C A PfT U L 0

19

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Tect6nica de placas

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Panq ea: antes y despues

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J Asia

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A. Hace 200 m illo nes de anos

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