Download Superficies e interiores de planetas terrestres

PLANETOLOGIA
COMPARADA
(primera parte):
Superficies e Interiores
planetarios
Dr. Tabaré Gallardo
SUPERFICIES:
Temperaturas, insolación,
topografía y composición.
“Polos calientes” de
Mercurio (puntos
subsolares)
sinodica  siderea  sol
1
Psinodico

1
Psidereo
1

Psol
Equilibrio isostatico: habiendo equilibrio isostatico la
gravedad local no es superior en las proximidades de
las montañas.
VENUS
Y
TIERRA
MARTE
DENSIDAD
DE
CRATERES
MERCURIO
MODELOS DE INTERIORES
ECUACION DE
EQUILIBRIO
HIDROSTATICO
M (r )  m
P  dS  G

2
r
M (r )    dS  dr
G
r2
M (r )    dr
dP  G
2
r
M (r )    dr
dP  G
r2
Si suponemos densidad
constante:
4 3
r     dr
dP  G 3
2
r
4
2
 dP  G   r    dr
3
2
4
R
2
PSup  PCentro  G    
3
2
Herramientas para la construccion de un modelo de
interior
•Equilibrio hidrostatico
•Ecuacion de estado
•Gravimetria
dP
K
d
•Tomografia sismica
•Masa, radio, rotacion, achatamiento, campo magnetico
•Balance termico: fuentes de calor y conduccion
•Composicion superficial y atmosferica
LUNA
TIERRA
MERCURIO, VENUS Y MARTE
LOS “PLANETAS” TERRESTRES
EDAD DE LAS
SUPERFICIES
TIPOS DE CORTEZA HOY
VENUS Y TIERRA
LUNA
MERCURIO
MARTE
PLANETAS JOVIANOS
HIDROGENO METALICO
DIAGRAMA DE FASE PARA EL HIDROGENO
DIAGRAMA DE FASE PARA EL AGUA
SATÉLITES HELADOS
MAREAS y transferencia de
momento angular
Variación del
período orbital
lunar
Variación de la
rotación terrestre
BIBLIOGRAFIA:
•The New Solar System, Kelly Beatty y otros
•The Cosmic Perspective, www.astrospot.com
•Planetary Sciences, Imke de Pater & Jack Lissauer
•Astronomy Today
PLANETOLOGIA
COMPARADA
(segunda parte):
Procesos geológicos en los
planetas terrestres
Dra. Leda Sánchez
Superficies e interiores de planetas
terrestres
Núcleo, manto, corteza
Esculpido de superficies: cráteres
de impacto, vulcanismo, erosión,
tectónica
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.
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.
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.
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.
Tectónica de impacto
1) impacto - fracturación (2 a 3 veces el radio del crater)
2) melting intrusion
3) uplift erosion-eruption
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
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.
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.
• 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.
Luna
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.
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.
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.
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.
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
Isótopos de Sm/ Nd en anortositas lunares
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.
Presenta algunas fallas de expansión/compresión.
Tiene una litosfera y probablemente sin astenosfera.
Una vez más la tectónica de placa no puede darse.
• 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.
• 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.
Edad de fosilización
Mercurio: 3990 Ma
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.
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.
• 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).
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.
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
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.
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.
• 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
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.
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.
MONTE THARSIS
grandes volcanes. El
vulcanismo es periférico
anomalía
gravimetrica +
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.
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.
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.
• 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.
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.
Venus
Rasgos Generales
• Superficie más caliente.(Nubes retienen el
calor)
• Planeta más redondo
• Órbita más circular. e = 0.007
• No tiene campo magnético
• En relación con su tamaño, atmósfera más
grande.
• Similar a la tierra en densidad y tamaño.
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.
• 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.
• 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.
• 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.
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.
Se han propuesto dos modelos
para explicar su origen:
a. El modelo térmico
b. El modelo tectónico
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.
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.
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.
.........
• 4100-3900 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.
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.
Satélites helados: posibles evidencias
de Tectónica
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.
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 tipo“pack-ice" en un océano de agua
líquida. Esto se podría ver como una clase de deriva
continental.
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.