Primera clase del curso "Recursos Naturales No Renovables"

1. Evaluacion de
Recursos Naturales no
Renovables.

2. Estructura de la Tierra y sus
propiedades.
•Origen y evolución de la Tierra.
•Nociones modernas sobre la estructura
interna de la Tierra.
•Origen, evolución y composición química
de las capas terrestres y su relación con la
ubicación de los principales yacimientos de
minerales.

3. Big Bang 15 Mil millones años
En las primeras etapas de la formación
del Universo se forman solo
H, He, Li, Be
Elementos más pesados se forman
en los núcleos de las estrellas por la
fusión nuclear
Solo explosión de una supernova
es capaz de generar elementos
mas pesados que hierro

4. Teorias catastroficas de formación
de nuestro sistema solar
Geo. Louis Le Clerc (1749) Chamberlain & Moulton Hoyle (1940's)
(Comte de Buffon) (1900)
Colisión del sol y cometa Aproximación a una estrella Explosión de la estrella
acompañante

5. Teorías nebulares
Kant (1754),
Laplace (1796) von Weiszacker (1940's)

6. Visión moderna
Una nube de gas interestelar,
producto de explosión de otras
generaciones de estrellas se perturba
por ejemplo por una onda de choque
de explosión de una supernova
cercana

7. La nube empieza a colapsar
durante 100.000 años. Su
tamaño disminuya a 100 AU. La
nube se calienta, y se “aprieta”
en el centro.
Se forma un disco de acreción
En el centro se forma protoestrella
La nube restante se enfría y
empieza el proceso de formación
de finos granos de metal, rocas,
hielo (lejos de la estrella en
formación)

8. Planetesimales
Formación de granos continua en paralelo con el proceso de acreción hasta
que se forman cuerpos de tamaño de pequeños asteroides, capaces de atraer
la materia por su propia fuerza de gravedad
Los próximos 20.000.000 de años el crecimiento de granos mas grandes
acelera y se forman protoplanetas que acumulan a todo el material sólido en la
cercanía de su órbita

9. Nacimiento del Sol
El viento solar remueve todo el material ligero mas allá que la órbita de los
asteroides

10. Fragmentación
Entre 10 a 100 millones de años las
planetisimas mas grandes se hacen
mas pesadas, las mas pequeñas se
quiebran en pedazos mas pequeños
por colisión y terminan como
meteoritos.
Los futuros planetas gigantes absorben el
hidrogeno y otro material ligero proveniente de las
partes interiores del sistema solar

12. Evolución de la Tierra
Distribución de la materia en la Tierra
GM
g= 2 G = 6,67 ⋅ 10 −8 cm 3 / g ⋅ s 2
R
4π 3
3 g
M = R ρ ρ=
3 4 πGR
ρ = 5,5 g / cm 3
ρ corteza = 2.7 − 3.0 g / cm 3

13. Proceso de diferenciación
La Tierra se calienta en la etapa temprana por
colisiones con planetisimas (la energía cinética se
transforma en parte en calor).
Presencia de los elementos radioactivos (que empiezan a
acumularse en el nucleo) lleva al calentamiento adicional
de la Tierra (desde adentro).

15. Estructura interna de la Tierra
Las ondas sísmicas nos
han revelado el interior
del planeta
Andrija Mohorovicic 1909 superficie de
Moho
Joseph Barrel 1914 existencia de la
astenoesfera
Inge Lehman 1936 el nucleo interno es
sólido
Beno Gutenberg
Arthur Holmes 1946 la parte superior del
núcleo tiene propiedades de un liquido

16. Tomografía sísmica
Don Anderson
Adam Dziewonski años 80
La Tierra no tiene simetría esférica
dentro de su interior.

17. Teoría de las placas tectónicas
XVII Francis Bacon notó la semejanza en la
forma de las costas de América y de África.
1858 Centinio Snider similitud de
bosques paleozoicos en ambos
continenes.
1912 Alfred Wegener “Die
Entstehung Der Kontinente Und
Ozeane”
Los años 60 Harry Hess
y Robert Dietz –
hipótesis de spreading

18. Evidencias sobre
el movimiento de las placas
No existe el fondo oceanico más antiguo que 180 millones de años

19. Detección del Movimiento de las placas
Estudio histórico de lavas
(Fred Wine y Drum Mattues)
Radiotelescopios
GPS