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Origen y estructura de nuestro planeta

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Información curricular

Nivel: 16-17 años Asignatura: Biología y Geología
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Contenidos

El origen del universo: Big Bang

En cosmología, se entiende por Big Bang,​ también llamada la Gran Explosión (término proveniente del astrofísico Fred Hoyle a modo de burla de la teoría​) y originalmente como Átomo primigenio (término del astrofísico y sacerdote Georges Lemaître),5​ el principio del universo, es decir, el punto inicial en el que se formó la materia, el espacio y el tiempo. De acuerdo con el modelo cosmológico estándar, el Big Bang tuvo lugar hace unos 13 800 millones de años.

Para entenderlo, uno debe imaginarse el desarrollo del universo en expansión en sentido temporal inverso retrocediendo hacia el pasado, donde el universo se va haciendo cada vez más pequeño pero la cantidad de materia es la misma, de manera que la densidad va aumentando hasta llegar al punto en el que la densidad de materia y energía se hace infinita y obviamente, superior a la densidad de Planck.​

Las teorías sobre el Big Bang no describen, en realidad, este hecho en sí, sino de la evolución del universo temprano en un rango temporal que abarca desde un tiempo de Planck (aprox. 10−43 segundos) después del Big Bang hasta entre 300 000 y 400 000 años más tarde, cuando ya se empezaban a formar átomos estables y el universo se hizo transparente.​ Después del Big Bang, ya no formando parte de la teoría, el universo sufrió un progresivo enfriamiento y expansión que su desarrollo posterior fue determinado por procesos que podemos observar en la física de partículas. Tampoco se sabe científicamente si el universo seguirá expandiéndose indefinidamente (Big Rip) o bien colapsaría debido a la atracción gravitatoria (Big Crunch).

Georges Lemaître 1930s.jpg
Georges Lemaître

Desde que Georges Lemaître observó por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansión debería remontarse en el tiempo hasta un único punto de origen, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica. Si bien la comunidad científica una vez estuvo dividida en partidarios de dos teorías diferentes sobre el universo en expansión, la del Big Bang, y la teoría del estado estacionario, defendida por Fred Hoyle, la acumulación de evidencia observacional favorece fuertemente a la primera, que ahora es esencialmente universalmente aceptado.

En 1929, a partir del análisis de corrimiento al rojo de las galaxias, Edwin Hubble concluyó que las galaxias se estaban distanciando, lo que es una prueba observacional importante consistente con la hipótesis de un universo en expansión. En 1964 se descubrió la radiación de fondo cósmico de microondas, lo que es también una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teoría predijo la existencia de la radiación de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Más recientemente, las mediciones del corrimiento al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando, aceleración atribuida a la energía oscura.​ Las leyes físicas conocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las características en detalle del universo del pasado en un estado inicial de extrema densidad y temperatura​

La teoría del Big Bang es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del universo y su posterior evolución a gran escala.​ Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y temperatura y luego se expandió.​ Si las leyes conocidas de la física se extrapolan más allá del punto donde son válidas, encontramos una singularidad. Mediciones modernas datan este momento hace aproximadamente 13 800 millones de años, que sería por tanto la edad del universo. Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales se unieron más tarde debido a la gravedad, para formar estrellas y galaxias. A mediados del siglo XX, tres astrofísicos británicos, Stephen Hawking, George F. R. Ellis y Roger Penrose, prestaron atención a la teoría de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras nociones del tiempo. En 1968 y 1979 publicaron artículos en que extendieron la teoría de la relatividad general de Einstein para incluir las mediciones del tiempo y el espacio.​ De acuerdo con sus cálculos, el tiempo y el espacio tuvieron un inicio finito que corresponde al origen de la materia y la energía.

El universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.

Atmósfera

La atmósfera es la capa de gas de un cuerpo celeste. Los gases son atraídos por la gravedad del cuerpo, y se mantienen en él si la gravedad es suficiente y no es barrida completamente por el viento solar.

Troposfera

Está situada a unos 10 o 12 km de la superficie terrestre. Es la capa en la que se producen los movimientos horizontales y verticales del aire que son provocados por los vientos y otros fenómenos atmosféricos como las nubes, lluvias, cambios de temperatura

Estratosfera

Es la capa que se encuentra entre los 10 km y los 50 km de altura. Los gases se encuentran separados formando capas o estratos de acuerdo a su peso. Una de ellas es la capa de ozono que protege a la Tierra del exceso de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Las cantidades de oxígeno y dióxido de carbono son casi nulas y aumenta la proporción de hidrógeno. Actúa como regulador de la temperatura, siendo en su parte inferior cercana a los –60 °C y aumentando con la altura hasta los 10 o 17 °C. Su límite superior es la estratopausa.

Mesosfera

En esta capa la temperatura disminuye hasta los –70 °C conforme aumenta su altitud. Se extiende desde la estratopausa (zona de contacto entre la estratosfera y la mesosfera) hasta una altura de unos 80 km, donde la temperatura vuelve a descender hasta unos –80 °C o –90 °C. Su límite superior es la mesopausa.

Termosfera

Es la capa que se encuentra entre los 90 y los 400 kilómetros de altura. En ella existen capas formadas por átomos cargados eléctricamente, llamados iones. Al ser una capa conductora de electricidad es la que posibilita las transmisiones de radio y televisión por su propiedad de reflejar las ondas electromagnéticas. El gas predominante es el nitrógeno. Su temperatura aumenta desde los –76 °C hasta llegar a 1500 °C. Su límite superior es la termopausa o ionopausa.

Exosfera

Es la capa en la que los gases poco a poco se dispersan hasta que la composición es similar a la del espacio exterior. Es la última capa de la atmósfera, se localiza por encima de la termosfera, aproximadamente a unos 580 km de altitud, en contacto con el espacio exterior, donde existe prácticamente el vacío. Es la región atmosférica más distante de la superficie terrestre. En esta capa la temperatura no varía y el aire pierde sus cualidades.

Su límite con el espacio llega en promedio a los 10 000 km, por lo que la exosfera está contenida en la magnetosfera (500-60 000 km), que representa el campo magnético de la Tierra. En esa región, hay un alto contenido de polvo cósmico que cae sobre la Tierra y que hace aumentar su peso en unas 20 000 toneladas. Es la zona de tránsito entre la atmósfera terrestre y el espacio interplanetario y en ella se localizan los satélites artificiales de órbita polar. En la exosfera, el concepto popular de temperatura desaparece, ya que la densidad del aire es casi despreciable; además contiene un flujo o bien llamado plasma, que es el que desde el exterior se le ve como los Cinturones de Van Allen. Aquí es el único lugar donde los gases pueden escapar ya que la influencia de la fuerza de la gravedad no es tan grande. En ella la ionización de las moléculas determina que la atracción del campo magnético terrestre sea mayor que la del gravitatorio (de ahí que también se la denomina magnetosfera). Por lo tanto, las moléculas de los gases más ligeros poseen una velocidad media que les permite escapar hacia el espacio interplanetario sin que la fuerza gravitatoria de la Tierra sea suficiente para retenerlas. Los gases que así se difunden en el vacío representan una pequeñísima parte de la atmósfera terrestre.

Capas de la atmósfera

Capas de la Tierra

La estructura de la Tierra se puede definir de dos maneras: por propiedades mecánicas como la reología, o químicamente.

  • Mecánicamente: litosfera, astenosfera, manto mesosférico, núcleo externo y núcleo interno.
  • Químicamente: corteza, manto superior, manto inferior, núcleo externo y núcleo interno.

Corteza

Capas terrestres

La corteza terrestre varía de 5–70 kilómetros (3.1–43.5 mi)​ en profundidad y es la capa más externa. Las partes delgadas son la corteza oceánica, que subyace en las cuencas oceánicas (5–10  km) y están compuestas de rocas ígneas densas (máficas) de silicatos de magnesio y hierro, como el basalto. La corteza más gruesa es la corteza continental, que es menos densa y está compuesta de rocas de silicatos de aluminio-potasio-sodio (félsicas), como el granito. Antiguamente las rocas de la corteza se dividían en dos categorías principales: sial y sima (Suess, 1831-1914). Se estima que el sima comienza alrededor de los 11 km por debajo de la discontinuidad de Conrad (una discontinuidad de segundo orden). El manto superior junto con la corteza constituye la litosfera. El límite corteza-manto ocurre como dos eventos físicamente diferentes. Primero, hay una discontinuidad en la velocidad sísmica, que se conoce más comúnmente como la discontinuidad de Mohorovičić o Moho. Se cree que la causa del Moho es un cambio en la composición de la roca de rocas que contienen el feldespato plagioclasa (arriba) a rocas que no contienen feldespatos (abajo). En segundo lugar, en la corteza oceánica, existe una discontinuidad química entre los acumulados ultramáficos y las harzburgitas tectonizadas, que se ha observado desde partes profundas de la corteza oceánica que se han obducido sobre la corteza continental y se han conservado como secuencias de ofiolita.

Muchas rocas que ahora forman la corteza terrestre se formaron hace menos de 100 millones (1 ×108) años atrás; sin embargo, los granos minerales más antiguos conocidos tienen aproximadamente 4.400 millones (4.4 ×109) años, lo que indica que la Tierra ha tenido una corteza sólida durante al menos 4.400 millones de años.

Manto

Estructura interna de la Tierra

El manto terrestre se extiende hasta una profundidad de 2,890 km, por lo que es la capa más gruesa de la Tierra.​ El manto se divide en manto superior e inferior,​ que están separados por la zona de transición. La parte más baja del manto al lado del límite núcleo-manto se conoce como capa d” (pronunciado «de doble prima»).​ La presión en el fondo del manto es ≈140 G Pa (1.4 M atm).1 El manto está compuesto de rocas de silicato que son ricas en hierro y magnesio en relación con la corteza suprayacente.​ Aunque es sólido, las altas temperaturas dentro del manto hacen que el material de silicato sea lo suficientemente dúctil como para que pueda fluir en escalas de tiempo muy largas.​ La convección del manto se expresa en la superficie a través de los movimientos de las placas tectónicas. Como hay una presión intensa y creciente a medida que uno viaja más profundamente en el manto, la parte inferior del manto fluye con menos facilidad que el manto superior (los cambios químicos dentro del manto también pueden ser importantes). La viscosidad del manto varía entre 10 21 y 10 24 Pa·s, dependiendo de la profundidad.​ En comparación, la viscosidad del agua es de aproximadamente 10 −3 Pa·s y la del tono es de 10 7 Pa·s. La fuente de calor que impulsa la tectónica de placas es el calor primordial que queda de la formación del planeta, así como la desintegración radiactiva de uranio, torio y potasio en la corteza terrestre y el manto.

Núcleo

El núcleo interno fue descubierto en 1936 por Inge Lehmann y generalmente se cree que está compuesto principalmente de hierro y algo de níquel. Como esta capa puede transmitir ondas de corte (ondas sísmicas transversales), debe ser sólida. La evidencia experimental a veces ha sido crítica de los modelos de cristal del núcleo.​ Otros estudios experimentales muestran una discrepancia bajo alta presión: los estudios de yunque de diamante (estáticos) a presiones centrales producen temperaturas de fusión que son aproximadamente 2000 K por debajo de los de estudios de láser de choque (dinámico). Los estudios con láser crean plasma, y los resultados sugieren que las condiciones limitantes del núcleo interno dependerán de si el núcleo interno es un sólido o es un plasma con la densidad de un sólido. Esta es un área de investigación activa.

En las primeras etapas de la formación de la Tierra hace unos 4600 millones de años, la fusión habría provocado que sustancias más densas se hundieran hacia el centro en un proceso llamado diferenciación planetaria (véase también la catástrofe del hierro), mientras que los materiales menos densos habrían migrado a la corteza. Por lo tanto, se cree que el núcleo está compuesto en gran parte de hierro (80%), junto con níquel y uno o más elementos ligeros, mientras que otros elementos densos, como el plomo y el uranio, son demasiado raros para ser significativos o tienden a unirse al encendedor. elementos y así permanecen en la corteza (ver materiales felsicos). Algunos han argumentado que el núcleo interno puede tener la forma de un solo cristal de hierro.

En condiciones de laboratorio, una muestra de aleación de hierro y níquel se sometió a presiones similares al agarre en un tornillo de banco entre 2 puntas de diamante (celda de yunque de diamante) y luego se calentó a aproximadamente 4000 K. La muestra se observó con rayos X, y Apoyó firmemente la teoría de que el núcleo interno de la Tierra estaba hecho de cristales gigantes que corrían de norte a sur.

El núcleo externo líquido rodea el núcleo interno y se cree que está compuesto de hierro mezclado con níquel y trazas de elementos más ligeros.

La especulación reciente sugiere que la parte más interna del núcleo está enriquecida en oro, platino y otros elementos siderófilos.

Créditos

Texto: wikipedia

Imagen:

  • De U.S. govt. - http://history.nasa.gov/ap08fj/photos/a/as08-16-2593.jpghttp://history.nasa.gov/ap08fj/photos/a/as08-16-2593hr.jpg (Higher resolution 411 kB), Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=99085
  • De NASA, Ryan Kaldari, adaptation to Spanish: Luis Fernández García, wiping WMAP: Basquetteur - File:Evolución Universo WMAP.jpg, File:CMB Timeline300 no WMAP.jpg, Original version: NASA, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=43171784
  • De Desconocido - https://i.pinimg.com/originals/d9/37/6b/d9376b98145ce554b17179249bc84b2a.jpg, Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=80464911
  • De No machine-readable author provided. Indolences assumed (based on copyright claims). - No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims)., Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1492822
  • De Vectorized and translated from the English version by Jeremy Kemp. Based on elements of an illustration by USGS. http://pubs.usgs.gov/publications/text/inside.html - Trabajo propio, Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2150547
  • By Kelvinsong - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=23966175

Contenidos

El origen del universo: Big Bang

En cosmología, se entiende por Big Bang,​ también llamada la Gran Explosión (término proveniente del astrofísico Fred Hoyle a modo de burla de la teoría)​ y originalmente como Átomo primigenio (término del astrofísico y sacerdote Georges Lemaître),5​ el principio del universo, es decir, el punto inicial en el que se formó la materia, el espacio y el tiempo. De acuerdo con el modelo cosmológico estándar, el Big Bang tuvo lugar hace unos 13 800 millones de años.

Para entenderlo, uno debe imaginarse el desarrollo del universo en expansión en sentido temporal inverso retrocediendo hacia el pasado, donde el universo se va haciendo cada vez más pequeño pero la cantidad de materia es la misma, de manera que la densidad va aumentando hasta llegar al punto en el que la densidad de materia y energía se hace infinita y obviamente, superior a la densidad de Planck.​

Las teorías sobre el Big Bang no describen, en realidad, este hecho en sí, sino de la evolución del universo temprano en un rango temporal que abarca desde un tiempo de Planck (aprox. 10−43 segundos) después del Big Bang hasta entre 300 000 y 400 000 años más tarde, cuando ya se empezaban a formar átomos estables y el universo se hizo transparente.​ Después del Big Bang, ya no formando parte de la teoría, el universo sufrió un progresivo enfriamiento y expansión que su desarrollo posterior fue determinado por procesos que podemos observar en la física de partículas. Tampoco se sabe científicamente si el universo seguirá expandiéndose indefinidamente (Big Rip) o bien colapsaría debido a la atracción gravitatoria (Big Crunch).

Georges Lemaître 1930s.jpg
Georges Lemaître

Desde que Georges Lemaître observó por primera vez, en 1927, que un universo en permanente expansión debería remontarse en el tiempo hasta un único punto de origen, los científicos se han basado en su idea de la expansión cósmica. Si bien la comunidad científica una vez estuvo dividida en partidarios de dos teorías diferentes sobre el universo en expansión, la del Big Bang, y la teoría del estado estacionario, defendida por Fred Hoyle, la acumulación de evidencia observacional favorece fuertemente a la primera, que ahora es esencialmente universalmente aceptado.

En 1929, a partir del análisis de corrimiento al rojo de las galaxias, Edwin Hubble concluyó que las galaxias se estaban distanciando, lo que es una prueba observacional importante consistente con la hipótesis de un universo en expansión. En 1964 se descubrió la radiación de fondo cósmico de microondas, lo que es también una prueba crucial en favor del modelo del Big Bang, ya que esta teoría predijo la existencia de la radiación de fondo en todo el universo antes de ser descubierta. Más recientemente, las mediciones del corrimiento al rojo de las supernovas indican que la expansión del universo se está acelerando, aceleración atribuida a la energía oscura.​ Las leyes físicas conocidas de la naturaleza pueden utilizarse para calcular las características en detalle del universo del pasado en un estado inicial de extrema densidad y temperatura

La teoría del Big Bang es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del universo y su posterior evolución a gran escala.​ Afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y temperatura y luego se expandió.​ Si las leyes conocidas de la física se extrapolan más allá del punto donde son válidas, encontramos una singularidad. Mediciones modernas datan este momento hace aproximadamente 13 800 millones de años, que sería por tanto la edad del universo. Después de la expansión inicial, el universo se enfrió lo suficiente para permitir la formación de las partículas subatómicas y más tarde simples átomos. Nubes gigantes de estos elementos primordiales se unieron más tarde debido a la gravedad, para formar estrellas y galaxias. A mediados del siglo XX, tres astrofísicos británicos, Stephen Hawking, George F. R. Ellis y Roger Penrose, prestaron atención a la teoría de la relatividad y sus implicaciones respecto a nuestras nociones del tiempo. En 1968 y 1979 publicaron artículos en que extendieron la teoría de la relatividad general de Einstein para incluir las mediciones del tiempo y el espacio.​ De acuerdo con sus cálculos, el tiempo y el espacio tuvieron un inicio finito que corresponde al origen de la materia y la energía.

El universo ilustrado en tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal.

Atmósfera

La atmósfera es la capa de gas de un cuerpo celeste. Los gases son atraídos por la gravedad del cuerpo, y se mantienen en él si la gravedad es suficiente y no es barrida completamente por el viento solar.

Troposfera

Está situada a unos 10 o 12 km de la superficie terrestre. Es la capa en la que se producen los movimientos horizontales y verticales del aire que son provocados por los vientos y otros fenómenos atmosféricos como las nubes, lluvias, cambios de temperatura

Estratosfera

Es la capa que se encuentra entre los 10 km y los 50 km de altura. Los gases se encuentran separados formando capas o estratos de acuerdo a su peso. Una de ellas es la capa de ozono que protege a la Tierra del exceso de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Las cantidades de oxígeno y dióxido de carbono son casi nulas y aumenta la proporción de hidrógeno. Actúa como regulador de la temperatura, siendo en su parte inferior cercana a los –60 °C y aumentando con la altura hasta los 10 o 17 °C. Su límite superior es la estratopausa.

Mesosfera

En esta capa la temperatura disminuye hasta los –70 °C conforme aumenta su altitud. Se extiende desde la estratopausa (zona de contacto entre la estratosfera y la mesosfera) hasta una altura de unos 80 km, donde la temperatura vuelve a descender hasta unos –80 °C o –90 °C. Su límite superior es la mesopausa.

Termosfera

Es la capa que se encuentra entre los 90 y los 400 kilómetros de altura. En ella existen capas formadas por átomos cargados eléctricamente, llamados iones. Al ser una capa conductora de electricidad es la que posibilita las transmisiones de radio y televisión por su propiedad de reflejar las ondas electromagnéticas. El gas predominante es el nitrógeno. Su temperatura aumenta desde los –76 °C hasta llegar a 1500 °C. Su límite superior es la termopausa o ionopausa.

Exosfera

Es la capa en la que los gases poco a poco se dispersan hasta que la composición es similar a la del espacio exterior. Es la última capa de la atmósfera, se localiza por encima de la termosfera, aproximadamente a unos 580 km de altitud, en contacto con el espacio exterior, donde existe prácticamente el vacío. Es la región atmosférica más distante de la superficie terrestre. En esta capa la temperatura no varía y el aire pierde sus cualidades.

Su límite con el espacio llega en promedio a los 10 000 km, por lo que la exosfera está contenida en la magnetosfera (500-60 000 km), que representa el campo magnético de la Tierra. En esa región, hay un alto contenido de polvo cósmico que cae sobre la Tierra y que hace aumentar su peso en unas 20 000 toneladas. Es la zona de tránsito entre la atmósfera terrestre y el espacio interplanetario y en ella se localizan los satélites artificiales de órbita polar. En la exosfera, el concepto popular de temperatura desaparece, ya que la densidad del aire es casi despreciable; además contiene un flujo o bien llamado plasma, que es el que desde el exterior se le ve como los Cinturones de Van Allen. Aquí es el único lugar donde los gases pueden escapar ya que la influencia de la fuerza de la gravedad no es tan grande. En ella la ionización de las moléculas determina que la atracción del campo magnético terrestre sea mayor que la del gravitatorio (de ahí que también se la denomina magnetosfera). Por lo tanto, las moléculas de los gases más ligeros poseen una velocidad media que les permite escapar hacia el espacio interplanetario sin que la fuerza gravitatoria de la Tierra sea suficiente para retenerlas. Los gases que así se difunden en el vacío representan una pequeñísima parte de la atmósfera terrestre.

Capas de la atmósfera

Capas de la Tierra

La estructura de la Tierra se puede definir de dos maneras: por propiedades mecánicas como la reología, o químicamente.

  • Mecánicamente: litosfera, astenosfera, manto mesosférico, núcleo externo y núcleo interno.
  • Químicamente: corteza, manto superior, manto inferior, núcleo externo y núcleo interno.

Corteza

Capas terrestres

La corteza terrestre varía de 5–70 kilómetros (3.1–43.5 mi​) en profundidad y es la capa más externa. Las partes delgadas son la corteza oceánica, que subyace en las cuencas oceánicas (5–10 km) y están compuestas de rocas ígneas densas (máficas) de silicatos de magnesio y hierro, como el basalto. La corteza más gruesa es la corteza continental, que es menos densa y está compuesta de rocas de silicatos de aluminio-potasio-sodio (félsicas), como el granito. Antiguamente las rocas de la corteza se dividían en dos categorías principales: sial y sima (Suess, 1831-1914). Se estima que el sima comienza alrededor de los 11 km por debajo de la discontinuidad de Conrad (una discontinuidad de segundo orden). El manto superior junto con la corteza constituye la litosfera. El límite corteza-manto ocurre como dos eventos físicamente diferentes. Primero, hay una discontinuidad en la velocidad sísmica, que se conoce más comúnmente como la discontinuidad de Mohorovičić o Moho. Se cree que la causa del Moho es un cambio en la composición de la roca de rocas que contienen el feldespato plagioclasa (arriba) a rocas que no contienen feldespatos (abajo). En segundo lugar, en la corteza oceánica, existe una discontinuidad química entre los acumulados ultramáficos y las harzburgitas tectonizadas, que se ha observado desde partes profundas de la corteza oceánica que se han obducido sobre la corteza continental y se han conservado como secuencias de ofiolita.

Muchas rocas que ahora forman la corteza terrestre se formaron hace menos de 100 millones (1 ×108) años atrás; sin embargo, los granos minerales más antiguos conocidos tienen aproximadamente 4.400 millones (4.4 ×109) años, lo que indica que la Tierra ha tenido una corteza sólida durante al menos 4.400 millones de años.

Manto

Estructura interna de la Tierra

El manto terrestre se extiende hasta una profundidad de 2,890 km, por lo que es la capa más gruesa de la Tierra.​ El manto se divide en manto superior e inferior,​ que están separados por la zona de transición. La parte más baja del manto al lado del límite núcleo-manto se conoce como capa d” (pronunciado «de doble prima»).​ La presión en el fondo del manto es ≈140 G Pa (1.4 M atm).1 El manto está compuesto de rocas de silicato que son ricas en hierro y magnesio en relación con la corteza suprayacente.​ Aunque es sólido, las altas temperaturas dentro del manto hacen que el material de silicato sea lo suficientemente dúctil como para que pueda fluir en escalas de tiempo muy largas.​ La convección del manto se expresa en la superficie a través de los movimientos de las placas tectónicas. Como hay una presión intensa y creciente a medida que uno viaja más profundamente en el manto, la parte inferior del manto fluye con menos facilidad que el manto superior (los cambios químicos dentro del manto también pueden ser importantes). La viscosidad del manto varía entre 10 21 y 10 24 Pa·s, dependiendo de la profundidad.​ En comparación, la viscosidad del agua es de aproximadamente 10 −3 Pa·s y la del tono es de 10 7 Pa·s. La fuente de calor que impulsa la tectónica de placas es el calor primordial que queda de la formación del planeta, así como la desintegración radiactiva de uranio, torio y potasio en la corteza terrestre y el manto.

Núcleo

El núcleo interno fue descubierto en 1936 por Inge Lehmann y generalmente se cree que está compuesto principalmente de hierro y algo de níquel. Como esta capa puede transmitir ondas de corte (ondas sísmicas transversales), debe ser sólida. La evidencia experimental a veces ha sido crítica de los modelos de cristal del núcleo.​ Otros estudios experimentales muestran una discrepancia bajo alta presión: los estudios de yunque de diamante (estáticos) a presiones centrales producen temperaturas de fusión que son aproximadamente 2000 K por debajo de los de estudios de láser de choque (dinámico). Los estudios con láser crean plasma, y los resultados sugieren que las condiciones limitantes del núcleo interno dependerán de si el núcleo interno es un sólido o es un plasma con la densidad de un sólido. Esta es un área de investigación activa.

En las primeras etapas de la formación de la Tierra hace unos 4600 millones de años, la fusión habría provocado que sustancias más densas se hundieran hacia el centro en un proceso llamado diferenciación planetaria (véase también la catástrofe del hierro), mientras que los materiales menos densos habrían migrado a la corteza. Por lo tanto, se cree que el núcleo está compuesto en gran parte de hierro (80)%, junto con níquel y uno o más elementos ligeros, mientras que otros elementos densos, como el plomo y el uranio, son demasiado raros para ser significativos o tienden a unirse al encendedor. elementos y así permanecen en la corteza (ver materiales felsicos). Algunos han argumentado que el núcleo interno puede tener la forma de un solo cristal de hierro.

En condiciones de laboratorio, una muestra de aleación de hierro y níquel se sometió a presiones similares al agarre en un tornillo de banco entre 2 puntas de diamante (celda de yunque de diamante) y luego se calentó a aproximadamente 4000 K. La muestra se observó con rayos X, y Apoyó firmemente la teoría de que el núcleo interno de la Tierra estaba hecho de cristales gigantes que corrían de norte a sur.

El núcleo externo líquido rodea el núcleo interno y se cree que está compuesto de hierro mezclado con níquel y trazas de elementos más ligeros.

La especulación reciente sugiere que la parte más interna del núcleo está enriquecida en oro, platino y otros elementos siderófilos.

Créditos

Texto: wikipedia

Imagen:

  • De U.S. govt. - http://history.nasa.gov/ap08fj/photos/a/as08-16-2593.jpghttp://history.nasa.gov/ap08fj/photos/a/as08-16-2593hr.jpg (Higher resolution 411 kB), Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=99085
  • De NASA, Ryan Kaldari, adaptation to Spanish: Luis Fernández García, wiping WMAP: Basquetteur - File:Evolución Universo WMAP.jpg, File:CMB Timeline300 no WMAP.jpg, Original version: NASA, CC0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=43171784
  • De Desconocido - https://i.pinimg.com/originals/d9/37/6b/d9376b98145ce554b17179249bc84b2a.jpg, Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=80464911
  • De No machine-readable author provided. Indolences assumed (based on copyright claims). - No machine-readable source provided. Own work assumed (based on copyright claims)., Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1492822
  • De Vectorized and translated from the English version by Jeremy Kemp. Based on elements of an illustration by USGS. http://pubs.usgs.gov/publications/text/inside.html - Trabajo propio, Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2150547
  • By Kelvinsong - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=23966175

DIDACTIC UNITS

La atmósfera terrestre (cidead)

Origen y evolución del Universo

La estructura interna de la Tierra

El Interior de la Tierra (jmarcano.com)

TO PRACTICE

Mapa Conceptual: Origen y estructura de nuestro planeta

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Temas de: biología y geología - 1º de bachillerato

Origen y estructura de nuestro planeta

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Historia geológica

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

Document class

Litosfera y tectónica de placas

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Magmatismo

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Metamorfismo y tectónica

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Sedimentogénesis: de la roca al sedimento

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Petrogénesis: del sedimento a la roca

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Seres vivos

Nivel educativo: 16-18 years old

Document class

Biodiversidad

Nivel educativo: 16-18 years old

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La célula I: organización y estructura

Nivel educativo: 16-18 years old

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La célula II: el ciclo celular

Nivel educativo: 16-18 years old

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La célula III: especialización y diferenciación

Nivel educativo: 16-18 years old

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Los animales: nutrición (I)

Nivel educativo: 16-18 years old

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Los animales: nutrición (II)

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

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Los animales: relación

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

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Los animales: sistemas nervioso y endocrino

Nivel educativo: 16-18 years old

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Los animales: reproducción

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

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Las plantas: nutrición

Nivel educativo: 16-18 years old

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Las plantas: relación y crecimiento

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

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Las plantas: reproducción

Nivel educativo: 16-18 años/Bachillerato

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