Ángel Carmelo Prieto Colorado

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1 Ángel Carmelo Prieto Colorado Física de la Materia Condensada, Cristalografía y Mineralogía. Facultad de Ciencias. Universidad de Valladolid. 1 Tutorias (Facultad de Ciencias, Despacho B204) Viernes de 09:00-11:30 horas Origen y Evolución de la Tierra Formación y estructura del Universo Sol, planetas y otros cuerpos del Sistema Solar. Formación del Sistema Solar y del planeta Tierra. Estructura y composición de la Tierra Tiempo Geológico. Métodos de Datación. Acontecimientos más destacados en la evolución de la Tierra.

2 Las características del Sistema implican: 2 1. Orbitas planetarias regulares y coplanarias (Plutón levanta 17º de la eclíptica), que implica la existencia de un disco de materia nebular entorno al Sol. 2. Rotación lenta del Sol (con el 2% del momento angular y 99% masa) Implica la contracción del Sistema a partir de una nube interestelar por gravitación. dl [ ] dt = d I(t)ω(t) dt 3. La composición química del sistema: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno con H y He, el resto de planetas con déficit en elementos ligeros y siguiendo secuencias concentración vs temperatura Li /Si; H /D HD + (H 2 O) HDO + H 2 T HDO/((H 2 O) Eficiencia

3 3 4. Similitud de los planetas con satélites. 5. Edad de diversos cuerpos del Sistema: Rocas Terrestres 3.8x10 9 años; Rocas Lunares 4.2x10 9 años; meteoritos 4.5x10 9 años. 6. Craterización debido a colisiones e impactos, considerando la actividad geológica que implica un suavizado del los efectos. El tamaño del cráter da idea de la antigüedad del planeta o satélite. 7. Los meteoritos son unas muestras excelentes procedentes de las zonas de condensación gaseosa. Por ejemplo el meteorito Allende (México, 1969) tiene relaciones isotópicas de O 2 diferentes al resto de las muestras terrestres, lunares y marcianas, dando concentraciones de Mg 26 fruto de la desintegración de Al 26, que solo se puede proceder de las explosión de una supernova.

4 4 8. Los asteroides dan información acerca de los tiempos de formación del sistema, dado que se supone su constitución en áreas próximas al Sol y están muy empobrecidos en elementos volátiles. 9. Los cometas nos dan una idea sobre las características químicas de la nebulosa primitiva 10. Debe considerarse la presencia de anillos con elementos volátiles en los planetas Gigantes. 11. La ley de Bode, que permitió predecir la posición y existencia de Neptuno y Plutón.

5 Ley de Bode; a=0.4+(0.3xk) 5

6 Las diferentes hipótesis sobre la formación del Sistema Solar se pueden englobar en dos modelos. 6 Modelo de la Uniformidad: La hipótesis más representativa es la Laplace y Kant (1755) en las cuales los planetas se forman a partir de una nube de materia interestelar capturada gravitacionalmente por un protosol existente con anterioridad. Modelo Catastrofista: Representada por Buffon (1749), que considera la colisión de una estrella con una masa protosolar que provoca mareas superficiales en un Sol, con eyección de materia que gravita entorno al Sol. Este modelo incorpora la Hipótesis Planetesimal. Existe un tercer modelo intermedio en el cual el Sol se forma como parte de un Sistema doble, en el cual una estrella se desintegra y parte de su masa gaseosa es capturada por la otra estrella dando lugar a una nube similar a la del primer modelo.

7 7 Modelo de la Uniformidad Georges'Louis+Leclerc+de+Buffon+ Lord%Kelvin% Isaac%Newton% Immanuel(Kant( Pierre%Simón%de%Laplace% Hermann'von'Helmholtz'

8 Modelo Catastrofista 8 James&Clerk&Maxwell&& Thomas'C.'Chamberlin'' Forest'Ray'Moulton'' James&Hopwood&Jeans&& Harold'Jeffreys'' Bertrand(A(W(Russell(

9 Las primeras hipótesis se agrupan entre las concepciones nebulares y catastróficas y datan de los siglos XVII y XVIII. 9 René Descartes en 1644, escribió sobre un Universo de éter y materia, lleno de vórtices de múltiples tamaños. El modelo era solo cualitativo y no explicaba la circunstancia que los objetos del Sistema Solar estuvieran prácticamente en un mismo plano. En 1685, Isaac Newton publica la Ley de Gravitación Universal que servirá de instrumento para posteriores desarrollos teóricos, pero sus preceptos religiosas le impiden dar un modelo científico del S. Solar. Swedenborg en 1734 da la primera referencia de la hipótesis nebular. En 1745, Georges-Louis Leclerc de Buffon expuso en su libro De la formation des planetes la primera teoría catastrófica al sugerir la creación del S. Solar a partir de la colisión entre el Sol y un cometa.

10 Hipótesis cronológicas sobre la formación del Sistema Solar: 10 Nebular de Kant - Laplace Meteorítica de Lockyer Caótica de Ligondes Panspermia de Arrhenius Planetesimal de Chamberlin - Moulton Captura de See Marea de Jeans - Jeffreys Colisional de Lyttleton Etegórica de Alfvén Catastrófica de Hoyle Turbulencia de Weizsacker Cosmoquímica de Urey Nebular de Hoyle

11 Nebular de Kant - Laplace 11 Immanuel Kant en 1754 presenta la primera teoría moderna sobre el origen del Sistema Solar. El cual surgió de una nebulosa protosolar que se fue condensando. Los pequeños grumos fueron adquiriendo rotación y se fueron asociando para constituir conglomerados de materia, que posteriormente serian los planetas. La hipótesis de Kant no explica dos aspectos importantes del S. Solar: a) El proceso de aglomeración para constituir los planetas, haría que girasen en sentido retrógrado, por efecto de la fuerza gravitatoria. b) No explica como una nebulosa con gases y polvo en estado caótico, adquiere movimiento de rotación. Pierre Simon de Laplace en 1796, describe que el Sistema Solar surgió a partir de una nebulosa primitiva de naturaleza incandescente con una condensación central y rodeada por una atmósfera extensa y muy tenue.

12 Por efecto de la fuerza centrífuga, se desprende materia que 12 constituyeron anillos en equilibrio inestable, que se fragmentaron y posteriormente se condensando en puntos, para constituir los planetas. La hipótesis de Laplace adolece de las deficiencias de Kant, pero explica muy bien otros aspectos. Entre sus deficiencias se encuentra: a) No explica el mecanismo de condensación de los planetas. Cada anillo al separarse, continuaría girando en torno al astro central. b) No explica el mecanismo de disgregación de la nebulosa en anillos concéntricos, para posteriormente constituir los planetas. c) No respeta el principio de conservación del momento angular. d) No puede explicar la distribución del momento angular del S. Solar. Entre sus aciertos: a) Explica la coplanaridad de órbitas planetarias con el plano ecuatorial del Sol. b) La baja excentricidad (circunferencias) de las órbitas planetarias. c) Las diferencias entre los planetas terrestres y gaseosos.

13 La hipótesis de Kant-Laplace fue aceptada de modo general hasta 1859, cuando James Clerk Maxwell, al analizar los anillos de Saturno, llegó a la conclusión de que un anillo constituido por gas y polvo sólo podría condensarse en una acumulación de pequeñas partículas y nunca podría formar un cuerpo sólido, debido a que las fuerzas gravitatorias fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación. 13 En 1889, el astrónomo francés Herve Faye retoca la hipótesis de Kant- Laplace para explicar la diferencia en el sentido de giro de los planetas. Supone una masa esférica nebulosa con movimiento de rotación como un todo. Posteriormente, por efecto de la condensación, las regiones más exteriores formaron anillos que se fueron quedando rezagados con respecto a la rotación de la condensación central. Los planetas más interiores, adquirieron su rotación en el mismo sentido de su movimiento de translación. La mejora de Faye, tampoco explica los diferentes ángulos de inclinación de los ejes de giro de los planetas.

14 Meteorítica de Lockyer 14 En 1890, Joseph Norman Lockyer expone la existencia de enjambres meteóricos que por gravedad y colisiones, se fueron concentrando para formar los planetas. Los choques generan un incremento de temperatura, con la consiguiente emisión de gases, como H y He. El incremento de temperatura da lugar a los protometales y cuando comienza a descender y se da la condensación y formación planetaria. Esta hipótesis presupone la poco demostrable existencia de un inmenso enjambre meteorítico de consistencia sólida. Caótica de Ligondes En 1897, R. Du Ligondes escribió que todo el Universo era un caos, dentro del cual las partículas de la materia prima se desplazaban en todas direcciones y estaban sujetas a las atracciones mutuas. Según su teoría, el orden de formación de los planetas sería Júpiter, Neptuno, Urano, Saturno, Tierra, Marte, Venus y Mercurio.

15 Panspermia de Arrhenius 15 En 1903, Svante Arrhenius supone que los astros no son entes extraños entre sí, separados por inmensos vacíos y sin más relaciones que sus atracciones y radiaciones. Intercambian electricidad, materia y hasta gérmenes vivientes. Esta conclusión de Arrhenius condujo a darle el nombre a su hipótesis como de exogénesis o panspermia. El Universo es una máquina térmica con fases calientes (estrellas) y frías (nebulosas). Planetesimal de Chamberlin - Moulton En 1905, Chamberlin y Moulton propusieron el origen de los planetas como resultado de una eyección de masa del Sol, ocasionada por el tránsito de una estrella. La masa arrancada se condensó en pequeños grumos de materia denominados planetesimales, que al condensarse constituyen los planetas. El material que no logró condensarse reduce la excentricidad de las órbitas. Plantea que el gran momento angular de los planetas se debe a la aceleración impuesta por el paso de la estrella. También se conoce con el nombre de Hipótesis Eruptiva.

16 Captura de See 16 En 1910 Thomas See, formula la hipótesis de que los planetas son astros capturados por el Sol y de manera análoga, los satélites por los planetas. Las resistencias a la captura, producidas por las atmósferas planetarias, obligan a que las órbitas originarias de los satélites pasasen a ser elipses de escasa excentricidad. La coplanaridad de las órbitas con el ecuador solar, implica una nebulosa lenticular, de modo que solo tenían probabilidades de ser capturados por el Sol, aquellos astros que coplanarios a la nebulosa lenticular. Falla al ser poco probable que existan mundos errantes que sean capturados por el Sol. Marea de Jeans - Jeffreys Es una variante de las Teorías catastrofistas. Supone el paso de una estrella perturbadora que produce una sola erupción de materia con aspecto de huso, más estrecha en los extremos que en el centro, y cuyas dimensiones eran las del S. Solar actual. Este filamento gaseoso era inestable, y al enfriarse la materia constituyente fue separándose en varias regiones independientes, y cada región da lugar a un planeta.

17 Colisional de Lyttleton 17 En 1936 Raymond Arthur Lyttleton especuló sobre una colisión entre tres estrellas. El Sol era un sistema binario que interactua con otra estrella y provoca la eyección de la binaria del Sol con desprendimiento de materia de la cual se forman los planetas. Lyman Spitzer en 1939 demostró que un material proyectado del Sol, en cualquier circunstancia tendría una temperatura tan elevada, que no podría condensarse en planetesimales, y se expandiría en forma de un gas tenue. Esta demostración dio un duro golpe a las teorías catastróficas sobre el origen del Sistema Solar. Etegórica de Alfvén Es la teoría poco convencional del ambiplasma del año Parte de una mezcla equitativa de materia y antimateria -ambiplasma- que se separo de modo natural cuando ocurrieron las reacciones de aniquilación con desprendimiento de gran energía. En este concepto, el Universo siempre ha existido (preexiste) y no posee un punto común de origen.

18 Catastrófica de Hoyle En 1944, Fred Hoyle sugirió una nueva versión catastrófica. Una estrella cercana al Sol estalló en tiempos remotos en forma de una Nova o una Supernova. La gran cantidad de materia expelida al espacio fue capturada por la fuerza gravitatoria del Sol, produciéndose un filamento extenso, que posteriormente se condensó en los planetas. 18 Turbulencia de Weizsacker Data de 1945 y parte del Sol rodeado de una nebulosa de la misma composición química, que por efecto de la rotación se convierte en un disco con una masa del 10% de la masa solar. Las partículas de la nube de gases y polvo se desplazan de manera descoordinada y debido a estos movimientos, comienzan a aparecer remolinos y turbulencias, que sustraen al Sol parte del momento angular. Donde dos remolinos se juntan, surge una acumulación de partículas, las cuales atraen otras partículas y se mantienen unidas en zonas específicas. Así pues, los remolinos giran en torno a un torbellino central. Del torbellino central surge el Sol, y de los demás torbellinos que giran a su alrededor, en un proceso de 100x10 6 años, se constituyen los planetas.

19 Weizsacker supone que los elementos de masa en rotación alrededor del Sol describirían elipses con poca excentricidad, formando torbellinos con un momento angular dependiente de su excentricidad. Al no poder oponerse a la fuerza de gravedad el Sol, la velocidad de los torbellinos esta condicionada por su distancia de él. 19 La teoría de Wiezsacker plantea que los planetas surgen de una nebulosa aplanada en donde los gases y polvo forman movimientos de rotación contrapuestos en anillos concéntricos al Sol. En el año 1950 Gerard Kuiper observó que la hipótesis de Weizsacker podría ponerse en relación con el movimiento de turbulencia del disco, sugiriendo la posibilidad de que en la nebulosa se produzcan fenómenos de inestabilidad gravitacional que provocarían el proceso de condensación. Sin embargo, Kuiper precisó la imposibilidad de esta hipótesis debido a que la pérdida de gas en los protoplanetas mayores sería muy escasa, en un lapso de tiempo equivalente a la edad del Sistema Solar, por lo que la atmósfera de la Tierra debería tener mayor cantidad de gases pesados de los que posee en la actualidad.

20 Cosmoquímica de Urey 20 En 1952 el químico Harold Clayton Urey (descubridor del D en 1931), elaboró una tabla de abundancias cósmicas, partiendo de los análisis mineralógicos y químicos de meteoritos. La hipótesis no explica las regularidades observadas en el Sistema Solar. Trata de aspectos químicos necesarios para formar los meteoritos. Su estudio, fija que la fuente de calor más importante en la evolución del Sistema Solar puede haber sido el Al 26, producido en la nebulosa solar primitiva. La hipótesis formuló que el Sol se formo por condensación de materia interestelar de una inmensa nebulosa. Algunas zonas de la misma se tornaron inestables desde el punto de vista gravitatorio y pasaron a constituir los protoplanetas. Procesos de fragmentación y asociación posterior dieron luz a los planetas. Es susceptible a muchas críticas, dado que no contempla las regularidades del Sistema Solar, pero atiende aspectos de su historia física y química.

21 Nebular de Hoyle 21 Se parte de una nebulosa muy grande, que al contraerse la materia lo harían también las líneas de fuerza del campo magnético y giraría cada vez más rápido. De esta manera se separan los anillos de materia que formarán los planetas. Pero las líneas de fuerza magnéticas, como cuerdas elásticas, al deformarse por la formación de planetas frenan al Sol y aceleraran a los planetas. La teoría exige una temperatura inicial no demasiado elevada. Se complementa con el modelo de Alfvén donde las fuerzas electromagnéticas del Sol provocan condensaciones para que alrededor de ellas se formen, por gravedad, los planetas.

22 Hipótesis actual de la formación del Sistema Solar 22 Hay estrellas muy masivas que por su enorme gravedad, al final de su vida, colapsan sobre si mismas y explotan como supernovas, formando una nebulosa rica en elementos pesados. Estos remanentes se expanden a velocidades superiores a los Km/s. Nebulosa del Cangrejo (M1) Remanente de Supernova Esta nube de gas y polvo se enfría y la fuerza de gravedad hace que se inicie un proceso de condensación -colapso gravitatorio- y su duración depende de la masa de la nube. Para una nube con la masa del Sol, el colapso dura unos 10x10 6 años.

23 23 A medida que se produce el colapso, la temperatura del centro de la nube aumenta como consecuencia del aumento de presión. Se forma una protoestrella: una masa de hidrógeno con un tamaño de unas 50 veces el diámetro del Sol, con una temperatura superficial de unos K. Nube en colapso gravitatorio. Pilares de creación. Nebulosa del Aguila.

24 24 Sistema NGC 1333-IRAS 4B en Perseo Hacia el centro, los átomos del gas se compactan de tal forma, que la temperatura comienza a incrementarse de manera brusca. Al alcanzar los K, los átomos de H se fusionan en D: la nube ya produce energía pero todavía la suficiente para frenar la contracción gravitacional y no se ha conformado la estrella central. Se produce un jet bipolar perpendicular al plano ecuatorial del sistema y se separa parte de la masa interestelar nebular girando en una corona o disco aplanado entorno al centro del sistema. Cuando se alcanza los 15x10 6 K, el H se fusiona en He: la estrella se enciende en el centro de la nebulosa y comienza a modelar su sistema planetario. La estrella modela el sistema planetario

25 25 Los poderosos vientos de la estrella y la presión de la radiación de la estrella, expele los gases y polvo de los restos residuales de la nebulosa primitiva. La estrella limpia su entorno Parte de la sustancia de polvo que se evaporó en la fase de la formación del protosol, retorna al disco en forma de gas y reinicia su proceso de condensación. Esta materia constituirá los condritos normales, que encontramos en la actualidad en los meteoritos que impactan sobre la Tierra. Inicio del proceso de acreción

26 26 Los vientos solares y la presión de radiación expelen los elementos livianos Mecanismo de acreción de os planetesimales Por efecto gravitatorio, los elementos pesados de la nebulosa original se condensan en la proximidad solar, mientras que los elementos livianos se repliegan hacia el exterior del disco de acreción. Mediante el proceso de acreción (unión por colisión), el polvo y gas de la nebulosa originaria forma grumos de materia que debido a inestabilidades gravitacionales, constituyen pequeños cuerpos de baja densidad, con tamaños menores a 10 Km, conocidos con el nombre de planetesimales.

27 27 Etapa colisional del Sistema Solar Los mecanismos de acreción continúan, dando origen a cuerpos mayores (de unos 100 Km). Algunos de estos cuerpos formados por acreción, pasan a constituir los núcleos de los planetas. La fuerza gravitatoria ejercida por estos núcleos, captura los gases nebulares que posteriormente formarían los planetas Júpiter y Saturno. Se inicia la fase colisional en nuestro Sistema Solar. Mientras los cuerpos se encuentran en estado plasmático, la colisión agrega materia que asume la forma esférica Los planetas rocosos son masas de rocas incandescentes en su superficie

28 28 Producida la corteza en los planetas rocosos, las cicatrices de los impactos se observan en la superficie de los mismos. Los restos dispersos que permanecen, pasarán a constituir los satélites, cometas y asteroides del sistema planetario. Superficie de Mercurio. Sonda Messenger. En resumen, hace unos 4.600x10 6 años, se originó nuestro Sistema Solar, a través de la agregación de cuerpos planetesimales, compuestos esencialmente de Fe y silicatos. La nube presolar de gas y polvo, comienza a girar lentamente y contraerse sobre si misma, al tiempo que aumenta la velocidad angular del sistema. Las partículas de gas y polvo chocan, se funden y agregan dando lugar a los planetesimales, auténticos ladrillos elementales.

29 29 Esquema temporizado de la formación del Sistema Solar.

30 30

31 31

32 Formación del Sistema Solar 32

33 33 Descrita la formación del Sistema Solar y del planeta Tierra, interesa profundizar en como pudo ser la evolución de nuestro planeta desde aquellos primeros estadios hasta nuestros dias. Una forma de acercarse a este proceso de evolución es mediante un seguimiento de los procesos sucesivos del planeta, desde el punto de vista Geoquímico, a partir de constituirse como cuerpo independiente.

34 Proceso de Condensación química en el Sistema Solar 34 La Nébula Solar Primitiva (NSP) era principalmente una nube amorfa y tenue de polvo y gas, con una densidad alrededor de 10-4 gcm -3, una masa en torno a 1000 veces la masa solar actual, y a una temperatura inferior a los 27 ºC. Esto se deduce por la existencia de hidrocarburos en el interior de los Condritos. Se ha observado la existencia de hielo como núcleos de condensación, y un alto grado de oxidación de los metales en planetas y condritos. Presumiblemente la NSP contenía todos los elementos químicos, desde el Aluminio (Al) hasta el Circón (Zr), además de granos sólidos como material antiguo formado por alguna estrella previa, que fue dispersado en la Nebulosa como consecuencia de la explosión de una Supernova.

35 Proceso de Condensación química en el Sistema Solar 35 Si la densidad de la NSP hubiese sido mayor, además del actual Sol, se habrían formado una o varias estrellas adicionales. En cambio si la densidad hubiese tenido un valor inferior al indicado para nuestra Nébula, se habrían formado muchos planetas más pequeños. La Nébula primitiva amorfa evoluciona, seguramente, porque una 2ª Supernova estalla en sus proximidades. Las ondas de choque de la explosión rompen el equilibrio original, comprimiendo gas y polvo interestelar e impulsando el colapso gravitatorio de la Nébula. Esto se apoya en las anomalías isotópicas existentes en las inclusiones ricas en Al y en Mg dentro de los Condritos Carbonáceos del meteorito Allende.

36 36 En el centro de esta nube existiría una zona relativamente más densa de H y de He, el llamado ProtoSol, cuyo calentamiento, por colapso gravitacional, eventualmente hizo que prendieran las reacciones nucleares propias del Sol. Con la combustión inicial del Sol se emitiría material a un ritmo intenso, a una razón de probablemente de una masa solar por cada millón de años. Esta emisión, que hoy puede ser observada en las estrellas T-Tauri, habría barrido de los planetas interiores cualquier remanente de H y de He que hubiese quedado en la NSP. Así pues, se establece un ProtoSol y un gradiente de temperatura en el sistema: cerca del Sol las temperaturas serían tan altas que ni el Titanio (Ti), que es muy refractario, podría existir en estado sólido. No obstante, más lejos del Sol la temperatura disminuiría, teniendo lugar la condensación directamente de gas a sólido.

37 37 No se formarían gotas líquidas, pues para las fases líquidas se requieren de presiones de gas altas, de entre 100 a 1000 bares. La condensación de los sólidos a partir de una nube de gas (Gas a Sólido), sigue los mismos principios que gobiernan la cristalización de los minerales a partir de una Magma (Líquido a Sólido), y se pueden representar mediante diagramas de fase. La composición de la NSP es compleja, dado que se deben considerar elementos y sus compuestos. Un diagrama con la Secuencia de Condensación a partir de los 35 elementos químicos más abundantes del Sistema Primitivo y encontrados en los Condritos Carbonáceos, dan un montante de 400 compuestos gaseosos.

38 Considerando balances de masa, densidad, presión, aspectos termodinámicos (gases perfectos) y suponiendo que la condensación es independiente de la presión, la condensación química de elementos y compuestos de la materia nebular primitiva vs temperatura es: 38

39 39

40 40

41 T / ºC Secuencia de Condensación de la NSP Os, Re, Zr (metales refractarios) 1227 Al2O3: Corindón; CaTiO3: Perowskita y SS de RE, U, Th, Pu, Ta y Nb; Melilita: Ca2Al2SiO7-Ca2MgSi2O Diópsido: CaMgSi2O Aleaciones de Fe-Ni-Co 1097 Olivino (Fosterita): Mg2SiO4 927 (Mg2SiO4) Ortopiroxeno (MgSiO3) se consume todo el (Si) gaseoso Cu, Ge y Ga; OCr, MnS; SS de Na, K, Rb en Anortita Si2Al2CaO8; Li, Na, K, Rb. 627 Ag 477 Fe+O FeO; FeO+H2S FeS (Troilita)+ (H2O); Fe +2 en Solución Sólida Fe-Mg Pb, Bi, In y Tl 132 Magnetita: Fe3O4 77 Silicatos hidratados a partir de silicatos de magnesio -73 Ar, CH4, NH4; H2O y [CH4-H2O]

42 42 La variación de la densidad de los planetas en función de su distancia al Sol parece ser bien explicada por la Acreción Homogénea ó en Equilibrio, según la cual la composición química del condensado sería una función heliocéntrica. El hecho de que los elementos pesados como los metales y sus minerales tengan temperaturas de condensación más altas que los elementos livianos, como el metano y amoníaco, explica la distribución de los planetas por densidades. a) En el interior del Sistema Solar están los planetas densos formados por condensados a Altas Temperaturas (metales y sus óxidos o silicatos). b) En el exterior se formarían los planetas ligeros formados por condensados a Bajas Temperaturas (H, He, NH 3, CH 4 y H 2 O).

43 43 Con esta hipótesis, una vez formada la Proto-Tierra tendría lugar su diferenciación geoquímica, de manera que en los protoplanetas interiores no existiría H 2. Así, los fenómenos de reducción que tuvieron lugar posteriormente en la Tierra no fueron debidos al H 2 sino fundamentalmente al Carbono, C.

44 44 De modo previo a considerar la Estructura y Composición de la Tierra, debemos analizar como fue su evolución pregeológica y geológica, a través de su historia. Los factores fundamentales a tener en cuenta, dede en punto de vista Geoquímico, son: Actividad interna. Flujo de calor (Sismología, Magnetismo terrestre, mecánica celeste y campo gravitacional) Vulcanismo Craterización Formación y evolución de la atmósfera, hidrosfera y biosfera (Origen, concentración isotópica vs altitud, interacciones acuosas -ciclo del H 2 O, interacciones hidrosfera/atmósfera/biosfera, clima y estaciones climáticas, ciclo (CO 2 )/(H 2 O) efecto sierra- y atmósferas planetarias.

45 Aspectos Geoquímicos y Térmicos de la Evolución 45 Para formalizar una teoría de la formación de la Tierra deben de tenerse en cuenta dos aspectos: Las escalas temporales y espaciales del planeta. Sus partes componentes (Núcleo, Manto, Corteza, Hidrosfera, Atmósfera y Biosfera) constituyen un complejo sistema con intercambio de flujo volúmico y energético. La evolución terrestre puede analizarse desde dos puntos de vista: Mecanicista, como un sistema de reciclado. Fisiológico, como un equilibrio interno dinámico.

46 46 Las primeras ideas sobre la formación de la Tierra parten de una esfera gaseosa que se había enfriado y licuado y después, probablemente, se había solidificado. Esto se conoce bajo la denominación de "origen caliente de la Tierra". Los procesos de condensación, excisión de masas fundidas, cristalización fraccionada con formación y evolución de una fase silicatada sólida, meteorización, formación de la atmósfera, hidrosfera, biosfera y su diferenciación, constituyen los hitos o etapas relevantes en esa teoría. Se parte de la hipótesis de que el planeta era caliente por su procedencia de una masa gaseosa o Nébula primitiva, y lo avalaban o parece confirmar la existencia de erupciones volcánicas.

47 47 El descubrimiento de la radiactividad demuestra que la Tierra podía haber sido fría y posteriormente calentarse hasta alcanzar las altas temperaturas internas actuales en Ga, pero asumida la hipótesis Nebular para la formación del Sistema Solar, donde el Sol y la totalidad del Sistema Solar se forman a partir de una nube de polvo, por condensación, surge la Teoría de la Acumulación o Acreción. La nube de polvo que giraba alrededor del primer Sol se fraccionó en trozos que, por acumulación y choques formaron los planetas. Esta idea es generalmente aceptada y las etapas de este proceso son: ~4.5 Ga, Formación de los planetas con segregación del núcleo Ga, Primera etapa de la diferenciación con la formación de la corteza y posterior bombardeo meteorítico Ga, Segunda etapa de la diferenciación caracterizada por la superposición de las capas de basalto Tectónica de placas terrestre.

48 48 El programa especial Apolo fortalecio la Teoría de la Acreción propuesto por el geofísico ruso Otto Schmidl en Explica que los planetas se crearon de acuerdo a su tamaño mediante la acumulación de polvo cósmico. La acreción homogénea se produce cuando la tasa de acreción es baja comparada con la tasa de enfriamiento de la nebulosa, de tal modo que el equilibrio químico entre condensados y gases de la nebulosa se mantiene. La acreción heterogénea surge cuando es relativamente rápida por lo que los condensados recientes no alcanzan el equilibrio con condensados mas antigüos y gases remanentes.

49 49 La Tierra después de estratificarse en núcleo, manto y corteza por acreción, fue bombardeada en forma masiva por meteoritos y restos de asteroides. Este proceso generó un inmenso calor interior que fundió el polvo cósmico y provoca erupciones volcánicas. Para formarse la corteza precisa descender la temperatura de los fluidos, por lo que se encontraba fundida y semi líquida. Pero al enfriarse permitió que el vapor de agua -procedente del proceso interno de vulcanismo-. Se condensara y se forman los océanos junto con agua de las lluvias torrenciales. La emanación de gases desde su interior posiblemente originó una atmósfera secundaria compuesta por CH 4, NH 3, CO 2, CO, SH 2, (H 2 O) e H 2.

50 50 Evolución Geoquímica de la Tierra Como evoluciona el sistema? La evolución de la Tierra implica dos estadios: Evolución pre geológica (historia primitiva) Evolución geológica (a partir de la solidificación de la corteza terrestre) La evolución pre geológica presenta dos fases: Fase de acreción de materiales Fase de diferenciación gravitatoria

51 Fase de acreción de materiales 51 Es una fase muy intensa tanto por la adición de planetesimales, como por el bombardeo de meteoritos. Esta fase perdura hasta los Ma. El bombardeo meteorítico impide la solidificación de la corteza terrestre. Partimos de un material gaseoso, homogéneo, con materia solar (H, He) y elementos ligeros. Pero teniendo en cuenta: 1) La atmósfera actual, pobre en elementos atmófilos 2) Las atmósferas planetarias Disipación térmica: perdida de elementos atmófilos, lo que origina un cambio brusco en la composición química, y un descenso de la T.

52 Descenso térmico: Condensación 52 1ª Fase de la diferenciación Geoquímica Fase GAS Fase GAS + Fase Liquida a) formación de núcleos de condensación b) crecimiento de los núcleos c) captura gravitacional de los núcleos Cinéticamente la fase c) es la favorecida Fase GAS + Fase Liquida (océano de magma) proto Atmósfera excisión en fases fundidas, parcialmente miscibles

53 53 En la excisión en fases fundidas, debemos considerar los procesos metalúrgicos seguidos en horno alto. Partimos de: a) mezcla de métales + Si, con oxidación incompleta, con fases similares a las distribuidas en los meteoritos) b) procesos de fusión de las menas de Cu (S y As) lingote metálico mata sulfurada escoria silicatada La distribución de los elementos químicos entre las tres fases se hace siguiendo las afinidades electrónicas para combinarse con el Oxigeno, con los metales y con el Azufre, además de los calores latentes de vaporización. Por tanto los elementos químicos se diferenciaran geoquímicamente por su afinidad a concentrarse en una de esas tres fases liquidas.

54 Fase metálica Compuestos solubles en Fe E af (M) < E af (Fe) SIDERÓFILOS 54 Fase sulfurada Compuestos solubles en S = E af (OM) < E af (SM) CALCÓFILOS Fase silicatada Consideraciones: Compuestos solubles en O = E af (OM) LITÓFILOS 1. La calcosfera no esta presente ni en los meteoritos ni en la Tierra. 2. El Fe esta presente en la fase silicatada. 3. No existió suficiente oxigeno (atmósfera muy reductora) para oxidar a todos los elementos, pero si al Fe.

55 Evolución de la fase Silicatada 55 2ª Fase de la diferenciación Geoquímica Enfriamiento del océano de magma Cristalización fraccionada 1890 ºC L Se rige por las relaciones entre los r atómico y r iónico r iónico ion 0.65 Mg Fe +2 S 1205 ºC Fosterita 0 Fayalita 100 Mg SiO 2 4 Olivinos Fe SiO 2 4

56 Consideraciones: Separación de los primeros cristalizados Cr, Ni, Co, Mg, Ti, Fe, V, {Pt}. Los iones con r iónico o se concentran en los magmas residuales 2. Estadio principal de la Cristalización. Los líquidos residuales ascienden al tener baja densidad, provocando una remoción de fases solidificadas 3. Cristalización de fundidos y líquidos residuales. Se contrarresta la diferenciación. Pasados Ma comienza la solidificación completa de las fases silicatadas, con lo que comienzan los procesos radiactivos, la solidificación de corteza y la diferenciación gravitacional de sólidos y fundidos según sus densidades.

57 Fase de diferenciación gravitatoria 57 La separación gravitacional de fundidos da lugar a: Formación del Núcleo y Manto separados como capas sólidas concéntricas Formación de los distintos tipos de cortezas sólidas. (Las capas externas fluidas, atmósfera e hidrosfera, en este estadio inicial desaparecen por tener elementos muy volátiles) I) formación de una proto-atmósfera II) formación de un océano de magma III) formación del núcleo IV) diferenciación geoquímica del proto-manto V) formación del proto-océano y de una proto-corteza Con la desaparición del océano de magma y la formación de una corteza sólida: Comienzo de la Etapa Geológica de la Tierra

58 Evolución Geológica de la Tierra 58 Se caracteriza por: Débil potencia de la capa sólida. Aumento de las capas graníticas (actividad plutónica y volcánica, Reacciones neumatolíticas e hidrotermales). Meteorización 3ª Fase de la diferenciación Geoquímica Ciclo Exogeno: da lugar a la formación de sedimentos, rocas sedimentarias y reacciones en solución acuosa Cristalización en solución acuosa (µ redox, T, p y ph) Distribución de fundidos y cristalizados (r iónico, coloides)

59 Evolución Geológica de la Tierra 59 Meteorización 3ª Fase de la diferenciación Geoquímica Ciclo Endógeno: da lugar a la formación de montañas Procesos Radiactivos Constitución de una Oxiosfera con 91,83% de O 2, LITOSFERA Rocas oxidadas (ρ alta ) rocas frescas (ρ baja ) + O 2 + (H 2 O + CO 2 ) Ciclos del O 2, H 2 O, CO 2, Fe +3 /Fe +2, etc. Los µ químicos actuan con el mismo sentido que la diferenciación gravitacional, removiendo los cristalizados (ρ alta ρ baja ) Todo ello genera: Migración de elementos y diferenciación Geoquímica

60 Formación de la Atmósfera 60 La estructura y composición de la atmósfera actual permite establecer ciertas conclusiones acerca de su constitución y origen: a) La estructura y composición actual, constituida esencialmente por N y O, es muy diferente de las atmósferas de los restantes planetas. b) Los elementos más abundantes en el cosmos, H y He, se encuentran en concentraciones tan pequeñas que sólo pueden ser considerados traza. La mayor parte de los geofísicos admiten que la actual atmósfera de la Tierra es muy diferente de la atmósfera del protoplaneta terrestre, la mayor parte de la cual posiblemente se perdió en el período pre-geológico del planeta, formándose la atmósfera actual a partir de gases provenientes de la parte sólida de la Tierra. La atmósfera primitiva estaba formada, según Urey, por: H, He, NH 3 y CH 4 ; (O y C)

61 61 Pa T / ºC La elevación de la temperatura provocada, por contracción del protoplaneta, la primitiva atmósfera. Esta se perdió en el espacio por escape de la mayor parte de sus constituyentes, especialmente del H y He. Los gases que no escaparon quedaron englobados en forma de compuestos sólidos. Así, el O fue retenido en forma de H 2 O y de SiO -4 4, el N en forma de NH 3 y de N = metálicos y el C en forma de CH 4 residual. Esta disipación se ve favorecida por la presencia de e - en las capas superiores. Al formarse la nueva atmósfera a base de los gases englobados en los compuestos sólidos se produjeron importantes cambios en su composición.

62 62 En 1962 Holland propone un modelo que explica la evolución de la atmósfera en tres etapas -Reductora, Intermedia y Oxidante- posteriores a la protoatmósfera. Etapa I: Reductora Dura aproximadamente 500x10 6 años, similar al tiempo de formación del núcleo. Se desarrolla en la primera fase de la diferenciación geoquímica del planeta, con una corteza ya fria. Pero durante el enfriamiento y hasta la perdida del H 2 se dan las siguientes reacciones: O 2 + 2H 2 2H 2 O CO 2 + 4H 2 CH 4 + 2H 2 O C + 2H 2 CH 4 N 2 + 3H 2 2NH + 4

63 63 Estas reacciones químicas requieren una temperatura de 25 ºC. A medida que desaparece el H 2, las reacciones no progresan, con lo que aumenta la concentración de CO 2 y N 2 mientras que el H 2 O es muy estable y se mantiene. Así pues la segunda atmósfera contendría (H 2 O), CH 4 y NH 3 No obstante, la radiación ultravioleta descompone parte del H 2 O formando en las capas altas de la atmósfera H 2 y O 2. El H 2 escapaba y el O 2 es retenido por su inferior velocidad de escape. Esta segunda atmósfera no tardó en tener N 2, ya que el amoniaco es muy soluble en agua y forma de NH + 4 que se absorbe en arcillas y otros minerales, reduciendo sus concentraciones. Es muy posible que apareciera CO 2 y H 2 S procedente de los volcanes. Estas sustancias son paternos para la biogénesis.

64 Luego, tras la pérdida total de H 2 libre aparece la tercera atmósfera, rica en CO 2 y N 2 debido a que se mantendra el equilibro de las reacciones químicas y estos compuestos no evolucionan quimicamente al faltar el H Esta atmósfera permitiría la formación de compuestos complejos de carbono en condiciones abióticas. La transformación habría tenido lugar hace unos Ma y en su aparición es primordial para la creación de una biosfera. Este tipo de atmósferas se encuentran en Venus y Marte. En la Tierra la mayor parte del CO 2 se encuentra atrapado en calizas (CaCO 2 ) y sólo el 0,03% del CO 2 está libre en la atmósfera. Es en presencia del agua como el CO 2 se combina con el C para formar CaCO 2.

65 Luego la fase intermedia estará controlada por la disociación del H 2 O y la fotosíntesis. 65 Etapa II: Intermedia Dura aproximadamente 1500x10 6 años. Disociación fotoquímica del agua en la parte superior de la atmósfera: 2H 2 O + hυ O 2 + H 2 Comienza de la fotosíntesis: Ocurre en el agua así los organismos fotosintéticos se protegían de las radiaciones solares ultravioletas: nco 2 + nh 2 O + hυ (CH 2 O) n + CO + no 2 El oxigeno no se acumula, se emplea en la oxidación de componentes de los gases volcánicos.

66 Etapa III: Oxidante Se genera más O 2 del que se consume, comenzando la acumulación de O 2 en la atmósfera. Los primeros organismos capaces de realizar la fotosíntesis oxigénica son las cianobacterias -algas verde-azuladas-, dando las sigientes reacciones: CH 4 + 2O 2 CO 2 + H 2 O 4NH 3 + 3O 2 2N 2 + 6H 2 O 66 El CH 4 residual, reacciona con O 2 dando lugar a CO 2 y H 2 O. El residuo de NH 3 que se hallaba presente en la composición de la primitiva atmósfera es oxidado, proceso que daba lugar a la formación de N 2 libre y H 2 O, mientras que los N = metálicos se descomponen originando N 2 libre.

67 67 Estos procesos determinan la composición de la atmósfera actual, la cuarta atmósfera. Tiene presencia abundante de oxígeno, hasta un 21%, que junto al N 2, alcanzan el 99%. El oxígeno se acumula como producto de la fotosíntesis, que a partir del H 2 O libera O 2 e incorpora el H 2 a su estructura, junto con el CO 2, pero en concentraciones mucho menores. La transición hacia la atmosfera actual fue lenta. Hace Ma habría sólo un 0,21% de O 2. Incluso hace unos 400 Ma, cuando ya existían la mayor parte de las familias animales tan sólo había un 2,1% de O 2 en la atmósfera, frente al 21% actual.

68 Perdidas atmosféricas Difusión de H 2 y He hacia el espacio De O 2 por oxidación de componentes de la corteza continental y oceánica (H 2 O), por condensación y dar lugar a los océanos. De CO 2, la mayor parte en la formación de rocas sedimentarias, también en la formación de carbón y petróleo. 68

69 Estructura de la atmósfera 69

70 Estructura de la atmósfera 70

71 Formación de la Hidrosfera 71 La hidrosfera (del griego hydros: agua y sphaira: esfera) es la capa acuosa que envuelve la Tierra, aunque también se incluye al hielo como componente sólido y a las nubes como emulsiones de gotas de agua o cristales de hielo. Hace 4600 Ma, durante la formación de la Tierra las altas T mantenían el agua en forma de vapor. Cuando comienza a enfriarse hubo precipitaciones que llenaron de agua las partes más bajas de la superficie formando los océanos.

72 72 La hidrosfera se originó a partir del agua desprendida por las rocas del interior de la Tierra que alcanzaba la superficie a través de fenómenos volcánicos. Se admite actualmente que la hidrosfera ha aumentado progresivamente a través de los tiempos pre-geológicos y geológicos, pero más que por un incremento de la superficie de los océanos por un aumento de la profundidad de la cuenca de los mismos. Se precisó un descenso de la T por debajo de la T crítica (H 2 O): T< T c Con la evolución geológica se producen cambios en la concentración de los halogenuros [X - ], dado que ellos son los primeros solutos. El ph inicialmente fue mayor que el actual, con lo cual los oceanos se han acidificado. La composición de la hidrosfera, esta condicionada por los procresos de meteorización, vulcanismo, sedimentación, ascenso de fluidos y gases, etc.

73 Formación de la Biosfera 73 4ª Fase de la diferenciación Geoquímica Principales precursores HCOH = NOH (A. Formihidroxamidico) H 2 C = NOH (Formaldoxima) Prácticamente ha permanecido inalterable en la litosfera superior, generandose a partir de materia orgánica prebilógica, con elementos biogénicos, como C. N, O, por lo cual, el proceso biogénico tiene una relación íntima con los procesos volcánicos. Los primeros organismos vivos fueron de tipo amoniacal (NH 3 ) NH 3 + O 2 H 2 N-R-COOH NH 3 + O 2 NO NO 2 + N 2

74 Aspectos Térmicos de la Evolución 74 Balance energético actual: Energia de origen externo (origen en el Sol, con potencias de 1,8x10 5 TW) Esta energía no se acumula, dado que el balance, entre la radiación incidente y la refejada, IR y transferida a la atmósfera e hidrosfera en forma de calor, es nula. Luego no es relevante en el historial. Energia de origen interno (potencias de unos 40 TW) Esta energía, en gran medida, procede de la desintegración radiactiva, como fuente interna de calor. Los isótopos más concentrados y que liberan más energia son: 235 U, 238 U, 232 Th y 40 K, estimandose una potencia liberada de unos TW. Un tercio se origina en la corteza y el resto el manto. El 50-75% de la energia interna es radiativa. La transferencia de calor del nucleo al manto no supera los 5 TW. El rozamiento y mareas terrestres no es relevante. El enfriamiento terrestre genera 10 TW (20-40 % del flujo total).

75 Aspectos Térmicos de la Evolución 75 Balance energético Histórico, tiene dos hechos relevantes Acreación terrestre (Condensación de polvo cósmico entre Ma) Se estima una energía total de 2.5x10 32 J, de los cuales se disipan el 95% durante los Ma, iniciales. Diferenciación nucleo-manto (Gravitacion y densidades) La concentración de materiales densos en el nucleo genera J, de los cuales el 15% se emplea como energía de deformación. Este proceso se da en los primeros 500 Ma.

76 Teorías sobre la formación de la Luna 76 Radio Orbital medio km Periodo de rotacion 27d 7h 43.7min Inclinación º Superficie 38millons de Km 3 Masa x Kg. Gravedad de rotación 1.62m/s 2 TªSuperficial 40K Presión Atmósferica 3x Pa Composición Atmosfera: Oxígeno 43% Helio 25% Neón 25% Hidrogeno 23% Silicio 21% Argón 20% Ca, Fe, Mg, K, Na y Cr Teorias Fisión Captura Acreción binaria Precipitación De disco orbital Impacto

77 Formación de la Luna 77 Teoria de la Fisión: Originariamente la Tierra y la Luna eran un solo cuerpo y parte de la masa fue expulsada. A favor Similitud entre geología lunar y terrestre Explica las diferentes densidades entre Tierra y Luna En contra Tendría que haber rotado a mucha velocidad para poder desprenderse No explica la órbita de la luna

78 Luna 78 Teoria de la Captura: Era un astro independiente que, al pasar cerca de la Tierra, quedó capturado en su órbita. A favor que la luna sea tan grande que se halle a la distancia a la que está diferencias en densidad y composición con la Tierra En contra Poca probabilidad No saber explicar la desaceleración de la luna para no escapar del campo terrestre

79 Luna 79 Teoria de la Acreación binaria: Surge de una "hinchazón" de la Tierra que se desprendió por la fuerza centrífuga. Supone la formación al mismo tiempo tanto de la Tierra como de la Luna, a partir del mismo material y en la misma zona del Sistema solar. A favor La datación radiactiva de las rocas lunares fechan la edad de la Tierra En contra Composición y densidad de la Tierra y Luna muy diferentes

80 Luna 80 Teoria de la Precipitación: Con la energía liberada en la formación de la Tierra se calentó material que formó una atmósfera caliente y al condensarse dio lugar la Luna.

81 Luna 81 Teoria del Disco Orbital: Se basa en la idea de que Tierra y Luna tienen origen común a partir de la misma nube de material y se formaron de manera diferente. A favor Por procesos termodinámicos e interacción con cuerpos externos, tendrían el mismo origen En contra Si tienen el mismo origen deberian tener la misma composición mineral y química

82 Luna 82 Teoria del Impacto: La Luna se formó por colisión de un cuerpo contra la Tierra y se hicieron bloques gigantescos de materia. A favor Explica diferencias entre densidad y composición de la Tierra y Luna Explica el momento angular Tierra-Luna En contra Es difícil imaginar que no se destruyera la Tierra Es difícil imaginar que los fragmentos fueran tan grandes para formar un satélite

83 Formación de la Luna 83 La teoría mas aceptada en la actualidad es la del Gran impacto. Al descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que ésta se originó a partir de los trozos que quedaron tras una gran colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar (Hipótesis del Gran Impacto). Esta teoría también explica la inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto. La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo, se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra rotaba más deprisa. Durante cientos de millones de años, la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra, a la vez que ha disminuido la velocidad de rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año. Hace unos 4.000x10 6 años se produjo un bombardeo masivo de asteroides, visibles sus efectos en los cráteres lunares y de mercurio. Un posterior proceso de vulcanismo ha modelado y suavizado la morfología superficial del satélite, que permanece casi inalterado.

84 Luna 84 Composición mineralógica

85 Luna 85 Plagioclasa Piroxeno Olivino Ilmenita Rocas de Tierras altas Ca, Al, Si, O Fe, Mg, Ca, Si, O Fe, Mg, Si, O Fe, Ti, O Anortosita 90% 5% 5% 0% Norita 60% 35% 5% 0% Troctolita 60% 5% 35% 0% Basaltos de los Mares Ca, Al, Si, O Fe, Mg, Ca, Si, O Fe, Mg, Si, O Fe, Ti, O Alto contenido en Ti 30% 54% 3% 18% Bajo contenido en Ti 30% 60% 5% 5% Pobre contenido en Ti 35% 55% 8% 2% Minerales de las rocas lunares

86 Luna 86 Formación de la corteza y suelo lunares

87 Luna 87 Estructura interna comparada Tierra-Luna

88 88 Un nuevo análisis de polvo del cometa Wild 2, efectuada en 2004 por la misión Stardust de la NASA, ha revelado la presencia de un isótopo de oxígeno que sugiere una mezcla inesperada de materiales pétreos entre la región más interior del Sistema Solar y su periferia. A pesar de que el cometa analizado se formó en los helados confines del Sistema Solar, más allá de Plutón, pequeños cristales analizados del halo parecen haber sido forjados en la región interior, más cálida debido a la mayor proximidad del Sol. El resultado de este estudio, realizado por investigadores de la NASA, la Universidad de Wisconsin-Madison y Japón, contradice la idea de que el material del que se formó el Sistema Solar hace varios miles de millones de años ha permanecido atrapado en zonas orbitales fijas alrededor del Sol. Por el contrario, el estudio sugiere que material cósmico del cinturón principal de asteroides puede migrar hacia la periferia del Sistema Solar y mezclarse con materiales más primitivos encontrados en los bordes.

89 Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar 89 Elemento Abundancia Fracción masica total H He x x10 3 0,98 C N O Ne 4 11,8 3,64 2,21 3,44 0,015 Na Mg Al Si Ca Fe Ni 8 6x10-2 1,06x10-2 0,85 1 (referencia) 0,5 7,2x10-2 0,83 4,8x10-2 0,0037

90 Composición y abundancia química elemental del Sistema Solar 90 Sol Tierra Atmósfera Hombre H 2,7x10 4 O 0,5 N 0,78 H 0,61 He 1,8x10 3 Fe 0,17 O 0,21 O 0,26 O 18,4 Si 0,14 Ar 0,01 C 0,11 C 11,1 Mg 0,14 N 0,02 Ne 2,6 S 0,02 N 2,3 Ni 0,01 Mg 1,1 Al 0,01 Si 1 Ca 0,01 Fe 0,9 Na 0,01 S 0,5 Ar 0,1