Tema 2: Cosmoquímica.

Transcripción

1 Tema 2: Cosmoquímica. BIBLIOGRAFIA *: Abarca parcialmente el tema, C: Capítulo, p: páginas Origen del universo Fyfe, S González Bonorino, F, 1972 Gill R. (2) 1996 Henderson, P., 1982 Krauskopf, K Faure G., 1992 C:2,p:9 Teorías cosmogónicas C:5,p:35-36 C:22,p: 514 C:10,p:153?? Evolución estelar C:3,p:25-28 C:2,p:29 C:2,p:12 Origen de los elementos en el cosmos C:5*,p:39- C:3,p:25-28 C:10,p: 234 C:2,p:23 C:2,p:9 43 Abundancia cósmica y solar de los elementos C:5*,p:39-43 C:3,p:25-28 C:10,p: 234 C:2,p:23 C:2,p:9 C:3,p:24-28 Elementos Geológicamente importantes. C:9,p: 198 Elementos mayoritarios y trazas. Sistema Solar C:3,p:24-28 Los meteoritos: clasificación, mineralogía, C:4,p:29-34 C:1,p:3 C:9,p:124 estructura, elementos mayores y trazas. Evolución de la luna C:18,p:125 C:3,p:42 C:9,p:124 AUTOR AÑO TITULO EDITORIAL FAURE, G Principles and Applications of Maxwell MacMillan International inorganic geochemistry Editions FYFE, W.S Introducción a la geoquímica Ed. Reverté GILL, R Chemical fundamentals of geology Chapman & Hall GONZALEZ BONORINO, F 1972 Introducción a la geoquímica Springer Verlag HENDERSON, P., 1982 Inorganic Geochemistry Pergamon Press KRAUSKOPF, K Introduction to Geochemistry McGraw-Hill Book Company 2 Edi. Origen del universo. Teorías cosmogónicas. El Universo en el principio se componía de una enorme nube de gas, aparentemente compuesta totalmente por H. Este cúmulo de gas se concentró en algún punto del universo (el cual todavía no tenía dimensiones) y debido al incremento de la Presión y Temperatura, se produce una estallido (Big-Bang). En ese instante se forma y crece, se expandió rápidamente como si fuera una explosión (Gott 1982). Algunos científicos se refirieron a esto como el Big Bang (La Gran Explosión) según Gamow en En el principio el universo tenia contenida toda la masa y energía que hay ahora, pero prácticamente en un punto. Como una resultante su presión y temperatura, digamos segundos después del Big Bang, fue tan elevada que la materia existía en su más fundamental forma como quarks soup (quart: en física una de las partículas componentes básicas). Como el universo se expandía y enfriaba, los quarks se combinaban para formar partículas nucleares organizadas en los núcleos de H y He. La formación de los núcleos comienza aproximadamente 13.8 segundos después del Big Bang, cuando la temperatura del universo ha decrecido a 3x10 9 K. Este proceso continua por 30 minutos pero no va más allá de He. En ese momento el universo era una bola de fuego intensamente caliente y que se expandía rápidamente. Esto no era todavía una morada para la vida. Aproximadamente años después cuando la temperatura decreció a aproximadamente 3x10 3 K los electrones se ligaron a los núcleos del Hidrógeno y Helio. La materia y la radiación fueron de este modo, separadas una de la otra, y el universo llega a transparentarse a la luz. Consiguientemente la materia comienza a ser organizada en estrellas, galaxias y grupos galácticos mientras el universo continuaba expandiéndose, por supuesto continúa expandiéndose hasta el día de hoy. Hay esperanzas de que surja una Gran Teoría Unificada que nos permita aproximarnos estrechamente al entendimiento del comienzo del universo. Qué pasará en el futuro?, el universo se extenderá por siempre?. Si la expansión continúa se podría enfriar y vaciarse. Otra posibilidad es que se contraiga y desaparezca otra vez. El universo ha comenzado su expansión y la misma todavía continúa, pero no es infinito en tamaño. Evolución estelar La materia en el universo está organizada en Jerarquía de cuerpos celestes listado en el siguiente orden decreciente Grupos de Galaxias Galaxias Estrellas, pulsares y agujeros negros Planetas Satélites Cometas Asteroides Meteoritos y Meteoroides Partículas de polvo Moléculas Átomos de H y He

2 A una escala subatómica el espacio entre las estrellas y las galaxias está lleno con rayos cósmicos (partículas nucleares energéticas) y Fotones (luz). Las estrellas son las unidades básicas en la Jerarquía de cuerpos celestes dentro de las cuales la materia permanece envuelta por reacciones nucleares. Muchos millones de estrellas están agrupadas para formar una galaxia, y un gran número de ellas están asociadas dentro de grupos de galaxias. Las estrellas pueden tener compañeros estelares o pueden tener orbitando planetas, incluyendo cometas con órbitas excéntricas. Los planetas en nuestro sistema solar tienen su propio séquito de satélites. Entre Marte y Júpiter están los asteroides muchos de los cuales son fragmentos de grandes cuerpos que han sido desintegrados por colisiones y por las fuerzas gravitatorias de Marte y Júpiter. En una escala, aún más pequeña, el espacio entre las estrellas contiene nubes de gas y partículas sólidas. El gas está compuesto principalmente por H y He, que fueron producidos durante la expansión inicial del universo. Además el medio interestelar contiene elementos de más alto número atómico que fuera sintetizado por reacciones nucleares en el interior de las estrellas y que han explotado. Un tercer componente consiste en los compuestos de H y C. Esas nubes de gas y polvo pueden contraerse y formar nuevas estrellas cuya evolución depende de sus masas y de la proporción de H/He de la nube de gas de la cual ellas se formaron. La evolución de una estrella puede describirse por la especificación de su luminosidad y temperatura de la superficie. La luminosidad de una estrella es proporcional a su masa y su temperatura de superficie o color es un indicador del volumen. Cuando una nube se contrae su temperatura comienza a incrementarse y comienza a irradiar energía en la parte infrarroja y visible del espectro. Como la temperatura en el núcleo de la nube de gas se aproxima a 20 x 10 6 K, la producción de la energía por fusión del hidrógeno llega a ser posible, y una estrella nace. Los gigantes azules tienen alta luminosidad y muy alta temperatura de superficie. El Sol es una estrella de masa intermedia y tiene una temperatura superficial de 5800 K. Estrellas menos masivas que el sol, son las rojas enanas. Por su tamaño las estrellas son: - Enanas Rojas (más pequeñas que el Sol) - Como el Sol - Gigantes rojas (5 veces más grandes que el sol) - Gigantes azules. Se producen algunos procesos importantes de transformación en las estrellas, cuando la temperatura alcanza 100M K se produce la fusión del He por medio del proceso triple Alpha y tres núcleos de He se convierten en uno de C 12. El tiempo que toman las estrellas para consumir su combustible es inversamente proporcional a su tamaño, a medida que poseen mayor masa (Gigantes azules, 10x10 6 años) el tiempo es menor que el una Enana Roja (10.000x10 6 años). En su estadío final una estrella, dependiendo de su masa, puede tener la siguiente evolución: Tamaño Radio Densidad En el caso de una de gran masa se contrae y luego se expande y forma una Supernova. - - Si la masa es algo menor que el Sol forma una estrella Enana Blanca. 1x10 4 km gr/cm 3 Una Supernova se contrae forma en estrella de neutrones (pulsares). 10 km gr/cm 3 Las estrellas con una masa muy grande se contrae formando Agujeros Negros. < 10 km > gr/cm 3 Origen de los elementos en el cosmos. Nucleosíntesis El origen de los elementos está íntimamente ligado a la evolución de las estrellas porque los elementos son sintetizados por reacciones nucleares de las cuales deriva la energía que las estrellas irradian al espacio. Solamente He y Deuterio (el isótopo pesado de H) fueron sintetizados durante la expansión inicial del universo. La teoría de la Nucleosíntesis fue presentada en detalle por Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle en Otras contribuciones se han preocupado por aspectos específicos de la teoría y su integración en la evolución de las estrellas de diferente masa y composiciones iniciales. La teoría presentada por Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle evolucionó del trabajo de muchos científicos. Houterman y Atkinson usaron la Teoría de Gamow de Decaimiento Alpha para proponer que las estrellas generan energía en su interior, por la formación de núcleos de He de cuatro protones capturados de los núcleos de otros elementos livianos. Posteriormente se habló de examinar las posibles reacciones nucleares entre protones y los núcleos de los elementos livianos en el sentido de incrementar el número atómico. Bethe en 1939 determinó que el núcleo del 12 6C (sobre las bases de CNO) intervenía en el Ciclo para la fusión del H en las Estrellas. Otro trabajo trató el tema del aumento de los elementos pesados por captura de neutrones Consiguientemente defendió la idea que los elementos químicos fueron sintetizados en los primeros 30 minutos después del Big Bang.

3 Abundancia cósmica y solar de los elementos La abundancia de los elementos químicos y la formación natural de sus isótopos es la base del diseño de todas las teorías de Nucleosíntesis. Por esta razón, los geoquímicos y espectroscopístas estelares han dedicado mucho tiempo y esfuerzo para obtener datos analíticos seguros, de las concentraciones de los elementos en el sol y estrellas cercanas. Esto lo han logrado analizando la longitud de onda del espectro de la luz, que ellos emiten. Hay información también de la abundancia de los elementos no volátiles proveniente de análisis de meteoritos, especialmente los Condritos carbonosos, los cuales son las más indiferenciadas muestras de materia del sistema solar disponible para nosotros. En la tabla 1 está listada la abundancia de los elementos en el sistema solar (en la tabla 2 se observa la abundancia de los elementos químicos del Sol). La Abundancia está expresada en términos del número de átomos relativo a 10 6 átomos de Sílice. En la figura 1 esos datos están ploteados e ilustran varias observaciones importantes acerca de la abundancia de los elementos. 1. H y He son por lejos los elementos más abundantes en el sistema solar, y la relación H/He es de aproximadamente La abundancia de los 50 primeros elementos decrece exponencialmente. 3. La abundancia de los elementos que tienen número atómico más grande de 50 es muy baja y no varía apreciablemente con el incremento del número atómico. 4. Entre los elementos que tienen número atómico contiguo son más abundantes los que tienen número atómico par que sus vecinos inmediatos con número impar. 5. La abundancia de Li, Be y B es anormalmente baja comparada con los otros elementos de bajo número atómico. 6. La abundancia del Fe es notablemente más alta que aquellos otros elementos con similar número atómico. 7. Dos elementos, Tecnecio (Tc) y Prometium (Pm) no se presentan en el sistema solar porque todos sus isótopos son inestables y decaen rápidamente. 8. Los elementos que tienen número atómico más grande que 85 (Bi) tienen isótopos inestables o no-estables, pero se presentan naturalmente y son muy poco abundantes, porque ellos son los hijos de los isótopos radioactivos de larga vida de U y Th. El modelo de Nucleosíntesis de B 2 FH incluye 8 diferentes tipos de reacciones nucleares que se producen a determinadas temperaturas, en el curso de la evolución de una estrella. Varias de esas reacciones pueden tener lugar simultáneamente en los núcleos y corteza externa de las Estrellas voluminosas. Por otra parte el núcleo de una estrella no necesariamente tiene la misma composición que la corteza externa. Además otras estrellas en la Galaxia Vía Láctea no necesariamente tienen la misma composición química que el Sol y sus planetas. Todas las estrellas en un primer estadío generan energía por reacción de fusión del H. Este proceso resulta en la síntesis del He, o por la asociación directa protón-protón, o a través del Ciclo para la fusión del H donde intervienen CNO (carbono, nitrógeno y oxígeno) para formar He. A veces la repulsión entre núcleos cargados positivamente y las partículas Alpha limitan el tamaño de los átomos que pueden formarse a través de esta vía. Los átomos más pesados logrados por esta vía es el 26 28Ni, el cual decae a Co y luego a Fe, por esa razón es tan anormalmente abundante este último elemento. Durante el estado final de evolución de una estrella Gigante Roja se presentan varios otros tipos de reacciones nucleares. La más importante de ellas es la reacción de captura de neutrones la cual produce un gran número de átomos que tienen números atómicos mayores de 26 (Fe). Modelo B 2 FH, (1957) Incluye ocho conjuntos de reacciones nucleares a Temperatura determinadas durante el curso de la evolución de una estrella. Las reacciones pueden ocurrir simultáneamente en el núcleo y zonas internas. Para esto, la composición del núcleo y zona intermedia puede variar. No todos los procesos ocurren en las estrellas, es decir hay estrellas de composiciones distintas al Sol en la vía láctea. Todas las estrellas sobre la secuencia principal generan energía por reacciones de fusión de H, resultando la generación de He por cadenas de protón-protón o por ciclo C N O. Cadenas protón-protón Esto solamente ocurrió en la primera generación de estrellas que formó la mezcla de H-He después del Big-Bang.

4 CICLO C N O El Sol contiene elementos de alto Z, ejemplo 12 C, de ahí que se produzcan reacciones de fusión C N O. La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea son de segunda generación. Nuestra galaxia es la más antigua. Después de que H ha sido convertido, en el núcleo, en He como ceniza, el núcleo se contrae por gravedad y la temperatura aumenta a K y el He será el combustible para las siguientes generaciones de reacciones. Procesos triple alfa Esta reacción es puente en la generación de Li, Be y B. 8 Be es muy inestable con vida media de s, de ahí que pase rápidamente a 4 He para dar 12 C. Otra posibilidad es que 4 He + H = 5 Li Si no existiera el proceso triple alfa, la evolución estelar sufriría un corto circuito y el Universo estaría formado solamente por H y He. En las gigantes rojas, He se quema por años o menos al incrementar la Temperatura Pero hay repulsiones entre 4 He y núcleos cargados positivamente, lo que limita el tamaño de los productos. El más pesado es 56 Ni (Z=28) que se desintegra en 56 Co (Z=27) y este a su vez a 56 Fe (Z=26). Esto explicaría la abundancia de Fe en el Universo. En el estadio final de la evolución de una gigante roja ocurren otras reacciones. 1) Reacciones de captura neutrónica para generar Z>26 (Fe). El núcleo incorpora un neutrón, generando un isótopo más pesado del mismo elemento. Este proceso necesita un flujo de neutrones lento para producir núcleos. A este proceso se le denomina S-PROCESS. 2) Otro proceso es el R-PROCESS o flujo rápido, ocurriendo cuando la gigante roja explota como el caso de una supernova. 3) Y por último la adición de protones o P-PROCESS que ocurre al final de una gigante roja.

5 El sistema de reacciones nucleares propuesto por B 2 FH (1957) explica las abundancias observadas de los elementos químicos en nuestro sistema solar y estrellas vecinas. La nucleosíntesis tiene lugar en la actualidad el cualquier lugar del universo. Tenemos buena evidencia a partir de los espectros de longitud de onda de la luz de galaxias distante. Elementos Geológicamente importantes. Elementos mayoritarios y trazas. Los elementos químicos son de interés para los geólogos por una serie de razones. Algunos, como el Si y el Fe, son tan abundantes que sus propiedades químicas gobiernan los rasgos de los materiales geológicos. Otros menos abundantes como el Rb y Sr participan más pasivamente en los procesos geológicos, no obstante todavía pueden ayudarnos a comprender como tales procesos trabajan. Otros elementos tales como el Cr y el U tienen importancia comercial y por consiguiente atraen la atención de los geólogos de exploración. Elementos mayoritarios y trazas De acuerdo a su abundancia en los materiales geológicos, los elementos pueden ser divididos en dos clases: elementos mayoritarios y elementos trazas. Elementos mayoritarios: Estos elementos, los cuales incluyen el Si, Al, Mg, y Na, tienen concentraciones en muchos materiales geológicos en excesos de 0,1%. Estos elementos son los constituyentes esenciales de los minerales formadores de rocas. Las concentraciones de los elementos mayoritarios en los minerales silicáticos son expresados en términos de porcentajes de óxidos. El término elemento minoritario es a veces aplicado a los menos abundantes elementos mayoritarios, tales como Mn y P, con concentraciones de óxidos por debajo del 1%. Elementos Trazas: Estos elementos, tales como el Rb y Zn, tienen concentraciones en muchos materiales geológicos muy bajas, usualmente menores del 0,1%, como para influir en los minerales cristalizados. Se pueden presentar como impurezas disueltas en los minerales formadores de rocas o como minerales accesorios separados. Sus concentraciones en las rocas son usualmente expresadas en partes por millón (ppm) de los elementos (no óxidos) o partes por billón (ppb) (figura 5, Gill, R Figura 9.1, pp: 199) (ver figura 6, Gill, R Box 8.3, pp: 182). Esta distinción es aplicable en un sentido flexible. El mismo elemento puede ser un elemento mayoritario en un tipo de roca, K en granito por ejemplo y un elemento traza en otra roca, K en peridotitas. Presentación de los resultados Elementos mayoritarios y minoritarios SAMPLE SiO2 Al2O3 Fe2O3 MnO MgO CaO Na2O K2O TiO2 P2O5 LOI TOTAL % % % % % % % % % % % % 1 71,79 12,96 1,28 0,06 0,29 0,72 4,18 4,23 0,21 0,02 4,64 100, ,45 15,13 9,53 0,11 5,15 4,44 4,30 3,34 2,44 0,30 3,73 100, ,02 9,59 11,65 0,21 11,69 9,50 3,20 0,44 2,42 0,63 7,37 100, ,65 14,65 11,47 0,19 7,70 11,23 2,00 0,23 0,95 0,07 0,77 100, ,97 14,83 11,72 0,19 7,69 11,25 2,32 0,13 0,93 0,07 0,60 100, ,97 13,14 0,78 0,01 0,14 0,26 3,71 4,24 0,07 0,06 0,64 99, ,74 12,97 1,80 0,06 0,66 1,27 3,18 4,02 0,20 0,05 0,70 98, ,14 14,40 1,29 0,04 0,27 1,01 3,81 3,92 0,09 0,18 0,58 98, ,84 14,85 5,41 0,09 1,77 4,93 2,98 2,70 0,84 0,19 6,26 100,87 Elementos trazas SAMPLE Ba Sr Y Sc Zr Be V ppm ppm ppm ppm ppm ppm ppm Sistema Solar (Completar con la bibliografía) Origen Componentes Refractarios y Gaseosos (tabla 11). Planetesimales Formación del Sol y los planetas (tabla 12 y 13, figura 4). Actividad de los planetas

6 Los meteoritos: clasificación, mineralogía, estructura, elementos mayores y trazas. Los meteoritos son objetos sólidos que se originaron primeramente de los asteroides ubicados entre las órbitas de Marte y Júpiter y que impactaron en la superficie de la Tierra, después de haber sobrevivido al pasaje por la atmósfera terrestre. Varios especímenes de meteoritos fueron colectados en la Antártida, algunos de ellos originados en La Luna y varios otros, supuestamente venidos de Marte. Los meteoritos están compuestos por minerales de sílice o por silicatos y otros tipos de compuestos, o de Aleaciones metálicas de Fe-Ni o ambas y son de esta manera clasificados en: TABLA 3 Meteoritos Caídos Hallados Rocosos, pétreos o Silicáticos: Aerolitos 95.4% 35% De hierro o metálicos: Sideritos : Fe, Ni, Co, (Pt, Ir) 3.3% 60% Hierro rocoso o mezcla de las dos fases: Siderolitos 1.3% 5% Algunos meteoritos rocosos se asemejan a rocas terrestres y por esa razón no son fácilmente identificados cuando se los encuentra, mientras que los meteoritos que contienen hierro metálico atraen la atención por su elevada densidad. Consecuentemente estos meteoritos son expuestos en Colecciones de Museos. Contabilizando los especímenes que son colectados inmediatamente después de su caída, la abundancia de los meteoritos rocosos es del 95.4%, mientras que los rocosos de hierro y de hierro constituyen el 1.3 a 3.3% respectivamente. La clasificación y abundancia de los meteoritos está resumida en la tabla 3. Los meteoritos rocosos son clasificados en Condritos y Acondritos y cada una de esas clases es además subdividida, basándose en criterios mineralógicos y texturales. Rocosos, pétreos o Silicáticos: Aerolitos Textura Composición Condritos Brechas Polimícticas con matriz de grano fino granos esféricos, de < 0,1 a >20 mm en diámetro Rocas y minerales fragmentados Cóndrulos: incluyendo, troilita, vidrio olivinos, piroxenos y plagioclasas Acondritos Parecen rocas ígneas terrestres Olivinos, piroxenos y plagioclasas Los Cóndrulos y otras partículas sólidas dentro de la nebulosa solar se acumulan para formar fragmentos, que en su acumulación van a dar origen a los Cuerpos Padres de los meteoritos Condríticos. Restos de estos cuerpos conjuntamente con otros tipos de meteoritos se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter. La temperatura dentro de estos cuerpos se incrementa con la profundidad, causando variables grados de metamorfismo térmico alto hasta alcanzar el fundido. Además las colisiones entre los Cuerpos Padres causan metamorfismo de choque y resulta en la formación de brechas conteniendo fragmentos de brechas más antiguas. Los fundidos dentro de algunos de los Cuerpos Padres permiten que los líquidos silicáticos, de sulfuros y de hierro se separen en campos gravitacionalmente. Los líquidos cristalizan para dar rocas, ahora representadas por los Acondritos. Los sulfuros líquidos cristalizados forman el mineral Troilita (FeS), y el hierro líquido se enfría para formar dos aleaciones de Fe-Ni, Kamacita y Taenita, las cuales conforman las fases metálicas de los meteoritos de hierro y rocosos de hierro. Los meteoritos formados tempranamente en la historia del Sistema Solar tienen en muchos casos restos Noperturbados desde su formación, hace Ma atrás. De esta manera ellos tienen preservados un registro de la historia temprana del Sistema Solar, lo cual ha motivado su estudio por meteoricistas y geoquímicos. Debido a estas investigaciones existe una gran cantidad de información en lo referente a la composición mineralógica, química e isotópica. Un pequeño grupo de Acondritos, incluyendo las Shergottites, Nakhlites y Chassignites (meteoritos SNC) han atraído la atención, porque ellos difieren de otros meteoritos en varias de sus propiedades geoquímicas. Estas rocas tienen una edad de cristalización mucho más joven que los otros meteoritos. La Figura 2 es una isocrona mineral de Sm-Nd para el Acondrito de Pasamonte. Este meteorito se ha originado de un Cuerpo Padre que ha cristalizado hace Ma. ±120 Ma. Hay un grupo de Meteoritos que fueron encontrados en el Monte Allan en la Antártida, que han arrojado edades de Ma. ±60 Ma., en análisis de roca total con Sm-Nd Figura 3, estos meteoritos provienen de un planeta cuya actividad magmática se ha originado y ha cristalizado hace Ma. Los Meteoritos Rocosos contienen más de 90 minerales, algunos de los cuales no son encontrados en las rocas terrestres. Los minerales incluyen: 1. Elementos Nativos. 2. Sulfuros. 3. Carburos (C c/ otro elementos), nitritos (Ac. nitroso y una base), fosfitos (Ac. fosforoso y una base), siliciuros. 4. Haluros. 5. Óxidos e hidróxidos. 6. Carbonatos, sulfatos, oxalatos, fosfatos, silicatos.

7 La tabla 4 contiene una lista de los minerales hallados en Condritos carbonosos, Condritos, Acondritos y meteoritos de hierro y Hierro rocoso. Muchos meteoritos contienen fases metálicas, varios minerales silicáticos y sulfuros de hierro. Los Condritos generalmente contienen mezclas de minerales que no son estables bajo un simple conjunto de condiciones de presión y temperatura. Los Condritos carbonosos son de especial interés porque contienen minerales hidratados estables sólo a bajas temperaturas incluyendo azufre nativo, calcita, dolomita, yeso, serpentina y otros (tabla 4). Además contienen complejos orgánicos, con una variedad de hidrocarburos y aminoácidos, los cuales probablemente no son de origen biológico pero su presencia indica que estos compuestos orgánicos se han formado en los niveles superficiales de los meteoritos padres y además en la nebulosa solar. Solamente 30 Condritos carbonosos son conocidos, particularmente porque son friables y ricos en gases, lo cual causa que exploten durante su pasaje por nuestra atmósfera. La composición química de los meteoritos varía ampliamente, pero los miembros de la misma clase tienden a tener similar composición, especialmente cuando los análisis son recalculados con el fin de que está libre de volátiles. La tabla 5 contiene análisis químicos de Condritos. La variación en la composición química refleja la extensión de la diferenciación química que ha ocurrido a diferentes profundidades bajo la superficie en los cuerpos de los meteoritos Padres. La composición química de los meteoritos condríticos ha sido recalculada en la tabla 6 en términos al número de átomos de Si (1x10 6 ). Notaremos que los meteoritos condríticos están enormemente reducidos en elementos volátiles H, He, C, N, O, Ne, Ar y Kr. Estos datos muestran el efecto de condensación de los componentes refractarios en la nebulosa solar y la subsecuente pérdida de elementos volátiles en la actividad solar. Los volátiles que sobrevivieron fueron ocluidos en componentes refractarios o fueron depositados posteriormente como pequeños cuerpos celestes ricos en hielo. En general la composición química de los meteoritos condríticos da evidencias sobre la diferenciación geoquímica de la nebulosa solar, basado en las diferencias de la presión de vapor de los elementos y sus compuestos. Evolución de la luna Cuando los científicos se preparaban para la exploración de la Luna en el año 1960 con los astronautas americanos del Programa Apolo, la imaginaban como La piedra de Roseta de los Planetas y decían Dame un pedazo de la Luna y te hablaré sobre la Historia del Sistema Solar. Desafortunadamente esto no fue así, después de la última misión en 1972 ninguna de las hipótesis referentes a explicar el origen de la Luna ha sido confirmada o rechazada. Las propiedades físicas de la Luna listadas en la tabla 7 muestran que su masa es 1/80 partes de la Tierra y que su diámetro es 3,7 veces más pequeño. La Luna es menos densa y más pequeña que Mercurio, pero más densa y grande que Plutón. Su densidad de 3.34 g/cm 3 es significativamente menor que la de la Tierra, entendiéndose que hay significativas diferencias en su composición química. La Luna siempre vuelve la misma cara a la Tierra porque su tasa se rotación alrededor de su propio eje es igual a la tasa de rotación alrededor de La Tierra. La temperatura superficial en la Luna tiene un rango de -158 C en la noche a +130 C donde es expuesta a la luz directa del Sol. Algunas partes de las áreas polares de la Luna que están permanentemente sombreadas tienen temperaturas de -235 o menores. La información disponible acerca de composición mineralógica, química e isotópica está basada en estudios continuos sobre 381 kg. de rocas y suelo colectados por los astronautas de la Apolo entre 1969 y 1972, y por lo Rusos entre La superficie lunar consiste principalmente de llanuras planas y zonas altas montañosas, ambas cubiertas por un nivel de partículas de grano fino, llamado suelo. Las llanuras se denominan mares, están debajo de flujos de lava de composición basáltica que inundan grandes cuencas formadas por el impacto de meteoritos. Las Zonas altas están compuestas por rocas ígneas plutónicas, de composición andesítica a gábrica. El suelo consiste de partículas minerales y rocas con hasta un 20% de esférulas de vidrio. Además el suelo contiene partículas minerales y vidrio proveniente de los meteoritos que han impactado en su superficie. Los continuos bombardeos son recordados por los cráteres que son muy abundantes en las regiones montañosas. El porcentaje de la producción de cráteres ha decrecido exponencialmente desde hace Ma. atrás, siendo en esa época 200 veces más que en el presente. Actualmente es de 150 impactos por año, con masas de entre 100g a 1000 kg. Los impactos producen brechas compuestas de partículas de suelo soldado y fragmentos eyectados de los cráteres. Estos tipos de rocas son los más comunes en los suelos de las zonas altas. Los resultados de las dataciones isotópicas indican que las rocas de las zonas altas se formaron hace aproximadamente x10 6 Ma. Mientras que los basaltos de las zonas llanas (mares) tienen rangos de edad entre a x10 6 Ma. La actividad ígnea en la luna aparentemente cesó hace x10 6 Ma. Los estudios sísmicos indican que la Luna tiene una corteza que se extiende a una profundidad de 60 km y consiste de gabros anortosíticos, en las zonas de los mares suprayace por encima aproximadamente 20 km de basaltos. El manto tiene velocidades sísmicas correspondientes a rocas del tipo piroxenitas. El mismo se extiende a una profundidad de 1400 km, seguido por un núcleo derretido compuesto por sulfuros de hierro o hierro-níquel metálicos. El diámetro del núcleo es de km, no está bien limitado por los datos sísmicos existentes. La litosfera tiene un espesor de 1000 km abarcando la corteza y la parte superior y media del manto. Por debajo el manto está parcialmente fundido y juntos con el núcleo forman la astenosfera. Las rocas lunares están compuestas principalmente por piroxenos, olivinos, plagioclasas e ilmenita, conteniendo además una variedad de minerales accesorios listados en la tabla 8. Hay algunos nuevos minerales. Son poco comunes o no han sido hallados los minerales con iones hidroxilos (anfíboles, las micas y los minerales de arcilla), los que tienen Fe 3+

8 (magnetita y hematita). La completa ausencia de agua también elimina minerales que podrían precipitar de soluciones acuosas, tales como carbonatos, sulfatos y haloideos (sales formadas por metales y metaloides). La Luna no posee rocas sedimentarias depositadas en agua y no hay evidencias de la existencia de vida pasada y presente. La composición química de los basaltos lunares difiere de basaltos terrestres en varios aspectos. Basaltos Lunares Altas concentraciones c/ respecto a los Basaltos Terrestres TiO 2, FeO, MgO, y Cr 2 O 3 Bajas concentraciones c/ respecto a los Basaltos Terrestres SiO 2, Al 2 O 3, Na 2 O, K 2 O Todo el Fe corresponde al estado bivalente. Las rocas ígneas aparentemente han cristalizado a temperaturas entre 1100 y 1300 C. Provienen de magmas que se han formado del fundido parcial de rocas ultramáficas, a profundidades entre 150 y 450 km bajo la superficie lunar. Los análisis químicos en la tabla 9 muestran los rangos de composición de diferentes variedades de los basaltos, especialmente con estimaciones en TiO 2, SiO 2 y K 2 O. Rocas especiales ricas en vidrio, denominadas KREEP porque están enriquecidas en K, REE y P. Aparentemente son volcánicas en origen y derivarían de un fundido parcial de gabros anortosíticos en la corteza lunar. La composición total de la Luna aún no es bien conocida porque las rocas recolectadas en la superficie no representan adecuadamente aquellas que se encuentran en el interior. La Tabla 10 contiene una compilación de la abundancia relativa de los elementos con respecto al Si (1x10 6 ). Se observa una disminución en el contenido de gases nobles y otros elementos volátiles incluyendo C, (también, con respecto al sistema solar, son poco abundantes el O, F, Na, P, S, K y elementos de mayor número atómico). También los elementos V, Cr y Mn y los elementos Siderófilos: Fe, Co y Ni, pero está enriquecida en los elementos Litófilos: Al, Ca, Sc (escandio) y Ti, comparado con los de la nebulosa solar. El hecho de estar empobrecida en elementos Siderófilos es coincidente con su baja densidad de 3.34g/cm 3. La extraña composición química de la Luna ha sido una de las causas por la cual ha tomado tanto tiempo discutir su origen. Hay tres posibles explicaciones para el origen de la Luna, pero ninguna de ellas puede explicar juntamente tres de sus propiedades más significantes: 1. Su composición química (ausencia total de agua, escasos volátiles y elementos Siderófilos). 2. El momento angular alto del sistema Tierra-Luna. 3. La inclinación de la órbita lunar alrededor de 18 con respecto al plano ecuatorial de la Tierra. Hipótesis: 1. Desintegración o Fisura: En 1879 George Darwin propone que la Luna es un fragmento de la Tierra que ha sido sacada dejando una cicatriz, ahora ocupada por el Océano Pacífico. 2. Planetas dobles: La luna se podría haber acumulado como un planeta hermano de la Tierra. 3. Captura: La Luna se podría haber acumulado en otro lugar y posteriormente fue capturada por la Tierra. Ninguna de estas hipótesis explica todas las propiedades conocidas de la Luna y sus vínculos con la Tierra. La hipótesis mas probable es que se formó por el impacto de un gran cuerpo espacial (planetesimal) con un bajo ángulo, contra la Tierra (según Taylor en 1987).

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