Clase01

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Primera clase del curso "Recursos Naturales No Renovables"

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Clase01

  1. 1. Evaluacion deRecursos Naturales no Renovables.
  2. 2. Estructura de la Tierra y sus propiedades.•Origen y evolución de la Tierra.•Nociones modernas sobre la estructurainterna de la Tierra.•Origen, evolución y composición químicade las capas terrestres y su relación con laubicación de los principales yacimientos deminerales.
  3. 3. Big Bang 15 Mil millones años En las primeras etapas de la formación del Universo se forman solo H, He, Li, Be Elementos más pesados se forman en los núcleos de las estrellas por la fusión nuclear Solo explosión de una supernova es capaz de generar elementos mas pesados que hierro
  4. 4. Teorias catastroficas de formación de nuestro sistema solarGeo. Louis Le Clerc (1749) Chamberlain & Moulton Hoyle (1940s)(Comte de Buffon) (1900)Colisión del sol y cometa Aproximación a una estrella Explosión de la estrella acompañante
  5. 5. Teorías nebularesKant (1754),Laplace (1796) von Weiszacker (1940s)
  6. 6. Visión modernaUna nube de gas interestelar,producto de explosión de otrasgeneraciones de estrellas se perturbapor ejemplo por una onda de choquede explosión de una supernovacercana
  7. 7. La nube empieza a colapsar durante 100.000 años. Su tamaño disminuya a 100 AU. La nube se calienta, y se “aprieta” en el centro.Se forma un disco de acreciónEn el centro se forma protoestrellaLa nube restante se enfría yempieza el proceso de formaciónde finos granos de metal, rocas,hielo (lejos de la estrella enformación)
  8. 8. Planetesimales Formación de granos continua en paralelo con el proceso de acreción hasta que se forman cuerpos de tamaño de pequeños asteroides, capaces de atraer la materia por su propia fuerza de gravedadLos próximos 20.000.000 de años el crecimiento de granos mas grandesacelera y se forman protoplanetas que acumulan a todo el material sólido en lacercanía de su órbita
  9. 9. Nacimiento del SolEl viento solar remueve todo el material ligero mas allá que la órbita de losasteroides
  10. 10. Fragmentación Entre 10 a 100 millones de años las planetisimas mas grandes se hacen mas pesadas, las mas pequeñas se quiebran en pedazos mas pequeños por colisión y terminan como meteoritos.Los futuros planetas gigantes absorben elhidrogeno y otro material ligero proveniente de laspartes interiores del sistema solar
  11. 11. Evolución de la Tierra Distribución de la materia en la Tierra GMg= 2 G = 6,67 ⋅ 10 −8 cm 3 / g ⋅ s 2 R 4π 3 3 gM = R ρ ρ= 3 4 πGR ρ = 5,5 g / cm 3 ρ corteza = 2.7 − 3.0 g / cm 3
  12. 12. Proceso de diferenciaciónLa Tierra se calienta en la etapa temprana porcolisiones con planetisimas (la energía cinética setransforma en parte en calor).Presencia de los elementos radioactivos (que empiezan aacumularse en el nucleo) lleva al calentamiento adicionalde la Tierra (desde adentro).
  13. 13. Estructura interna de la Tierra Las ondas sísmicas nos han revelado el interior del planeta Andrija Mohorovicic 1909 superficie de Moho Joseph Barrel 1914 existencia de la astenoesfera Inge Lehman 1936 el nucleo interno es sólido Beno Gutenberg Arthur Holmes 1946 la parte superior del núcleo tiene propiedades de un liquido
  14. 14. Tomografía sísmica Don Anderson Adam Dziewonski años 80 La Tierra no tiene simetría esférica dentro de su interior.
  15. 15. Teoría de las placas tectónicas XVII Francis Bacon notó la semejanza en la forma de las costas de América y de África. 1858 Centinio Snider similitud de bosques paleozoicos en ambos continenes.1912 Alfred Wegener “DieEntstehung Der Kontinente UndOzeane” Los años 60 Harry Hess y Robert Dietz – hipótesis de spreading
  16. 16. Evidencias sobreel movimiento de las placas No existe el fondo oceanico más antiguo que 180 millones de años
  17. 17. Detección del Movimiento de las placas Estudio histórico de lavas (Fred Wine y Drum Mattues) Radiotelescopios GPS

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