T1 astronomía cmc

Ciencias del Mundo
contemporáneo
Tema 1
La tierra en el Universo

Un poco de historia de la astronomía….

Tema 1: La tierra en el universo
Antigüedad:
Del Megalítico se conservan grabados en piedra
de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa
Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos
cada estrella está representada por un alvéolo
circular excavado en la piedra.
Hay construcciones megalíticas que sirven para
determinar solsticios, equinoccios, eclipses…
Sumerios
Elaboración de un calendario
agrícola basado en los
movimientos celestes

Antigüedad:
Egipcios
Griegos
El calendario egipcio surge a
principios del tercer milenio antes
de Cristo y es el primer calendario
solar conocido de la Historia, con
una duración del año de 365.25
días (como el actual)
Eudoxio y su discípulo Calipo propusieron la teoría
de las esferas homocéntricas, capaz de explicar la
cinemática del sistema solar.
Aristóteles presentó un modelo con 54 esferas
El calendario Juliano y, más tarde, el Gregoriano -el que usamos actualmente-, no
son más que una modificación del calendario civil egipcio.

Antigüedad:
Universo de Aristóteles
Romanos
Los romanos adoptaron los conocimientos griegos y
adelantaron poco en astronomía. En el periodo cristiano
del imperio romano, se destruyeron los principales
santuarios del conocimiento clásico (biblioteca de
Alejandría, academia de Platón…

Edad Media:
Árabes Los Árabes fueron quienes después de la decadencia
de los estudios Griegos y la entrada de occidente en
una fase de oscurantismo durante los siglos X a XV,
continuaron con las investigaciones en astronomía
dejando un importante legado: tradujeron el
Almagesto y catalogaron muchas estrellas con los
nombres que se utilizan aun en la actualidad, como
Aldebarán, Rigel y Deneb.
Crearon observatorios astronómicos donde realizaron
importantes avances en el estudio de los movimientos
de los planetas y de la eclíptica.

Edad Media:
Reinos
Cristianos
Alfonso X fomentó la traducción de libros astronómicos y
astrológicos, en especial de procedencia árabe y judía,
traducidos por lo general al latín y de esta lengua al
castellano. Entre éstos pueden citarse los Libros del saber de
astronomía.
En Europa dominaron las teorías geocentristas promulgadas por
Ptolomeo y no se presentó ningún desarrollo importante de la
astronomía.
En el siglo XV surgen dudas sobre la teoría de Tolomeo: el
filósofo y matemático alemán Nicolás de Cusa y el artista y
científico italiano Leonardo da Vinci cuestionan los supuestos
básicos de la posición central y la inmovilidad de la Tierra.
Había empezado el Renacimiento.

Renacimiento
Las aportaciones de Nicolás
Copérnico supusieron un cambio
radical en la astronomía.
Copérnico analizó críticamente la
teoría de Tolomeo de un Universo
geocéntrico y demostró que los
movimientos planetarios se
pueden explicar mejor
atribuyendo una posición central
al Sol, más que a la Tierra.

Renacimiento
En principio no se prestó mucha atención al
sistema de Copérnico (heliocéntrico) hasta
que Galileo descubrió pruebas sobre el
movimiento de la Tierra cuando se inventó el
telescopio en Holanda. En 1609 construyó un
pequeño telescopio, lo dirigió hacia el cielo y
descubrió las fases de Venus, lo que indicaba
que este planeta gira alrededor del Sol.
También descubrió cuatro lunas girando
alrededor de Júpiter.

Renacimiento
El observador mas importante del siglo XVI fue Tycho
Brahe, un buen observador y con el dinero para
construir los equipos mas avanzados y precisos de su
época.
Desde 1580 hasta 1597, Tycho observó el Sol, la Luna y
los planetas en su observatorio situado en una isla
cercana a Copenhague y después en Alemania.
Realizó un catalogo estelar, dando la posición exacta de
mas de 70 estrellas.
Sus observaciones, que eran las mas exactas disponibles,
darían posteriormente las herramientas para que se
pudieran determinar las leyes del movimiento celeste,
dadas por su ayudante y uno de los mas grandes
científicos de la historia: Johannes Kepler

Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento
planetario, afirmando que los planetas giran alrededor
del Sol y no en órbitas circulares con movimiento
uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes
velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al
Sol están relacionadas con sus periodos de revolución.
Las leyes de Kepler :
1.- Los planetas giran alrededor del Sol en orbitas elípticas estando este en uno de sus focos.
2.- Una línea dibujada entre un planeta y el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
3.- El cubo de la distancia media de cada planeta al Sol es proporcional al cuadrado del
tiempo que tarda en completar una órbita.

Isaac Newton:
A partir de las observaciones y conclusiones de Galileo, Tycho Brahe y Kepler, Newton
llegó, por inducción, a sus tres leyes simples del movimiento y a su mayor
generalización fundamental: la ley de la gravitación universal.
Newton además modificó los telescopios creando
los telescopios reflectores Newtonianos que
permitieron la observación mas claras de objetos
muy tenues.
El desarrollo de este y otros sistemas ópticos,
dieron a la astronomía un vuelco fundamental y se
comenzaron a descubrir, describir y catalogar miles
de objetos celestes nunca observados.

Siglo XX
Albert Einstein propuso su Teoría de la Relatividad General en la que se
deduce que el universo no debe ser estático sino que se encuentra en
expansión
William de Sitter elabora un modelo de un universo en expansión
Friedman y Lamaître llegan a las mismas conclusiones:
Se comenzó a pensar que si el universo se encuentra en expansión
alguna vez todo debió estar unido en un punto de luz al cual llamó
singularidad o "átomo primordial" y su expansión "Gran Ruido"
Fred Hoyle (contrario a la teoría) bautizó este modelo como teoría del
Big Bang.
Finalmente George Gamow dijo que el universo se creó a partir de una
gran explosión (Big Bang) y hace poco tiempo se ha conseguido “oír”
el eco de esta gigantesca explosión primigenia.

Siglo XX
Teoría del Big Bang

La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad
infinita, que en un momento dado "explota" generando la
expansión de la materia en todas las direcciones y
creando lo que conocemos como nuestro Universo.
La explosión provocó la transformación de la energía en
materia según la ecuación de Einstein.
El hidrógeno y el helio habrían sido los productos
primarios del Big Bang,
Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se
condensaron en estrellas y en galaxias.
Según se expandía el Universo, la radiación residual del
Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una
temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de
radiación de fondo de microondas fueron detectados por
los radioastrónomos en 1965

Las pruebas del “BIG BANG”
Efecto dopler
El efecto Doppler es el cambio de frecuencia de las ondas, ya sean sonoras,
luminosas o de cualquier otro tipo, cuando el emisor de las ondas se acerca o se
aleja del observador
Las ondas de luz emitidas por las galaxias presentan una desviación hacia el rojo,
lo que indica que se alejan de nosotros.

Las pruebas del “BIG BANG”
Enfriamiento del Universo
En 1948, Alpert, Herman y Gamow calcularon la temperatura del universo en 3ºK
En 1965 Penzias y Wilson descubrieron con una antena, la radiación cósmica
de fondo, una radiación electromagnética correspondiente a un cuerpo que se
encuentra , precisamente, a 3ºK
Esta radiación cósmica de fondo es
responsable de la mala recepción en la
señal de televisión ocasionalmente.

Edad del Universo
La edad estimada del Universo está entre 13800 y
15000 millones de años.
La expansión todavía continúa…..
Pero … ¿Hasta cuándo?

Edad del Universo
Densidad del universo mayor que la densidad crítica
Durante muchos años, teoría
y observación favorecieron el
escenario del “Big Crunch”
Se trataría de un Big Bang a
la inversa
Al terminar la época de
expansión, el Universo
volvería a contraerse y
calentarse

Edad del Universo
Densidad del universo menor que la densidad crítica
El descubrimiento de la
aceleración cósmica
elimina la posibilidad del
Big Crunch
El Universo se expandirá
sin límite, a mayor
velocidad cada vez.
Llegaremos al Big Rip

Nacimiento del Universo
Big Bang y Big Crunch

Edad del Universo
Densidad del universo igual que la densidad crítica
El Universo se expandirá sin límite, hasta dejar a la Vía
Láctea aislada en el centro del Universo observable.
Nos quedaremos solos

Edad del Universo
Muerte térmica del Universo
 Todas las estrellas masivas explotarán
 Las estrellas similares al Sol acabarán como enanas
blancas en unos pocos billones de años
 Tanto éstas como el material intergaláctico acabará
alimentando agujeros negros gigantes
 Y los agujeros negros acabarán evaporándose, en
escalas de tiempo inimaginables

Edad del Universo

Universo oscilatorio: Teoría controvertida

Materia oscura
30%
Estrellas,
planetas, etc
Energía Oscura
65%
5%
Materia del Universo

Estudio del Universo
Se hace basándonos en la radiación que emiten los cuerpos.
Los detectores de esta radiación pueden ser:
Radioastronomía: Detectan las radiaciones de mayor longitud de onda .
Se localizan en la superficie terrestre.

Métodos de estudio del Universo
Astronomía Infrarroja
Sirven para detectar regiones de
formación de estrellas, núcleos de
galaxias activas…
La atmósfera absorbe rad. IR, luego las
observaciones desde tierra firme son
limitadas

Astronomía Ultravioleta
Sirven para detectar galaxias activas, novas,
supernovas…
La atmósfera (capa de ozono) absorbe rad.
UV, luego las observaciones se hacen desde
satélites

Astronomía de rayos X y rayos gamma
Sirven para detectar procesos muy violentos como
formación de agujeros negros o choques de
galaxias

Vida de una estrella
¿Qué es una estrella?
Una estrella es, en una definición sencilla, una esfera de gas, en su
mayor parte formada por hidrógeno (H) y helio (He) con un núcleo
muy caliente donde se producen las reacciones nucleares de fusión
que son el origen de la luminosidad emergente en su superficie
Energía
4 protones
1 núcleo de helio
(2 protones + 2 neutrones)
E = m c2

Nacimiento:
Actúan dos tipos de fuerzas
Contracción
Dispersión
F. Centrífuga
Energía Interna

Presión de radiación
Gravedad

Nacimiento:
Si las fuerzas de dispersión > Fuerzas de contracción:
La nube de gas y polvo se deshace totalmente
Si las fuerzas de dispersión < Fuerzas de contracción:
Colapso gravitatorio Protoestrella
Millones de años

Colapso gravitatorio
1. Caída de la materia hacia el núcleo
2. Aumento de choques entre las partículas
3. Aumento de presión y temperatura
4. La energía gravitatoria se transforma en energía interna y radiación
5. La radiación provoca la luminosidad propia de la estrella

Evolución de la estrella
1. Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza
de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar.
2. El hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo
de la estrella reaccionan entre sí. De nuevo se libera energía y la
contracción se detiene.
3. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la
contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del
desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a
temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y
el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la
secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume
todo el hidrógeno que hay.
4. El proceso puede durar 10.000 millones de años

Es la etapa de la vida de la estrella en la
que las reacciones predominantes en el
núcleo son 4 H+  He++ + energía
El Sol lleva en esta fase 5 000 000 000 años y
quema en cada segundo unos 500 millones
de toneladas de H
Tamaño de la Tierra
Secuencia
principal de
una
estrella

Propiedades de la secuencia principal de una estrella
120 MSol 15 RSol
T = 50 000 C
12 MSol 8 RSol
T = 30 000 C
2.5 MSol 2.5 RSol
T = 9500 C
1.5 MSol 1.5 RSol
T = 7000 C
1 MSol 1 RSol
T = 6 000 C
0.7 MSol 0.7 RSol
T = 5000 C
0.5 MSol 0.6 RSol
T = 3500 C
M < 0.08 MSol límite subestelar
Enanas marrones

Cuando el Hidrógeno se consume…
Capa de H en ignición
Núcleo de He
Capa de H inerte
Estrellas de tipo solar
El núcleo se contrae
Las capas exteriores se expanden
Fase de gigante roja

El núcleo de He hace ignición, produciendo C y O
Núcleo de C y O
Capa de H inerte
La estrella adquiere una estructura
de “cebolla” y diversos fenómenos
producen la expansión de la
envoltura
Capa de H en ignición
Capa de He en ignición

Muerte de una estrella
Depende de la masa de la estrella. Hay dos posibilidades:
1. Masa < 1,4 masa solar La estrella se enfría y palidece.
2. Masa > 4-8 masa solar Continúa la fusión de elementos
Cada vez que se agote un elemento se vuelve a producir una contracción,
hasta que concluya con la fusión de átomos de hierro, que provoca un
colapso brusco:
IMPLOSIÓN

IMPLOSIÓN
Aumento de densidad
Efecto rebote
Formación de onda de choque
Explosión muy violenta
Supernova

Evolución de las estrellas
http://www.iesmariazambrano.org/Departa
mentos/flash-educativos/estrellas.swf
http://www.youtube.com/watch?feature=p
layer_embedded&v=H1kuuCqfLP0

NOVAS Y SUPERNOVAS
Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material.
Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular.
Parece que ha nacido una estrella nueva.
Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma
súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo
durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye
o altera a la estrella.
Las supernovas son mucho mas raras que las novas, que se observan con
bastante frecuencia en las fotos.
Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán
para formar nuevas estrellas.

La explosión de una supernova es
mas destructiva y espectacular que
la de una nova.
Esto es poco frecuente en nuestra
galaxia, y a pesar de su increíble
aumento de brillo, pocas se
pueden observar a simple vista.
Hasta 1987 solo se habían identificado tres a lo largo de la historia.
La mas conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen
como la nebulosa del Cangrejo. La de 1987 ocurrió en la Gran Nube de
Magallanes, una galaxia pequeña, próxima a la Vía Láctea

CUASARES
Los Cuásares son objetos lejanos que emiten
grandes cantidades de energía, con radiaciones
similares a las de las estrellas. Los cuásares son
centenares de miles de millones de veces mas
brillantes que las estrellas. Posiblemente, son
agujeros negros que emiten intensa radiación
cuando capturan estrellas o gas interestelar.
Los Cuásares emiten ondas de radio y por
eso no son visibles, sino que se detectan
mediante radiotelescopios.
La palabra Cuásar es un acrónimo de
quasi stellar radio source (fuentes de
radio casi estelares).

PULSARES O ESTRELLAS DE NEUTRONES
La palabra Pulsar es un acrónimo de
"pulsating radio source", fuente de radio
pulsante.
Los Pulsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos
regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.
Los estudios indican que un pulsar es una estrella de neutrones pequeña
que gira a gran velocidad. El mas conocido esta en la nebulosa de Cangrejo.
Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una
bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten
una gran cantidad de energía. En general los pulsares nacen en las
explosiones de las Supernovas, pero pueden tener otros orígenes

AGUJEROS NEGROS
Son cuerpos con un campo gravitatorio extraordinariamente grande. No
puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son
negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz
entre pero no salga.
Se detectan gracias a que la materia, al acelerar antes de ser “tragada” por
el agujero negro, emite Rayos X.
Hay dos tipos de agujeros negros:
• cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy
pequeño
• cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los
centros de las galaxias. En el centro de la Vía Láctea hay un agujero
negro llamado Sagitario A* y tiene una masa de 3 millones de soles.

De estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una
evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su
nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la
estrella pueden ser una estrella de neutrones.
Si una estrella es mucho mas masiva que el Sol, llega un momento
en su ciclo en que ni tan siquiera los neutrones pueden soportar la
gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.

Un esquema de la evolución estelar

El sistema solar
Características:
•Los planetas tienen un movimiento de traslación alrededor del sol.
•Giran en un plano: La eclíptica
•Sentido de giro: Sentido directo (contrario a las agujas del reloj)
•Los planetas tienen rotación: (sentido directo salvo Venus y Urano)
•El sol supone el 99,85% de la masa del sistema solar

FORMACION DEL SISTEMA SOLAR
Hay una teoría que explica que probablemente el Sistema Solar se
formo a partir de una nebulosa de gas y polvo, rica en todo tipo de
elementos, procedente de la explosión de una Supernova.
La onda de choque provocada por la explosión de la supernova,
provoco la contracción de la nebulosa. En la parte central comenzó
a formarse el Sol.
Alrededor del Sol quedaron el resto de materiales formando un
disco plano. Los mas pesados quedaron cerca del Sol y los mas
ligeros (Gases) en el exterior.
En cada zona del disco comienza a formarse un planeta, atrayendo
la materia cercana gracias a la fuerza de la gravedad.

Origen del sistema solar
Teorías
Catastrofistas: Buffon
Evolucionistas:
Hipótesis planetesimal (cuasicolisión)
Laplace.- Hipótesis nebular
Modelo de Ter Haar
Modelo de Hoyle

Modelo de Hoyle
Es el más aceptado actualmente
Propone:
1. Una formación del sistema solar por condensación gravitatoria.
2. La diferenciación por gravedad hace que los planetas interiores
sean sólidos y los exteriores gaseosos.
3. Los planetas interiores y exteriores están separados por el
cinturón de asteroides
4. Origen común al sol y los planetas hace 4500 millones de años

LA TIERRA EN MOVIMIENTO
Nuestro planeta es el tercero del Sistema Solar, a 150 millones de km del
Sol. Orbita alrededor del Sol en orbitas elípticas, en uno de cuyos focos esta
el Sol, a una velocidad de 29,5 km/s.
Este movimiento de Traslación dura 1 año (365dias, 5 horas y 27 minutos) y
tiene una longitud de unos 930 millones de km.
La Tierra es un elipsoide irregular, esta achatada por los polos, por los cuales
pasa un eje sobre el que efectúa un movimiento de rotación. Este
movimiento dura 24 h.
Por otra parte, su eje no esta fijo, sino que remueve en un movimiento de
precesión, según el cual el eje describe una circunferencia con unperíodo de
25767 años.

Estructura de la tierra
La formación de la Tierra
responde al modelo de Hoyle, con
una distribución de elementos en
función de su densidad.

Dinámica terrestre
El planeta Tierra no es algo estático. Está sometido a distintas fuerzas
Fuerzas geológicas internas
Fuerzas geológicas externas
Corrientes de convección
Elementos radiactivos
Agentes geológicos externos
Meteorización y erosión.
Gravedad
Energía solar

La corteza terrestre
Se diferencian:
La corteza continental
La corteza oceánica
•Espesor medio 35-40 km
•Composición:
Exterior – Granitos
Interior – Basaltos
•Termina al pie del talud continental

Se diferencian:
•Espesor medio de 7 km
•Composición más homogénea (rocas
magmáticas)
•Menor edad que la corteza continental
•Rocas más densas
•Ocupa el 60% de la superficie terrestre

Relieve mucho más variado

El estudio de la corteza
Ha aumentado mucho en los últimos años el conocimiento tanto de
la corteza como del interior de la tierra.
Métodos de estudio
Métodos directos
Métodos indirectos
Sondeos
Minas
Volcanes
Orógenos
Anomalías gravimétricas
Resistividad eléctrica
Ondas sísmicas
Meteoritos
Densidad

El estudio de la corteza por métodos directos
Sondeos
Volcanes
Minas
Orógenos

El estudio de la corteza por métodos indirectos
Anomalías
gravimétricas
Resistividad eléctrica
Densidad
Ondas sísmicas
Meteoritos

Teorías de formación de los continentes
Enfriamiento y
contracción
Teoría del Enfriamiento-contracción
1. Finales del siglo XIX
2. La tierra, muy caliente en sus orígenes se
enfría paulatinamente
3. El enfriamiento origina contracciones:
1. La superficie se agrieta – FALLAS
2. La superfice se pliega - MONTAÑAS

Teorías de formación de los continentes
Teoría de las Corrientes Convectivas
Las corrientes del manto arrastran a los materiales situados por encima

Enigmas biológicos
¿Por qué especies muy similares viven a miles de Km
de distancia?
Marsupiales: América vs. Australia
Aves: Ñandú vs. avestruces
¿Por qué aparecen fósiles de la misma
especie en lugares aislados entre sí?
Mesosaurus, en
América y África
Los científicos hablaban de puentes intercontinentales
ya desaparecidos

Enigmas biológicos

Enigmas geológicos
1. Continuidad de cadenas
montañosas.
2. Estructuras geológicas
análogas a ambos lados del
Atlántico.
3. Restos glaciares en zonas de
clima tropical.
4. Yacimientos de carbón en
zonas frías

Enigmas geográficos
Encaje de África y
Sudamérica especialmente,
pero también otros
continentes

La deriva continental
Teoría propuesta por Alfred Wegener:
• Todos los continentes estaban unidos en
uno sólo: El Pangea
• Hace 200 m.a. se rompió el Pangea.
• Los continentes empezaron a moverse:
Deriva continental
Su teoría respondía bien a la mayoría de los
enigmas anteriormente comentados
La teoría no fue bien acogida, pues
Wegener no pudo explicar el “motor” del
movimiento de los continentes

Confirmación de la teoría
Pruebas paleomagnéticas
Los compuestos con elementos férricos en su composición, cuando se enfrían,
los orientan hacia el polo Norte Magnético.
El estudio de los minerales indica la posición del polo Norte en distintas épocas.
Estos estudios muestran orientaciones que sólo son posibles si los continentes
se han movido
N
S
N
S

Pruebas oceanográficas
Tras la II Guerra Mundial comienzan a estudiarse los fondos oceánicos. El
desarrollo tecnológico (sónar, submarinos…) permite grandes avances
Las observaciones más relevantes fueron:
1. Presencia de grandes dorsales montañosas en el
centro de los océanos
2. Actividad volcánica en el centro de las dorsales
3. Capa de sedimentos muy inferior a lo esperado
4. Edad de la corteza oceánica (rocas de la corteza)
inferior a los 200 m.a
5. Estudios sísmicos submarinos (localización de
epicentros en determinadas zonas)

Dorsal Centro Atlántica

Expansión del fondo oceánico
Hipótesis de Harry Hess (1960)
A través de grietas en el fondo de los océanos, por medio de
corrientes de convección, sugeridas por Holmes en 1931, surge
magma fluido que, gradualmente, se solidifica en las márgenes
de esas hendiduras y genera crestas montañosas.
Se crea suelo oceánico nuevo. Pero el magma en fusión sigue
derramándose continuamente, empujando los fragmentos de
la antigua placa.
El frente de la placa, a su vez, baja nuevamente hacia el manto, en
las fosas oceánicas, siendo destruida por el magma en fusión y
realimentando las corrientes de convección

Expansión del fondo oceánico
Paleomagnetísmo
La tierra sufre inversiones periódicas del campo
magnético.
Los elementos férricos de las lavas solidificadas en
cada uno de estos periodos señalan hacia el polo N
(situación en ese momento).
A ambos lados de las dorsales se observan bandas
alternas de lavas con polaridad normal
alternándose con otras de polaridad invertida.
Esto indica:
La corteza se crea hacia ambos lados de la dorsal
y a medida que se enfría se registra la polaridad
que tenía la Tierra en ese momento

Tectónica de placas
Surge en 1968, con la aportación de muchos científicos como unión de la deriva
continental y la expansión del fondo oceánico.
Se trata de una teoría global que explica numerosos hechos geológicos y geográficos:
• Yacimientos minerales
• Localización de volcanes
• Formación de cordilleras
• Expansión del fondo oceánico
• Fenómenos de isostasia

Isostasia
Se quita peso
El corcho asciende
El corcho baja
Se añade peso

Isostasia
Ascenso de los continentes
Descenso de los continentes
Erosión
Sedimentación

La corteza terrestre está dividida en placas.
Los límites de las placas son:
1. Las dorsales oceánicas.
2. Las fosas tectónicas.
3. Las fallas transformantes.

Las dorsales
oceánicas.
Las fallas Las fosas tectónicas.
transformantes.
En las dorsales se
crea nueva corteza
En las fosas se
En los bordes destruye la corteza
laterales de las placas
ni se crea ni se
destruye la corteza

Movimiento de las placas
Corrientes de convección:
El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento de
densidad) se hunde de nuevo.

Arrastre de las placas
Material recién salido
Material viejo
más frío y denso
El material recién formado está caliente y es menos denso que el material
que se aleja de la dorsal. Este último material, más frío y denso tiende a
hundirse arrastrando al resto de la placa

Empuje de placas
Material elevado
La gravedad
hunde la placa
El material asciende, arrastra las placas y cuando se enfría (aumento de
densidad) se hunde de nuevo.

Tipos de placas
Según el tamaño:
•Placas grandes
•Tamaño Medio
•Placas pequeñas
Según la composición: oceánicas, continentales y mixtas

Contacto entre placas
Bordes constructivos
Se sitúan en las dorsales oceánicas y en los rift continentales, como por
ejemplo en el Rift Valley en África y en la dorsal atlántica.
La actividad volcánica que se produce en estas zonas, como consecuencia de
su divergencia, determina la formación de nueva corteza oceánica y provoca el
ensanchamiento de los fondos oceánicos y la separación progresiva de las
placas adyacentes.

Bordes destructivos
Dos placas chocan. Pueden
darse tres situaciones:
1. Choque de placa oceánica
contra oceánica.
2. Choque de placa oceánica
contra continental.
3. Choque de placa
continental contra
continental.

Bordes destructivos
1. Choque de placa oceánica contra oceánica.
La placa más densa subduce por debajo de la más ligera.

Bordes destructivos
2. Choque de placa oceánica contra continental.
La placa oceánica (más densa) subduce por debajo de la continental.

Bordes destructivos
3. Choque de placa continental contra continental.
Los sedimentos situados entre las dos placas se pliegan y elevan.
No hay actividad volcánica

Bordes transformantes
No se crea ni se destruye corteza. Hay mucha actividad sísmica

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