Superficies e Interiores planetarios

Dr. Tabaré Gallardo

PLANETOLOGIA PLANETOLOGIA COMPARADACOMPARADA

(primera parte):

SUPERFICIES:Temperaturas, insolación, topografía y composición.

“Polos calientes” de Mercurio (puntos subsolares)

solsidereasinodica solsidereosinodico

111PPP

Equilibrio isostatico: habiendo equilibrio isostatico la gravedad local no es superior en las proximidades de las montañas.

VENUS Y TIERRA

MARTE

DENSIDAD DE CRATERES

MERCURIO

MODELOS DE INTERIORES

2

2

)(

)(

rdrdSrM

G

rmrM

GdSP

2

)(r

drrMGdP

ECUACION DE EQUILIBRIO

HIDROSTATICO

2

)(r

drrMGdP

2

3

34

r

drrGdP

drrGdP 2

34

234 2

2 RGPP CentroSup

Si suponemos densidad constante:

ddP

K •Equilibrio hidrostatico

•Ecuacion de estado

•Gravimetria

•Tomografia sismica

•Masa, radio, rotacion, achatamiento, campo magnetico

•Balance termico: fuentes de calor y conduccion

•Composicion superficial y atmosferica

Herramientas para la construccion de un modelo de interior

LUNA

TIERRA

MERCURIO, VENUS Y MARTE

LOS “PLANETAS” TERRESTRES

EDAD DE LAS SUPERFICIES

TIPOS DE CORTEZA HOY

VE

NU

S Y

TIE

RR

A

LUNA

MERCURIO

MARTE

PLANETAS JOVIANOS

HIDROGENO METALICO

DIAGRAMA DE FASE PARA EL HIDROGENO

DIAGRAMA DE FASE PARA EL AGUA

SATÉLITES HELADOS

MAREAS y transferencia de momento angular

Variación del período orbital lunar

Variación de la rotación terrestre

BIBLIOGRAFIA:•The New Solar System, Kelly Beatty y otros

•The Cosmic Perspective, www.astrospot.com

•Planetary Sciences, Imke de Pater & Jack Lissauer

•Astronomy Today

Procesos geológicos en los planetas terrestres

Dra. Leda Sánchez

PLANETOLOGIA PLANETOLOGIA COMPARADACOMPARADA

(segunda parte):

Superficies e interiores de planetas terrestresNúcleo, manto, cortezaEsculpido de superficies: cráteres de impacto, vulcanismo, erosión, tectónica

La tectónica de placas

• La tectónica de placas en la tierra implica la formación, el movimiento lateral, la interacción, y la destrucción de las placas litosféricas. Este proceso complicado es conducido por el transporte de la energía interna. La litosfera frágil flota encima del astenosfera fluida. Las corrientes convectivas en la astenosfera arrastran la litosfera, que consigue quebrarse en placas más pequeñas por tensión, formando lo que llamamos los continentes.

Evolución tectónica de los planetas terrestres: Luna, Mercurio, Marte,

Venus y Tierra

• Tectónica de impacto: catastrofismo vs. Uniformitarismo. 

• Procesos asociados a la craterización. 

• Aportes al conocimiento de los regímenes tectónicos del Arqueano.

Existen dos escuelas:

• 1) Escuela uniformitarista: que plantea la formación lenta de la corteza ácida, con un pico de formación de corteza entre los 3000 y los 2000 Ma. La corteza oceánica se habría generado a la misma velocidad de que se forma actualmente.

• 2) Escuela Catastrofista: plantea la generación de corteza oceánica por medio de fenómenos catastróficos.

Los efectos más notables de la tectónica de impacto son:

• craterización de la superficie de los planetas, el vulcanismo inicial consecuente y la creación simultánea de grandes inhomogeneidades corticales. Estas junto con la energía procedente de la geodinámica interna de cada planeta, permitieron la iniciación y posterior desarrollo de su evolución tectónica.

Tectónica de impacto

1) impacto - fracturación (2 a 3 veces el radio del crater)

2) melting intrusion

3) uplift erosion-eruption

ESTRUCTURAS DE IMPACTO• Cráteres: Depresión circular o subcircular rodeados

por un borde levantado, Se dividen en: – Cráteres sencillos: Tienen generalmente su fondo cóncavo o

plano y bordes suaves las paredes aparecen escalonadas y grandes cantidades de roca se desploman sobre el fondo.

– Cráteres complejos: Poseen diámetros mayores. Bordes aterrazados y arrugados con amplias zonas de desplome. En ocasiones aparecen picos centrales que sobresalen del fondo del cráter

– Cuencas de Impacto. Se distinguen los distintos tipos:• Cuencas de pico central.- Relativamente pequeñas, con un anillo de

picos rodeando a un pico central

• Cuencas de anillos de picos.- Anillo bien formado pero sin pico central.

• Cuencas multianillos.- Pueden tener hasta seis anillos concéntricos

Los planetas pueden ser clasificados en dos grupos según sus características físicas

Los planetas terrestres, o semejantes a la Tierra, están más cerca del Sol y se componen principalmente de roca y metal. Mercurio, Venus, Tierra y Marte.

Los planetas jovianos o gigantes son muy grandes en comparación con los planetas terrestres y están muy lejos del Sol. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Están constituidos principalmente de hidrogeno y helio en forma gaseosa y líquida.

Plutón, el planeta más exterior, usualmente es considerado como un planeta que no es ni terrestre ni joviano. Esta compuesto de hielo y roca y es mucho más pequeño que los otros planetas. Los planetas jovianos junto con Plutón constituyen los llamados planetas exteriores.

Características básicas de los planetas 

• a mayor tamaño de planeta, la retención de atmósfera es mayor

• la pérdida de atmósfera ocurre lentamente, Marte ya perdió gran parte de su atmósfera (éste tiene una atmósfera densa)

• la atmósfera hace de efecto invernadero, retiene calor que proviene del sol, por lo que el calor interno no se pierde totalmente y ésta perdida ocurre lentamente

• el balance del flujo calórico en la tierra es negativo, el flujo calórico es 2,6 veces menor que en el precámbrico. Existe calor interno porque existe un núcleo fundido y cuando éste último desaparece el planeta comienza a enfriarse y no permite que exista flujo endógeno, por lo que el planeta se fosiliza y solo existen procesos exógenos, siempre y cuando exista atmósfera (y agua) y si no existiesen solo actúan como efectos exógenos los meteóricos.

LunaLuna• Luna: La litosfera de la luna es demasiado gruesa para romperse; tiene una sola placa litosférica. No hay características tectónicas verdaderas en la luna, sólo algunas fallas de expansión / compresión formadas tempranamente en su historia. Es un mundo geológico muerto.

La actividad tectónica lunar es producida por:

1.- Fuerzas externas a.- Grandes impactos.- Producen fosas tectónicas concéntricas en los bordes de los maria, y arrugas denominadas wrinkle ridges b.- Fuerzas mareales.- Producen los lunamotos

2.- Fuerzas internas.- Son el resultado del cambio térmico del interior de nuestro satélite y producen fallas normales que dan lugar a fosas tectónicas y pequeños escarpes y fracturas que no superan los 10 Km.

Los CRÁTERES• Los cráteres lunares se

formaron por impacto de meteoritos. Los estudios de sus tamaños, formas, profundidades, y composición del material expulsado se utiliza para conocer el proceso de craterización (cratering) y como cronómetros.

MAGMA

• La luna preserva rasgos cruciales relacionados a la separación inicial de la corteza, manto y núcleo metálico. El concepto de que la luna pasó por una etapa de fusión substancial (quizás totalmente) cuando se formó, generó el concepto de “océano de magma" Muchos científicos planetarios sospechan que los otros planetas rocosos también pasaron por una etapa de fusión durante o poco después de su formación.

El VULCANISMO

• el anillo oscuro en en este mosaico Clementina del sudoeste de de la cuenca Oriental en la luna es un depósito volcánico vítreo, similar a aquellos depósitos de Mercurio e Io.

TECTONICA / Edad de fosilización• Wrinkle ridges:

sugieren que la superficie lunar fue deformada por las fuerzas tectónicas. La luna es un modelo de deformación, en los planetas de una placa.

• Luna : 3900 Ma

Isótopos de Sm/ Nd en anortositas lunares

MercurioMercurio• presenta una corteza aparentemente sobresaturada, por lo

tanto la corteza reacciona de forma diferente. • Hay zonas de contracción, por lo tanto hay fallamiento

inverso, en cambio en la corteza de la luna se observan fenómenos extensionales (fallamiento normal).

• Las crestas de contracción se observan por la forma del cráter y esa contracción es medible (lo cual da un acortamiento de 1 a 1,5 km).

• La textura generada por contracción se denomina corteza de pan o aterciopelada.

• También hay crestas extensionales.

Presenta algunas fallas de expansión/compresión. Tiene una litosfera y probablemente sin astenosfera. Una vez más la tectónica de placa no puede darse.

• Los escarpes son el resultado de un enfriamiento “rápido”(mayor área superficial con relación al volumen)

• Conserva las cicatrices de un bombardeo cataclísmico. Dado en los inicios de formación del sistema solar.

• Como no tiene atmósfera, los choques son directamente con la superficie.

• Sus cráteres no tienen paredes tan altas como en la luna y no son tan cercanos entre sí.

• Posee corteza delgada, lo que permite que grandes impactos ocasionen salida de magma que pula la superficie.

• Cambios muy bruscos de temperatura debido, de nuevo, a la carencia de atmósfera.

Sol: 350ºC Sombra: -100ºC.

Edad de fosilizaciónMercurio: 3990 Ma

Interior

• Estructura no-homogénea.Corteza: Cuarzo y otros silicatosManto: Silicatos y metalesNúcleo: Hierro principalmente. Constituye la

tercera parte del planeta.a. Posición en la nebulosa de formaciónb. Fue mucho más grande y perdió corteza en

una colisión.

MarteMarte• Marte es geológicamente más diverso,

aunque es también un planeta de una sola placa.

• La extensión y/o la contracción durante el enfriamiento inicial produjeron muchas áreas fracturadas y una enorme rift, llamado Valle de Marineris.

• Marte también presenta rasgos volcánicos.

• Existen cráteres, pero la textura es diferente. • Marte esta atravesado por un sistema de rift (Valle

MARINERIS) de 4000 km de largo. • Este planeta fosilizó en un estadio más avanzado de

su evolución, tanto del ciclo exógeno como del endógeno.

• La zona con impacto meteorítica es muy similar a la de Mercurio (en corteza de Pan), pero existe un sistema dendrítico muy desarrollado (asimilado tentativamente a fracturas).

Otras características• Los cráteres presentan sombras que son dunas. El

nivel de la freática habría subido y éstos médanos fueron retrabajados por el agua y posteriormente fijados, por lo que Marte en algún momento tuvo una atmósfera densa que permitió la formación de médanos.

• Otro rasgo importante que aparece es la presencia de rocas estratificadas, con intercalaciones de hielo, por lo tanto existieron formas exógenas.

• El porcentaje de rocas estratificadas es menor al 5% y presentan formas de mesetas.

• Recordar que para el caso de la tierra el 95% de las rocas arqueanas son ígneas.       

tectónica de Placas• En 1994,

Norman Sleep, un geofísico de la Univ.de Stanford, propuso que Marte había experimentado una etapa, corta y antigua, de tectónica de placas

Dorsa Argentea

• En la zona de Dorsa Argentea, cerca del Polo Sur marciano, existen múltiples crestas sinuosas (wrinkle ridges) que en otros planetas (incluyendo la Tierra) son generadas por procesos de compresión.

La craterización de Arabia Terra

• Se ha propuesto que una zona menos craterizada de Arabia Terra se ha generado por un proceso de extensión tras-arco, fenómeno que tiene lugar en zonas de subducción de buzamiento alto, donde la compresión horizontal es menor. El calor subductivo adelgaza la litosfera, y si es lo bastante elevado llega a generar corteza oceánica, creando un borde de placa constructivo detrás del arco volcánico.

• No ha experimentado las deformaciones como Venus o la Tierra, pero si ha estado mucho más "vivo" que la Luna o Mercurio.

• La actividad tectónica en Marte es evidenciada por el monte Tharsis. Esta área se formó cuando un poco de material caliente del manto ascendió y empujó el material de la litosfera hacia arriba; como una burbuja de aire en un tarro de miel

MONTE OLIMPUS• Existen grandes volcanes en escudo por ejemplo

el MONTE OLIMPUS con un diámetro de 500 a 600 km, diámetro del cráter : 70Km y 25 km de alto.

• Este cráter no es de impacto. Está constituido por rocas fundamentalmente basálticas, hay coladas, rocas piroclásticas de composición básica/máfica.

• Hacia los polos de Marte hay hielo y glaciares, hubieron sistemas fluviales bien desarrollados, hoy fosilizado. En los brazos del rift hay control por fracturas, núcleos con vulcanismo. Comparando tenemos al rift del Rhin y el de Africa, entre otros.

Otro rift de Marte: THARSIS• Presenta fracturación paralela muy importante y

aparatos volcánicos periféricos, la parte central está más deprimida. Hubo entonces riftiamiento y volcanismo, pero no se llegó a la etapa de corrimiento.

• El campo gravitatorio en la zona de THARSIS presenta anomalías importantes. Las mediciones gravimétricas en el monte de THARSIS dan anomalías positivas, esto indica que el sistema de rift a fosilizado o dicho de otra forma fosilizó en una etapa avanzada del Rifting.

• Anomalía de Bouguer positiva, corteza mas delgada y el manto cercano a la superficie.

MONTE THARSIS grandes volcanes. El vulcanismo es periférico

anomalía gravimetrica +

Esquema (de Wise et al., 1979) que trata de explicar las tierras bajas de Marte (corteza fina) y la persistencia del

vulcanismo en la región de Tharsis como una consecuencia prolongada de la formación del núcleo

del planeta.

Volcanes gigantes en escudo

Los volcanes más grandes están situados en grandes elevaciones o domos en las regiones marcianas de Tharsis y Elysium. El domo de Tharsis tiene unos 4,000 kilómetros de ancho y se eleva hasta los 10 kilómetros. Situados en su flanco NO estan tres grandes volcanes escudo: Monte Ascraeus, Monte Pavonis y Monte Arsia. Más allá del extremo noroeste está el Monte Olympus, el mayor de los volcanes de Tharsis.

Convección en el Manto• Las diferencias de color reflejan variaciones de la

temperatura. La regiones calientes aparecen en rojo y las regiones frías en azul y verde, con una diferencia entre las regiones calientes y frías que alcanza los 1000°C.

• Marte a medida que fue perdiendo su atmósfera fue perdiendo el calor interno.

• A menor masa planetaria menos retiene la atmósfera. • El efecto invernadero hace retener el calor que viene del

sol, entonces la energía total del planeta es igual a: E total = E interna + E solar - E disipada en

superficie Si la E total = 0 se fosilizaSi la E total > 0 no se fosiliza, por que no pierde el calor

interno gracias a la atmósfera.

El radio de marte es de 3400 km y hay variaciones entre el radio ecuatorial y el polar del orden de los 40 km.

Luna, Mercurio, Marte

• Estos planetas se diferencian de la Tierra principalmente debido a su tamaño más pequeño, que condujo al enfriamiento más rápido y litosferas gruesas.

• Cualquier falla o fractura son debidos a los movimientos (verticales) radiales, más que a los movimientos laterales de placas en sus superficies. Estos transportan calor de su interior principalmente por conducción a través de celdas externas estáticas, y por lo tanto tienen muy viejas superficies.

VenusVenus

Rasgos Generales

• Superficie más caliente.(Nubes retienen el calor)

• Planeta más redondo• Órbita más circular. e = 0.007 • No tiene campo magnético• En relación con su tamaño, atmósfera más

grande.• Similar a la tierra en densidad y tamaño.

Superficie• Uno de los resultados más significativos

atribuye a la superficie una edad de 500 millones de años, muy pequeña sobre todo si se compara con los casi 4000 millones de años de la corteza terrestre. Teoría: Corteza renovada catastróficamente

•  Procesos dominantes:Vulcanismo basáltico y deformaciones

tectónicas. • Más del 80% superficie: Llanuras hundidas

cubiertas por coladas de lavas. 

• Existen canales de lava hasta de 6800km .• Miles de VOLCANES tipo escudo.• Más de 1500 con diámetros mayores a 20 km.

Ejemplo: Sapas Mons: 400 km de diámetro y 1.5 km de altura.

• Domos Circulares de 35 km de diámetro y casi 1km de alto: producto de lavas muy viscosas.

• Sólo el 8% de la superficie son tierras altas similares a las zonas continentales de la tierra.

• Los volcanes son las formaciones más destacadas, han sido identificados más de 1100, conformando la superficie donde aparecen flujos de lava.

• Destacan también las grandes planicies situadas 4 km por encima de la superficie media del planeta, montañas con 12 kilómetros de altura, que superan el Everest.

• valles con profundidades de 3 km que se extienden a lo largo de más de mil kilómetros con una anchura de centenares de kilómetros.

 

Las coronas de Venus

• Las coronas de Venus, estructuras circulares u ovaladas de 200 a 1000 km de diámetro que constan de un centro elevado rodeado por una banda de rocas muy deformadas (annulus), son objetos únicos en el Sistema Solar.

Se han propuesto dos modelos para explicar su origen:

 a. El modelo térmico

b. El modelo tectónico

Interior

• Corteza, núcleo y manto.

• En su núcleo todavía operan fenómenos de convección pero no hay señales de tectónica de placas que recicle la litosfera rígida.

• La tectónica “actual” está asociada a asenso y descenso de material hacia el interior del planeta.

Tierra de ISHTAR y de APHRODITA

• Las alturas máximas y las profundidades máximas son similares a las de la tierra, aparentemente Venus se fosilizo hace 500 Ma (edad promedio de la superficie). 

• Los montes MAXWEL están vinculados a fosas oceánicas, similares a las de la tierra. Su región central estaba dominada por aparatos volcánicos que hasta hace poco estaban funcionando.

La TierraLa Tierra• Crater de Arizona: tiene un diámetro de 2

km. Aquí se estudió el metamorfismo de impacto, anomalías siderófilas (elem. siderófilos: asociados al Fe metálico (Fe, Co, Ni) con enlace metálico).

• En ninguno de los cráteres se ha preservado el meteorito original. 

• Se encuentran campos de meteoritos si el impacto es de bajo ángulo, rasante al suelo, y si es frontal no se preserva nada.        

.........

• 4100-3900 Ma tectónica de impacto, se creó una anomalía astenosférica (aún los planetas presentaban núcleo)

• Zonas de debilidad, vinculadas a fenómenos volcánicos y exógenos (en la Luna y Mercurio quedaron vestigios)

• El primer fenómeno que apareció, aparentemente, es el de extensión por rifting (importante vulcanismo que genera perturbaciones astenosféricas)

• Vulcanismo periférico o central asociados a zonas de debilidad.

Evolución Geológica de los planetas terrestres

• Los datos aportados por las sondas espaciales permitieron obtener una imagen directa de los planetas terrestres y medir importantes parámetros geoquímicos y geofísicos, que junto al muestreo de rocas lunares efectuada por las misiones Apolo permitieron conocer la edad de diferentes procesos geológicos que actuaron en la Luna y así extrapolar a los demás planetas. 

• Se encontraron rocas de naturaleza anortosítica, sin encontrarse nada más ácido. A partir de esto se acepta que la tierra tuvo una corteza inicial de composición anortosítica.

Satélites helados: posibles evidencias de Tectónica

Ganymedes: Hay mucho de los sistemas de ridges y de canales visibles en la superficie de esta luna de Júpiter, pero la superficie es relativamente vieja. Esto sugiere que quizás Ganymedes tuvo cierta clase de tectónica temprana en su historia. Pero como en Venus, no hay zonas identificables de subducción.

Europa: Esta luna tiene una superficie más joven que Ganymedes y ella se cubre con chevron y ridges superficiales. Se ha sugerido que quizás la superficie cubierta de hielo de Europa pueda experimentar movimientos de tipo“pack-ice" en un océano de agua líquida. Esto se podría ver como una clase de deriva continental.

Io: Tiene una superficie muy joven y un vulcanismo importante, que son generalmente consecuencias de la tectónica. Sin embargo, no hay evidencias de tectónica de placas, como fallas o cinturones plegados.