PETROLOGIA IGNEA

Jaime R. Gelvez

Gelogo UIS, 2002

MSc. Geoqumica Elemental e Isotpica y Procedencia de Sedimentos.Shimane University, 2006

Laboratorio de Petrologa-ICP

jaime_gelvez@hotmail.com

- Theory of the Earth (Anderson, 1989)

- Meteorites, comets and planets (Davis, ed., 2003)

- Igneous Petrogenesis (Wilson, 1993)

- Dinamics of Crustal Magma (Annen y Zelmer, ed., 2003)

- Isotope Geology (Allegre, 2008)

- Radiogenic Isotope Geology (Dickin, 2005)

- Using Geochemical Data (Rollinson, 1993)

- Atlas de Petrografia (MacKenzie y Gilford)

- Petrography of Igneous and Metamorphic rocks (Philphotts, 2003)

- Atlas of Igneous Rocks and their textures (MacKenzie y Gilford)

Journals que tratan aspectosRelacionados con la Petrologa gnea

Evaluacin

- 3 previos de teora, 20% c/u. Ultimo previo acumulativo.

- Laboratorio 30%

- Salida 5 %

- Presentacin de profundizacin 5%.

PETROLOGA GNEA

Conceptos Bsicos:

Petrografa

Petrognesis

Petrologa

Secuencia de Estudios

Satelital-Area

Campo

Laboratorio:

Anlisis macroscpicosAnlisis microscpicos Qumica mineral (Microsonda, SEM, Catodoluminiscencia)Qumica de roca total (XRF, ICPMS, TIMS, INNA)Geoqumica Isotpica (Radiognicos, Estables)(ICPMS, LA-ICPMS, SHRIMP, INNA)

Modelo Geolgico

TEMA 1

Origen del Universo, sistema solar y tierra.

Teora del Big Bang, origen del tomo y los elementos qumicos.Nucleosntesis.

Formacin de Galaxias, Estrellas y Planetas.

Meteoritos

Formacin y Estructura de la Tierra.

Profundizacin: Origen de la vida desde el punto de vista geolgico, Lopez-Caballero y Pantoja-Alor, 2003.

Lectura suplementaria: El primer minuto despus del Big Bang,Spagnolo, 2005.

Classification of meteorites. (Davis, 2003).

ORIGEN Y EVOLUCIN DEL UNIVERSO

Toda la materia

se componen

de tomos

y elementos

qumicos

que

tienen

su

origen

en las

estrellas.

http://www.lsst.org/Science/images/CompositionCosmos_550.jpg

CONTENIDO DEL UNIVERSO

4% tomos. Esta es la materia ordinaria, de la cual estn hechas las estrellas, lo mismo que cualquier cosa que vemos y tocamos.

23% del Universo es materia invisible oscura, una misteriosa forma de materia intrnsicamente diferente de los tomos. Esta materia no irradia luz como la materia ordinaria, pero es detectada solo indirectamente por su gravedad.

73% es una forma misteriosa de energa, apodada energa oscura, la cual acta como especie de fuerza de anti-gravedad y es responsable de la aceleracin de la expansin del universo.

http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jpg

Tomado de: Enciclopedia del Espacio y el Tiempo

LAS ESTRELLAS Y LOS ELEMENTOS QUMICOS

Las Plyades

hidrgeno

helio

LAS GALAXIAS

LA VA LCTEA

Vivimos

en la periferia

de una

galaxia

Nuestro

lugar

en el Universo

La Tierra El Sistema Solar

La Va Lctea

Grupo Local

Tomado de: Enciclopedia del Espacio y el Tiempo

Como ocurri est evolucin en la composicin qumica?.

LA EXPANSIN DEL UNIVERSO

Las galaxias se mueven

Hubble y la expansin

del Universo

Edwin Hubble1889-1953

Funcion

lineal que

relaciona

la distancia

que

nos

separa

de otras

galaxias

y la velocidad

a la que

se alejan

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/00/Universe_expansion_es.png

El plasma primordial Estadio

inicial, similar al interior de las

estrellas

donde

la materia

se transforma

por

reacciones entre partculas

elementales.

12 partculas

elementales divididas

en dos grandes

grupos:-

Quarks: constituyen

protones

y

neutrones-

Leptones: electrones

y

neutrinos (alta

velocidad, masa cero no detectables).

-

Bosones: Transmiten

las cuatro

fuerzas

fundamentales.

Fotones

tranmisten

la fuerza electromagnetica. Portan cuantos

de energia

y generan

el

espectro

electromagnetico

Teoria

del Big Bang y evolucin

del universo

EL MODELO DEL BIG-BANG

Inflacin: lo desconocido

?

10-4

s

?

Confinamiento

de quarks: protones

y neutrones

10-4

s

100 s

Protn

(Nmero Atmico)

Neutrn

Nucleosntesis: nacen

los ncleos

100 s

3 min

75% hidrgeno

25% helio

Recombinacin: la formacin

de los tomos

3 min

400000 aos

-Disminucin de T, caida

de energia

de los Fotones, evita su absorcin por los electrones.

-

Electrones son capturados por protones. Formacin de tomos

-

No electrones libres generan fotones libres que se desplazan. Universo visible.

Disminucin de energa de los fotones con el tiempo y aumento de longitud de onda concentrndose en la zona de microondas del espectro. FONDO COSMICO DE

MICROONDAS

LAS PRUEBAS EXPERIMENTALES

Fondo

Csmico

de Microondas (descubierto

en 1964,

Penzias y Wilson)

Composicin

de estrellas antiguas

de nuestra

galaxia:

hidrgeno (incluido el istopo deuterio)

y helio

RADIACIN NO HOMOGNEA

Mapa

Fondo

Csmico

de Microondas: satelite

COBE.

1992

Mapa

Fondo

Csmico

de Microondas: satelite

WMAP.

2003

Que

siguio

al BIG-BANG?

Grumos

de materia

= grmenes

de galaxias

Hace

13.000 millones

de aos

Agrupamientos

de

Materia

por accin

de la

gravedad

Las primeras

estrellas. Nucleosntesis estelarHace

13.000 millones

de aos

La gravedad

hiz

que

nubes

masivas

de H y He colapsaran

sobre

si mismas, concentrando

el gas en el centro

por

ende

aumentaba

la

presin

y la temperatura.Con temperatura

y presin

suficiente

comenzaron

reacciones

de

fusin, generacin

de nuevos

elementos

y separacin

por

densidad.Nucleosntesis: Sntesis de los ncleos atmicos naturales conocidos, a partir de los ncleos primarios de H y He csmico

www.astrocosmo.cl/.../b_p-tiempo-03.07.07.htm

En una estrella, cada segundo 600 millones de toneladas de Isotopos

de H se convierten en Isotopos

de He,y

de este ltimo, secuencialmente se van generando

otros isotopos

( N, C, O, F y Be) por reacciones termonucleares al interior de

las estrellasLa temperatura interior aumenta y se pueden producir ms caminos de sntesis nuclearGenerando isotopos de Ne, Na, Mg, Si, S P y finalmente Fe.

Las estrellas evolucionan como si fueran una cebolla en la que cada capa se produceCombustin termonuclear con qumica diferente

www.astrocosmo.cl/.../b_p-tiempo-03.07.07.htm

Las reacciones termonucleares y generacin de isotopos

aumentan P y T hacen quela estrella Colapse y explote en una SupernovaLas estrellas nacen, brillan y mueren y el tiempo de vida depende de su masa inicial, a mayor densidad menor tiempo de vida.

http://html.rincondelvago.com/files/8/6/3/000588638.jpg

http://html.rincondelvago.com/files/8/6/3/000588638.jpg

Radiacin del fondo csmico

Formacin

de un sistema

planetario

El origen

del sistema

solar

El sistema

solar se form

a partir

de material interesteral

que

previamente habia

sido

procesado

y sintetisado

por

otras

estrellasde otra

forma no

existira

material disponible

para

formar

los planetas

rocosos.

El origen

del sistema

solar

El sistema

solar se form

a partir

de material interesteral

que

previamente habia

sido

procesado

y sintetisado

por

otras

estrellasde otra

forma no

existira

material disponible

para

formar

los planetas

rocosos.

Globulo

de Bok

Globulo

de Bok en contraccin

ACRECION DE PLANETESIMALES

Acrecin

Homognea

Acrecin

Homognea

https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp

Chondrites All other rocks

https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp

http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jpg

Tomado de Faure, (1998)

http://www.space.com/images/composition_i0109d_02,1.jp

http://www.astronomynotes.com/solarsys/planet-cores.png

O50.7%

Mg15.3%

Fe15.2%

Si14.4%S3.0% Al1.4% Ca1.0%

Composicin del Planeta Tierra

Con estos ladrillos se construy nuestro planeta ???!!!!!!

?

www.mnh.si.edu/earth/text/4_1_5_0.html

O50.7%

Mg15.3%

Fe15.2%

Si14.4%

S3.0%

Al1.4%

Ca1.0%

Planeta Tierra

Los Meteoroides se originan en cuatro reas de nuestro sistema solar

Cinturn de Asteroides !!!!! Cometas Luna Marte

https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp

news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3281611.stm

Los Crteres de Impacto ms grandes del mundo

70 Km de dimetro Quebec (Canad)

Manicouagan

www.cbc.ca/.../wonder_manicouagan_crater.html210 Ma

250-280Km de dimetro65 Ma

14 Km de dimetro350 Ma

meteorites.asu.edu/met-info/index.html

Barringer Meteor Crater near Winslow, Arizona

50 mil aos~2 km de dimetroArizona. USA

http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Images/AsteroidDisrupted.jpg

Tipos de Meteoritos:

Designation Proportion of metal & silicate

Stony (Petreos) >> 50 % silicate

Stony-iron ~ 50% metal, ~ 50% silicate)

Iron (Metlicos) >> 50% metal alloy

Meteorites:different types

Designation Type of rock (Texture)

Chondrite agglomerate-- never melted(stony)

All else igneous; impact breccias--(stony, stony- melted at least onceiron, iron)

I. METEORITOS INDIFERENCIADOS

(Ptreos)

Chondrites

Meteorite type most often seen to fall (85.6%)

Earliest-formed rocks(ages: ~4.55 b.y.)

Formed in solar nebula Solar-like bulk composition

(planetary building blocks)

Chondrites most contain chondrules

mm to sub-mm-sized objectsformed as melted dispersed objects

some contain refractory inclusions (CAIs)mm to cm-sized objectsformed at high temperatures in solar nebula

some contain pre-solar grainsgrains formed around other stars

some contain pre-biotic organic matter

matrix

chondrules

0.2 mm

Chondritic texture: an agglomeration of chondrules and fine-grained matrix

CAIs

contains CAIs andpre-solar grains

CAIs

Carbonaceouschondrite

chondrules

Image: J.A. Wood

Differentiatedmeteorites

DAG 485 (urelilite)

Gibeon (IVA iron) Millbillillie (eucrite)

II. METEORITOS DIFERENCIADOS

Achondrite - any stony meteorite NOT a chondrite - samples of crusts and mantles of differentiated asteroids, the Moon, and Mars

SNC Grupo

HED Grupo

(Ptreos)

Big! iron meteorite

Irons - samples of the cores of differentiated asteroids

Iron meteorite:slow-cooling ina metallic core

Mesosideriteorigin:

collision of astripped metalcore & anotherdifferentiatedasteroid?

Como usar la informacinde los meteoritos

Basaltic Achondrite Best Initial

Como usar la informacinde los meteoritos

Chondritic Uniform Reservoir

Como usar la informacinde los meteoritos

10

100

La Ce Pr Nd Sm Eu Gd Tb Dy Ho Er Tm Yb

UCC (R-G)GraniteFelsic VolcanicAndesiteBasalt

p

p

m

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p

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h

o

n

d

r

i

t

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https:/.../Geology%20Notes/Meteor/meteor.asp

www.sondasespaciales.com/index.php?option=com...

4.600-4.550 Ma

PlanetisimalesGran Bombardeo

4.550 Ma: Nuestro proto-planeta adquiere forma cercana a la esfrica. Su superficie es un mar de magma que se enfra para formar corteza de material basltico. Se forma el ncleo metlico

www.sondasespaciales.com/index.php?option=com...

Teora de William Hartmann

4.530 Ma

Formacin de la Luna

COLISIONES!!!

4.550 Ma: Nuestro proto-planeta adquiere forma cercana a la esfrica. Su superficie es un mar de magma que se enfra para formar corteza de material basltico. Se forma el ncleo metlico

ORIGEN DE LA LUNA (WILLIAM HARTMANN)

4.400 Ma: Edad de los circones ms antiguos. Erosin de antiguos granitos?!3.900 Ma: Actividad fotosinttica (13C negativo)Pansdermia?..colisin ?

EVENTOS ENTRE LA FORMACIN DE LA LUNA Y FINALESDEL GRAN BOMBARDEO TERMINAL

EVENTOS POSTERIORES AL GRAN BOMBARDEO TERMINAL

3.600 Ma:Primer Continente (Vaalbara)

3.500 Ma: Primeros microfsiles

2.800-3.000 Ma: Granitos Masivos(Formacin de extensos continentes)

2.600 Ma: Primeras Capas Rojas (BIF)(Atmsfera Oxidante)

3.900 Ma (COLISIONES)

(Final del Segundo bombardeo : Evidencias en las cuencasde impacto en la Luna y Marte)

Impacto de Asteroides + Elementos Radioactivos + Energa Gravitatoria =Fusin parcial del planeta y diferenciacin en ncleo y manto

CORRIENTES DE CONVECCION

Toda una historia de concentraciToda una historia de concentracin de materia escasa en el n de materia escasa en el universo (universo (

complejidad)complejidad)

CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN EL UNIVERSO (GALAXIAS)

CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LOS SISTEMAS SOLARES

(PLANETAS)

CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LOS

DIFERENTES RESERVORIOS DEL PLANETA

CONCENTRACIONES DE ELEMENTOS EN LA

CORTEZA TERRESTRE

CONCENTRACION DE LA MATERIA ORDINARIA

(ATOMOS) EN EL UNIVERSO

O50.7%

Mg15.3%

Fe15.2%

Si14.4%S3.0% Al1.4%

Ca1.0%

Concentracin de elementos mediante procesos geolgicos (Robb, 2005)

1.

gneos (gneos

y magmtico hidrotermal)2.

Hidrotermales

3.

Sedimentario/superficial

1 2 3

Slide Number 1Slide Number 2Slide Number 3Slide Number 4Slide Number 5Slide Number 6Slide Number 7Slide Number 8Slide Number 9Slide Number 10Slide Number 11Slide Number 12Slide Number 13Slide Number 14Slide Number 15Slide Number 16Slide Number 17Slide Number 18Slide Number 19Slide Number 20Slide Number 21Slide Number 22Slide Number 23Slide Number 24Slide Number 25Slide Number 26Slide Number 27Slide Number 28Slide Number 29Slide Number 30Slide Number 31Slide Number 32Slide Number 33Slide Number 34Slide Number 35Slide Number 36Slide Number 37Slide Number 38Slide Number 39Slide Number 40Slide Number 41Slide Number 42Slide Number 43Slide Number 44Slide Number 45Slide Number 46Slide Number 47Slide Number 48Slide Number 49Slide Number 50Slide Number 51Slide Number 52Slide Number 53Slide Number 54Slide Number 55Slide Number 56Slide Number 57Slide Number 58Slide Number 59Slide Number 60Slide Number 61Slide Number 62Slide Number 63Slide Number 64Slide Number 65Slide Number 66Slide Number 67Slide Number 68Slide Number 69Slide Number 70Slide Number 71Slide Number 72Slide Number 73Slide Number 74Slide Number 75Slide Number 76Slide Number 77Slide Number 78Slide Number 79Slide Number 80Slide Number 81Slide Number 82Slide Number 83Slide Number 84Slide Number 85Slide Number 86Slide Number 87Slide Number 88Slide Number 89Slide Number 90Slide Number 91Slide Number 92Slide Number 93Slide Number 94