Estructura interna de la Tierra
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La estructura interna de la Tierra o xeósfera puede tomase como'l nome coleutivu de la litosfera, la hidrósfera, la criósfera y l'atmósfera.
Na física aristotélica, el términu aplicar a cuatro lugar esféricos naturales, añeraos concéntricamente alredor del centru de la Tierra, como describe Aristóteles nes sos llectures Física y Meteorologica. Creíase qu'esplicaben los movimientos de los cuatro Elementos de l'antigüedá: tierra, agua, aire y fueu.
Nos testos modernos y na ciencia del sistema Tierra, la geósfera referir a les partes sólides de la Tierra; úsase xunto cola atmósfera, la hidrósfera y la biosfera pa describir los sistemes de la Tierra (dacuando numbérase la interacción d'estos sistemes cola magnetosfera). Nesi contestu, dacuando úsase'l términu litosfera en llugar de geósfera o tierra sólida. La litosfera, sicasí, solo refierse a les capes cimeres de la Tierra sólida (roques de la corteza oceánico y continental y el mantu cimeru).
Desque empezó la esploración espacial, reparóse que la estensión de la ionosfera o plasmasfera (magnetosfera interna) ye bien variable, y de cutiu muncho más grande de lo que s'apreciaba enantes, llegando dacuando a les llendes de la magnetosfera o xeomagnetosfera de la Tierra. Esta llende esterior altamente variable de la materia geogénica denominóse la "geopausa", pa suxerir la relativa escasez d'esa materia más allá d'ella, onde apodera'l vientu solar.
Como la d'otros planetes terrestres (planetes que'l so volume ta ocupáu principalmente de material predreso), ta estremada en capes de densidá creciente. La Tierra tien una corteza esterna de silicatos solidificados, un mantu mafosu, y un nucleu con otros dos capes, una esterna líquida, muncho más fluyida que'l mantu y una interna sólida. Munches de les roques que güei formen parte de la corteza formáronse hai menos de 100 millones d'años, mientres el periodu cretácicu. Sicasí, les formaciones minerales más antigües conocíes tienen 4400 millones d'años, lo que nos indica que, siquier, el planeta tuvo una corteza sólida dende entós.[1]
Gran parte de la nuesa conocencia avera del interior de la Tierra foi inferíu d'otres observaciones. Por casu, la fuercia de la gravedá ye una midida de la masa terrestre. Dempués de conocer el volume del planeta, puede calculase la so densidá. El cálculu de la masa y volume de les roques de la superficie, y de les mases d'agua, déxennos envalorar la densidá de la capa esterna. La masa que nun ta na atmósfera o na corteza tien d'atopase nes capes internes de la tierra.
Estructura
editarLa estructura de la tierra podría establecese según dos criterios distintes. Según la so composición química, el planeta puede estremase en corteza, mantu y nucleu (esternu ya internu); según les sos propiedaes xeolóxiques defínense la litosfera, l'astenosfera, la mesosfera y el nucleu (esternu ya internu).[2]
Les capes atopar a les siguientes fondures:[3]
Fondura (km) | |
| ... Corteza (varia llocalmente ente 5 y 70 km) | 0-35 |
| Litosfera (varia llocalmente ente 5 y 200 km) | 0-100 |
| Astenosfera | 100-400 |
| Mantu | 35-2890 |
| Mantu cimeru | 35-660 |
| Mantu inferior | 660-2890 |
| Nucleu | 2890-6371 |
| Nucleu esternu | 2890-5150 |
| Nucleu internu | 5150-6371 |
La división de la tierra en capes foi determinada indireutamente utilizando'l tiempu que tarden en viaxar les ondes sísmiques reflexaes y refractadas, creaes por terremotos. Les ondes tresversales (S, o secundaries) nun pueden travesar el nucleu, yá que precisen un material mafoso o elásticu p'arrobinase, ente que la velocidá d'espardimientu ye distintu nes demás capes. Los cambeos en dicha velocidá producen una refraición por cuenta de la llei de Snell. Les reflexones tán causaes por un gran medría na velocidá sísmica (velocidá d'espardimientu) y son paecíos a la lluz reflexada nun espeyu.
Capes definíes pola so composición
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Corteza
editarYe la capa más superficial ye onde habitamos,esta formada por roca, la corteza terrestre ye una capa comparativamente fina; la so grosez bazcuya ente 11 km nes dorsales oceániques y 70 km nos grandes cordales terrestres como los Andes y el Himalaya.[2]
Los fondos de les grandes cuenques oceániques tán formaos pola corteza oceánica, con una espesura media de 7 km; ta compuesta por roques máficas (silicatos de fierro y magnesiu) con una densidá media de 3,0 g/cm³.
Los continentes tán formaos pola corteza continental, que ta compuesta por roques félsiques (silicatos de sodiu, potasiu y aluminiu), más llixeres, con una densidá media de 2,7 g/cm³.
La frontera ente corteza y mantu manifestar en dos fenómenos físicos. De primeres, hai una discontinuidá na velocidá sísmica, que se conoz como la Discontinuidá de Mohorovicic, o "Moho". Créese qu'esti fenómenu ye por cuenta de un cambéu na composición de les roques, d'unes que contienen feldespatos plagioclásicos (asitiaes na parte cimera) a otres que nun tener feldespatos (na parte inferior). De segundes, esiste una discontinuidá química ente cúmulos ultramáficos y harzburgitas tectonizadas, que se reparó en partes fondes de la corteza oceánica que fueron obducidas sobre la corteza continental, incorporaes y calteníes como secuencies ofiolíticas.
Mantu
editarEl mantu terrestre estender hasta una fondura de 2890 km, lo que-y convierte na capa más grande del planeta. La presión, na parte inferior del mantu, ye d'unos 140 G Pa (1,4 M atm). El mantu ta compuestu por roques xilizes, más riques en fierro y magnesiu que la corteza. Les grandes temperatures faen que los materiales xilizos sían lo suficientemente dúctiles como pa fluyir, anque n'escales temporales bien grandes. La conveición del mantu ye responsable, na superficie, del movimientu de les plaques tectóniques. Como'l puntu de fusión y la mafa d'una sustancia dependen de la presión a la que tea sometida, la parte inferior del mantu mover con mayor dificultá que'l mantu cimeru, anque tamién los cambeos químicos pueden tener importancia nesti fenómenu. La mafa del mantu varia ente 1021 y 1024 Pa·s.[4] Como comparanza, la mafa de l'agua ye aproximao 10-3 Pa.s, lo qu'ilustra la lentitú cola que se mueve'l mantu.
¿Por qué ye sólidu'l nucleu internu, líquidu l'esternu, y semisólido el mantu? La respuesta depende tantu de los puntos de fusión de les distintes capes (nucleu de fierro-níquel, mantu, y corteza de silicatos) como de la medría de la temperatura y presión conforme movemos escontra'l centru de la Tierra. Na superficie, tantu les aleaciones de fierro-níquel como los silicatos tán abondo fríos como pa ser sólidos. Nel mantu cimeru, los silicatos son de normal sólidos (anque hai puntos locales onde tán dilíos), pero como tán so condiciones d'alta temperatura y relativamente poca presión, les roques nel mantu cimeru tienen una mafa relativamente baxa. En contraste, el mantu inferior ta sometíu a una presión enforma mayor, lo que fai que tenga una mayor mafa en comparanza col mantu cimeru. El nucleu esternu, formáu por fierro y níquel, ye líquidu a pesar de la presión porque tien un puntu de fusión menor que los silicatos del mantu. El nucleu internu, pela so parte, ye sólidu por cuenta de la enorme presión qu'hai nel centru del planeta.
Nucleu
editarLa densidá media de la Tierra ye 5515 kg/m³. Esta cifra convertir nel planeta más trupu del sistema solar. Si consideramos que la densidá media de la corteza ye aproximao 3000 kg/m³, tenemos d'asumir que'l nucleu terrestre ten de tar compuestu de materiales más trupos. Los estudios sismolóxicos apurrieron más evidencies sobre la densidá del nucleu. Nes sos primeres fases, hai unos 4500 millones d'años, los materiales más trupos, dilíos, fundiríense escontra'l nucleu nun procesu llamáu diferenciación planetaria, ente qu'otros menos trupos migraríen escontra la corteza. Como resultáu d'esti procesu, el nucleu ta compuestu llargamente de fierro (Fe) (80 %), xunto con níquel (Ni) y dellos elementos más llixeros. Otros elementos más trupos, como'l plomu (Pb) o l'uraniu (U) son bien raros, o permanecieron na superficie xuníos a otros elementos más llixeros.
Diverses midíes sísmiques amuesen que'l nucleu ta compuestu de dos partes, una interna sólida de 1220 km de radiu y una capa esterna, semisólida que llega hasta los 3400 km. El nucleu internu sólidu foi afayáu en 1936 por Inge Lehmann y créese de forma más o menos unánime que ta compuestu principalmente de fierro con daqué de níquel. Pa esplicar el comportamientu de les ondes sísmiques cuando traviesen el nucleu internu, dellos científicos infirieron un ordenamientu y empaquetado atómicu que sería coherente cola estructura continua d'un únicu cristal de fierro que formara tol nucleu internu.[5][6]
El nucleu esternu arrodia al internu y créese que ta compuestu por un amiestu de fierro, níquel y otros elementos más llixeros. Recién propuestes suxeren que la parte más interna del nucleu podría tar arriquecida con elementos bien pesaos, con mayor númberu atómicu que'l cesio (Cs)(trans-Cesio, elementos con númberu atómicu mayor de 55). Esto incluyiría oru (Au), mercuriu (Hg) y uraniu (U).[7]
Aceptábase, de manera xeneral, que los movimientos de conveición nel nucleu esternu, combinaos col movimientu provocáu pola rotación terrestre (efeutu Coriolis), son responsables del campu magnético terrestre, por aciu un procesu descritu pola hipótesis de la dínamo. El nucleu internu ta demasiáu caliente pa caltener un campu magnético permanente (ver temperatura de Curie) pero probablemente estabilice'l creáu pol nucleu esternu.
Pruebes recién suxeren que'l nucleu internu podría rotar llixeramente más rápidu que'l restu del planeta.[8] N'agostu de 2005 un grupu de xeofísicos publicaron, na revista Science que, acordies colos sos cálculos, el nucleu internu rota aproximao ente 0,3 y 0,5 graos más al añu que la corteza.[9][10] Les últimes teoríes científiques espliquen el gradiente de temperatura de la Tierra como una combinación del calor remanente de la formación del planeta, calor producíu pola desintegración d'elementos radiactivos y l'enfriamientu del nucleu internu.
Desarrollu históricu y concepciones alternatives
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En 1692 Edmund Halley (nun artículu publicáu en Philosophical Transactions of Royal Society of London) propunxo la idea d'una Tierra formada por una cubierta bueca d'unes 500 milles d'espesura, con dos capes interiores, concéntriques, alredor d'un nucleu internu. El diámetru de les capes correspondería a los diámetros de los planetes Venus, Marte y Mercuriu, respeutivamente.[11] La propuesta de Halley taba basada nos valores de densidá relativa ente la Tierra y la Lluna daos por sir Isaac Newton, en Principia (1687): «Sir Isaac Newton demostró que la Lluna ye más sólida que'l nuesu planeta, 9 a 5», señaló Halley «¿por qué nun podemos suponer entós que 4/9 del nuesu planeta son buecos?».[11]
En 1818, John Kleve Symmes, Jr. suxirió que la Tierra taba formada por una corteza esterna bueca, de 1300 km d'espesura, con abertures de 2300 km en dambos polos. Nel interior habría otres cuatro capes, caúna d'elles abierta tamién a los polos. Jules Verne, en Viaxe al centru de la Tierra, imaxinó enormes covarones interiores, y William Reed en Pantasmes de los polos imaxinó una Tierra bueca.
Dellos escritores relixosos aguantar a la idea d'una Tierra esférica, anque nun llograron muncha aceptación. La Flat Earth Society (Sociedá de la Tierra Plana), enantes dirixida por Charles K. Johnson, trabaya duru n'Estaos Xuníos pa caltener la teoría viva, y aseguraron tener dellos miles de siguidores.[12] Dellos cristianos n'Inglaterra y los Estaos Xuníos tamién intentaron alicar estes idees.
Referencies
editar- ↑ Cefalitis Now | Breaking News | Oldest rock shows Earth was a hospitable young planet
- ↑ 2,0 2,1 Tarbuck, Y. J. & Lutgens, F. K. 2005. Ciencies de la Tierra, 8ª edición. Pearson Educación S. A., Madrid. ISBN 84-205-4400-0
- ↑ Jordan, T. H. "«Structural Geology of the Earth's Interior.» Archiváu 2020-05-29 en Wayback Machine Proceedings of the National Academy of Science, 1979, Sept., 76(9): 4192-4200.
- ↑ https://web.archive.org/web/20060218141132/http://www2.uni-jena.de/chemie/geowiss/geodyn/poster2.html
- ↑ Cohen, Ronald. «Crystal at the Center of the Earth». Archiváu dende l'orixinal, el 2007-02-05. Consultáu'l 5 de febreru de 2007.
- ↑ Lars Stixrude y R. Y. Cohen, "High-Pressure Elasticity of Iron and Anisotropy of Earth's Inner Core", Science 31 March 1995: Vol. 267. non. 5206, páxs. 1972-1975 DOI: 10.1126/science.267.5206.1972
- ↑ Wootton, Anne (2006). "Earth's Inner Fort Knox". Discover, 27(9): 18;
- ↑ «Earth's Core Spins Faster Than the Rest of the Planet.» The New York Times.
- ↑ Kerr, Richard A. (26 August 2005) "Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet" Science 309(5739): p. 1313;
- ↑ Chang, Kenneth (26 August 2005) "Scientists Say Earth's Center Rotates Faster Than Surface" The New York Times Sec. A, Col. 1, p. 13;
- ↑ 11,0 11,1 N. Kollerstrom, 1992. "The hollow world of Edmond Halley" from Journal for History of Astronomy 23, 185-192
- ↑ Documenting the Existence of "The International Flat Earth Society"
Bibliografía
editarTarbuck, Edward J. Ciencies de la Tierra. 10a Edición (2017)
Enllaces esternos
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Datos: Q1664027
Multimedia: Structure of the Earth
