Evolución geológica de la Tierra,
Venus y Marte
Astrobiología
Lic. Ciencias de la Tierra
Antígona Segura Peralta
Evolución geológica de la Tierra
• El tiempo geológico puede ser medido en escalas
relativas y absolutas
• La escala relativa se deriva de las secuencias de capas
de rocas y la evolución de la vida.
• La escala absoluta está dada por las mediciones
radiométricas.
• El tiempo geológico está dividido en 4 eones, los
cuales se dividen en Eras que a su vez están divididas
en Períodos. Estos últimos se dividen en Épocas.
Formación de la Tierra
Formación de la Luna
Origen de la
vida Aumento del
nivel de O2 atmosférico Organismos multicelulares Tierra Bola de Nieve Explosión del Cámbrico Pangea Extinciones masivas Civilización Conformación de los continentes modernos
Evolución temprana de la Tierra
• La Tierra es calentada por
decaimiento radiactivo del U, Th y
40
K y por contracción gravitacional
• En el interior se alcanza la
temperatura de fusión del hierro y
este comienza a caer hacia el
centro de la Tierra por ser más
denso que otros materiales.
Evolución temprana de la Tierra
• En la diferenciación los elementos más pesados (hierro y níquel principalmente) se concentraron en el núcleo
• Elementos ligeros como el oxígeno, silicio, aluminio, potasio, sodio, calcio, etc.) se quedaron en el manto y la corteza.
• No todos los elementos quedaron diferenciados por densidad. El uranio y el torio, a pesar de ser masivos se
quedaron en el manto y la corteza. Las afinidades químicas de estos dos elementos les impide quedar atrapados en los cristales compactos de hierro.
• El U y Th quedan concentrados en los cristales de silicatos y minerales oxidados.
Evolución temprana de la Tierra
• La Tierra se formó hace 4.5 mil millones de años.
• En los primeros 100 millones de años el hierro y otros
elementos siderófilos (que se combinan fácilmente con el Fe) se hundieron y formaron el núcleo terrestre, dejando en el manto a elementos más ligeros como el silicio y el oxígeno. • La Luna se formó hace ~4.44 mil millones de años a partir de
un impacto con un objeto del tamaño de Marte que desprendió una parte de la Tierra.
• En un principio la Tierra era una especie de bola de lava con una atmósfera primaria de H y He que se perdió rápidamente.
Evolución temprana de la Tierra
• Se inicia la liberación de volátiles desde el interior de
la Tierra (degasamiento) formando la atmósfera
secundaria compuesta principalmente por CO
2, H
2O,
N
2, CO y H
2.
• Conforme la superficie de la Tierra se enfrió, la
corteza y los océanos se formaron.
• Continuó una época llamada de bombardeo pesado
en la que la Tierra recibía impactos de objetos >100
km de manera continua. Esta etapa finalizó hace
Adquisición de agua
La Tierra contiene más agua de la que se espera por su posición con respecto al Sol. Se calcula que la corteza contiene 2.810-4masas terrestres de agua y se calcula que el
Escenarios de adquisición de volátiles
(agua)
Fig. 3 D/H ratios in different objects of the solar system. Data are from (1, 2, 5–7, 26–28) and references therein. Diamonds represent data obtained by means of in situ mass spectrometry measurements, and circles refer to data obtained with astronomical methods. Altwegg et al. Science, 2015
Adquisición de agua
• Existen 3 modelos sobre la adquisición del agua terrestre:
– Origen nebular: Al final de la formación de la Tierra ésta capturó hidrógeno que aún quedaba en el disco, el cual fue oxidado posteriormente, quizá por el FeO en el océano de magma, produciendo agua. El este caso el D/H inicial del agua terrestre sería solar. El D/H se incrementó después por escape de la atmósfera primitiva, pero las escalas de tiempo requeridas para explicar el D/H actual no son realistas.
– Origen cometario: Un problema es que el D/H delos cometas no coincide con el de la Tierra, excepto por el caso del cometa 103P/Hartley. Pero el mayor problema es que la probabilidad de colisión de los cometas con la Tierra es muy baja. Se calcula que la cantidad de agua que pudieron traer los cometas es de 2.510-5masas terrestres, es
decir no más del 10% del agua de la corteza.
– Acreción: EL D/H de la Tierra coincide con el de las condritas carbonáceas. De acuerdo con el escenario del Grand Tack los asteroides primitivos (como los tipo C) fueron
implantados en el cinturón exterior de asteroides, por cada uno que fue implantado en esa zona 10-30 planetésimos terminaron en órbitas que cruzaron la región de formación de los planetas terrestres. La Tierra puedo agregar 2-3% de su masa de estos objetos.
• De acuerdo con la evidencia y los modelos, el agua y otros elementos volátiles fueron añadidos durante el 30-40% del final de la acreción.
La Tierra primitiva
• Las mediciones en zircones indican que ya había Tierra firme y océanos hace 4.3 mil millones de años (Ushikubo et al. Earth and Planetary Science Letters, 2008).
• Hace unos 3,800 millones de años la Tierra estaba cubierta de agua y masas de tierra firme.
• La radiación solar era el 70% de la actual.
• Las colisiones con cometas y asteroides disminuyeron. • Mucha actividad volcánica.
• La atmósfera estaba compuesta por CO2, N2 y agua con cantidades menores de H2, CO y CH4.
• La fuente de esta atmósfera primitiva fue el degasamiento volcánico.
La paradoja del Sol débil
• Puesto que el Sol ha ido aumentando su brillo con el
tiempo, hace 4,500 millones de años la radiación
solar era el 70% de la presente.
• Si la atmósfera en ese entonces fuera similar a la
presente, la Tierra habría estado por debajo del
punto de congelación del agua hasta hace ~1.5 Ma.
• 0.3 bares de CO
2en la atmósfera pudieron
contrarrestar este efecto.
• El metano pudo ayudar en el efecto invernadero
durante el Arcaico.
La paradoja del Sol débil
Kasting et al., Scientific American (1988) Ts =Temperatura superficial suponiendo atmósfera presente.
O
2
en la Tierra primitiva
• La atmósfera prebiótica contenía cantidades mínimas de O2 que se obtenían de la fotólisis del agua (rompimiento de la molécula de agua por radiación UV) y el subsecuente escape de hidrógeno (H2) al espacio.
• Pero…
– Hay una tasa máxima de pérdida de H2 hacia el espacio.
– La producción abiótica de O2 está limitada por el hecho de que hay muy poco agua en la estratosfera, debido a que el agua se condensa en la parte superior de la troposfera.
– H2 puede recombinarse con el O2 formando agua a través de una serie de reacciones.
• Por lo que se estima que el O2 atmosférico en la etapa
prebiótica de la Tierra fue de 10-13 bares. (valor actual: 0.21
Evolución de la atmósfera terrestre
Evolución de la atmósfera terrestre
• La atmósfera terrestre estuvo compuesta
originalmente de CO
2y N
2.
• La atmósfera actual es el resultado de una
combinación de procesos geológicos y
biológicos
• No hay procesos químicos o geológicos que
puedan producir y mantener las cantidades
actuales de O
2en el planeta.
La Tierra Bola de Nieve
(Snowball Earth)
• Hay evidencia de que en dos ocasiones en la historia
geológica de la Tierra los glaciares llegaron hasta el Ecuador, la Tierra entonces se vería como una enorme bola de nieve.
• La primera ocasión fue hace 2.4 Ga y la segunda entre los 0.7 y 0.5 Ga.
• Esto pudo suceder si el CO2 disminuyó en la atmósfera bajando la temperatura superficial, lo que aumentó la cobertura del hielo. El hielo aumenta el albedo terrestre (>0.6), disminuyendo aún más la temperatura superficial. • Este ciclo se rompería debido a que el agua líquida estaría
cubierta por hielo, impidiendo la integración del CO2 a la
litosfera. El CO2 se acumularía en la atmósfera aumentando el efecto invernadero lo que eventualmente derretiría los
La Tierra Bola de Nieve
Las causas
• Disminución de CO2 atmosférico. Combinación de 3 fenómenos:
1. Hace 700 Ma los continentes estaban concentrados en el trópico (>T) lo que hizo más efectivo el secuestramiento del CO2 hacia la litosfera.
2. La tierra firme estaba agrupada en un supercontinente que
comenzó a romperse. Con los supercontinentes el intemperismo decrece debido a que la mayor parte del suelo está lejos del agua, al romperse el supercontinente el intemperismo aumentó.
3. Una erupción masiva de lava basáltica (rica en iones de Ca) que aumentó la reacción del CO2 atmosférico con la corteza.
• Disminución de CH4 atmosférico: El aumento de oxígeno generó una disminución en el CH4 producido por bacterias. Esto disminuyó el efecto invernadero causado por el CH4.
Evolución geológica de la Tierra
• La Tierra ha continuado transformándose debido a la
actividad tectónica, la interacción de la atmósfera
con la corteza y la interacción de los procesos
geológicos y biológicos.
• El vulcanismo y los organismos vivos emiten gases
que pasan a formar parte de la atmósfera y que
reaccionan con los materiales de la corteza.
• La corteza se recicla por la actividad tectónica y de
esta manera parte de los gases vuelven a la
Evolución geológica de Venus
El evento que
recubrió la superficie de Venus pudo ser catastrófico hace 500±200 millones de años,
O bien pudo cubrirse gradualmente la superficie de manera que la edad promedio de la superficie sería de 150 millones de años. Antes de Magellan Después de Magellan Taylor et al 2018
Evolución geológica de Marte
• La evidencia geológica muestra que Marte tuvo agua
líquida en su superficie hace unos 3,500 millones de años. • Esto implica una atmósfera mucho más densa que la actual
con gases de efecto invernadero que mantuvieron la
superficie por arriba del punto de congelación del agua. • Por ejemplo, en el cráter Gale existió un lago que duró de
cientos a decenas de miles de años (Grotzinger et al. 2014, Mahaffy et al. 2015).
• De acuerdo con la evidencia recolectada por el rover
Curiosity, la atmósfera de Marte continua reaccionando con el suelo marciano.
• El suelo marciano contiene actualmente entre 1.5 y 3% en peso de agua (Leshin et al., 2013).
Las arcillas son el resultado de la acción de agua líquida. Los carbonatos se forman por la acción de ácido carbónico con los silicatos. El ácido carbónico es resultado de la reacción del agua y el bióxido de carbono en la atmósfera. (Mars
Reconnaissance Orbiter)
28
Origen de las atmósferas terrestres
• Se forma a partir de:
– Gases liberados durante los impactos sufridos en las etapas finales de la formación del planeta.
– Liberación de los gases atrapados en el interior del planeta (vulcanismo). – Gases liberados por impactos después de la formación del planeta.
• La composición de los gases depende de la composición de los cuerpos que impactan.
• El H2 se escapa y otros gases como el CH4 se descomponen por la radiación ultravioleta proveniente de la estrella que hospeda al planeta.
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Atmósferas de planetas terrestres
• Los gases más estables y que pueden mantenerse en la atmósfera son: N2, CO2 y H2O.
• Con el tiempo, la atmósfera de un planeta puede perderse por escape al espacio o reacciones con la superficie.
• La composición atmosférica puede cambiar con el tiempo dependiendo de los procesos geológicos (o biológicos) del planeta.
Origen
• Los planetas rocosos tuvieron atmósferas primarias que se
perdieron rápidamente después de la formación de los planetas. • Las atmósferas presentes son secundarias, es decir se produjeron
por el degasamiento de bióxido de carbono, agua, nitrógeno, hidrógeno y otros gases, además de la contribución de material cometario y meteorítico.
• La cantidad de cada gas depende de la composición inicial de cada planeta y su evolución subsecuente, particularmente su evolución térmica.
• Algunos gases, como el argón se producen por el decaimiento de materiales radiactivos y se filtran a través de la corteza y resultan ser un componente significativo en las atmósferas actuales de Marte, Venus y la Tierra.
Evolución
• Los compuestos de las atmósferas secundarias de los planetas rocosos fueron principalmente, el CO2, N2, Ar y en gases traza el Ne y el SO2. • Los gases con S, particularmente el SO2 fueron emitidos en grandes
cantidades por los volcanes pero fueron removidos de la atmósfera debido a que son solubles en agua. Estos gases fueron convertidos a sulfatos y otros compuestos en la corteza.
• La cantidad de agua que tiene la Tierra (0.1% en peso) indica que los otros planetas también debieron contener agua en un inicio, pues los procesos que dieron origen al agua terrestre debieron ser similares para Venus y Marte.
• La presión atmosférica de la Tierra primitiva fue probablemente mayor de la que es hoy con una mayor abundancia de CO2. Con el tiempo este CO2 fue removido de la atmósfera produciendo rocas carbonatadas. Algo
Atmósferas tempranas de la Tierra y
Venus
Evolución
• Venus perdió la mayor parte de su agua, no se
sabe si fue antes de que pudiera formar
carbonatos o estos se formaron pero fueron
reciclados y convertidos de nuevo en CO
2.
• En Marte la producción de carbonatos pudo
haber declinado cuando el agua líquida de la
superficie se congeló.
• En Marte se han encontrado pequeñas
cantidades de carbonatos (2-5 wt% en el polvo) y
en Venus no se han detectado.
Evolución
• Una cantidad significativa de la atmósfera temprana de
Marte, incluyendo el agua pudo haberse perdido
durante la época del bombardeo pesado.
• Puesto que Venus está más cerca del Sol, recibe una
mayor cantidad de radiación y partículas que
influyeron en la pérdida del agua.
• En el caso de Marte una parte del agua quedó atrapada
en forma de hielos y en el subsuelo. La baja
temperatura de la superficie de Marte reduce la
pérdida de agua por el viento solar, pues el agua queda
“atrapada” en la superficie.
Procesos que influyen en la
composición atmosférica
• Escape atmosférico
• Evaporación y condensación de especies volátiles en los polos.
• Degasamiento volcánico.
• Reacciones químicas en la atmósfera.
• Formación de nubes, aerosoles y partículas suspendidas. • Reacciones de fotólisis.
• Reacciones en la superficie como la formación de
carbonatos a partir de CO2 y de sulfatos a partir de SO2. • Reacciones catalíticas en las gotas de las nubes.
