UNIVERSIDAD NACION L DEL ALTIPLANO UNIVERSID ALTIPLANO PUNO FACULTAD DE INGENIERÍA EOLÓGICA Y MET METALÚRGICA ALÚRGICA ESCUELA PROFESIONAL E INGENIERÍA GEOLÓGICA
GEOLOGÍ GENERAL : CURSO CUR SO DE FORMAC FORMACIÓ IÓ BÁSICA PROFESIONAL
Por: Ing. MSc. Roger Gonzales Aliaga
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Puno, Septiembre del 2015.
ESTRUCTURA DEL CURS 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. 15. 16.
DE GEOLOGÍ GEOLOGÍA A GENERAL
Generali Gener alidad dades es de la Geo Geolog logía ía La Tierr Tierraa y el Unive Univers rso o Mag Magmati matism smo o Meteori Meteorizac zación ión o inte intempe mperis rismo mo Metamorfis Metamorfismo mo y rocas rocas metamórfic metamórficas as Deformac Deformación ión de la corteza corteza terrestr terrestree Formación Formación de las montañas montañas y evolución evolución co tinental Movimi Movimient entos os sísmic sísmicos os Tiempo geológico geológico y significad significado o de los fósile fósiles Movimiento del terreno superficial Acción geológica de las aguas superficiales Aguas subterrá subterráneas neas Acción Acción geológica geológica del mar Acción Acción geológi geológica ca del viento viento Glacia Glaciació ción n Recursos Recursos naturale naturaless
ESTRUCTURA DEL CURS 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. 15. 16.
DE GEOLOGÍ GEOLOGÍA A GENERAL
Generali Gener alidad dades es de la Geo Geolog logía ía La Tierr Tierraa y el Unive Univers rso o Mag Magmati matism smo o Meteori Meteorizac zación ión o inte intempe mperis rismo mo Metamorfis Metamorfismo mo y rocas rocas metamórfic metamórficas as Deformac Deformación ión de la corteza corteza terrestr terrestree Formación Formación de las montañas montañas y evolución evolución co tinental Movimi Movimient entos os sísmic sísmicos os Tiempo geológico geológico y significad significado o de los fósile fósiles Movimiento del terreno superficial Acción geológica de las aguas superficiales Aguas subterrá subterráneas neas Acción Acción geológica geológica del mar Acción Acción geológi geológica ca del viento viento Glacia Glaciació ción n Recursos Recursos naturale naturaless
1. Intro ucción Las primeras interpretaciones sobre có o se formaron el Sol, la Tierra, y el resto del del Sis Siste tema ma So Sola larr se encu encuen entr tran an en los mito mitoss prim primit itiv ivos os,, leye leyend ndas as y te text xtos os religiosos. Ninguna de ellas puede con iderarse como una explicación científica totalmente aceptable sobre como se for o el universo y nuestro sistema solar. Muchas culturas y dentro de éstas conn tados personajes, en diversas épocas del desarrollo de la humanidad, se han pr ocupado seriamente por comprender y explicar los misterios que encierra la Tierra. Quiz Quizás ás la mej ejor or explic plicac ació ión n sobr sobree la formación del universo lo da la cosmogeoquimica. Ciencia que combina la química y la geología para el entender el Universo y la Tierra hasta interpret r cómo funcionan. En la actualidad las exploraciones exploraciones del Universo lo hace la Ge logía Planetaria.
2. Historia sobre el conocimiento del Universo s primeras ilizaciones del mundo pezaron a entender como se relacionaba ierra con el universo. ún etro etro lifos lifos turas rupestres y ros objetos ellos ron a conocer que no mos los únicos anismos vivientes en Universo.
2. Historia sobre el conocimiento del Universo Las culturas de sur y centro América planetas, como por ejemplo los incas c fies fiesta tass relig eligio iosa sass y uno uno sola solarr par para la mojones alrededor de los pueblos par Chipchas por ejemplo conocían la con entre la salida heliacal de Sirio con el co
El Inti Huatana o reloj solar de los Incas
conocían la revolución sinódica de los nstruyeron un calendario lunar para las agricultur agricultura. a. Utilizaro Utilizaron n elementos elementos como realizar astronomía observacional. Los telación Orión y reconocían la relación ienzo de la temporada de lluvias.
El calendario Azteca
2. Historia sobre el conocimiento del Universo
(1546-1601) Tycho Brae. Considerado como el astrónomo mas grande de su tiempo sus observaciones previas a la invención del telescopio dieron nuevo rumbo a la astronomía.
(1473-1543) Nicolás Copérnico. Fue el primero en proponer la una teoría heliocéntrica de manera sistemática y organizada.
(1571-1630) Johannes Kepler. Su temp ramento vislumbra en la investigación sis emática que condujo a la formulación de sus tres leyes del movimiento planetario.
(1629 -1695) Christian Huygens. Astrónomo físico y matemático holandés hizo avances en la construcción y diseños de telescopios. Vio el anillo de Saturno y descubrió el satélite Titán.
(1724-1804) Innmanuel Kant. Propuso la teoría de “Los Universos Isla” .
2. Historia sobre el conocimiento del Universo
(1858-1947) Max Planck. Creador de la física moderna fue el que formulo la teoría de la física cuántica; además explico sobre la forma en que se distribuye la radiación electromagnética.
1915 Albert Einstein. Teoria de la relatividad general a partir de la constante cosmológica y del principio cosmológico que establece la homogeneidad del Universo.
1916 Willem Sitter. Compartió los postulados de la teoría de la relatividad general de Einstein aportando ecuaciones a los métodos que describían el universo
1920 Herber Curtis y Harlow Shapley. Iniciaron una confrontación acerca de la existencia de los Universos Isla conocida dentro del campo de la astronomía como el Gran Debate.
2. Historia sobre el conocimiento del Universo
1929 Edwin Hubble. Publica un análisis de las nebulosas y establece la ley de Hubble, que plantea la relación entre corrimiento al rojo y distancia a las galaxias. El primer satélite que tomo imágenes fuera del Sistema Solar lleva su nombre.
1948 George Lemaytre. Plantea su teoría sobre el origen del Universo a partir de un solo atomo primigenio o huevo cósmico, teoría conocida como Big Bang.
1933 Fritz Zwicky. Diferencio las novas de las supernovas y planteo la atracción gravitatoria de las galaxias. Se comensaba a atisbar la nocion de materia oscura.
1948 George Gamow y Ralf Alpher. Establecen las primeras consideraciones sobre el Universo primitivo y los procesos de nucleosisntesis que ocurren durante la evolución estelar.
2. Historia sobre el conocimiento del Universo
1948 Herman Bondi Thomas Gold y Fred Hoyle. Proponen un modelo del universo a gran escala, la teoría del estado estacionario que describe un universo uniforme en el espacio y el tiempo
1965 Arno Penzias y Robert Wilson. Detectan la radiación de microondas que luego de Robert Dick reconocería como tal y que considera clave en la comprobación del Big Bang
1981 Alan Guth. Introduce la inflación cósmica en losmprimeros momentos del Big Bang, producida por una densidad de energía del vacio de presión negativa
1998 Adam Riess y Saul Perlmuterr. Obtuvieron pruebas de la existencia de la energía oscura mediante observaciones de la aceleración de la expansión de supernovas.
3. El U iverso Con la ayuda de un telescopio se puede bservar manchones de luz que vienen a ser las nebulosas. Nuestra nebulosa o g alaxia ha sido denominada Vía Láctea y tiene estrellas que se agrupan para f rmar constelaciones, las cuales por su ubicación con respecto a nuestro planeta se denominan australes (hemisferio sur), boreales (hemisferio norte) y zodiacales ( ona ecuatorial). , , agrupan a un conjunto de nebulosas y gal axias, y éstas a su vez están conformadas por un conglomerado de estrellas, polvo gas. Nuestra galaxia, a la que conocemos como Vía Láctea o Camino de Santiago es á constituida por millones de estrellas, el Sistema Solar, polvo, gas interestelar y ag jeros negros.
3. EL U IVERSO La Paradoja de Olbers La Paradoja de Olbers, planteada en el año de 1820 por el físico y astrónomo alemán Wilhelm Olbers, en el cual prueb que el Universo tiene que ser finito. Sus principales razonamientos son los siguientes:
• Universo infinito = cantidad de estrellas infinitas • Cantidad estrellas infinitas = cantidad d luz infinita • Cantidad de luz infinita = espacio (unive so) luminoso Pero el universo no es luminoso, la noch es oscura, por eso el universo no puede ser infinito, tiene que ser finito.
3. EL U IVERSO • Por otro lado, un universo "curva de tres dimensiones es finito, p para el ser humano ilimita Imagínese un ser vivo que conoce una dimensión, es d conoce solo hacia atrás y adela Un hilo sería su mundo, un mu n to y m ta o. n to s gn ca su mundo tiene un esp calculable; limitado que su mu tiene límites. Para mejorar su solo tenemos que juntar extremos del hilo y entonces el vivo tiene un mundo ilimita aunque todavía su mundo es fin es decir, tiene un espacio calculabl
4. MÉTODOS D ESTUDIO DEL UNI ERSO Estudio de la materia luminosa a partir de análisis spectral de imagenes. Ejemplo de la Constelación Orion vista con los rayo infrarojos.
left: view at visual wavelengths
right: far-infrared view
4. MÉTODOS D ESTUDIO DEL UNI ERSO
• Iron meteorites
• Stony meteorites
Estudio de los meteoritos que cayeron a la Tierra • Stony-Iron meteorites
4. MÉTODOS D ESTUDIO DEL UNI ERSO
4. MÉTODOS D ESTUDIO DEL UNI ERSO Estudio de las rocas lunares 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 composición de las rocas lunares es la siguiente:
• Basaltos • Noritas (variedad de gabro) KREEP (K=potasio, P=fósforo)
• Anortositas
REE=tierras
raras,
4. MÉTODOS D ESTUDIO DEL UNI ERSO Misiones de reconocimiento en el sistem solar Así, te tienen muchos viajes espaciales p ara la exploración del Universo, entre ello tenemos s nuestro sistema solar, con:
• • • • • • • •
9 misiones hacia el Sol 73 misiones a la Luna 5 misiones a Saturno 1 misión a Urano 40 misiones a Marte 1 misión a Neptuno 9 misiones a Júpiter
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO Expansión y composición del universo La Teoría del Big Bang (Gran Explosión) ex plica la expansión del universo, producida hace aproximadamente 14 mil millones d años o 14 G.A. El desplazamiento de luz hacia el rojo (Ef cto Doppler), de las líneas espectrales de algunas estrellas llegan a la tierra con na frecuencia más hacia el rojo que lo normal.
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO Al comparar la composición química del universo, la Tierra y el ser vivo, se comprueba que el Universo y los ser s vivos tienen elementos constitutivos similares, solo que en rangos diferentes. Los cuatro elementos más importantes n ambos son: hidrógeno (H), helio (He), oxígeno (O), carbono (C) y nitrógeno (N). En cambio, la Tierra tiene una composición totalmente diferente, en do de el hierro (Fe), el oxígeno (O), el silicio Si el ma nesio M resentan ma or abundancia.
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO
• La materia original es el Hidr geno: Deuterio (1+,1n) Tritio (1+,2n)
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO • Durante el Big-Bang las reacciones
ucleares convirtieron el 20% del H en Helio(2+,2n) y las primeras estrellas se ormaron por la mezcla del 80% de H y el 20% en Helio. • Cuando las galaxias estaban formadas s produjeron reacciones nucleares y dieron origen a átomos más pesados como es el Carbono y Oxígeno. • La combustión del Hidrógeno aumenta l Temperatura y la estrella se encuentra en Evolución. • Cuánto mayor es la estrella, más rápido consume su Hidrógeno y la fusión nuclear comienza a declinar. En el interior de la estrella se producen una serie de acontecimientos que provoca que la estr ella se expanda y emite luz y en ese punto se llama Gigante Roja
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO • La temperatura interna es tan grand , continúa su expansión y comienza la fusión del Helio • Las estrellas de mediano tamaño que n alcanzaron a expanderse, se contraen y se enfrían transformándose en Ena as Blancas, y este sería el fin de su Evolución. • Aquellas estrellas que continuaron su contracción siguieron incrementando su empera ura y provocaron a us n e ar ono. • Este proceso continúa hasta el núcleo e la estrella y se produce la combustión del Hierro y llega un momento que l estrella se colapsa, aumentó tanto su temperatura y explotó dando lugar a una Supernova y aquí se forman los elementos más pesados
5. FORMACIÓN DEL UNIVERSO • El Universo podría continuar su expans ión hasta alcanzar la nada absoluta o bien iniciar un nuevo proceso de condensación hacia un nuevo BIG-BANG.
6. LA VÍA LÁCTEA EL ORIGEN DE LA VÍA LÁCTEA Y GALAXIA La formación y evolución de las gala ias están ligadas directamente con la explicación del origen de y el destino del Universo. Una explicación menciona que el universo primitivo era tan solo de radi ación, hidrogeno y helio, y que a medida que se expandía, volvía su distribución cada ves menos uniforme, aglutinando primero vastas nubes de gas y luego mat ria mas pesada que giraba y se contraía, se vo v a mas ca ente y a me a que o ac a se torna a mas r ante. na millones de puntos encendidos iluminaba n formando así las galaxias. Al estar la materia presente en unos lu ares mas que otros, la misma fuerza de gravedad atraía hacia ellos mas nubes de hidrogeno y helio, conformando cúmulos mayores. Estas galaxias empezaron a gi rar mas rápidamente convirtiéndose en grandes ruedas giratorias.
6. LA VÍA LÁCTEA
Nuestra galaxia esta inmersa en la Constelación Orión, y se ubica en un extremo de dicha constelación con forma de una espiral. Se le denomina Via Lactea a nuestra alaxia, or ue cuando es vista en un cielo despejado durante la noche, su gran numero de estrellas da la impresión de ser un poco de leche derramada en el espacio estelar. Esta situada a 12 millones de años luz, en la constelación de la Osa Mayor.
7. EL SIST MA SOLAR Ubicado en uno de los brazos de la Vía L ctea, en la periferia de la galaxia, a unos 28.000 años luz de distancia de su cent o, el Sistema Solar está compuesto por ocho planetas, cuatro terrestres o interio es (entre los que se encuentra la Tierra) y cuatro exteriores. Según la nueva denominación de la Unió n Astronómica Internacional, también se incluyen dentro del Sistema Solar los planetas enanos. Satélites, asteroides, ob etos del Cinturón de Kui er com etas de la nube de Oort terminan de completar el sistema.
8. EL SIST MA SOLAR Formación del Sistema Solar Hace alrededor de 4.650 millones de año a partir del colapso gravitacional de una nube de gas y polvo interestelar comenzó la formación de nuestro Sistema Solar. Seguramente la explosión de una su ernova hizo que una nube molecular comenzara a incubar una estrella. Esta n be molecular comenzó a girar más y más rápido y los átomos en su interior com enzaron a colisionar con más violencia, liberando ener ía en forma de calor. En l centro se acumuló la ma or arte de la masa, volviéndose más caliente que el dis o circundante de la protoestrella.
8. EL SIST MA SOLAR Formación del Sistema Solar Una serie de factores llevó al aplanamie to de la nebulosa, que tomó la forma de un disco protoplanetario. Aproximadamente 100 millones de años después la temperatura y la presión en el núcleo el Sol se hicieron tan grandes que su hidrógeno comenzó a fusionarse en helio. Con el tiempo las fuerzas se equilibraron y dieron nacimiento a la nueva estrella. S cree que el polvo en órbita alrededor de la rotoestrella central formó los lanetas.
8. EL SIST MA SOLAR Formación del Sistema Solar Dentro del disco de crecimiento comenz ron las colisiones de cuerpos pequeños. En unos millones de años los cuerpos rocosos se convirtieron en planetas terrestres. Más allá quedarían los gas osos, cuya composición está integrada mayormente por hidrógeno y helio. Jú iter es el más grande porque acumuló gases por un período más largo de tiemp o, seguido por Saturno. Urano y Neptuno alcanzaron el tamaño crítico mucho des ués or eso ca turaron menos ases. Aunque aún no existe entre los investig dores la plena certeza de que el proceso haya sido exactamente así, ésta es la ipótesis más firme hasta el momento. Últimamente estos procesos se combinan con explicaciones de migraciones planetarias que terminaron conforman do el Sistema Solar tal como hoy lo conocemos.
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8. EL SIST MA SOLAR
9. E SOL El Sol, como todas las estrellas, tuvo u nacimiento, tiene un período de vida estable y tendrá un proceso final que t rminará con su muerte. Está compuesto casi en su totalidad por hidrógeno (73%) y helio (25%), y posee suficiente combustible como para seguir ardiendo or unos 5.000 millones de años. Por ser una estrella amarilla, clase G2, sabemos que, cuando comience a agotar el hidrógeno, se inflará convirtiéndose en u a gigante roja (tanto que fagocitará en el proceso a Mercurio, a Venus, a laTier a y a Marte), para luego comenzar a contraerse en e apaga o na , er van o en una ens s ma enana anca.
9. E SOL El Sol tiene una masa 300.000 veces ás grande que la Tierra. Su diámetro ecuatorial es de 1.400.000 km, es decir, unas 100 veces la longitud del diámetro terrestre. Posee distintas capas, que son llamadas núcleo, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona solar. Ubicado en el Brazo de Orión de la Vía Láctea, el Sol se encuentra a unos 150 millones de kilómetros de laTierra, por lo ue la luz que emite tarda unos 8 minutos en lle ar. Es decir ue si el Sol se a a ara de re ente tardaríamos 8 minutos en enterarnos.
9. E SOL La heliosfera El Sol en su actividad termonuclear emi e constantemente plasma (es decir, gas constituido por partículas cargadas) de m uy baja densidad, expandiendo su campo magnético. A este fenómeno se lo llama "viento solar" y es el responsable de perturbaciones geomagnéticas que pu den llegar a afectar, por ejemplo, los sistemas eléctricos de las ciudades y por nde las comunicaciones. heliosfera. Sus límites van mucho más allá de los planetas exteriores y el Cinturón de Kuiper. A la capa que rodea la heliosfe a se la denomina heliopausa, zona donde deja de haber influencia fuerte solar y ch ca con las radiaciones exteriores.
10.LOS P ANETAS Los planetas son los objetos celestes gra des más cercanos al Sol. Además de ser grandes y estar cerca del Sol, para ser c onsiderados planetas los objetos tienen que haber limpiado su órbita de obstác los. Las órbitas alrededor del Sol de los planetas y asteroides son elípticas en se ntido antihorario. Y el plano aproximado por el que giran se denomina elíptica aunque Plutón y algunos objetos del Cinturón de Kuiper lo hacen con una incli ación mayor. Los lanetas del Sistema Solar se clasifica en interiores o terrestres exteriores o planetas gigantes. Entre los planetas in eriores y los exteriores existe una banda de rocas llamada cinturón de asteroides.
10.LOS P ANETAS
11. LA IERRA Desde el Big Bang, que dio origen al U iverso, hasta la aparición de vida sobre nuestro planeta, se sucedieron divers s fenómenos naturales que quedaron registrados en las rocas de la corteza com si fueran las páginas de un viejo libro. Es cierto que ese libro no está complet , pero el hombre se ha valido de la observación, el análisis, la combinación y la catalogación de los datos que ofrece la Tierra, para responder a los grandes nigmas que envuelven las causas y la cronología de los eventos que hicieron po ible la formación de nuestro planeta. Actualmente, se puede calcular la edad de la Tierra midiendo la pérdida de los isótopos radiactivos en las rocas corrient s y determinar así las eras geológicas. La Tierra se formó hace 4 mil 650 millon s años. Las rocas más antiguas que se conocen marcan una edad de 3 mil 750 m illones de años.
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11. LA IERRA
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA a Tierra presenta cuatro esferas, a que son: Atmósfera (estructura externa) Hidrosfera (estructura externa) Biosfera (estructura externa) Litosfera (estructura interna)
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA tmósfera apa gaseosa que rodea la tierra donde lo gases se distribuyen por su densidad. Est onstituida principalmente por nitrógeno (78%), oxígeno (21%), anhídrido carbónic 0,03%), argón y neón (vapor de agua y pol o atmosférico). . Troposfera. Zona inferior de la atmósfe a donde se producen todos los fenómeno meteoroló icos. Tiene un es esor de 12 km a 16 km. . Estratosfera. Zona superior en donde se halla la Capa de Ozono que impide el pas de los rayos ultravioleta. Se trata de u na zona "tranquila" (carece casi de nubes muy apreciada por sus cualidades aerod inámicas. . Ionosfera. Zona donde los gases están provistos de carga eléctrica. Allí se refleja las ondas de radio y se originan las auro ras boreales.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA idrosfera s la masa líquida de la Tierra, comprende los océanos, ríos y lagos. La mayor parte d u composición es de cloruros de sodio y m gnesio. iosfera s la esfera de la vida, constituida princip lmente por carbono, oxígeno, hidrógeno . itosfera s la envoltura sólida de la Tierra y tiene u espesor promedio de 50 km. Comprend os capas: la corteza y el manto.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA orteza terrestre a corteza terrestre se divide en corteza ceánica y corteza continental. La rimera incluye los continentes y los ectores del mar de baja profundidad; en a segunda se encuentran los sectores ce nicos de alta pro undidad. La orteza continental tiene una omposición química diferente de la orteza oceánica, ésta posee mayor antidad de aluminio, hierro, magnesio, alcio y potasio Abundancia promedio de los elementos en las rocas de la corteza (según Clarke y Washinton, 1924)
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA Estructura interna de la Tierra Se logro determinar a partir de estudio geofísicos, en el cual se utilizaron los dato s smicos. Historia temprana en el cual la tierra est diferenciada en series de capas co propiedades una disposición física c mposicionales. Se muestra también l v riación de la velocidad sísmica existente e profundidad en el manto y el nucleo.
12.ESTRUCTUR
DE LA TIERRA
12.ESTRUCTUR
DE LA TIERRA
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA Corteza continental Capa superior conocida también con el nombre de SIAL por su composición de sílice y alúmina; forma los continentes y es granítica y rígida. Además, es un conglomerado de rocas magmáticas, sedimentarias y metamórficas que Su espesor varía de 10 km a 70 km. La discontinuidad de Moho se encuentra a 65 kilómetros y está separada del SIMA por la discontinuidad de Conrad. Las discontinuidades son las variaciones de la velocidad de las hondas sísmicas.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA
Corteza oceánica Capa media conocida también con el nombre de SIMA por la alta presencia de sílice y magnesio. Es de densidad que el SIAL. Su espesor varía de cinco a ocho kilómetros. La discontinuidad de Moho se encuentra a cinco kilómetros.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA
Cobertura sedimentaria Es discontinua, de espesor y composició variables. Esta película sedimentaria se compone de material derivado de las rocas primarias debido a la actividad incesante de los agentes externos de erosión, transporte y deposición; los cuales en La corteza terrestre limita con el manto en la discontinuidad sísmica de Mohorovicic. Esta capa también se presenta entre el z calo (lugar entre el continente y el mar), aquí se presentan nódulos de magnesio y carbonatos, de interés económico.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA Manto Cascarón que limita en su parte inferior c n la discontinuidad de Gutenberg y en la parte superior con la discontinuidad de Mohorovicic. Está constituida principalmente por peridotitas y pirolita con una densidad que varía entre 3,3 y 5,7. El manto superior está dividido del manto inferior por una zona llamada , expansión del fondo oceánico, de la deri a continental, de la orogénesis (conjunto de procesos que originan las cadenas ontañosas) y los terremotos mayores. Alcanza una profundidad promedio de 2 il 900 kilómetros.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA Se cree que la astenosfera es la zona don de se genera el magma, nombre general con el que se denomina a las rocas íg neas formadas por el enfriamiento y la solidificación de materia rocosa fundida. Tiempo atrás, el proyecto Upper Mantl Project Mohole se trazó el objetivo de explorar el manto, pero sólo pudo llega a los I80 metros de profundidad y fue abandonado en I966 por serias dificultad s técnicas y económicas.
12.ESTRUCTUR DE LA TIERRA Núcleo Se le conoce también como NIFE por s níquel. En su parte más externa tiene ondas transversales S; en su parte intern discontinuidad de Lehmann. El núcleo está separado del manto p . materiales de diferente densidad.
composición predominante de hierro y na conformación líquida respecto a las es sólido. Entre ambas zonas se halla la r la discontinuidad de Gutenberg. Su
13.M TODOS DE INVESTIGACI N DE LA ESTRUCTUR DE L TIERRA Perforaciones La perforación (o sondaje) más profun kilómetros, se realizó en la extinta Unión del globo terrestre, se perforaron solame posibilidad de tomar muestras de distinta
a del mundo, de aproximadamente 12 Soviética, aunque de 6 370 km del radio te 12 km. La ventaja de los sondajes es la profundidades.
13.M TODOS DE INVESTIGACI N DE LA ESTRUCTUR DE L TIERRA Métodos geofísicos a) Sismología: por medio de ondas sísmi cas se puede detectar discontinuidades, cambios petrográficos, diferenciar entr rocas sólidas y rocas fundidas. Este método es el más importante en la inve tigación de la geología del interior de la tierra. b) Gravimetría: detecta anomalías de la gravedad, las cuales permiten el cálculo de .
13.M TODOS DE INVESTIGACI N DE LA ESTRUCTUR DE L TIERRA Volcanología Algunos volcanes tienen su cámara de agma a grandes profundidades (manto superior). El análisis de estas rocas volcá icas (kimberlitas) da información de esas profundidades.
