Semana 1b

Programa de Actividades 2014
Semana

1
6 y 7.08

2
13 y 14.08

3
20 y 21.08

4
27 y 28.08

5
3 y 4.09

Tema

Laboratorio

Introducción.
Método Científico.
Historia de la Geología.
Uniformitarianismo y Catastrofismo.
Origen del Universo y del Sistema Solar.
Cosmoquímica.

 
No hay Laboratorio
 
 

Composición, estructura y sistemas dinámicos de la Tierra.
Energía.
Conceptos de mineral y de roca.Reglamento.
Propiedades de minerales.
Clasificación de Minerales.
Lectura 1
Rocas ígneas plutónicas.
Clasificación de Rocas ígneas
plutónicas.
Lectura 2

La medición del tiempo geológico.
Tiempo relativo, tiempo absoluto.
Unidades estratigráficas.
Métodos isotópicos.
Escala de tiempo paleomagnética.
Procesos y Rocas ígneas.
Conceptos Generales.
Clasificación de Rocas ígneas.
Deriva continental.Expansión de los fondos oceánicos.
La Tectónica de Placas.
Flujo Térmico.
Temperatura del interior de la Tierra.

Rocas ígneas volcánicas y
piroclásticas.Clasificación
Lectura 3
Rocas sedimentarias.
Clasificación de Rocas sedimentarias.
Lectura 4

En el comienzo.......

El Big Bang creó toda la materia y la
radiación que existe, instantáneamente

Nucleosintesis
•
•
•
•

Cosmológica
EstelarExplosiva
Galáctica

Nucleosintesis

Cosmologica 1

t = 10-32 sec: la materia existía solo como quarks
t = 13.8 segundos: comenzó la formacion de núcleos de H
and He (cuando la temperatura habia descendido a 3 • 109
K)
t = ~ 30 minutos: terminó la formación de núcleos de H and
He
(núcleos más pesados (Be, Li, B) no podían
formarse)
t = 700,000 años: la materia se enfrió a 3 103 K
(los electrones podíanacoplarse a núcleos)
t = 500 millones de años : estrellas comienzan a brillar

Nucleosintesis
cosmológica
En 3 minutos, el Universo se enfrió a to 109 K, suficiente para que 2H,
creado por:
         1

H + 1n              2H  (captura de neutron)

Aproximadamente al mismo tiempo, reacciones como:

H + 1H  3He +  + +
          3He + n  4He + 
           2

Produjeron H,He y Li
Sin embargo, en unos pocos minutos el Universo se enfrió bajo 109K y
las reacciones de fusión más complejas (i.e He-He) ya no fueron

Time ~ 2 mins
Temp ~ 109K

Nucleosintesis Cosmologica (Big
Bang)

Protones y neutrones se combinan para formar
nucleos atómicos
p
­Protons and neutrons combine
to form deuterium (2H) 
n

2

H

p

­1 proton and 1 neutron combine with deuterium to form Helium 
(3He and 4He).

3

n

4

Sintesis de núcleos en el universo 
temprano termina en el Helio

He

+2H
(Rare)
9

7
6

There are no stable elements with 
mass 5 or 8 . Synthesis of heavier 
elements stops

He

4
3
2
1

H

Be

Li

Li

He

He

H

A=8
A=5

Una vez que los fuegos nucleares de una estrella se
encienden, se mueve a la “secuencia principal”.
Nucleosintesis estelar

A medida que la fusióndecrece,una estrella vieja
comienza a colapsar, con lo que se calienta. Si es
suficientemente masiva, se calentara lo suficiente para
fusionar helio a carbono como una gigante roja.
Gigantes rojas :
fusionan
elementos
pesados.

Secuencia
principal:
fusionan
hidrogeno a helio.
Al final de la vida de una
estrella pequeña, se le
acaba el combustible.
Colapsa a una enana
blanca, una especie de
cenizacósmica, y se enfría

2. Fusion of Protons:
4 11H

+

 2­10e 

   42 He  +  6 

Big Bang

3.  Fusion of Helium nuclei:
4
4
8
3.  Fusion of Helium nuclei:
He 
+ 
He 
 
2
2
4 Be

4
4
He 
+ 
2
2 He 

 8448Be 
Be +  42 He    126 C  +  

12
4
16
8
4
12
Be 
+ 
He 

 
Be 
+ 
He 

 
C 
+
 

66
2
8 O  +   
4
2

Estrellas
del
tamaño
del Sol

12
4
16
Be 
+ 
He 

 
6
2
8 O  +   

Estrellas
máspesadas

4. Fusion of carbon nuclei:
23
1
                         
Na 
+ 
11
1H
12
12
20
4
C  
+ 
C        
Ne 
+ 
6
6
10
2 He
24
                         
12 Mg  + 

expanding or or pulsating shell

Hydrogen shell fusion
Helium shell fusion
Carbon core
300 million km

Gigantes rojas y nebulosas planetarias

Planetary nebulae

Una estrella mas masiva
continuará fusionando
elementos más...