ISSN 1514 - 4836ISSN 1668 - 3242 en lneaINSTITUTO SUPERIOR DE CORRELACIN GEOLGICA(INSUGEO) Miscelanea 18 ELEMENTOS BASICOS DE PETROLOGIA IGNEAConsejo Nacional de Inestigaciones Cientcas y 1cnicasFacultad de Ciencias Naturales e Instituto Miguel LilloUniersidad Nacional de 1ucumanSan Miguel de 1ucuman2009-2010Alejandro Jos 1OSLLLICONSEJO NACIONAL DE INVESTIGACIONES CIENTIFICAS Y TECNICASUniversidad Nacional de TucumnInstituto Superior de Correlacin Geolgica (INSUGEO)Director: Dr. Florencio G. AceolazaDirector alterno: Dr. Alejandro 1oselli Editor: Dr. Florencio Gilberto AceolazaCoordinador Editorial: Dr. Carlos A. Cnsole GonellaConsejo Editor: Dr.AlejandroJ.1oselli,INSUGLO,,Dr.Alredo1ineo,INSUGLO,,Dr.VctorRamos ,Buenos Aires,, Dr. Raael Ierbst ,INSUGLO,, Dra. Juana N. Rossi de 1oselli ,INSUGLO,, Dra.SusanaB.Lsteban,INSUGLO,,Dr.Guillermol.Acenolaza,INSUGLO,,Dr.M. lranco 1ortello ,Uni.La Plata,, Dr. Carlos Cingolani ,Uni.La Plata,, Dr. Roberto R. Lech ,CLNPA1-1relew,, Dr. Ricardo Alonso ,Uni. Salta,, Dra. Beatriz Coira ,Uni.Jujuy,, Dr. Juan Carlos Gutirrez-Marco ,CSIC-Lspana,, Dra. Isabel Rabano ,IGML-Lspana,, Dr. Julio Saaedra Alonso ,CSIC-Lspana,, Dr. Ibert Miller ,Uni.Mnchen - Alemania,, Dr. Al-cides N. Sial ,Uni.Pernambuco-Brasil,, Dra. Valderez lerreira ,Uni. Pernambuco-Brasil,, Dra. Renata Guimaraes Netto ,UNISINOS - Brasil,, Dr. Claudio Gaucher ,Uni. Montei-deo - Uruguay,. Direccin:InstitutoSuperiordeCorrelacinGeolgica.MiguelLillo205.CP4000SanMiguelde 1ucuman. Argentina. L-mail: insugeocsnat.unt.edu.ar - Pagina web: www.insugeo.org.arMiscelnea INSUGEOLsta Serie es editada por el INSUGLO con el objeto de dar a conocer inormacin de intersgeolgicoydelmedioambiente,siendolostrabajosallpublicadosrepresentatios y puntuales. Llla incluye guas de campo, resmenes de reuniones cientcas y monograas inculadasalobjetioprincipal.Serequierequelosmanuscritosseanremitidosenapoyo inormatico y papel, las ilustraciones de igual manera en caja 13X20 cm y con buen contraste. 1odoslostrabajostienenreisoresytambinsonpuestasenconsideracindelConsejo Lditor. Gran parte de este material puede consultarse gratuitamente y obtener en la pagina \ebdelINSUGLO:www.insugeo.org.ar.LstacoleccinestareerenciadaenLatindex, LBSCO, Ulrich International Periodical Directory, 1homson Reuters ISI, Zoological Record, GaleCencageLearningyGeore,Directoryo OpenAccessJournalsDOAJ.Integrael Ncleo Basico de Reistas Cientcas Argentina.Miscelnea Insugeo n 1: Coleccin de Paleontologa Lillo. Catalogo de siles publicados 190-1993Miscelnea Insugeo n2: Lower Paleozoic o1arija Regin, Southern Boliia ,agotado,Miscelnea Insugeo n 3: Actiidad desarrollada durante los anos 1991-1993 ,agotado,Miscelnea Insugeo n 4: 1he Jurasic and Cretaceous terrestrial beds rom Southern Neuqun Basin, ArgentinaMiscelnea Insugeo n5: Cuadro general de la ciudad de ParanaMiscelnea Insugeo n 6: Cambrian rom the Southern LdgeMiscelnea Insugeo n 7: 1he Ordoician oMendozaMiscelnea Insugeo n 8: Ordoician , Silurian sections in the Precordillera, western ArgentinaMiscelnea Insugeo n 9: Cambro , Ordoician sections in N\ ArgentinaMiscelnea Insugeo n 10: Ordoician and Silurian othe Precordillera, San Juan Proidence, ArgentinaMiscelneaInsugeon11:OrdoicianandSiluriano theCordilleraOrientalandSierras Subandinas, N\ ArgentinaMiscelnea Insugeo n 12: 1emas de la Biodiersidad del Litoral lluial Argentino IMiscelnea Insugeo n 13: Simposio BodenbenderMiscelnea Insugeo n 14: 1emas de la Biodiersidad del Litoral lluial Argentino IIMiscelnea Insugeo n 15: 1extura y estructura de las Rocas IgneasMiscelnea Insugeo n 16: Iistoria de la Geologa ArgentinaMiscelnea Insugeo n 17 (1): 1emas de la Biodiersidad del Litoral lluial Argentino IIIMiscelnea Insugeo n 17 (2): 1emas de la Biodiersidad del Litoral lluial Argentino IIIInstituto Superior de Correlacin GeolgicaMiguel Lillo 205 San Miguel de Tucumn Repblica ArgentinaPrlogo Abstract - ResumenAgradecimientos1. CONCEPTOS FUNDAMENTALESIntroduccin Criterios de campoCriterios texturalesDepsitos piroclasticosInterpretacin de las rocas gneasLl interior de la 1ierraOrigen del sistema solar y de la 1ierraDierenciacin de la 1ierra,Cmo se han logrado estos conocimientosMeteoritosVariaciones de presin y temperatura con la proundidadGradientes de PresinGradientes de 1emperatura2. CLASIFICACION Y NOMENCLATURA DE LAS ROCAS IGNEASIntroduccin1rminos composicionalesndice de colorClasicacin de la IUGSRocas anerticasNomenclatura de la gura 2-1 ,QAPl plutnicas,1rminos modicatoriosRocas macas y ultramacasNomenclatura de la gura 2-5 ,QAPl olcanicas,Rocas piroclasticasClasicaciones qumicasLn la norma CIP\ ,er anexo I,La clasicacin 1ASConcepto de saturacin3. TEXTURASIntroduccin1exturas primarias ,Interaccin undido-cristal,Lugares preerenciales de nucleamientoReaccin y resorcin magmaticaMoimientos dierenciales de cristales y undido1exturas cumulaticasMaclas primariaslabricas olcanicaslabricas piroclasticas1exturas secundarias ,cambios postmagmaticos,1ransormaciones polimrcasMaclas secundariasReacciones secundarias y de reemplazoDeormacin4. PROCESOS VOLCNICOSIntroduccinVulcanismo Iawaiano o en LscudoVulcanismo LstrombolianoVulcanismo VulcanianoVulcanismo PeleanoVulcanismo PlinianoComportamiento del material eyectadoELEMENTOS BASICOS DE PETROLOGIA IGNEA INDICE1213141515151516161921222325262292930303132333436363383840434449525253545455859606163656666686969Laas pahoehoe o cordadasLavas AA o escoriaceasLaas pillow o almohadilladasLaas submarinasDomos de laaRocas piroclasticasLentos piroclasticos pequenosCaidas de cenizasFlujos de cenizasLaharsIialoclastitasDepsitos piroclasticos laminaresCrateres y calderasSuper-olcanes y super-erupciones explosiasSuper-olcanSuper-erupcinReserorios magmaticos que alimentan a las super-erupcionesCalderasGrandes proincias gneas - LIPs.Plateau basalticos oceanicosPlateau de basaltos continentalesOrigen de los magmasRuptura continental5. CUERPOS INTRUSIVOS O PLUTONICOSIntroduccinCuerpos laminaresCuerpos globososRelaciones de contacto de los plutones1iempo de intrusinProundidad de los intrusiosInyecciones mltiples y plutones zonadosLos procesos de ascenso del magma y emplazamiento y el problema del espacio6. REGLA DE LAS FASES: SISTEMAS DE UNO Y DOS COMPONENTESIntroduccinlases en equilibrio y regla de las asesClasicacin de los sistemasSistemas de un solo componenteFusin CongruenteSistema SliceFusin incongruenteSistemas de dos componentesSistemas de tipo eutcticoSistema dipsido-anortitalusin en equilibrioCristalizacin raccionadalusin parcial en equilibrioDisolucin slida completaSistema de las plagioclasasZoneado composicionallusin de equilibrio incongruentelusin raccionadaSistema orsterita-ayalitaFusin incongruenteSistemas peritcticos binariosSistema lorsterita-sliceCristalizacin raccionadaRelaciones de usinDesmezcla de disoluciones slidasSistema de los eldespatos alcalinos690112356888980808081838585868891919495991001001031041061061061010810910910911111111111211211311411411411511511511111181187. SISTEMAS DE TRES COMPONENTESIntroduccinSistemas eutcticos ternarios ,Anortita-lorsterita-Dipsido,Cristalizacin raccionadalusin en equilibriolusin parcialSistema ternario peritctico ,Anortita-lorsterita-Slice,Cristalizacin raccionadaSistemas ternarios con solucin slida ,Dipsido-Albita-Anortita,Sistemas con mas de tres componentes ,Albita-Anortita-Dipsido-lorsterita,Series de reaccinLectos de la presin sobre el comportamiento de los undidosLectos de los nuidos con el comportamiento de los undidosInclusiones nuidasLos eectos del aguaRol del agua en el comportamiento magmaticoControles sobre las erupciones olcanicas explosiasLbullicin retrgrada: estadios tardos de sistemas magmaticos connadosSistemas hidrotermalesIstopos y los sistemas conectios de agua metericaLectos del anhdrido carbnicoComponentes olatiles8. PETROLOGA QUMICA: ELEMENTOS MAYORES Y MENORESIntroduccinMinerales normatios.Diagramas de ariacinProyecciones biariantes.ndice de dierenciacin ,1hornton y 1uttle,ndice de cristalizacin ,Poldeaart y Parker,ComentariosDiagrama triangular AlM.Diagramas de ariacin para modelar la eolucin magmaticaRelacin entre elementos de PearceModelos gracos y matematicos de eolucin magmaticaSeries de magmas9. PETROLOGIA QUIMICA II: ELEMENTOS TRAZAS E ISOTOPOSIntroduccinDistribucin de los elementosModelos de procesos slido-undidoBano de usinlraccionamiento RayleighLas tierras raras: un grupo especial de elementos trazasDiagramas Spider o MultielementosAplicacin de los elementos trazas a sistemas gneosCriterios geoqumicas para discriminar entre ambientes tectnicosIstoposIstopos de oxgenoIstopos de Potasio y ArgnIstopos de Rubidio y LstroncioIstopos de Samario y NeodimioSistemas Uranio, 1orio y PlomoSistema Lutecio y IanioSistema de Renio y Osmio10. MAGMASIntroduccinComposicin de los magmasPropiedades sicas de los magmas1emperaturasNaturaleza sico-qumica de los lquidos silicaticos1231231241251251251212129130131131132133134136136131391391401431441461461491501511521521531541581651651681681691011121516161118018218418518188189189191ViscosidadLectos del enriamiento en la cristalizacinDensidad1iempo requerido para la cristalizacinAscenso del magma a tras del manto y de la corteza1ranserencia de masa y energa por diusinConveccinDierenciacin magmaticaClasicacin de los procesos de dierenciacinSistemas que inolucran slo lquidosSistemas que inolucran slidos y lquidosSistemas que inolucran lquido y aporSistemasque inolucran lquido, slido y aporAsimilacin magmaticaReacciones con las rocas de cajaAsimilacinRocas hbridasMixing - mezcla homogneaMingling - mezcla heterogneaAlteracin post-solidicacinGeneracin del magma lusin parcial11. ROCAS PLUTONICASIntroduccinCategoras de granitosParametros geoqumicasCinturn batoltico mesozoico andinoLlementos trazas caractersticos de los granitosCaracterizacin segn participacin del manto y cortezaGranitos en zonas de colisin continente-continenteGranitos tipo-APetrognesisClasicacin geotectnica de los granitosPegmatitasPetrognesis12. DORSALES OCEANICASIntroduccinNaturaleza de la corteza oceanicaZona de allas transormantesDorsales assmicasllujo calrico y sistemas hidrotermales.Metamorsmo del ondo oceanico.Basaltos de las dorsales medio-oceanicas ,MORB,.Composicin qumica.Origen de los magmas MORB y su uente mantlicaReserorios mantlicosModelos petrogenticosOolitasIntroduccinCaractersticas distintivasOrigen y emplazamientoSerpentinizacin13. MAGMATISMO DE INTRAPLACAIntroduccinIslas oceanicasProcesos de usin parcialCamaras de magma en altos nielesPetrograa de las rocas olcanicas de islas oceanicasComposicin qumica19219419619191992002022022032032042042042042052020820820820921121321321521212192202212222242242252292312312312322322322332352323240240240241244245246246248248249Llementos mayoresLlementos trazas y tierras rarasIstopos radiognicosModelo petrogenticoProundidad de segregacin de los magmas 14. FLUJOS BASALTICOS CONTINENTALESIntroduccinPetrograa de las rocas olcanicasComposicin qumicaLlementos trazasIstopos radiognicosModelos petrogenticos15. MAGMATISMO EN MARGENES ACTIVOS DE PLACASIntroduccinArcos de islas oceanicasLstructura de los arcos de islasLstructura trmica y procesos de usin parcialSegregacin, ascenso y almacenamiento del magmaCaractersticas de las series de magmasPetrograa de las olcanitasVariaciones temporales y espaciales del magmatismo de arcoComposicin qumica de los magmasIdenticacin de los magmas primariosContenidos de olatilesIstopos radiognicosModelos petrogenticos 16. MAGMATISMO DE MARGENES CONTINENTALES ACTIVOSIntroduccinLstructura de los margenes continentales actiosReserorios de magma en la cortezaCaractersticas petrogracas de las rocas olcanicas y plutnicasAndesitasRiolitasComposicin qumica de los magmasLlementos mayoresLlementos trazasIstopos radiognicosModelos petrogenticos17. MAGMATISMO EN CUENCAS DE RETRO-ARCOIntroduccinPetrograa de las rocas olcanicasComposicin qumica de los magmasLlementos mayoresLlementos trazasIstopos radiognicosModelo petrogentico18. MAGMATISMO POTASICO DE INTRAPLACAIntroduccinKimberlitasPetrograa de las kimberlitasLamproitasRocas melilticasLamprrosComposiciones qumicas de kimberlitas, lamproitas y lamprrosLlementos mayoresLlementos trazasIstopos radiognicos250251253255255252526026026126226526526262682692121222324242529280281283283285286282882882892932952952952962929301302303304305305306306310311Modelos petrogenticosOrigen de los magmas y relacin con los diamantes19. MAGMATISMO DE RIFT CONTINENTALIntroduccinPetrograaComposicin qumicaLlementos mayoresLlementos trazasIstopos radiognicosModelo petrogenticoCarbonatitasIntroduccinOrigen de las carbonatitas20. INTRUSIONES MAFICAS BANDEADAS (LIMs)IntroduccinIntrusiones basicasDiques y lones capa dierenciadosGrandes intrusiones dierenciadas bandeadasPropiedades21. ANORTOSITASIntroduccinAnortositasModelo de generacin de anortositas -tipo masioCharnoquitasAnexo IAnexo IIAnexo III312316319320320320322323325328328329333333334334335339339341343345351353PRLOGOLlpropsitodeestelibrohasidocombinarlasrelacionesgeolgicasdecampo,con losaancesenexperimentosdelaboratoriosobrelaormadeoriginarselasrocasgneas ylaexperienciaeneldictadodeclasesdelacarreradeGeologadelacultaddeCiencias Naturales e Instituto Miguel Lillo de la Uniersidad Nacional de 1ucuman, durante mas de cuarenta aos. Ieintentadoresumireintegrarlosprocesospetrogenticosconlasasociacionesde rocas, que se sostienen sobre la base de los ambientes geotectnicos condicionados por la tectnica de placas.Ll libro ha sido escrito pensado en los estudiantes de Geologa y de Ciencias Naturales, como as tambin en proesionales que tengan que resoler problemas relacionados con la dinamica que signican los complejos y asociaciones de rocas, con desarrollo de una base simple, pero rme, para aanzar en estudios mas proundos y complejos en la interpretacin de la enomenologa gentica del magmatismo.1odosreconoceranalleerestelibroquesetoma,delabibliograaexistente,enorme cantidad de material, como los resultados de los experimentos de laboratorio, las clasicaciones derocas,mineralgicasyqumicas,,lasasociacionesderocas,tratandodeintegraren orma coherente toda dicha inormacin, con miras a lograr un desarrollo conceptual de la problematica magmatica.Muchas de las ilustraciones, gracos y otograas son nueas y otras son adaptaciones de otras ya publicadas, que por su alor didactico han sido parcialmente modicadas, adaptadas e incluidas, como complemento adecuado al texto.ABSTRACTInthisbook"BasicLlementsonIgneousPetrology",deelopkeyconceptsor understandingtheorigin,eolutionandcharacterizationo igneousrocks.Itisorganized into chapters starting with the concepts othe structure and dierentiation othe Larth, its ormation as part othe solar system and the meaning ometeorites, as well as changes in pressure and temperature with increasing depth our planet.\econtinuewiththeclassicationsandnomenclatureo igneousrocks,using mineralogicalandchemicalschemes,eectieandtexturalclassicationsandintheorm o lyingintheeld,markingtheeolutionarydierencesbetweenolcanicandplutonic processes.1he concept othe phase rule is applied to dierent petrological systems that explain experimentally the mineral assemblages and textures in the rocks that rise up.1hechemicalcompositionso rocks,includingthemajorelements,minorandtrace, are used to explain the ariation diagrams, which sere to explain the eolution experienced by magmas to crystallize, leading to the ormation oassociations orocks. 1his includes radioactie and stable isotopes are commonly used in genetic interpretations. 1his enters the concept omagma and dynamic phenomena that take place during ascent and consolidation, eitherasintrusieorolcanicoutcropings,withtheirrelationswiththerocksitpasses through. Are outlined dierent geotectonic enironments that gie rise to magmas by partial melting and dene their primary character.So we arried, ater considering the tools to be used, to dierent groups orocks, starting withthedierentgroupso granitesandtheirclassications,ollowingbythebasaltsomid-oceanridgesandwithinplatesmagmatism,continentalnoodbasaltproinces,actie continentalmargins,andback-arcbasins.1otheseareaddedpotassicwithincontinental plates, corresponding to the continental rit zone magmatism, the carbonatites, kimberlites, ophiolites, mac banded intrusions, and anorthosites.RESUMENLnestelibroLlementosBasicosdePetrologagnea`,sedesarrollanlosconceptos undamentalesparaentenderelorigen,eolucinycaracterizacindelasrocasgneas. Para ello se lo ha organizado en captulos comenzando con los conceptos de la estructura ydierenciacindela1ierra,suormacincomopartedelsistemasolaryelsignicado delosmeteoritos,ascomoloscambiosdepresinydetemperaturaconelaumentode proundidad en nuestro planeta.Continuamosconlasclasicacionesynomenclaturadelasrocasgneas,utilizandolos esquemasmineralgicosyqumicos,enigencia,ascomolasclasicacionestexturalesy segn la orma de yacer en el campo, marcando las dierencias eolutias entre los procesos olcanicos y los plutnicos.Ll concepto de la regla de las ases es aplicada a los dierentes sistemas petrolgicos, que explican experimentalmente las asociaciones minerales y las texturas que originan en las rocas que integran.Lascomposicionesqumicasdelasrocas,incluyendoloselementosmayores,menores y trazas, son utilizadas para explicar los diagramas de ariacin, que siren para explicar la eolucin que suren los magmas al cristalizar, dando lugar a la ormacin de las dierentes asociaciones de rocas. Aqu se incluyen los istopos radiactios y estables que son utilizados normalmente en las interpretaciones genticas. Con esto se accede al concepto de magma y los enmenos dinamicos que tienen lugar durante su ascenso y consolidacin, ya sea como cuerpos plutnicos o eusiones olcanicas, junto a sus relaciones con las rocas que atraiesa. Seesquematizanlosdistintosambientesgeotectnicosquedanorigenalosmagmaspor usin parcial y denen sus caracteres primarios.Asllegamos,despusdehaberconsideradolasherramientasquedebenserutilizadas, alosdierentesgruposderocas,comenzandoporlosdierentesgruposdegranitosysus clasicaciones, siguiendo por los basaltos de las dorsales oceanicas y de intraplaca en areas oceanicas,losnujosbasalticoscontinentales,elmagmatismodemargenescontinentales actiosydelascuencasderetro-arco.Aestosseagreganelmagmatismopotasicode intraplaca,elcorrespondientesazonasderitcontinental,lascarbonatitas,lasintrusiones macas bandeadas y las anortositas.AGRADECIMIENTOSLn primer lugar agradezco a mi esposa Dra. Juana N. Rossi por los constantes comentarios y crticas que llearon a expresar con claridad los temas desarrollados, lo mismo a los colegas que permanentemente me alentaron a terminar el libro.MireconocimientoalalacultaddeCienciasNaturaleseInstitutoMiguelLillodela UniersidadNacionalde1ucumanyalInstitutoSuperiordeCorrelacinGeolgicadel CONICL1, por la colaboracin institucional para alcanzar esta meta.1ambin hago llegar mi reconocimiento a los alumnos de los cursos de grado de la carrera de geologa, que durante anos utilizaron los apuntes de catedra, que llearon nalmente a la concrecin de esta obra.15 ALEJANDRO TOSELLICapitulo 1Conceptos FundamentalesIntroduccinLa petrologa gnea estudia los fundidos magmticos y a las rocas que cristalizan desde losmismos.Llorigenporcristalizacindesdeunundidoesuncriteriosucientemente simplecomoparaconsideraraunarocacomognea.Peroraramentesepuedeobservar directamentesuformacinysloenelcasodelaslavasqueseenfrandirectamenteen supercie. Por tal razn se han desarrollado criterios de obseracin para denir el origen de las rocas gneas. 1ales criterios incluyen, obseraciones de campo y petrogracas.Criterios de campo: Los cuerpos intrusivos comnmente cortan a las estructuras tales como el bandeado o la foliacin de la roca de campo, en la cual intruyen y producen algunos eectos trmicos en el contacto. Cuando se desarrolla una estrecha zona de grano no, en el margen de un intrusivo, o un cocimiento de la roca de caja, ambos son buenos indicadores del origen gneo del cuerpo plutnico. Asimismo si se obseran ciertas ormas especcas en los cuerpos de roca que se reconocen como de origen gneo, tales como estrato-volcanes, nujos pahoehoe, lones, lacolitos, etc., que siempre se asocian con procesos gneos, o que hansidodirectamenteobserados,sontodoselementosqueseutilizanparaestablecerel origen gneo de las rocas involucradas.Palabras clave: Granitos. Sierra de Velasco. Geoqumica. Wolframio. Criteriostextuales:Lapetrografa,eslaramadelapetrologa,queestudialasrocas bajo el microscopio de polarizacin con luz transmitida, utilizando secciones delgadas. As sepuedenasociarciertastexturasdeintercrecimiento,comodelentacristalizacindesde unfundido.Cuandoloscristalesseformanporenfriamientodeunfundido,usualmente desarrollanormascristalinascasiperectas,sinohayobstruccinalcrecimientodelos cristales. Como el fundido contina su enfriamiento y mas cristales se forman, ellos comienzan a intererir unos con otros, modicando sus habitos cristalogracos, resultando texturas de interpenetracindecristales,constituyendotexturasentrelazadas(intercrecimientos),en que los lmites de los granos minerales se interpenetran mutuamente. Con el enfriamiento rapidoysolidicacindeunundido,resultaunatexturatreacaracterstica,poraltade ordenamiento cristalino se formaun slido vtreo,que se reconoce al microscopio porsu carcter ptico istropo.Enraznqueloslquidosnopuedentransmitiresfuerzosdirigidos,raramentese desarrollan foliaciones. Un criterio textural comn para distinguir a las rocas gneas, de las rocas metamrcas de alto grado, en muestras de mano, es justamente la alta de orientacin delosmineralesenlasrocasgneas.Estecriteriodebeseraplicadoconcuidado,porque algunos procesos gneos, tales como el asentamiento de cristales y el nujo magmatico, pueden producir alineamientos de los minerales que podran ser confundidos con los caracteres de las rocas metamrcas. DepsitosPiroclsticos:resultandelaserupcionesexplosivasysontalvezlosms diciles de reconocer como de origen gneo. Usualmente la parte magmatica ha solidicado y Miscelanea 18: 15-28Elementos bsicos de petrologa gnea Tucumn, 2010 -ISSN 1514 - 4836 - ISSN on-lineISSN 1668 - 3242 CONCEPTOS FUNDAMENTALES 16enriado antes de haber sido depositado, conteniendo una proporcin importante de material pulverizado que corresponde a rocas preexistentes. La deposicin del material piroclstico, responde en gran parte a procesos sedimentarios, que hacen mas dicil su identicacin. Iay algn debate entre los gelogos si las rocas piroclsticas deben ser consideradas como gneas o como sedimentarias. Ellas son gneas en el sentido que la mayor parte del material que forma los depsitos son de origen volcnico (esta es la parte piro). Y ellas son sedimentarias en el sentido que las partculas slidas han sido depositadas por un medio nuido, aire o a eces agua (esta la parte clstica.)Interpretacin de las rocas gneas: El estudio de las rocas gneas y de los procesos que les dan origen, deben considerar e interpretar Cmo se generan los fundidos magmticos? Qu es un fundido? Cmo los fundidos producen rocas gneas cristalizadas? Qu procesos acompaan a la cristalizacin? Puede atribuirse la gran variacin de composiciones de las rocas gneas a dierentes uentes, o ha ariaciones en los procesos de usin y cristalizacin ,Qu relaciones hay entre los diersos tipos de rocas gneas y los ambientes tectnicosPara responder a estos interrogantes se debe tener:1.Experienciapetrolgicaparaconocerlasrocasylastexturas.Yaquenosepuede comenzar un estudio de rocas sin saber como: reconocer, describir, organizar y analizar las rocas.2. Es necesario la utilizacin de los datos experimentales. Se puede entender la generacin ycristalizacindelosundidosporsimulacindelascondicionesaquehabranestado sometidas las rocas.3.Basestericassonnecesariasparaentenderyaplicarlosresultadosexperimentales. Es necesario una base qumica que incluya elementos mayores, menores y trazas, adems de istopos, para evaluar la regin fuente y los procesos magmticos evolutivos.4. Se requiere tener conocimiento y comprender las condiciones fsicas que existen en elinteriordelaTierra,yaquelosfundidossegeneranaprofundidadesquenopodemos observar directamente, en condiciones de alta presin y temperatura y que tendran relacin con los ambientes tectnicos que originan cada tipo de roca.5.Finalmentesenecesitaexperienciaprcticadelaactividadgnea.Laconsulta bibliograca basada en el estudio de las rocas gneas comunes y procesos que actan en la naturaleza, da un panorama para realizar el estudio de las rocas gneas.El interior de la tierra1odas las rocas terrestres que se encuentran en la supercie terrestre, ueron deriadas originalmentedesdeelmanto,aunquealgunaslohanhechoatrasdeunoomasciclos magmaticos, metamrcos y sedimentarios. Si estas rocas se han originado en proundidad es necesario entender a tras de que procesos, ellas llegaron a la supercie.ElinteriordelaTierraesdivididoentresunidadesmayores:corteza,mantoyncleo ,lig. 1-1,. Lstas unidades, reconocidas hace dcadas por los estudios sismolgicos, permiti su separacin por las discontinuidades en las velocidades de las ondas P (compresionales o primarias) y S (secundarias, transversales o de cizalla), en su propagacin a travs de las capas de la Tierra (Fig. 1-2).Iaydostiposbasicosdecorteza:oceanicaycontinental,\inter2001,.Lacorteza ocenica es delgada (aprox. 10 km de espesor) y tiene esencialmente composicin basltica. La 17 ALEJANDRO TOSELLIFigura 1-1. Subdivisiones mayores de la Tierra.Figura 1-2. Variacin de velocidad de las ondas P y S con la profundidad, con subdivisiones de la Tierra sobre la izquierda y subdiisiones reolgicas sobre la derecha.corteza continental es mas gruesa ,en promedio aprox. 36 km y se extiende hasta los 90 km, y es de composicin mas heterognea, incluyendo distintos tipos de rocas sedimentaria, gneas y metamrcas. Una composicin promedio de la corteza continental estara representada por una granodiorita. La corteza en general representa aprox. 3% del volumen de la Tierra.Inmediatamentepordebajodelacorteza,seencuentraelmantoqueseextiende hastacasilos3000kmycomprendeaproximadamenteel83delolumendela1ierra. Lllmiteentrelacortezayelmanto,esdenidaporladiscontinuidaddeMohoroicico Moho,discontinuidadM-60km,.LnestadiscontinuidadlaelocidaddelasondasPse incrementaabruptamente,desdekm,s.amasde8km,s.Lstoproducetantorenexin como refraccin, permitiendo en forma relativamente simple determinar la profundidad. El mantoestacompuestopredominantementeporsilicatosdemagnesioyhierro.Asimismo dentrodelmantohayariasdiscontinuidadesssmicasqueseparancapascondierencias enlaspropiedadessicas,masqueenlasqumicas.Lacapamassupercialseextiende entre los 60 y 220 km, es llamada capa de baja velocidad, porque en ella las ondas ssmicas, tienenvelocidadesmsbajasquelascapasqueseencuentranporarribaypordebajo. Estabajavelocidaddelasondasssmicasesinusual,porquelasvelocidadesgeneralmente se incrementan con la profundidad, por aumento de la densidad del material. La razn de ladisminucindelavelocidaddelasondasssmicasescausadaporunafusinparcialde hasta un 10% del material del manto. El fundido probablemente forma una delgada pelcula discontinua entre los lmites de los minerales, permitiendo un comportamiento ms dctil. CONCEPTOS FUNDAMENTALES 18La capa de baja velocidad vara en espesor, dependiendo de la presin local, la temperatura, el punto de fusin y la disponibilidad de agua.Por debajo de la capa de baja velocidad se encuentran otras dos discontinuidades ssmicas dentro del manto. La discontinuidad de 410 km, resulta de una fase de transicin en la cual el oliino cambia a la estructura cristalograca de tipo-espinela. \ a 660 km la coordinacin delaslice,cambiadelacoordinacinIVcomn,acoordinacinVI,queestpicaenla perovskita. Ambas transiciones marcan abruptos incrementos en la densidad del manto, que son acompaados por saltos en las velocidades de las ondas ssmicas.Fig. 1-3. Transicin mineral en el manto de la espinela a la perovskita.Por debajo de la discontinuidad de los 660 km, las velocidades de las ondas ssmicas se incrementan progresiamente en orma bastante uniorme, hasta el ncleo. Ll lmite manto-ncleo es una marcada discontinuidad qumica, en la cual los silicatos del manto dan lugar a un material mucho mas denso, rico en le-metalico con cantidades menores de Ni, S, Si, O, etc. La parte externa del ncleo es un fundido, mientras el ncleo interno es slido. Las composicionesdelasparteslquidayslido,sonprobablementesimilares.Latransicin aestadoslidoseproduceporelaumentodepresinconlaprofundidad,quefavorece elestadoslido.LasondasSnopuedenpropagarseatravsdeloslquidosporqueno trasmitenlosesfuerzosdecizalla.AunquelasondasSslodisminuyensuvelocidadde propagacincuandohaydelgadaspelculasdelquidoentrelosgranos,perodesaparecen totalmente cuando alcanzan el ncleo externo. Las ondas P, disminuyen su velocidad en el ncleolquidoysereractanhaciaabajo,produciendounazonadesombrassmica,enla cuallas ondasP, noalcanzanlasupercie de la1ierra,segn el sitio donde ellas se hayan originado.OtraalternativaparaconsiderarenlassubdivisionesdelaTierra,sebasaenlas propiedades reolgicas (Fig. 1-2). Usando este criterio, se puede considerar a la corteza como la porcin ms rgida de la parte superior del manto, por sobre la capa de baja velocidad y que se comporta como una unidad coherente y que se denomina litosera. La litosera tiene en promedio de 70 a 80 km de espesor bajo las cuencas ocenicas y de 100 a 150 km por debajo de los continentes. La parte ms dctil del manto que le sigue por debajo, es llamada 19 ALEJANDRO TOSELLIastensfera. La litosfera y la astensfera se distinguen por sus propiedades mecnicas y no por su composicin ni por la velocidad de las ondas ssmicas. Esto es importante en la teora delasplacastectnicas,porquelaductilidaddelaastensferaeslaqueproveelazonade dislocacinsobrelacualsemuevenlasplacaslitosfricasrgidas.Elmantopordebajode la astensfera es llamada mesosfera. El lmite astensfera-mesosfera, debera corresponder alatransicindematerialdctilamsrgidoconelaumentodeprofundidad.Elpisode lacapadctilmuestrabajocontrasteenlavelocidaddelasondasssmicas.Lamayora delosgeosicossostienequelaastenseraseextiendehastaaproximadamente00km deprofundidad.Lanaturalezadelmantopordebajonoesbienconocida,perolasondas ssmicasquecruzanlamesosferapordebajodelos700kmestnpocoatenuadas,loque sugiere la rigidez de esta capa.Origen del sistema solar y de la tierraEl siguiente desarrollo resume las teoras mas aceptadas sobre el origen del sistema solar. Ll modelo mas popular sobre el origen del unierso se reere al Big Bang, que ocurri entre 13 y 15 Ga. De acuerdo a los datos isotpicos de los meteoritos, el sistema solar se inici hace aproximadamente 4,56 Ga, a partir de una enorme nube de materia llamada nbula solar. La nbula consisti esencialmente de I2 molecular, mas algo de Ie y cantidades menores de Be y Li (que fueron los nicos productos del Big Bang). Alrededor del 2% comprende elementos pesados, incluyendo algunos otros gases y partculas slidas nas, presumiblemente creadas por reacciones nucleares de sntesis en estadios tempranos de evolucin de las supernovas. La nebulosa comenz a colapsar lentamente por atraccin gravitacional e interaccin de sus constituyentes. El porque ella comenz a rotar y se aplan tomando la forma de disco sera como resultado de la fuerza centrfuga y de la conservacin del momento angular, resultando que la mayor parte de la masa se concentr hacia el centro conserando el momento angular delcolapsogravitatorio,dondeeventualmenteseformelSol.Loscuerpospequeosde metros a kilmetros, llamados planetesimales, comienzan a formarse y crecer en la nbula. Ll colapso graitacional de la masa y su compresin habra generado considerable aumento de la temperatura y eventualmente se alcanz un estadio donde se produjo la sntesis nuclear ,usin, del hidrgeno para ormar helio.Losprimeros100.000aosatestiguaranunarpidaevolucindelproto-sol, acompaada por una alta luminosidad causada por el calor generado y la contraccin inicial. Cuando se alcanza la compresin adecuada, el Sol alcanza el estadio T-Tauri, caracterizada por una actividad menos vigorosa, que durara mas de 10 Ma. El viento solar, una corriente cargadadepartculas,cambiasucarcterduranteelestadioT-Tauriycomienzaaemanar radialmente hacia uera desde el sol, mas que espiralmente desde los polos y la nbula pierde aproximadamente la mitad de su masa inicial durante este estadio.Delmaterialremanente,el99,9delamasacolapsparaormarelSolyelrestante 0,1%,conelmayormomentoangular,permanecieneldisco.Eldiscodematerialtuvo sucientemasaparacontraerseenlapartemediadelplano,dondelocalmenteseseparan acumulacioneslocalesformandolosplanetesimales.Losprocesosdeacrecinplanetaria tuvieron lugar bajo fuertes gradientes de presin y temperatura, generados por el temprano Sol.Comoresultado,loselementosmsvoltilesypartculasslidasdelanbulason evaporadas desde la porcin interna mas caliente del sistema solar. Las partculas de vapor sonexpulsadasporelintensovientosolarT-Tauriycondensadadirectamentesobrelos CONCEPTOS FUNDAMENTALES 20slidoscuandolatemperaturaessucientementebaja.Slolosgrandesplanetesimales pudieron sobrevivir a esta intensa actividad en la zona interna del sistema solar. Las actuales temperaturasdecondensacin(yladistanciadelSolalacualtuvieronlugar)dependede loselementosparticularesydeloscomponentesinvolucrados.Sololoselementosms refractariossobrevivieronosecondensaronenlaszonasmasinternas,mientrasquelos constituyentesmasolatilessemoieronhaciauera.Comoresultado,losgradientesde temperaturas primarios y del viento solar, la nbula experiment una diferenciacin qumica basada en las temperaturas de condensacin. Los xidos ms refractarios como, Al2O3, CaO y TiO2, se condensaron rpidamente en las partes mas internas del sistema solar, donde faltan los elementos ms voltiles. Mientras que los metales como Fe, Mg y Ni, formaron silicatos de le-Mg-Ni, los metales alcalinos y silicatos, suluros y silicatos hidratados, I2O, y slidos de amonio, metano, etc., se ueron condensando progresiamente hacia uera. La distancia mas all de la cual los componentes voltiles tales como el agua y el metano se condensaron se la denomina lnea de nieve.Aparentementeungradientededescensodepresinhaciaueradesdeelcentrodela nbula, tambin ha tenido lugar, principalmente en lo relatio a la temperatura de condensacin del Fe metal versus silicatos, como as tambin en la relacin Fe/Si ( y contenido de oxgeno) de los planetas.Losslidoscondensadoscontinuaronacrecionndosecomoplanetesimales.Enla partemasinternadelsistemasolar,losmaterialesmsrefractariossefueronacumulando y formaron los planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), as como los cuerpos relacionados que son los asteroides y meteoritos. En las partes ms externas, ms all de la lnea de nieve, se formaron los grandes planetas gaseosos (Jpiter, Saturno).De esta muy breve descripcin, queda claro que la composicin de los planetas es en gran parte el resultado de condiciones especcas que existieron a dierentes distancias desde el centro de la nbula solar durante los primeros 10 Ma de evolucin estelar. La composicin delaTierraesesencialmenteelresultadodelaantiguasupernovaquesembrlanbula solar con partculas slidas y de los procesos de evaporacin/condensacin asociados con lastemperaturasalaparticulardistanciadelaTierra,duranteelestadioT-TauridelSol. Los procesos de diferenciacin que produjeron la variacin qumica a travs del sistema no uerontotalmenteecientes.Lacomposicindela1ierraescomplejaycontienealgunos elementosmuyestables,quenoseajustanaloqueseesperaradelacondensacinala distancia que est del Sol. Algunos de los variados constituyentes de la Tierra, incluyen los voltiles, que estuvieron contenidos en los tempranos planetesimales y que sobrevivieron a la completa vaporizacin durante el estadio caliente T-Tauri de evolucin del Sol, mientras queotroscomponentesfueronagregadosvaimpactosdecometasymeteoritosdesdela parte externa del sistema solar, conocido como bombardeo pesado que naliza a 3,9 Ga. Los procesos descritos favorecieron la concentracin de los siete elementos que constituyen el 9 de la masa de la 1ierra ,1abla 1-1,.Tabla 1-1. Abundancia atmica relativa de los elementos ms comunes de la Tierra.Estoselementossonconsistentesconlasabundanciassolaresysucondensacinse habraproducidoalastemperaturasypresionesquereinabanenla1ierradentrodelos gradientes nebulares descritos.21 ALEJANDRO TOSELLIDiferenciacin de la tierraEl planetesimal que form la Tierra, se produjo probablemente por acumulacin secuencial causada por la gravitacin, de materiales ms densos, que concentraron una mezcla de Fe-Ni y otros xidos pesados hacia el centro, con procesos de dierenciacin, como resultado delcalentamiento,causadoporcolapsogravitacional,porimpactosyconcentracindel calorradiactio.Lentualmenteelplanetasecalentlosucienteparainiciarlausina profundidadessomeras,pordebajodeunacortezaslida,queseenfriporradiacinde calorhaciaelespacio.Conelcomienzodelausinlamoilidaddentrodela1ierrase increment. Porciones densas de undidos se moieron hacia abajo y las mas liianas hacia arriba. La energa graitacional liberada por estos procesos gener probablemente suciente calor como para fundir la totalidad de la Tierra, con la posible excepcin de las capas mas externas, que tambin pudieron ser undidas si hubo suciente atmsera gaseosa como para retardar la radiacin y el enfriamiento.Tabla 1-2. Clasicacin geoqumica de los elementos ,Goldschmidt, 1925,.El resultado de estos procesos fue que la Tierra se separ en capas controladas por la densidad y las anidades qumicas de los elementos que las orman. Ll concepto de anidad qumica, en trminos simples, se reere al comportamiento de los elementos controlados por la conguracin electrnica de las capas mas externas y sus eectos en las caractersticas de los enlaces. Goldschmidt ,1925, propuso que los elementos de la 1ierra tienden a incorporarse en ases separadas, analogas a la distribucin hallada en los meteoritos y en los hornos de fundicin, separando a los elementos en:Siderlos: elementos asociados preerentemente con el hierro metalico.Calclos:elementosqueseasocianpreerentementeconelazure,enlosmeteoritos con la troilita).Litlos:elementosasociadospreerentementeconeloxgenoyqueporconsiguiente forman parte de los silicatos.Atmlos: elementos propios de la atmsera.Bilos: elementos esenciales para la ida animal y egetal.La clasicacin de Goldschmidt es emprica, pero tiene una explicacin terica basada en la anidad qumica. Los elementos siderlos, se presentan esencialmente sin combinar, debidoasueleadopotencialdeionizacin,encomparacinconloselementoslitlos, cuyo potencial es ms bajo y les permite entrar fcilmente en combinacin. Los elementos calclos,sibiensupotencialdeionizacinesmaseleadoqueeldelossiderlos,su comportamiento es dierente por su capacidad de polarizar al azure ,mucho mas polarizable que el oxgeno), esto favorece la unin covalente entre ellos. La capacidad de polarizacin es a la ez uncin del potencial inico del catin y del tamano del anin. La relacin litlo-calclo se demuestra tambin en los cationes dialentes. Ll calcio y el magnesio son litlos yormansilicatos,carbonatosysulatos,mientrasqueelhierro,cobalto,cincycobre, preeren unirse al azure y son calclos. Ll manganeso es un elemento intermedio, pues CONCEPTOS FUNDAMENTALES 22aparece tanto en sulfuros como en sales oxigenadas.Loselementosatmlospuedenhaberseormadotempranamenteenla1ierracomo pequeos ocanos y atmsfera incipiente, pero la mayora de los elementos gaseosos livianos no se sostuvieron durante los estadios tempranos de la Tierra y escaparon al espacio, por lo que la atmsera y los ocanos se habran ormado con posterioridad.Despusdeunospocoscientosdemillonesdeaos,estefundidodiferenciadodela 1ierra se enri y solidic en condiciones similares a las actuales, teniendo si un gradiente distinto de temperatura y presin con la profundidad.Las capas litla, calcla y siderla, no deben conundirse con las capas actuales, corteza, manto y ncleo. Ll ncleo de la 1ierra es la capa siderla, pero los componentes calclos ueron disueltos en los siderlos del ncleo y nunca se separaron como ases distintas. Ll manto representa una segregacin litla, pero ,y la corteza Ni la corteza continental ni el ocano, se formaron por un proceso de diferenciacin a gran escala en la Tierra primitiva ,aunque esto habra ocurrido en las tierras altas de la Luna con las anortositas,. La corteza oceanica de la 1ierra ha sido reciclada muchas eces en el pasado y la corteza continental ha evolucionado lentamente con el tiempo. Los procesos por los que el manto se diferencia para producir corteza son predominantemente de origen gneo. Como se lograron estos conocimientos?La pregunta que nos hacemos es si son correctas las interpretaciones de datos que se usan para ajustar la aproximacin petrolgica, que concierne al origen del Universo, del sistema solar y de lo que representa la Tierra. La explicacin ms simple de todos los datos sin violar las leyes fsicas, es consistente con las leyes fsicas de la mecnica celeste, la gravedad, sntesis nuclear, etc. Tambin son consistentes con las observaciones geofsicas de las ondas ssmicas y la naturaleza del sistema solar.LosdatosdelacomposicinydelaszonasdelinteriordelaTierra(Figs.1-1y1-2) sonelresultadodedichasinestigaciones.Lasrocasgneassonelproductodeundidos enproundidadyconocemosconciertacertezacomoocurretalusin.Sehanhecho peroraciones hasta el manto ,pero nunca se alcanz el ncleo,, en el sentido de muestrear directamente tales materiales y nuestros hipotticos manto y ncleo son de lejos materiales muy dierentes a los que encontramos en la supercie de la 1ierra. ,Qu eidencias tenemos que soportan la supuesta composicin y estructura de nuestro planeta? Primero, las cuidadosas y precisas mediciones de la constante gravitacional, que se usa paramedirelmomentodeinerciadelaTierra,calcularsumasaysudensidadpromedio. La densidad promedio de la Tierra es de 5,52 g/cm3. Es relativamente sencillo inventariar la composicin qumica de las rocas expuestas en la supercie, pero su densidad raramente es mayor a 3,0 g,cm3, por lo que en el interior de la 1ierra debe haber material mucho mas denso. Los elementos que constituyen el Sol, las estrellas y las supercies de otros planetas, tienen analogas con nuestro planeta.LaFig.1-4ilustralasconcentracionesestimadasdeloselementosenlanbulasolar ,estimada desde los meteoritos,. Ll hidrgeno es de lejos el elemento mas abundante y debe haberconstituidolanbulaoriginal.Otroselementos,exceptoelIe,ueronsintetizados desde el I en el Sol y las estrellas. Ll decrecimiento en las abundancias con el incremento del nmero atmico ,Z, reneja la dicultad de sintetizar progresiamente atomos mas grandes. Otra caracterstica interesante que se obsera en la gura es la cura en sierra`, que esta de 23 ALEJANDRO TOSELLIacuerdo con la regla de Oddo-Iarkins, que dice que los atomos con nmeros pares son mas estables y por lo tanto ms abundantes, que los que estn formados por nmeros impares. Lsto permite asumir que los elementos mas comunes como el le, el Mg y Ni, son mucho msabundantesenelsistemasolar,queenlacortezadelaTierraysepuedeinferirque tambin estan concentrados en la 1ierra. Ll le es sucientemente denso para satisacer la alta densidad requerida para la Tierra de 5,52 g/cm3.Losestudiosssmicosindicandiferentescomportamientosenlasvelocidadesdelas ondasPyS,envariadosmaterialesaelevadaspresionesytemperaturas,quepuedenser medidasenellaboratorioycomparadasconlasvelocidadesssmicasdentrodelaTierra, como se determinan en los sismos. Adicionalmente, los enmenos de renexin y reraccin de las ondas ssmicas evidencian la estructura interna de la Tierra y las profundidades de sus discontinuidades,quepermitenlasubdivisinencorteza,manto,ncleoexternoyncleo interno, as como otros detalles geofsicos.Ascomoconocemosmasacercadelasmuestrasdelmantoobtenidas,hayungran nmeroderocasqueseencuentranenlasupercieycuyoorigencorrespondealmanto. Enzonasdesubduccinfsiles,fragmentosdecortezaocenicaydelmantosubyacente han sido incorporadas a los prismas de acrecin, los que por leantamiento y erosin, dejan expuestas estas rocas de manto. Xenolitos de material de manto son llevados ocasionalmente hasta la supercie, por los basaltos. Materiales del manto proundo llegan a la supercie como xenolitosenlasdiatremasdekimberlitasdiamantferas.Lavastamayoradelasmuestras encontradas son rocas ultramacas compuestas por oliino y piroxenas. Ln razn de la alta densidad de estas rocas, no es acil que puedan alcanzar la supercie, que es mucho menos densa.MeteoritosLosmeteoritossonobjetosslidosextraterrestresquehanimpactadoenlasupercie terrestre despus de haber sobreiido el pasaje a tras de la atmsera. La mayora de ellos corresponden a fragmentos derivados de la colisin de grandes cuerpos, principalmente del Fig. 1-4. Abundancia estimada de los elementos de la nbula solar (expresada en tomos de Si *106).CONCEPTOS FUNDAMENTALES 24cinturn de asteroides que orbitan entre Marte y Jpiter. Ellos son muy importantes, porque representan restos de estadios tempranos a intermedios del desarrollo de la nbula solar que por subsecuentes alteraciones y diferenciaciones dio lugar a la formacin de la Tierra, por lo que dan inalorable inormacin sobre la construccin del sistema solar. Los meteoritos han sido clasicados en dierentes ormas y la 1abla 1-3, orece una clasicacin simplicada, que da indicaciones generales sobre los tipos mas importantes.Meteoritos Metlicos: estn compuestos principalmente por aleacin metlica Fe-Ni.Meteoritos Ptreos: estn compuestos por minerales silicticos.Meteoritos Metlicos-Ptreos: contienen cantidades similares de Fe-Ni y silicatos.Losmeteoritosmetlicos(Fe-Ni)sepiensacorrespondenafragmentosdelncleode algnplanetaterrestrequehasuridodierenciacindesdesilicatos,sulurosylquidos metalicos,comosediscutienlahiptesisdegnesisdela1ierra.Lstosmeteoritos contienen cantidades de siderolita ,aleacin de le-Ni, y ases de calcolita ,segregaciones detroilita:FeS).LaaleacindeFe-Niestcompuestadedosfases,kamacitaytaenita,las cuales se separan con el enriamiento desde una ase nica homognea. Lstas dos ases estan comnmenteintercrecidassiguiendounpatrncomolamelascruzadasqueseintersectan ,cross-hatched,llamadatexturade\idmansttten`,lig.1-5,.LosmeteoritosMetalicos-ptreossonconsideradosmeteoritosdiferenciadosporqueconstituyengrandescuerpos yhabransuridodierenciacingeoqumica.Losmeteoritosasimismo,registrangrandes variaciones en desarrollo, que representaran diferentes partes de un planeta. Por otra parte, lascolisionesentreasteroides,cambiaaloscuerposmeteorticosoriginalesenfragmentos que son remezclados y brechados, como se obsera en muchos de ellos.Fig. 1-5. Textura de Widmansttten, en meteorito metlico.Fig. 1-6. Meteorito Casilda. A: vista macro. B: condrito polisomatico fbroradiado de clinoenstatita con opaco incluido con habito subparalelo (0,27 mm diametro, nicoles cruzados). 25 ALEJANDRO TOSELLITabla 1-3. Clasifcacion simplifcada de Meteoritos. (Sears y Dodd, 1988).Los meteoritos ptreos son subdivididos sobre la base del contenido de cndrulos, que son inclusiones silicticas esfricas con tamaos entre 0,1 y 3 mm de dimetro. Los condrulos parecensergotasdeidrioquehancristalizadodandoorigenamineralessilicaticos.Los meteoritos con condrulos se denominan Condritos y los que carecen de ellos Acondritos.Losacondritos,sontambinmeteoritosdiferenciados,aligualquelosmetlicosylos dehierro-ptreos,adierenciadeloscondrticos,lig.1-6AyB,quesonconsiderados meteoritos no-diferenciados, porque el calor requerido para permitir la fusin y diferenciacin de un planeta, habra destruido los condrulos treos. Ll pequeno tamano de los cndrulos indica enriamiento rapido , 1 hora,, que sera el requerido en el enriamiento de una nbula al tiempo de su formacin. Ellos probablemente se formaron despus de la condensacin y antes de la formacin de los planetesimales. Edades determinadas indican 4.550 Ma, por loqueloscondritossonconsideradoscomolostiposdemeteoritosmsprimitivos,enel sentido que se piensa que su composicin es muy prxima a la nbula solar original. Se sugiere que todos los planetas terrestres interiores se formaron desde un material de composicin condrticapromedio.LstohaconducidoaldesarrollodelmodeloCondrticodela1ierra. Este modelo provee un buen ajuste para la mayora de los elementos que componen la Tierra, con algunas pequenas dierencias. Por ejemplo, la 1ierra es mucho mas densa y debe tener mayor relacin Fe/Si que los condritos. Los modelos de formacin de los planetas, se basan en las temperaturas de condensacin en funcin de la distancia desde el Sol y explican las composiciones qumicas de los planetas y sus variaciones, asumiendo que algunos meteoritos los representan.Algunas subdivisiones de los meteoritos se basan en sus texturas y/o contenido mineral. Iay considerable ariacin en la composicin global as como en la mineraloga. Sobre 90 minerales encontrados en los meteoritos ptreos, slo algunos no se encuentran en la Tierra. Diversos meteoritos parece que vinieran de la Luna y de planetas prximos como Marte, por lo que su estudio provee importante informacin sobre la composicin qumica del sistema solar y de sus integrantes.Variaciones de presion y temperatura con la profundidadParaexplicarcomoseormanlosundidosmagmaticosyelmetamorsmo,sedebe entender que condiciones fsicas (presin y temperatura), que tienen lugar en el interior de la 1ierra, para poder ealuar como responden los materiales a dichas condiciones. La presin se incrementa con la profundidad, como resultado del peso de los materiales que se sobreponen, mientras que la temperatura se incrementa como resultado de la lenta transferencia de calor desde el interior de la 1ierra hacia la supercie. CONCEPTOS FUNDAMENTALES 26Gradientes de presinLa presin ejercida en un medio dctil o nuido resulta del peso de la columna de material sobrepuesto (Fig. 1-7).Para la presin hidrostaticaP ~ ghDonde P es la presin, es la densidad, g es la aceleracin de la graedad, h es la altura delacolumnadematerialqueestporencima(profundidad).Lacondicindelapresin hidrostatica es que lamismaes igual entodas lasdirecciones ,ertical y horizontal,.Lnel caso de las rocas que se vuelven dctiles con la profundidad y cumplen esta condicin, se denomina presin litosttica. Ln las proximidades de la supercie de la 1ierra, las rocas estan sometidas a deormacin frgil,porloquesoportanpresionesdiferencialessegnladireccin.Silaspresiones horizontales,excedenalaserticales,lasrocaspuedenresponderconracturasocon plegamientos.Unclculomsprecisodelapresinenlabasedelacorteza,serealizautilizandoun promedio de la corteza y si se fuera a mayor profundidad se usara la densidad representativa del manto.Por ejemplo, un promedio de densidad cortical es 2,8g/cm3. Para calcular la presin en la corteza continental a 35 km, sustituimos en la siguiente ecuacin:P ~ 2800 kg,m3 x 9,8 m,s2 x 35.000 m~ 9,8 x 108 kg,,m s2,~ 9,8 x 108 Pa ~ 1 GPa 1 GPa ~ 1 x 109 Pa ~ 1 kg,,m.s2,Esto da un buen promedio de presin para la corteza continental de 1 GPa/35 km, o aproximadamente 0,03 GPa/km, o 30 MPa/km.Fig. 1-7. Variacion de la presion con la proIundidad.27 ALEJANDRO TOSELLIUna densidad representativa para el manto superior es de 3,35 g/cm3, resultando para el manto un gradiente de presin de aproximadamente 35 MPa/km.Gradientes de temperaturaDeterminarelgradientegeotrmico,osealavariacindelatemperaturaconla proundidad,esmuchomasdicultosodehacerloqueconlapresin,lig.1-8,.Iaydos fuentes primarias de calor en la Tierra.1.Lnriamiento:calordesarrolladotempranamenteenlahistoriadela1ierra,desde los procesos de acrecin y diferenciacin gravitacional, que gradualmente se va perdiendo con el tiempo. Iubo un gradiente inicial de temperatura una ez que el planeta solidicado comenzaenriarse.Iaytambinunaparticingraitacionalcontinuadadelhierroenel ncleo interno que contribuye tambin aportando calor.2.Decaimientodeistoposradiactivos:lamayoradeloselementosradiactivos,estn concentrados en la corteza continental y su decaimiento produce del 30 al 50% del calor que alcanza la supercie de la 1ierra.Una vez generado, el calor es transferido desde las zonas calientes a las zonas ms fras, por cuatro procesos que dependen del material involucrado en la transferencia:1. Si el material es sucientemente transparente o traslcido, el calor puede ser transerido porradiacin.Laradiacineselmovimientoatravsdeunmediodepartculas/ondas, tales como la luz visible o infrarroja del espectro. Este es el principal camino por el cual la 1ierra pierde calor desde la supercie hacia el espacio. Por este camino tambin recibimos energa desde el Sol. La transferencia de calor por radiacin no es posible dentro de la tierra slida,exceptoposiblementeagranprofundidad,dondelosmineralessilicticosestnlo sucientemente calientes como para perder su opacidad a la radiacin inrarroja.2. Si el material es opaco y rgido, el calor puede ser transferido por conduccin. Esto involucra la transferencia de energa cintica (mayormente vibracional) desde tomos calientes a otros mas ros. Ll calor por conduccin es bastante eciente en metales, en los cuales los electrones estn libres para migrar. Pero la conduccin es pobre en los minerales silicticos.3. Si el material es mas dctil y puede ser desplazado, el calor puede ser ecientemente transferido por conveccin. En sentido amplio, la conveccin es el movimiento de material, como respuesta a diferencias de densidad, causada por variacin trmica o composicin. Se considerar aqu el tipo de conveccin que involucra la expansin de material por aumento de calor, debido a que aumenta su capacidad de notar. La coneccin puede inolucrar nujo en una sola direccin, en tal caso el material caliente que se mueve se acumular en el tope de un sistema dctil ,o si hay enriamiento y aumento de densidad, el material se acumulara en la base de un sistema). La conveccin puede tambin tener lugar como un movimiento cclico, tpicamente debajo de una celda cerrada se localiza una uente de calor. Ln dicha celda de conveccin el material ms caliente asciende y desplaza lateralmente al material ms fro y denso que tiende a descender y as se mantiene el sistema, constituyendo un ciclo continuo.4. Adveccin: es similar a la conveccin, pero involucra la transferencia de calor con las rocas en moimiento esencialmente horizontal. Por ejemplo, una zona caliente prounda que es levantada por tectonismo, o erosin y ascenso isosttico, en ambos casos el calor asciende fsicamente con las rocas, aunque en forma pasiva.Laconeccinpuedeactuarecientementeenelncleolquidoyenalgunosnuidos astenosricosdelmantoypuedeserresponsabledelaltonujodecalormedidoenlas CONCEPTOS FUNDAMENTALES 28dorsales medio-ocenicas. Es tambin el mtodo primario de transferencia de calor en los sistemas hidrotermales por encima de los cuerpos de magma o dentro de la corteza oceanica superior, donde el agua circula libremente encima de roca caliente. Ms all de estas reas la conduccin y la adveccin son los nicos mecanismos de transferencia de calor.Ll nujo calrico es relatiamente alto en corteza oceanica de reciente ormacin y en areas orognicas, donde el magma asciende por coneccin y,o adeccin hasta nieles someros. Lstealtonujodecalorcomenzhaceaproximadamente180Maenlalitoseraoceanica ,desdelasdorsales,yhaceaproximadamente800Maenloscontinentes.Losmodelos basados en alores del nujo calrico por conduccin, se complican por la concentracin de elementosradiactivosenlacortezacontinental,queproducemayortransferenciadecalor que en la corteza ocenica, pero que en el manto convergeran los valores, por debajo de las zonas con concentracin de minerales radiactios. Lstimaciones del nujo de calor desde el manto estn en el rango de 25 a 38 mW/m2 debajo de los ocanos y de 21 a 34 mW/m2, debajo de los continentes. Ll nujo de calor es comnmente expresado en unidades ,IlU,, de los cuales 1 IlU ~ 41,84 m\,m2.El gradiente geotrmico en las reas corticales superiores es de 0,3C/km (10C/Gpa).Lecturas sugeridasBest, M. 1982. Igneous and Metamorphic Petrology. 630 paginas. \.I.lreeman & Co.Goldschmidt, V. M. 1925. Geochemische Verteilung Gesetze der Llemente. Norske Videnskape-Akad. Oslo. Skr. I, 1.Goldschmidt, V.M. 1933. Grundlagen der Quantitatien geochemie. lortschr. Mineral. Kristall. Petr. 1: 112-156.Sears,D.\.G.,yDodd,R.1.1988.Oeriewandclassicationo meteorites.In:Kerridge,J.l.,yMathews,M.S. ,eds.,. Meteorites and the early Solar System, 3-31. Uni. oArizona.\inter, J.D. 2001. An Introduction to Igneous and Metamorphic Petrology. 69 pags. Prentice Iall.Fig. 1-8. Estimacion del rango de variacion del gradiente geotrmico en areas oceanicas (rayado horizontal) y en areas continentales (gris), hasta los 100 km.