Geología del sistema solar

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Charla de la geológiía de los diferentes planetas del Sistema Solar

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Geología del sistema solar

  1. 1. María Magdalena Monge Cordero
  2. 2. Formación del Sistema Solar <ul><li>Se deduce que todos los componentes del sistema solar se formaron esencialmente al mismo tiempo, y a partir de la misma materia que el Sol. </li></ul><ul><li>Este material formó, al inicio, una gran nube de polvo y gases, llamada “ nebulosa primordial ”. </li></ul>
  3. 3. Hipótesis de la nebulosa primitiva <ul><li>Sugiere que los cuerpos del sistema solar se formaron a partir de una enorme nebulosa, compuesta aproximadamente de 80% de Hidrógeno, 15% de Helio, y un pequeño porcentaje de elementos más pesados (Si, Al, Fe, Ca, O 2 , C y N 2 ). </li></ul>
  4. 4. Hace 5 000 Millones de años
  5. 5. Clasificación de los planetas <ul><li>Planetas Terrestres, Interiores </li></ul><ul><ul><li>Mercurio, Venus, La Tierra, Marte </li></ul></ul><ul><li>Planetas Jovianos, Gigantes, Exteriores </li></ul><ul><ul><li>Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno </li></ul></ul><ul><li>*Asteroides, planetas enanos (Plutón, Ceres) </li></ul><ul><li>Diferencias en tamaño, densidad, composición y velocidad de rotación. </li></ul>
  6. 6. Diferencias de densidad <ul><li>Variaciones de densidad se deben a diferencias en composición. </li></ul><ul><li>Planetas terrestres: </li></ul><ul><ul><li>Densidades tienen un valor medio de 5 veces la del agua. Materiales metálicos y rocosos. </li></ul></ul><ul><li>Planetas jovianos: </li></ul><ul><ul><li>Densidades con valor medio de 1.5 veces la del agua. Gases y hielo. *Saturno= 0.7 g/cm 3 </li></ul></ul>
  7. 7. Sustancias de los planetas <ul><li>Según puntos de fusión: </li></ul><ul><ul><li>Gases : H 2 y He, puntos de fusión cercanos a 0 K. </li></ul></ul><ul><ul><li>Rocas : Silicatos, hierro, </li></ul></ul><ul><ul><li>puntos de fusión > 700 °C. </li></ul></ul><ul><ul><li>Hielo : Agua, se incluye amoníaco, metano y dióxido de carbono, puntos de fusión medios. </li></ul></ul>
  8. 8. La Tierra
  9. 9. Formación de la Tierra <ul><li>El interior de la Tierra se funde al inicio de su formación, por colisión entre partículas y desintegración de los elementos radiactivos. </li></ul><ul><li>La fusión permitió que los elementos más densos se hundieran y los más ligeros flotaran (diferenciación química). </li></ul><ul><li>Debido a esto, hierro y níquel se hunden y forman el núcleo, mientras que los gases escapaban al exterior. </li></ul>
  10. 10. Formación de la Tierra <ul><li>La temperatura, la presión y la densidad aumentan gradualmente con la profundidad. </li></ul><ul><li>La temperatura y la presión afectan en gran medida el comportamiento mecánico de los materiales terrestres. </li></ul>
  11. 11. Capas de la Tierra <ul><li>Según composición química: </li></ul><ul><ul><li>Corteza (Silicatos – SiO 2 ) </li></ul></ul><ul><ul><ul><li>Oceánica (basaltos) (jóvenes, densas) </li></ul></ul></ul><ul><ul><ul><li>Continental (roca granítica) </li></ul></ul></ul><ul><ul><li>Manto (silicatos, rocas ultramáficas) </li></ul></ul><ul><ul><li>Núcleo (Hierro y Níquel) </li></ul></ul>
  12. 12. Capas de la Tierra <ul><li>Según comportamiento mecánico: </li></ul><ul><ul><li>Litosfera (rígida, fría, frágil) (placas) </li></ul></ul><ul><ul><li>Astenosfera, manto superior (blanda, caliente, plástica, capas de fluir) </li></ul></ul><ul><ul><li>Mesosfera, manto inferior (más rígido que el manto superior, capaz de fluir) </li></ul></ul><ul><ul><li>Núcleo externo (líquido capaz de fluir, con algunos elementos más ligeros) </li></ul></ul><ul><ul><li>Núcleo interno (sólido) </li></ul></ul>
  13. 13. Procesos constructivos <ul><li>Dependen del calor interno </li></ul><ul><ul><li>Vulcanismo </li></ul></ul><ul><ul><li>Formación </li></ul></ul><ul><ul><li>de montañas </li></ul></ul>
  14. 14. Procesos destructivos <ul><li>Dependen de factores externos (agua, viento, hielo, etc.) </li></ul><ul><ul><li>Meteorización </li></ul></ul><ul><ul><li>Erosión </li></ul></ul>
  15. 15. Morfología terrestre
  16. 16. Morfología terrestre
  17. 17. Origen de la Luna <ul><li>Varias teorías: </li></ul><ul><ul><li>La Tierra y La Luna se formaron juntas, a partir de fragmentos de roca y gases en órbita alrededor del protosol. </li></ul></ul><ul><ul><li>Colisión de asteroide con la Tierra y formó la Luna por desprendimiento de material. </li></ul></ul><ul><li>La densidad de la Luna es de 3,3 g/cm 3 , comparable con la densidad de las rocas de la corteza terrestre. </li></ul>
  18. 18. Aspectos importantes <ul><li>No hay procesos constructivos en la Luna. </li></ul><ul><li>La Luna no tiene agua ni atmósfera, por lo que no hay procesos destructivos similares a la Tierra, y la Luna está más desprotegida ante impactos. </li></ul><ul><li>La única erosión es por impactos de (micro)meteoritos, que suavizan la superficie. </li></ul>
  19. 19. Superficie lunar <ul><li>Cráteres: Se producen por impacto de meteoritos. </li></ul><ul><li>Más frecuente al principio de su formación. </li></ul>
  20. 20. Superficie lunar <ul><li>Tierras altas: Tierras topográficamente elevadas, con gran densidad de impactos, debido a que se formaron en el momento de los bombardeos por meteoritos. </li></ul><ul><li>Principal morfología en la cara oculta de la Luna. </li></ul><ul><li>Formada por Anortositas (plagioclasa Ca). </li></ul>
  21. 21. Superficie lunar <ul><li>Mares: Están compuestos de lavas basálticas. </li></ul><ul><li>Se formaron por impactos de asteroides, permitiendo que el magma inundara los cráteres desde su base. </li></ul>
  22. 22. Superficie lunar <ul><li>Regolito lunar: Cubre todos los terrenos lunares. Formada por bombardeo de meteoritos, compuesta de rocas ígneas, brechas, perlas de vidrio y polvo. </li></ul>
  23. 23. Evolución de la superficie <ul><li>Fase 1: La corteza original </li></ul><ul><ul><li>Primera corteza formada en la Luna, recibiendo bombardeo de meteoritos. 4500 millones de años. </li></ul></ul><ul><li>Fase 2: Cuencas de los mares </li></ul><ul><ul><li>Según dataciones de basaltos, entre 3200 y 3800 millones de años. Superposición. </li></ul></ul><ul><li>Fase 3: Cráteres con rayos </li></ul><ul><ul><li>Más jóvenes que las otras formas lunares. </li></ul></ul>
  24. 24. Mercurio <ul><li>Se cree que durante su formación, recibió un gran impacto, ocasionando el desprendimiento de una parte del manto, dejando un planeta con un gran núcleo (del tamaño de la Luna). </li></ul><ul><li>60 – 70 % de la masa de Mercurio es metal. Densidad 5,4 g/cm 3 . </li></ul>
  25. 25. Mercurio <ul><li>En el pasado, el interior de Mercurio debió hacer sido más caliente para que hubiera fusión del manto. </li></ul><ul><li>Las posibles fuentes de calor serían: </li></ul><ul><ul><li>Desintegración de isótopos </li></ul></ul><ul><ul><li>Acreción </li></ul></ul><ul><ul><li>Formación del núcleo </li></ul></ul><ul><li>Debido a que el planeta es pequeño, se enfrió rápidamente, y la zona de fusión se fue haciendo más profunda. </li></ul>
  26. 26. Superficie <ul><li>La superficie de Mercurio es muy similar a la de la Luna, pero no se observan estructuras similares a los mares. </li></ul><ul><li>Según análisis espectrales, algunas planicies están formadas de flujos de lavas. También se identifican posibles depósitos piroclásticos. </li></ul>
  27. 27. Superficie <ul><li>Misión MESSENGER ha encontrado evidencia de posibles ductos volcánicos y está investigando cráteres en el polo norte (contienen hielo??) </li></ul><ul><li>Se presentan largos escarpes que atraviesan las planicies y cráteres, posiblemente originados por acortamiento de la corteza al enfriarse. </li></ul>
  28. 28. Venus <ul><li>Tiene una atmósfera con nubes muy gruesas, lo que no permite ver la superficie. </li></ul><ul><li>Estudios de la superficie de Venus se han tenido que hacer mediante el uso de radares. </li></ul>
  29. 29. Superficie <ul><li>Más del 80% de la superficie de Venus son llanuras hundidas, cubiertas por coladas de lavas basálticas. </li></ul><ul><li>El 8% corresponde a tierras altas, similares a las áreas continentales de la Tierra. </li></ul>
  30. 30. Rocas <ul><li>Rocas basálticas similares a toleitas (MORB) y basaltos alcalinos (olivinos). </li></ul><ul><li>Alta temperatura y atmósfera mantienen las lavas calientes y móviles por más tiempo, permitiendo mayor recorrido. </li></ul><ul><li>Se cree que algunos </li></ul><ul><li>sitios están </li></ul><ul><li>compuestos de granitos </li></ul><ul><li>(más viejos). </li></ul>
  31. 31. Teorías para la pérdida de calor interno Sí No Reciclaje de placas Algunos creen que el Terreno Afrodita es una dorsal Se cree que el manto es muy viscoso como para tectónica de placas. Litosfera de Venus es muy caliente, bajando la densidad de las rocas, impidiendo que se hundan. Tubos de calor Se encuentran estructuras volcánicas similares a las de Hot-spots en la Tierra Cantidad de basaltos extruidos no es muy grande. No hay mucho rejuvenecimiento de la superficie actualmente. Conducción térmica Es lo más probable, aunque no se conozca el flujo de calor ni el grosor de la litosfera.
  32. 32. Terreno Afrodita
  33. 33. Morfología <ul><li>Radar evidencia que en Venus actúan el vulcanismo y la deformación tectónica? </li></ul><ul><ul><li>Volcanes en escudo (Monte Sif), similares a Hawai’i, en mayores dimensiones. </li></ul></ul><ul><ul><li>Coronas (origen volcano-tectónico) </li></ul></ul>
  34. 34. Morfología <ul><ul><li>Domos circulares con forma de pancake (lava viscosa). Alpha Regio Domes. Basaltos o lava ácida? </li></ul></ul>
  35. 35. Morfología <ul><ul><li>Canales de lavas que se extienden por cientos de kilómetros. Erosión termal. Myllita Fluctus. Lada Terra. </li></ul></ul><ul><ul><li>Grietas por expansión-contracción. </li></ul></ul><ul><ul><li>Cráteres cuya distribución sugiere una edad de 750 Millones de años para la superficie. </li></ul></ul>
  36. 36. Atmósfera <ul><li>Se compone de 95% de CO 2 , con pequeños porcentajes nitrógeno, y trazas de agua y dióxido de sulfuro. </li></ul><ul><li>Aunque se semejan a las nubes de la Tierra, deben estar cargadas de ácido sulfúrico, no de agua. </li></ul><ul><li>Se maneja la teoría de que, debido a la radiación, no se pudieron formar océanos estables al inicio de la formación de Venus, sino que el agua se perdió en la atmósfera y se destruyó por fotodisociación. El hidrógeno se perdió en el espacio y el oxígeno se fijó en las rocas. </li></ul>
  37. 37. Marte <ul><li>En la superficie se encuentran rocas basálticas, así como arcillas ricas en Fe, consistentes con la meteorización de los basaltos. </li></ul><ul><li>La litosfera es de silicatos, aunque es más gruesa y es inmóvil, en comparación con la Tierra. </li></ul><ul><li>El manto es similar al de la </li></ul><ul><li>Tierra, pero es más rico en Fe. </li></ul><ul><li>Probablemente contiene </li></ul><ul><li>isótopos radiactivos </li></ul><ul><li>productores de calor. </li></ul><ul><li>Se encuentran patrones </li></ul><ul><li>magnéticos que apuntan a </li></ul><ul><li>que antes, Marte tenía una </li></ul><ul><li>corteza móvil. </li></ul>
  38. 38. Marte <ul><li>Se cree que Marte fue más cálido, húmedo y suave que ahora. </li></ul><ul><li>Casquetes polares están compuestos de agua helada, cubiertos por una capa de CO 2 congelado. </li></ul><ul><li>El crecimiento de los polos se debe al depósito de CO 2 al descender las temperaturas. </li></ul><ul><li>Mediante radar, se han </li></ul><ul><li>encontrado capas de hielo bajo </li></ul><ul><li>la superficie en algunos valles </li></ul><ul><li>fuera del polo. </li></ul><ul><li>Ausencia de registros </li></ul><ul><li>sísmicos del Viking , indican que </li></ul><ul><li>no hay tectonismo. </li></ul>
  39. 39. Morfología <ul><li>El paisaje marciano es similar a un desierto rocoso terrestre, con dunas de arena y cráteres. Hemisferio Sur es elevado, áspero y craterizado, mientras que el Norte es bajo y suavizado. </li></ul><ul><li>Estructuras volcánicas: </li></ul><ul><ul><li>Escudos: Provincia volcánica Tharsis (Monte Olimpo). Lavas </li></ul></ul><ul><ul><li>Tholi: Volcanes más pequeños que los grandes escudos, pero en forma de domos con flancos de alta pendiente. Formados por lavas y evidencia de piroclastos. </li></ul></ul><ul><ul><li>Paterae: Escudos bajos, planos, con calderas, pendientes suaves. Planicies de ignimbritas basálticas?? Los más viejos?? </li></ul></ul>
  40. 41. Morfología <ul><li>Flujos de lavas: Bajan por los flancos de los volcanes en escudo. En ellas se reconocen levées. En algunos lugares, las lavas parecen venir de otros puntos, posiblemente por diques que se mueven a la superficie. Muchas de las lavas provienen de pequeños volcanes en escudo. </li></ul><ul><li>Inundaciones de lava basáltica o depósitos de sedimentos?? </li></ul><ul><li>Depósitos piroclásticos: En Monte Arsia se cree que el material en su cima son depósitos piroclásticos, de hace 40 – 100 Millones de años. </li></ul>
  41. 42. Morfología <ul><li>Se encuentran cañones enormes, por ejemplo, Valles Marineris, que se piensa se ha formado por hundimiento de la corteza. </li></ul><ul><li>Otros valles se consideran fueron </li></ul><ul><li>formados por corrientes </li></ul><ul><li>de agua, o también por </li></ul><ul><li>el hundimiento del material </li></ul><ul><li>superficial, causado por la </li></ul><ul><li>fusión lenta del hielo </li></ul><ul><li>superficial. </li></ul><ul><li>También se piensa </li></ul><ul><li>que algunos canales hayan </li></ul><ul><li>sido formados por flujos de </li></ul><ul><li>lava (erosión termal) </li></ul>
  42. 43. Pérdida de calor <ul><li>Debido a que no hay reciclaje de placas, la pérdida de calor de Marte debe ser por conducción litosférica o por vulcanismo de hot spot. </li></ul><ul><li>Volcanes como el Monte Olimpo, crecen sobre estos puntos calientes, pero como no hay movimiento de corteza, el material se acumula en un solo punto. </li></ul>
  43. 44. Edades <ul><li>Hemisferio meridional, muy craterizado, es posiblemente de 3 500 – 4 500 Millones de años. </li></ul><ul><li>Estructuras del hemisferio norte pueden tener más de 1000 Millones de años. </li></ul>
  44. 45. Atmósfera <ul><li>Compuesta por CO 2 , con diminutas cantidades de agua y metano?. </li></ul><ul><li>Aunque es una atmósfera muy delgada, se forman grandes tormentas de polvo, responsables del cambio de color al observarlo. </li></ul>
  45. 46. Asteroides, planetas enanos <ul><li>Se cree que son fragmentos de protoplanetas rotos que antes orbitaba entre Marte y Júpiter. </li></ul><ul><li>Ceres : Estudios sugieren que ha conservado un poco de su agua, y que una capa delgada de la misma se encuentra bajo una capa gruesa de hielo. </li></ul><ul><li>Vesta : No tiene agua. Calor radiactivo aumentó, para producir una diferenciación en un núcleo de hierro, un manto de silicatos y una corteza basáltica. </li></ul>
  46. 47. Júpiter y Saturno <ul><li>A 1000 km por debajo de la capa superior de nubes, la presión es suficientemente grande para comprimir el H 2 en un líquido. </li></ul><ul><li>A menos de la mitad del camino hacia el interior, la gran presión hacen que el H 2 líquido se convierta en hidrógeno metálico líquido. </li></ul><ul><li>Se cree que también existe material rocoso y metálico, pero probablemente en un núcleo central. </li></ul>
  47. 48. Atmósfera <ul><li>Se compone de Hidrógeno, Helio, Metano, Amoníaco, Agua? y compuestos de azufre. </li></ul><ul><li>Los sistemas de vientos generan las bandas de color claro y oscuro. </li></ul><ul><li>El calor interno es el que produce las corrientes de convección en la atmósfera. </li></ul>
  48. 49. Europa (J) <ul><li>Se compone posiblemente de un núcleo rocoso, un manto de agua líquida mantenido por el calor interno, y cubierto por una capa delgada de hielo. </li></ul><ul><li>Se puede pensar en la posibilidad de tener “placas tectónicas”, debido al manto líquido. </li></ul><ul><li>Presenta cráteres de impacto y fracturas en su superficie, estos últimos formados por fracturamiento de la corteza de hielo y la intrusión de “diques de hielo”. </li></ul>
  49. 50. Io (J) <ul><li>Su fuente de calor es la energía mareal generada por interacción entre Júpiter y los satélites, lo que funde su interior y lo hace volcánicamente activo. </li></ul><ul><li>Debe tener un núcleo de Hierro o Sulfuro de hierro, con un manto de silicatos. La superficie se compone de dióxido de azufre congelado y depósitos volcánicos. </li></ul><ul><li>Ductos volcánicos cubren 5% </li></ul><ul><li>de la superficie de Io, con </li></ul><ul><li>más de 500 volcanes (no todos activos), </li></ul><ul><li>la mayoría son escudos o paterae, </li></ul><ul><li>y son de baja pendiente. </li></ul>
  50. 51. Io <ul><li>Se observan flujos de lava radiales a los volcanes. </li></ul><ul><li>Algunos escudos tienen calderas en sus cimas, con lagos de lava. </li></ul>
  51. 52. Io <ul><li>2 tipos de erupciones se reconocen: </li></ul><ul><ul><li>Prometeanas: La mayoría se dan en el ecuador. Son eventos constantes, que duran años o décadas, con lagos de lava convectivos y campos de flujos de lava. </li></ul></ul><ul><ul><li>Pillanianas: Son más cortas, tienen una tasa de efusión alta, baja viscosidad. Surgen de fisuras. Se cree son lavas ultramáficas (komatiitas) </li></ul></ul><ul><li>Ambas producen plumas ricas en vapor de sulfuros y trazas de NaCl. Cuando caen, producen depósitos de tonos rojos-naranjas. </li></ul><ul><li>Algunas coladas de lavas posiblemente sean de sulfuros, pero debido a la temperatura, la mayoría serían komatiitas. </li></ul>
  52. 53. Titán (S) <ul><li>Según estudios, el interior del satélite se compone de una mezcla pastosa de hielo y rocas, en lugar de estructuras rígidas y estratificadas. </li></ul><ul><li>Posee una </li></ul><ul><li>atmósfera sustancial </li></ul><ul><li>compuesta por nitrógeno y </li></ul><ul><li>Metano, donde se desarrolla </li></ul><ul><li>un ciclo “hidrológico”. </li></ul><ul><li>Contiene líquido en su </li></ul><ul><li>superficie, en forma de </li></ul><ul><li>lagos, posiblemente metano, </li></ul><ul><li>etano y propano. </li></ul>
  53. 54. Titán (S) <ul><li>Algunas estructuras hacen pensar que se desarrolla criovulcanismo en la superficie, arrojando agua con amoníaco, pero las estructuras se pueden confundir con cráteres de impacto. </li></ul><ul><li>También se </li></ul><ul><li>pueden confundir </li></ul><ul><li>estructuras con </li></ul><ul><li>efectos de erosión </li></ul><ul><li>por los líquidos en </li></ul><ul><li>la superficie. </li></ul>
  54. 55. Encélado (S) <ul><li>Contiene un núcleo rocoso, seguido de una mezcla de hielos y una capa de dióxido de carbono congelado. </li></ul><ul><li>El satélite emite vapor de </li></ul><ul><li>agua, partículas de hielo </li></ul><ul><li>y compuestos orgánicos a </li></ul><ul><li>través de fisuras en su </li></ul><ul><li>superficie (&quot;rayas de tigre&quot;). </li></ul><ul><li>Los gases emitidos se </li></ul><ul><li>componen de carbono, </li></ul><ul><li>hidrógeno, oxígeno, nitrógeno e </li></ul><ul><li>hidrocarburos. </li></ul>
  55. 56. Encélado (S) <ul><li>Los geysers en Encelado se originan debido al calor producido por la energía mareal. El calor fluye desde el interior y funde algo del hielo subterráneo. </li></ul><ul><li>Algunos gases disueltos en el agua debajo de la superficie congelada, forman burbujas y el líquido asciende por diferencia </li></ul><ul><li>de densidad. </li></ul><ul><li>La mayor parte del </li></ul><ul><li>agua se esparce hacia </li></ul><ul><li>los lados y 'entibia' la capa </li></ul><ul><li>de hielo, pero una parte de </li></ul><ul><li>ella se recolecta en cámaras </li></ul><ul><li>a baja profundidad, </li></ul><ul><li>incrementa su presión y </li></ul><ul><li>estalla a través de pequeños </li></ul><ul><li>agujeros en el suelo. </li></ul>
  56. 57. Urano y Neptuno <ul><li>Se componen de un núcleo de silicatos, cubierto de un manto de agua, amoníaco y metano congelados. </li></ul><ul><li>Las atmósferas se componen de hidrógeno, metano, agua y amoníaco. </li></ul>
  57. 58. Miranda (U) <ul><li>Cuerpo del Sistema Solar con la mayor variedad de formas superficiales. </li></ul><ul><li>La energía mareal puede ser la causante de su actividad. </li></ul><ul><li>Su posible estructura interna se compone de un núcleo rocoso, de compuestos de metano y una superficie principalmente de hielo. </li></ul><ul><li>Otra teoría manejada es que sufrió un impacto fuerte, fracturándola. </li></ul>
  58. 59. Miranda (U) <ul><li>Algunas estructuras geológicas encontradas en su superficie: </li></ul><ul><ul><li>Cráteres de impacto </li></ul></ul><ul><ul><li>Coronas: formadas por ascenso de hielo “caliente”, deformando los materiales de la superficie. </li></ul></ul><ul><ul><li>Rupes: O escarpes, formados por extensión e inclinación de bloques de </li></ul></ul><ul><ul><li>hielo, o por compresión debido </li></ul></ul><ul><ul><li>a enfriamiento. </li></ul></ul><ul><ul><li>Cañones: Posiblemente </li></ul></ul><ul><ul><li>representan gravens por </li></ul></ul><ul><ul><li>fallamiento extensional. </li></ul></ul><ul><ul><li>Sulci: o áreas con surcos. </li></ul></ul>
  59. 60. Tritón (N) <ul><li>Se cree está compuesta por un núcleo de silicatos, y un manto y corteza de hielo, cubierta por capa delgada de nitrógeno sólido. </li></ul><ul><li>Algunos estudios sugieren que la superficie está cubierta de nitrógeno y metano sólidos, pero si así fuera, no soportaría el peso de algunas estructuras de la superficie. </li></ul><ul><li>Atmósfera muy fina compuesta fundamentalmente de nitrógeno con un poco de metano. Superficie formada aparentemente por agua helada en su mayor parte, cubierta por capas de nitrógeno sólido y metano. </li></ul>
  60. 61. Tritón (N) <ul><li>Cryovulcanismo sería evidenciado por geysers. Teoría: efecto invernadero?? Entre capas de la superficie. </li></ul>
  61. 62. Plutón <ul><li>Se compone de rocas y de hielo, igual que las lunas de Urano y Neptuno. Es probable que contenga CO 2 , metano, amoníaco y nitrógeno sólido. </li></ul>
  62. 63. Meteoros <ul><li>Se clasifican según su composición: </li></ul><ul><ul><li>Sideritos: Hierro con un 2-20% de Níquel. </li></ul></ul><ul><ul><li>Aerolitos: Silicatos con inclusiones de otros minerales. </li></ul></ul><ul><ul><li>Siderolitos: Mezcla de los anteriores. </li></ul></ul><ul><li>Aerolitos son los más comunes, pero se encuentran más sideritos debido a la resistencia al impacto. </li></ul>
  63. 64. Cometas <ul><li>Se componen de gases congelados, entre ellos, agua, amoníaco, metano, dióxido de carbono, y monóxido de carbono, que mantienen unidos pequeños fragmentos de materiales rocosos y metálicos. </li></ul>

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