Ciclos

6,885 views

Published on

0 Comments
3 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

No Downloads
Views
Total views
6,885
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
10
Actions
Shares
0
Downloads
37
Comments
0
Likes
3
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Ciclos

  1. 1. Universidad Autónoma MetropolitanaNotas de claseCiclos biogeoquímicosPreparado por: F. Linares, Ph.D.Preparado para: Alumnos del modulo de ciclos biogeoquímicos.May 4, 2011Versión: 2010.02Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  2. 2. Universidad Autónoma MetropolitanaContenidoUnidad 1 - historia de la tierra y origen de la vida 1 1.1 Introducción. 1 Preguntas clave 1 1.2 Objetivo de la unidad. 2 Estrategias de enseñanza-aprendizaje 2 1.3 Geoquímica histórica. 2 1.3.1 Teoría del Big-Bang. Origen de la Tierra. 2 1.3.2 Descripción de la BBT. 3 1.3.3 Teoría General de la Relatividad. 3 1.3.4 Contenido del universo. 5 1.3.5 Parámetros de la BBT. 8 1.3.6 Cronología de la BBT. 9 1.3.6.1 El universo primordial (muy primigenio). 9 1.3.6.2 El universo temprano (primigenio). 9 1.3.6.3 Formación de estructuras. 11 1.4 Origen de la Tierra. 11 1.4.1 Formación y evolución del Sistema Solar. 11 1.4.2 Eón Hadeico. 12 1.5 Composición de la Tierra. 13 1.5.1 Núcleo. 14 1.5.2 Manto. 15 1.5.3 Corteza. 15 1.5.4 Composición química de la Tierra. 15 1.6 Origen y diversidad de los elementos. 15 1.6.1 Diversidad de los elementos. 16 1.6.2 Evolución de los elementos a moléculas. 21 1.6.2.1 Enlaces químicos. 21 1.6.2.2 Tipos de enlaces químicos. 21 1.7 Concepto de oxido-reducción. 22 1.8 Moléculas. 23 1.8.1 Tamaño de una molécula. 23 1.9 Historia antigua - eras geológicas. 24 1.9.1 Supereón Precambrico. 24 1.9.2 Eón Fanerozoico. 27 1.10 Historia moderna de la geoquímica. 30 1.11 Historia de la atmósfera. 31 1.12 Historia del agua de mar. 32Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  3. 3. Universidad Autónoma Metropolitana 1.13 Origen de la vida y su primera etapa de evolución. 33 1.13.1 Evolución de las moléculas orgánicas e inorgánicas. 33 1.13.1.1 Abiogenesis. 34 1.13.1.2 Modelos actuales. 34 1.13.2 Los primeros procariontes. 35 1.13.2.1 Evolución de los procariotas. 36 1.13.2.2 Fotosíntesis y oxigeno - primeros procariotas. 36 1.13.3 Los primeros fermentadores. 36 1.13.3.1 Levaduras. 37 1.14 Literatura citada y lecturas recomendadas. 37Unidad 2 - componentes del planeta 39 2.1 Introducción. 39 Preguntas clave 40 2.2 Objetivo de la unidad. 40 Estrategias de enseñanza-aprendizaje 40 2.3 Fases ambientales. 40 2.3.1 La litosfera. 40 2.3.1.1 Litosfera oceánica. 41 2.3.1.2 Litosfera continental. 43 2.3.2 Rocas sedimentarias. 45 2.3.2.1 Formación de rocas sedimentarias. 45 2.3.2.2 Clasificación. 46 2.3.2.3 Importancia. 46 2.3.3 Sedimentos carbonatados. 47 2.3.3.1 Origen de los carbonatos. 48 2.3.3.2 Factores que controlan la deposición de carbonatos. 48 2.3.3.3 El papel de los organismos. 49 2.3.3.4 Composición de rocas carbonatadas. 49 2.3.3.5 Acomodamiento y tamaño de los granos. 51 2.3.3.6 Clasificación de los carbonatos. 51 2.3.3.7 Clases de carbonatos. 52 2.3.4 Sedimentos silicios. 53 2.3.4.1 Composición de sedimentos silicios. 53 2.3.5 Otros tipos de sedimentos. 55 2.3.5.1 Sedimentos fosfatados. 55 2.3.6 Diagénesis. 56 2.3.6.1 Diagenesis en sedimentos silicios. 56 2.3.6.2 Diagenesis en sedimentos carbonatados. 58 2.4 Deriva continental y tectónica de placas. 60 2.4.1 Perspectiva histórica. 60 2.4.2 Teorías subsecuentes. 62 2.4.3 Limites de placas. 63 2.4.4 Placas existentes. 65 2.5 La hidrosfera (composición y flujos de materia y energía). 65 2.5.1 Ríos, lagos, lagunas costeras, mares. (ambientes oceánicos y neríticos), fosas. 65 2.5.2 Océano. 66Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  4. 4. Universidad Autónoma Metropolitana 2.5.2.1 Regiones oceánicas. 67 2.5.3 Estuarios y lagunas costeras. 69 2.5.3.1 Estrategias tróficas. 69 2.5.3.2 Estuarios. 70 2.5.3.3 Lagunas costeras. 71 2.5.3.4 Problemas ecológicos y antropogénicos. 71 2.5.4 Surgencias. 72 2.5.5 Ventilas Hidrotermales. 75 2.5.5.1 Origen, características generales y distribución. 75 2.5.5.2 Comunidades asociadas. Adaptaciones a condiciones “extremas”. 77 2.6 La atmósfera (composición, flujo de materia y energía). 78 2.6.1 Atmósfera terrestre. 78 2.6.2 Temperatura y capas atmosféricas. 78 2.7 Literatura citada y lecturas recomendadas. 80Unidad 3 - ciclos biogeoquímicos 82 3.1 Introducción 82 Preguntas clave 82 3.2 Objetivo de la unidad 83 3.3. Procesos de producción de energía 83 3.3.1 Membranas celulares. 83 3.3.1.1 Citoesqueleto 87 3.3.1.2 Modelo del mosaico fluido 87 3.3.1.3 Composición 88 3.3.2 Transporte de moléculas. 90 3.3.2.1 Difusión 90 3.3.2.2 Difusión facilitada 91 3.3.2.3 Osmosis 92 3.3.2.4 Quimio-osmosis 93 3.3.2.5 Transporte activo 93 3.4. Metabolismo del carbohidrato 94 3.4.1 Catabolismo y anabolismo 95 3.5 Cloroplastos 96 3.5.1 Origen de los cloroplastos 98 3.5.2 Función de los cloroplastos 98 3.5.3 Precursores de las proteínas de los cloroplastos 99 3.5.4 Tilacoides y membrana tilacoidal 99 3.5.5 Pigmentos en el cloroplasto 99 3.6. Fotosíntesis 99 3.6.1 Fotosistema II y Fotosistema I 100 3.6.2 Fase Dependiente de la Luz 102 3.6.3 Fase No Dependiente de la Luz 103 3.6.3.1 C3 (Reducción fotosintética del carbono) 103 3.6.3.2 C4 (Fijación de CO2 por el sistema Hatch-Slack) 104 3.6.3.3 CAM (Fijación por el metabolismo ácido de las Crassulaceae) 107 3.7. Fotorrespiración 107 3.7.1 Proceso de la fotorrespiración 109Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  5. 5. Universidad Autónoma Metropolitana 3.8. Reacciones quimiotrófas de óxido-reducción 109 3.8.1 Quimiosíntesis 109 3.8.2 Fermentación 110 3.8.3 La respiración aeróbica y anaeróbica 111 3.8.3.1 Respiración aerobica 112 3.8.3.2 Respiración anaerobica 121 3.9. El papel de los microorganismos en los ciclos de transformación de la materia 122 3.9.1 Ciclos biogeoquímicos 122 3.9.2 Ciclo del Carbono. 123 3.9.2.1 Depósitos y fuentes de carbon 124 3.9.2.2 Interacción con la atmósfera 124 3.9.2.3 Interacción con la biosfera 125 3.9.2.4 Interacción con el océano 126 3.9.3 Ciclo de los nutrientes minerales. 127 3.9.3.1 Balance entre nutrientes dentro de un ecosistema 130 3.9.3.2 La materia orgánica 130 3.9.3.3 Retención de nutrientes minerales en ecosistemas 131 3.9.3.4 Procesos de entrada y de salida en ecosistemas 133 3.9.4 Ciclo del Nitrógeno 133 3.9.4.1 Interacción con los componentes del planeta 135 3.9.4.2 Principales componentes 136 3.9.4.3 Procesos del ciclo del N 136 3.9.5 Ciclo del Azufre 141 3.9.5.1 Formas químicas y transformaciones del S 143 3.9.5.2 Reducción asimilativa y disimilatoria del S 144 3.9.6 Ciclo del Fósforo 144 3.9.6.1 Formas químicas y transformaciones del P 144 3.9.6.2 Consideraciones globales 146 3.9.7 Otros elementos (ciclo del hierro, manganeso, sílice y calcio). 147 3.10. Distribución de los elementos en los ambientes terrestres y acuáticos. Flujo de nutrientes a través de la rama trófica. Impacto ambiental. 148 3.10.1 Eutroficación 148 3.10.2 Zonas muertas en el océano 150 3.10.3 Deficiencias de nutrientes minerales 151 3.10.4 Amenazas al sistema global de reciclaje de nutrientes 151 3.11 Literatura citada y lecturas recomendadas. 152 4.1 Introducción. 153 4.2 Objetivo de la unidad. 154 4.1 Análisis espacial, cartografía y elementos básicos para la elaboración de mapas. 154 4.1.1 Cartografía 154 4.1.1.1 Tipos de mapas 155 4.1.2 Proyecciones cartográficas 155 4.1.2.1 Construcción de una proyección cartográfica 156 4.1.2.2 Clasificación de proyecciones cartográficas 157 4.2 Percepción remota. 157 4.2.1 Técnicas para la adquisición de información 158Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  6. 6. Universidad Autónoma Metropolitana 4.2.1.1 Procesamiento de información 159 4.3 Sistemas de información geográfica. 160 4.3.1 Técnicas usadas en GIS 160 4.3.2 Análisis espacial 165 4.4 Métodos y técnicas para estimar las concentraciones de los principales nutrientes en los ecosistemas acuáticos y terrestres. 167 4.4.1 Demanda de oxigeno en un ecosistema 168 4.4.2 Métodos y técnicas para estimar la concentración de nutrientes inorgánicos (O2, NO3-, NO2-, NH4+, PO42-, SiO3, entre otros) y orgánicos (carbón orgánico), en la columna de agua, en los sedimentos y en los suelos.170 4.4.2.1 Determinación de oxigeno por el método Winkler. 170 4.4.2.2 Determinación de nitrógeno oxidado. 172 4.4.2.3 Determinación de amonio. 173 4.4.2.4 Determinación de nitrógeno orgánico disuelto (DON). 173 4.4.3 Métodos para estimar la actividad microbiana autótrofa, heterótrofa y quimiolitotrófa. Fundamentos, ventajas y desventajas de los diferentes métodos y técnicas utilizados. 174 4.4.3.1 Métodos para evaluar biomasa en comunidades de microalgas. 174 4.4.3.2 Métodos para evaluar fotosíntesis y respiración en comunidades de microalgas. 175 4.4.3.3 Métodos para el estudio de la comunidad de micro-organismos (microalgas y bacterias). 180 4.4.3.4 Métodos para determinar biomasa, fotosíntesis y comunidad en macrofitas acuáticas (pastos marinos y macroalgas). 183 4.4.3.5 Métodos para determinar biomasa, fotosíntesis y comunidades en vegetación terrestre. 185 4.5. Métodos estadísticos de análisis de los resultados generados en la investigación modular. 189 4.5.1. Organización y procesamiento de la información para describir, representar e interpretar los ciclos biogeoquí- micos en el área de estudio. 189 4.5.1.1 Observaciones. 190 4.5.1.2 Modelos, teorías y explicaciones. 191 4.5.1.3 Competición de modelos 192 4.5.1.4 Hipótesis y predicciones 192 4.6. Manejo de la estadística descriptiva, así como el análisis de correlación y multivariado. 194 4.6.1. Análisis de modelos de ciclos biogeoquímicos, considerando sus características distintivas, físicas, químicas y biológicas (modelos de caja y coeficiente de transferencia). 194 4.6.1.1 Sistema. 195 4.6.1.2 Modelo 196 4.6.1.3 Clasificación de modelos. 197 4.6.1.4 Modelaje 197 4.6.2. Métodos de análisis estadístico: análisis de correlación y análisis multivariado. 198 4.6.2.1 Poblaciones. 198 4.6.2.2 Muestras. 198 4.6.2.3 Frecuencia. 199 4.6.2.4 Dispersión. 200 4.7 Literatura citada y lecturas recomendadas. 202Universidad Autónoma Metropolitana-Xochimilco. División de Ciencias Biológicas. El Hombre y su Ambiente. Edif. W. Calz. del Hueso 1100. VillaQuietud. Coyoacán. 04960. Mexico, D.F. Mexico. E microphytobenthos@gmail.com
  7. 7. Unidad 1 - historia de la tierra yorigen de la vida1.1 Introducción.Teniendo en cuenta que la edad aproximada de la Tierra como cuerpo celeste es de unos 4500 millones de años y quelas edades de las rocas más antiguas de la corteza terrestre oscilan alrededor de unos 3500 millones de años, laduración del período pregeológico de la evolución de la Tierra se estima en unos 1000 millones de años.Durante el período pregeológico de la evolución de la Tierra se debieron producir reacciones entre los átomos paraproducir los primeros compuestos químicos como el amoniaco, el metano, los silicatos y los sulfuros. Comoconsecuencia de estos procesos, el protoplaneta terrestre debió de estar formado por una atmósfera muy distinta a laactual. La hidrosfera se originó a partir del agua desprendida de las rocas del interior de la Tierra, y que alcanzaba lasuperficie a través de fenómenos volcánicos. Actualmente se admite que la hidrosfera ha aumentado progresivamente através de los tiempos geológicos, pero más que por un incremento de la superficie de los océanos por un aumento de laprofundidad de sus cuencas. Respecto al contenido salino de las aguas oceánicas, los geoquímicos sostienen que lamayor parte proviene del interior de la Tierra, llegando a la superficie a través de las erupciones volcánicas.Al principio del período pregeológico de la Tierra, se produjo una diferenciación general de la materia terrestreacumulándose los elementos o sus compuestos más estables, según sus afinidades químicas y según las condicionesde presión y temperatura existentes. Como consecuencia de la diferenciación geoquímica, el planeta adquirió unaestructura en capas concéntricas, con los materiales más densos acumulados en las zonas más profundas y los másligeros progresivamente en capas más externas. La fase final de dicha diferenciación estuvo constituida por la formaciónde la atmósfera y de la hidrosfera.La presencia de agua líquida a su vez, significa que las condiciones de la Tierra en ese tiempo eran compatibles con lavida que ahora conocemos. Hay evidencias fósiles semejantes a las bacterias, en rocas de 3500 millones de años deedad. Pero en ciertas rocas de esta edad se encuentran abundantes microfósiles estromatolíticos que constan de capasde procariontes filamentosos con sedimentos atrapados.Preguntas clave1. ¿Qué condiciones prevalecieron en la tierra primitiva para favorecer la síntesis orgánica y la evolución biológica?2. ¿Qué metabolismo pudieron tener los primeros organismos vivos?3. ¿Cómo se llevó a cabo la evolución de los catalizadores proteicos para obtener una mayor eficiencia celular?Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 1
  8. 8. 1.2 Objetivo de la unidad.Objetivos parciales: Que el alumno comprenda la evolución de los elementos como parte de la geoquímica y lainterrelación de los ciclos biogeoquímicos dentro de la evolución del ecosistema.Contenidos sintéticos: Origen de los elementos: teorías sobre el origen del Universo. Evolución de los elementos;transformación de los elementos y causas que lo originan. Teorías del origen de la vida; evolución de las moléculas deinorgánicas a orgánicas y su integración para constituir la diversidad de los seres vivos.Estrategias de enseñanza-aprendizaje1. Seminarios y discusión de los mismos, en clase.2. Tiempo dedicado a esta unidad: 1 semana.1.3 Geoquímica histórica.1.3.1 Teoría del Big-Bang. Origen de la Tierra.Antes de comenzar a hablar acerca de la Teoría del Big-Bang (BBT, en sus siglas en ingles), es importante mencionaralgunas de las ideas falsas que se tienen con respecto a esta teoría.En la mayoría de las fuentes científicas, la BBT es comúnmente descrita de la siguiente forma: "El universo se originogracias a la explosión de un punto en el cual se encontraba concentrada toda la materia." De esta forma, no essorprendente que esta sea probablemente la primera impresión que tiene la mayoría de la gente acerca de esta teoría.Incluso, en ocasiones es común escuchar cosas como: "En el principio... no había nada... y después exploto."Hay, sin embargo, varios errores e ideas falsas con esto que acabo de mencionar:1. La BBT no es una teoría acerca del origen del universo. De hecho el enfoque principal es acerca del desarrollo del universo a través del tiempo.2.
  9. 9. Con estas y otras descripciones falsas que continúan presentes en los distintos medios de comunicación, no essorprendente que la mayoría de la gente tenga ideas erróneas acerca de la BBT. De igual forma, el hecho de quemuchos piensen que esta teoría es ridícula es de esperarse, considerando el poco entendimiento que se tiene acerca deella.1.3.2 Descripción de la BBT.Dar una descripción precisa de la BBT en términos comunes es difícil. El intentarlo usualmente resulta en descripcionesambiguas que no satisfacen la realidad de dicha teoría. Para poder realmente entender esta teoría es necesario ver lasecuaciones que la describen, y esto puede resultar un poco tedioso. Vamos, sin embargo, a intentar elaborar unadescripción básica de la BBT.La descripción mas simple de la teoría seria similar a lo siguiente: "en el pasado distante, el universo era muy denso y mycaliente; desde ese entonces se ha expandido constantemente, volviendose menos denso y mas frío." La palabra"expandido" no significa que la materia esta separandose de si misma -- se refiere, de hecho, a la idea que el espaciomismo se esta volviendo mas grande (Fig. 1). Una analogía muy común para describir este fenómeno es el de considerarla superficie de un globo. Vamos a pensar que dibujamos puntos en la superficie del globo (desinflado), las cualesrepresentan galaxias. Conforme inflamos el globo la superficie (i.e. espacio) se expande constantemente y la distanciaentre los puntos (i.e. galaxias) se hace mas grande. El problema con esta analogía es que implica que el universo se estaexpandiendo hacia un volumen mas grande pre-existente. La BBT, sin embargo, no menciona esto. En vez de esto, laexpansión del universo se contiene completamente dentro de si mismo (i.e. el universo hasta donde sabemos es infinito).Uno de los problemas que existen con lo que acabo de mencionar es la idea de que el "espacio mismo se expande".Una forma mas sencilla de entender este concepto es simplemente imaginar que la distancia que existe entre dospuntos en el universo constantemente incrementa. Por ejemplo, vamos a pensar que tenemos dos puntos (A y B) loscuales se encuentran ubicados en una serie de coordinadas fijas. En un universo en expansión vamos a encontrar quedos cosas son ciertas. Primero, que la distancia entre A y B se encuentra en función del tiempo y segundo, que dichadistancia constantemente incrementa.1.3.3 Teoría General de la Relatividad.Ahora, para realmente poder entender lo que esto significa, y como es que podríamos definir dicha "distancia", esnecesario tener una idea acerca de la Teoría General de la Relatividad de Einstein (TGR, en sus siglas en ingles). La TGRpuede ser resumida a grandes rasgos de la siguiente forma: "El espacio le dice a la materia como moverse, la materia ledice al espacio como encorvarse." Claro que esto omite ciertos detalles de la TGR, como por ejemplo que el espaciotambién le dice a la radiación electromagnética como moverse, como el espacio también se encorva en respuesta a laenergía, y como la energía puede causar que el espacio haga mucho mas que simplemente encorvarse. Quizás unamejor forma de describir a la TGR, aunque es un poco mas larga, seria: "La energía determina la geometría y loscambios en geometría del universo, y en turno, la geometría determina el movimiento de la energía".Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 3
  10. 10. Figura 1. Representación gráfica de la expansión del universo.Considerando esto, la pregunta es como podemos obtener a la BBT a partir de la TGR. Las ecuaciones básicas quedescriben la BBT vienen directamente de la ecuación general de la TGR, asumiendo dos cosas: primero, que ladistribución de materia y energía en el universo es homogénea y, segundo, que la distribución es isotrópica. Una formamas simple de explicar esto es que el universo se ve de la misma forma en todas partes y en todas las direcciones. Lacombinación de estas dos es lo que comúnmente se conoce como el principio cosmológico. Ahora bien, estas doscosas que acabamos de mencionar no describen al universo en todas las escalas físicas. Por ejemplo, cuando estánsentados en sus sillas tienen una densidad que es, aproximadamente, 1000 000 000 000 000 000 000 000 000 000veces la densidad media del universo. De esta misma forma, las densidades de cosas como las estrellas, galaxias yconjuntos de galaxias se encuentran por encima de esta media (aunque no tanto como tu). Así, las dos cosas queasumimos en un principio solamente se pueden aplicar a escalas extremadamente grandes, en el orden de varioscientos de millones de años luz. Sin embargo, aunque existe evidencia clara de que el principio cosmológico es valido enestas escalas, nosotros estamos limitados a un solo punto desde donde podemos observar, y a un volumen finito deluniverso que examinamos.Ahora bien, si aceptamos como ciertas estas dos cosas que asumimos anteriormente (i.e. principio cosmológico),entonces vamos a encontrar que las implicaciones para la geometría del universo son bastante profundas. Primero,podemos demostrar matemáticamente que solamente existen tres posibles curvaturas en el universo: positiva, negativao curvatura cero (estas también se conocen comúnmente como "cerrada", "abierta" y "plana") (Fig. 2). Adicionalmente, elasumir que existe homogeneidad nos dice que la curvatura debe de ser la misma en todos lados. Podemos utilizarmodelos en dos dimensiones para poder visualizar estas tres posibilidades (i.e. espacios en tres dimensiones). El modelomas familiar con curvatura positiva es la superficie de una esfera. No todo el objeto tridimensional, sino simplemente suNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 4
  11. 11. superficie. La curvatura cero puede ser modelada de forma muy simple al considerar una superficie aplanada; esta essimilar al sistema clásico de coordenadas Cartesianas. Finalmente, es posible imaginar a la curvatura negativa como lasuperficie de una silla de montar, donde lineas paralelas van a divergir la una de la otra conforme son proyectadas haciael infinito (estas lineas permanecen paralelas en un espacio de curvatura cero, y convergen en un espacio de curvaturapositiva). Figura 2. Distintos tipos teóricos de curvatura que puede tener el universo.La segunda conclusión que podemos obtener del principio cosmológico es que el universo no tiene fronteras, ytampoco tiene un centro. Obviamente, si alguna de estas dos premisas fueran ciertas, entonces la idea de que todos lospuntos en el universo son indistinguibles (i.e. el universo es isotrópico) seria falsa. Entonces, esta conclusión puede sercontra-intuitiva, particularmente cuando consideramos a un universo con curvatura positiva (i.e. esfera). En este caso elespacio es claramente finito, pero al mismo tiempo también es posible viajar en una distancia arbitrariamente largaalrededor de la esfera sin dejar su superficie (i.e. no tiene fronteras). Para los espacios de curvatura negativa y cero, esclaro que en ambos casos esto se debe extender hacia el infinito en tamaño. Considerando las diferencias tan grandesque estos casos presentan para la geometría y tamaño del universo, quizás no es sorprendente el saber que aunpermanece sin responder la respuesta de cual de estos tres es el correcto para nuestro universo.1.3.4 Contenido del universo.Como hemos mencionado ya, la TGR nos dice que el contenido de materia y energía en el universo determina lageometría presente y futura del espacio. De esta forma, si es que queremos hacer algún tipo de predicciones acerca decomo es que el universo va a cambiar con el tiempo, necesitamos tener una idea clara de que tipos de materia y energíaestán presentes en el universo. Nuevamente, si aplicamos el principio cosmológico podemos simplificar estoconsiderablemente. De hecho, si la distribución de la materia y la energía es uniforme en escalas muy grandes, entoncesNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 5
  12. 12. lo único que necesitamos conocer es la densidad y la presión de cada compuesto. Aun mejor, en la mayoría de loscasos que son de importancia en este tema, tanto la presión como la densidad tienden a estar relacionadas a través deuna "ecuación de estado". Entonces, si conocemos la densidad de un compuesto dado, podemos conocer en turno lapresión a través de la ecuación de estado, y podemos calcular como es que va a afectar a la geometría del universo.Existen esencialmente tres grandes categorías de materia y energía que podemos considerar:1. Materia: Cuando el universo era joven, existía muy poco dentro de el. Conforme paso el tiempo y comenzó adesarrollarse, el universo comenzó a organizarse. Por ejemplo, nosotros sabemos que nuestro sistema solar estaorganizado por planetas (incluyendo a la Tierra!) que están orbitando alrededor del sol. En una escala mucho masgrande que la de nuestro sistema solar (e.g. aproximadamente 100 millones de veces mas grande), las estrellas secolectan para formar galaxias. Nuestro sol es, por ejemplo, una estrella que se encuentra dentro de una galaxiaconocida como la Vía Láctea. La Vía Láctea contiene aproximadamente 100 mil millones de estrellas (i.e.100,000,000,000 estrellas). Y esto no termina aquí, en escalas aun mas grandes, galaxias individuales se concentran engrupos para formar lo que se conoce como cúmulos de galaxias.Estos cúmulos incluyen a las galaxias y a cualquier material que exista en el espacio que hay entre las galaxias. La fuerzaque mantiene a estos cúmulos unidos es la gravedad -- es decir, la atracción mutua de todo lo que existe en enuniverso. Ahora bien, el espacio que existe entre las galaxias en estos cúmulos esta lleno principalmente de gases quese encuentran a altas temperaturas. De hecho, estos gases se encuentran tan calientes (e.g. miles de millones degrados!) que brillan cuando son expuestos a rayos X en vez de luz visible. Al estudiar la distribución y la temperatura deestos gases podemos medir cuanto esta siendo comprimido por la fuerza de la gravedad, con respecto al resto delmaterial presente en el cúmulo. Esto a final de cuentas nos permite determinar cuanto material (i.e. materia) total existeen esa parte del espacio.Sorprendentemente, de los estudios que se han realizado se ha encontrado que existe aproximadamente cinco vecesmas material en los cúmulos de galaxias, que el que normalmente esperaríamos de las galaxias y de los gases quepodemos ver a simple vista. Asi, la mayor parte del material que existe en estos cúmulos de galaxias es invisible y, yaque estas son las estructuras mas grandes en el universo que son contenidas por la gravedad, se ha concluido que lamayor parte de la materia en el universo es invisible. Este material invisible se conoce como "materia oscura".Ahora bien, en la vida diaria dentro de nuestro planeta, existe una tendencia a pensar que la relación que existe en lapresión y la densidad de la materia es importante pero incompleta. Nosotros sabemos que la presión es típicamente unafunción de la temperatura. Otra forma de considerar a la temperatura es como una medida de la velocidad a la cual viajala materia; aunque normalmente este recorrido no tiene un orden especifico y es al azar (e.g. las moléculas de airedentro de un globo se mueven rápidamente por todos lados dentro del globo, pero el globo mismo permanece estático).Aunque estas moléculas se mueven bastante rápido desde nuestro punto de vista, estas permanecen básicamenteinmóviles cuando las comparamos con la velocidad de la luz (la cual es la velocidad relevante cuando consideramos laTGR). Otra forma de entender esto es que, haciendo aproximaciones, nosotros podemos simplemente poner la presiónde la materia como cero; lo que realmente estamos diciendo aquí es que la presión en general es muy pequeña cuandola comparamos con la densidad de energía de la materia.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 6
  13. 13. En cosmología, esta clase de materia es genéricamente descrita como "materia fría", un termino que normalmenteincluye a las estrellas, planetas, asteroides, polvo estelar, etc. Ahora bien, como nosotros estamos limitados asimplemente observar fotones del resto del universo, el hecho de que la mayoría de esta materia fría no brille de formaapreciable significa que la tenemos que observar indirectamente. Esto lo logramos principalmente al observar el efectogravitacional que esta materia que no brilla tiene sobre la materia que si podemos ver. Este tipo de materia oscura(principalmente planetas y estrellas que han perecido, gas frío) es bastante abundante en el universo.En adición a esta materia oscura normal, existe también evidencia de que el universo contiene una gran cantidad demateria oscura que es fundamentalmente distinta de la materia oscura normal que acabamos de describir. Cuando lamateria "normal" es lo suficientemente calentada esta brillara, el punto con este segundo tipo de materia oscura es queno interactua con la luz en ningún sentido. Esto, por supuesto, es contrario a nuestra experiencia diaria; sin embargo, elcampo de la teoría cuántica predice la existencia de varias partículas que tienen esta característica (e.g. el "neutralino", el"axion").Como en el caso de la materia oscura normal (la cual es genéricamente conocida como "materia oscura barionica", yaque esta compuesta principalmente de protones y neutrones, los cuales pertenecen a un grupo de partículas conocidascomo "bariones"), no necesitamos conocer todos los detalles de este segundo tipo de materia oscura para poder haceralgunas observaciones/predicciones. Lo único que necesitamos conocer es su ecuación de estado. Ahora bien,considerando todo esto, podemos tener varios tipos de materia en el universo. "Materia Oscura Fría" consistiría departículas masivas con movimiento muy lento, donde "masivas" es relativo a la masa de partículas como el protón, y"lento" es relativo a la velocidad de la luz. Similar a la materia barionica fría, la presión asociada con estas partículas seriaesencialmente cero. Por otro lado, si las partículas de materia oscura son muy livianas, entonces van a tender a moversemuy rápidamente y por tanto su presión no seria igual a cero. Este tipo de materia oscura se conoce como "MateriaOscura Caliente". Ahora, es posible imaginarse un tercer tipo de materia, el cual seria transitoria entre estos dos (i.e."Materia Oscura Cálida"). Es importante notar que, debido a que no interactua con la luz, la "temperatura" de la materiaoscura no tiene nada que ver con la temperatura general del universo; esto es, la Materia Oscura Caliente permanececaliente sin importar que tan frío se vuelve el universo. Finalmente, los estudios y las observaciones mas recientesindican que la composición de la materia en el universo esta dominada por Materia Oscura Fría, con una cantidad maspequeña de materia barionica, y una cantidad casi nula de Materia Oscura Caliente o Cálida.2. Radiación: Estrictamente hablando, esta categoría solamente incluye a la radiación electromagnética. Sin embargo, escomún incluir aquí también a la Materia Oscura Caliente ya que, como estas partículas se están moviendo tan cercanasa la velocidad de la luz, tienen esencialmente la misma ecuación de estado.Para la radiación, la presión es igual a un tercio de la densidad de energía. De observaciones se ha podido determinarque la radiación no es una parte significativa del presupuesto de densidad de energía del universo actual. Sin embargo,debido a la ecuación de estado, la densidad de energía de la radiación tiene una relación inversa con el tamaño deluniverso. Por ejemplo, si pudiéramos retroceder en el tiempo a un punto en el que el universo observable era la mitad entamaño del actual, encontraríamos que la densidad de energía de la radiación era 16 veces mas grande que el valoractual, y que la densidad de energía de la materia era solamente 8 veces mas grande que el valor actual. La implicaciónNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 7
  14. 14. de esto es que, sin importar cuales son sus valores actuales, si retrocedemos lo suficiente en el tiempo, vamos a llegar aun punto en que la radiación era la fuente dominante de densidad de energía en el universo.3. Energía Oscura: La tercer categoría que podemos encontrar es de la que menos se conoce. El termino genérico quese usa para esta categoría es "energía oscura", aunque este termino cubre una serie de posibilidades. El campo de lateoría cuántica nos dice que todo el espacio en el universo debe estar lleno de energía, aunque no este presente materiao radiación. Esta energía se conoce también como "energía de punto cero", "fluctuaciones de punto cero", "energía devacío", etc. La particularidad de este tipo de energía es que no persiste de la misma forma que la materia y la radiaciónlo hacen; en vez de eso, las partículas que la contienen aparecen y desaparecen en el espacio, según prediccionescalculadas a través del principio de incertidumbre de Heisenberg. Ahora, aunque este tipo de energía no puede serdetectada directamente, existen mediciones (e.g. el Efecto Casimir) que demuestran que si existe.Ahora bien, si tomamos lo anterior como indicador de que este tipo de energía existe, podemos entonces explorar cualva a ser el efecto que va a tener en el universo. Lo primero que podemos mencionar es que, sin importar cual es laexpansión del universo, la densidad de la energía oscura permanece constante y positiva. Esto tiene una serie deimplicaciones que al final resultan en el hecho de que, en un universo que es dominado por energía oscura, el efecto desu gravedad es el acelerar la expansión del universo, en vez de alentar dicha expansión (como se esperaría en ununiverso que solo contiene materia dentro de el).1.3.5 Parámetros de la BBT.Considerando todo lo que hemos mencionado hasta ahora, es posible ya el establecer una serie de parámetros que nosayudan a entender mas claramente la BBT.1. Curvatura del espacio. Como hemos mencionado ya, esta puede ser positiva (cerrada), negativa (abierta) o cero (plana).2. Factor de escala. El factor de escala es el cociente que existe entre el tamaño actual del universo, y el tamaño del universo en algún punto en el pasado o en el futuro (donde el "tamaño" esta definido dependiendo de la curvatura seleccionada). Obviamente este parámetro es uno el día de hoy, y menos que ese valor para cualquier tiempo en el pasado si consideramos a un universo en expansión.3. Parámetro de Hubble. Este parámetro mide la tasa de cambio del factor de escala en un tiempo determinado. De forma mas sencilla, el parámetro de Hubble nos dice que tan rápido se esta expandiendo el universo en un momento en particular.4. Parámetro de deceleración. En un universo que solamente contiene materia, la expansión del universo seria disminuida por la acción de la gravedad de la materia, hasta llegar a un punto en el cual se podría llegar a colapsar. Esto significa que la tasa de expansión (el parámetro de Hubble) cambiaría, y el parámetro de deceleración mide ese cambio.5. Densidades de los componentes. Simplemente se refiere a cuanta radiación, materia (barionica y oscura) y energía oscura existe en el universo.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 8
  15. 15. 6. Ecuación de estado para la energía oscura. Como se menciono anteriormente, las ecuaciones de estado para la radiación y la materia pueden ser determinadas de forma sencilla. Sin embargo, no se conoce suficiente acerca de la energía oscura como para poder determinar su ecuación de estado.1.3.6 Cronología de la BBT.Todas las ideas acerca de la cronología del universo son necesariamente especulativas. Aunque existen aceleradores departículas que actualmente intentan recrear las condiciones iniciales del universo, no se han obtenido aun datos que nospermitan determinar como es que sucedió todo en un principio. Teniendo eso en cuenta, a continuación se presenta lacronología mas aceptada acerca de la formación, expansión y destino final del universo.1.3.6.1 El universo primordial (muy primigenio).A. Era Agustiniana - Antes del Big-Bang. La Era Agustiniana cubre el periodo que existió antes de que comenzara laBBT. La frase "Era Augustiniana" tiene como propósito el impartir la idea de que no existía el tiempo antes de la creacióndel universo. Esto es, las leyes de la física que nosotros conocemos no se pueden aplicar en la singularidad gravitacionalde densidad infinita, en tiempo cero, cuando comenzó el Big-Bang. De esta forma, según la TGR no existía el tiempoantes de ese punto.B. La Epoca de Planck - Hasta 10-43 segundos después del Big-Bang. Según las teorías de la súper-simetria, duranteeste tiempo las cuatro fuerzas fundamentales (i.e. electromagnetismo, fuerza nuclear débil, fuerza nuclear fuerte ygravitación) todas tienen la misma fuerza, de forma tal que todas están posiblemente unificadas en una sola fuerzafundamental.C. La Epoca de Gran Unificación - Entre 10-43 segundos y 10-36 segundos después del Big-Bang. Conforme el universose expande y se enfría desde la época de Planck, la gravitación se comienza a separar de las otras tres fuerzas.D. La Epoca Electrodébil - Entre 10-36 segundos y 10-12 segundos después del Big-Bang. En esta época la temperaturadel universo es lo suficientemente baja (1028 °K) como para separar la fuerza nuclear fuerte de la fuerza electrodébil (quese refiere a la unificación de la fuerza electromagnética y la fuerza de interacción débil). Esto tiene como consecuenciaun periodo de expansión exponencial que se conoce como la "inflación cósmica". Después de dicha inflación, laexpansión disminuye y la temperatura del universo vuelve a subir.E. Bariongenesis - Contenida dentro de la Epoca Electrodébil. El universo actual contiene muchos mas bariones queanti-bariones. Se piensa que en esta época es cuando se dio la formación de partículas bariones. Los barionescomprenden una familia de partículas compuestas formadas por tres quarks. Un quark a su vez es un tipo de partículasub-atómica y uno de los principales constituyentes de la materia. Por naturaleza los quarks se unen para formarpartículas compuestas como los bariones. Los bariones a su vez forman parte de un grupo mas grande de partículasconocido como los hadrones. Ejemplos de este tipo de partículas son los protones y los neutrones.1.3.6.2 El universo temprano (primigenio).Después de que la inflación cósmica termina, el universo comienza a llenarse de partículas. A partir de este punto lafísica del universo temprano es mas conocida y menos especulativa.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 9
  16. 16. A. La Epoca del Quark - Entre 10-12 segundos y 10-6 segundos después del Big-Bang. Hacia el final de la EpocaElectrodébil, la fuerza débil se separo de las demás. A partir de este punto se cree que todas las partículasfundamentales comenzaron a adquirir masa. También, las interacciones fundamentales entre las fuerzas de gravedad,electromagnetismo y fuerzas débiles y fuertes han adquirido su forma actual, pero la temperatura del universo aun esdemasiado grande para que se puedan formar hadrones al fusionarse quarks.B. La Epoca del Hadron - Entre 10-6 segundos y 1 segundo después del Big-Bang. El plasma que hasta esos momentosformaba el universo se enfría hasta que hadrones, incluyendo baryons como los protones y neutrones se puedan formar.C. La Epoca del Lepton - Entre 1 segundo y 3 minutos después del Big-Bang. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones se eliminan mutuamente hacia el final de la Epoca del Hadron, lo cual deja a los leptones y anti-leptones comola masa dominante del universo. Aproximadamente después de 3 segundos después del Big-Bang, la temperatura deluniverso disminuye hasta un punto en el que la mayoría de los leptones y los anti-leptones son eliminados, dejandosolamente un residuo de leptones.D. La Epoca del Fotón - Entre 3 minutos y 380,000 años después del Big-Bang. Como mencionamos, hacia el final de laEpoca del Lepton, la mayoría de los leptones y anti-leptones fueron eliminados, de esta forma, la energía del universo esdominada ahora por los fotones. Estos fotones comienzan a interactuar con protones, electrones y (eventualmente)núcleos.E. Nucleosintesis - Entre 3 minutos y 20 minutos después del Big-Bang. Durante la Epoca del Fotón la temperatura deluniverso comienza a disminuir hasta el punto en el que núcleos atómicos pueden comenzar a formarse. Protones (ionesde hidrogeno) y neutrones comienzan a combinarse en núcleos atómicos a través del proceso de fusión nuclear. Sinembargo, la nucleosintesis solamente dura aproximadamente 17 minutos, cuando después de ese tiempo latemperatura y densidad del universo ha disminuido al punto en el cual la fusión nuclear no puede continuar. En esemomento hay aproximadamente tres veces mas hidrogeno que helio-4 (en masa), y solamente cantidades residuales denúcleos.F. Dominación de la Materia - 70,000 años. Durante este tiempo, las densidades de la materia (i.e. núcleos atómicos) y laradiación (i.e. fotones) son iguales.G. Recombinación - 240,000-310,000 años. En este tiempo se comienzan a formar grandes cantidades de los átomosde hidrogeno y helio, y la densidad del universo comienza a disminuir. Tanto el H como el He al principio se encuentranionizados (i.e. no contienen electrones). Conforme se enfría el universo, los electrones son capturados por estos iones,que en turno se vuelven neutros. Este proceso es relativamente rápido y se conoce como recombinación. Hacia el finalde la recombinación, la mayoría de los átomos en el universo son neutros, y gracias a esto los fotones pueden comenzara viajar libremente por el espacio (i.e. el universo se vuelve transparente).H. Epoca Oscura. En esta época, la mayoría de los fotones en el universo están actuando con electrones y protones enun fluido foto-barionico. El resultado de esto es que el universo parece ser opaco. Existe luz, pero no es luz que nosotrospodamos observar con un telescopio.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 10
  17. 17. 1.3.6.3 Formación de estructuras.La ultima etapa de la cronología de la BBT es la formación de estructuras, la cual procede de forma jerárquica, de talforma que estructuras pequeñas se forman antes de estructuras grandes. Las primeras estructuras que se forman sonlos quasares, los cuales se piensa son galaxias activas, tempranas y brillantes. Antes de esta época, la evolución deluniverso podía ser estudiada o observada de forma lineal. Sin embargo, a partir de este punto comienzan a formarseestructuras no lineares.A. Reionización. Se forman los primeros quasares gracias al colapso gravitacional. Estos quasares emiten una intensaradiación que efectivamente re-ioniza el universo circundante. A partir de este punto, la mayor parte del universo estacompuesto de plasma.B. Formación de estrellas. Se comienzan a formar las primeras estrellas, y se comienzan a transformar los elementosque se formaron durante el Big-Bang (i.e. hidrogeno, helio y litio) en elementos mas pesados.C. Formación de galaxias. Se comienzan entonces a colapsar grandes volúmenes de materia para formar galaxias. Secomienzan a formar primero estrellas que contienen pocos metales (i.e. principalmente formadas de hidrogeno y helio), ydespués se comienzan a formar estrellas que contienen muchos metales (i.e. el sol).D. Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos. La atracción gravitacional comienza a atraer a a galaxias para formargrupos, cúmulos y supercúmulos.E. Formación de nuestro sistema solar. Finalmente se comienzan a formar objetos que están dentro la escala de nuestrosistema solar. Nuestro sol por ejemplo es una estrella joven, la cual incorporo partículas de estrellas tempranas, y seformo aproximadamente hace 5 mil millones de años, o aproximadamente 8 mil millones de años después del Big-Bang.F. Actualidad - 13.7 mil millones de años. Considerando la mejores estimaciones, la edad del universo en la actualidadha sido calculada en 13.7 mil millones de años desde el Big-Bang. Ahora, como parece ser que la expansión deluniverso se esta acelerando, es muy probable que las estructuras mas grandes que se puedan formar vayan a ser lossupercúmulos.1.4 Origen de la Tierra.Antes de comenzar a hablar del origen de la Tierra, es importante considerar primero la edad del planeta. De esta forma,la historia de la Tierra es de aproximadamente 4.6 mil millones de años (4600 Ma), y cubre desde la formación de laTierra a partir de una nebulosa solar hasta el presente.1.4.1 Formación y evolución del Sistema Solar.Lo primero que debemos considerar es la formación y la evolución del Sistema Solar, el cual se piensa comenzó aformarse hace cerca de 4.6 mil millones de años como resultado del colapso gravitacional de una pequeña parte de unanube molecular gigante. La mayor parte de la masa que se colapso fue colectada en el centro, formando el Sol, mientrasNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 11
  18. 18. que el resto de la masa se aplano formando un disco proto-planetario, desde el cual se formaron los planetas, las lunas,los asteroides y los demás cuerpos que se encuentran dentro del Sistema Solar. Aunque hay otros, este modelo de laformación del Sistema Solar es el mas aceptado y se conoce como la “hipótesis nebular”.El Sistema Solar ha evolucionado considerablemente desde su formación inicial. Por ejemplo, se han formado muchaslunas a partir de nubes de gas y polvo estelar que se encuentran en órbita alrededor de planetas; otras han sidocapturadas por la fuerza gravitacional de los planetas o, como en el caso de nuestra luna, han sido el resultado decolisiones cósmicas. De hecho, colisiones entre cuerpos estelares han seguido ocurriendo de forma continua desde laformación del Sistema Solar y han sido centrales en su evolución. También, la posición misma de los planetas hacambiado, e incluso se piensa que algunos planetas han cambiado de lugar. En aproximadamente 5 mil millones deaños, el Sol se enfriara y comenzara a expandirse varias veces su diámetro actual (i.e. se convertirá en una gigante roja),antes de desprender sus capas superficiales en forma de nebulosa planetaria, y dejando un remanente estelar conocidocomo una enana blanca. Eventualmente algunos planetas serán destruidos, mientras que algunos otros serán lanzadoshacia el espacio interestelar. Finalmente, a lo largo del curso de trillones de años, es muy probable que el Sol quedecomo una estrella sola, sin ningún cuerpo orbitando alrededor de ella.1.4.2 Eón Hadeico.El Eón Hadeico (a veces llamado Hadeano) es el primer eón geológico. Un eón se refiere a un periodo de tiempoasignado arbitrariamente. En geología y otras disciplinas científicas, el eón es la subdivisión de tiempo mas grande queexiste en la escala de tiempo geológica. El comienzo del eón Hadeico marca el principio de la formación de la tierra, locual como ya habíamos mencionado comenzó hace cerca de 4600 Ma, y termino aproximadamente hace 3800 Ma.Los primeros momentos de la Tierra, durante el comienzo del eón Hadeico, fueron muy distintos a lo que conocemoshoy en día. Por ejemplo, no existían océanos, oxigeno, o atmósfera alguna. La tierra en ese entonces constantementeera bombardeada de planetoides y otro tipo de materiales que quedaron de la formación del Sistema Solar. Ahora bien,este constante bombardeo de material, combinado con el calor que se desprendía de material radioactivo, el calorresidual de la misma Tierra, y el calor que se generaba por la presión de contracción del planeta, causaron que elplaneta en esta etapa estuviera completamente fundido.Poco después de esto, los elementos mas pesados comenzaron a hundirse hacia el centro del planeta, mientras que loselementos mas ligeros permanecieron en la superficie, formando así las diferentes capas de la tierra y formando tambiénasí el campo magnético de la Tierra. De esta forma, la atmósfera mas primitiva estaba compuesta de material nebulosoque fue desprendido de la nebulosa solar que formo el Sistema Solar. En especial, este material nebuloso estabacompuesto de gases ligeros como el hidrogeno y el helio, pero el viento solar y el calor mismo de la Tierra muyprobablemente causaba que dicha atmósfera fuera constantemente desplazada.Ahora, todo esto cambio cuando el planeta alcanzo aproximadamente el 40% de su radio actual, y la atraccióngravitacional que se presento permitió que la atmósfera primitiva pudiera ser retenida. Esta atmósfera primitiva ya incluíaagua. La temperatura comenzó a disminuir precipitadamente cuando el material fundido comenzó a enfriarse, y la capasuperficial de la tierra se acumulo en una superficie solida. Esta superficie solida aun tenia áreas con material fundido,causadas por impactos de material estelar. Estos impactos hubieran sido semi-constantes (e.g. décadas-siglos),Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 12
  19. 19. causando que partes de la superficie aun estuvieran fundidas, las cuales muy probablemente desprendían elementosligeros hacia la atmósfera, causando que esta se volviera un poco mas densa.La superficie terrestre se continuo enfriando de forma rápida y constante, formando la superficie solida (i.e. corteza) enun lapso de tiempo de 100-150 millones de años. De 4000 a 3800 Ma, la Tierra paso por un periodo de constantebombardeo de asteroides. Vapor escapaba por la corteza terrestre mientras que distintos gases continuaban siendoliberados por volcanes, completando así la segunda atmósfera de la Tierra. Adicionalmente, agua también llegaba alplaneta a través de las colisiones causadas por los asteroides. El planeta se sigo enfriando hasta un punto en el que secomenzaron a formar las nubes. Para ese entonces la atmósfera era ya lo suficientemente densa como para permitir quelas nubes permanecieran dentro de ella. Las nubes trajeron consigo a la lluvia, la cual dio paso a la formación de losocéanos. Los océanos se formaron en un lapso de tiempo de 750 millones de años (hace cerca de 3800 Ma). Ahora,existe evidencia que indica que los océanos comenzaron a formarse mas temprano (i.e. hace 4200 Ma). Esta nuevaatmósfera probablemente contenía amoniaco (NH3), metano (CH3), vapor de agua, dióxido de carbon (CO2), nitrógeno,así como cantidades pequeñas de otros gases. Ahora, es importante notar que en ese entonces, la atmósfera muyprobablemente no contenía oxigeno libre. Cualquier oxigeno libre disponible probablemente hubiera sido atrapado por elhidrogeno o por minerales en la superficie de la corteza. También, es importante mencionar que aunque ya se habíanformado los océanos y la atmósfera primitiva, la actividad volcánica era intensa y, sin una capa de ozono que pudieraevitar su entrada, la radiación ultravioleta llegaba hasta la superficie terrestre.1.5 Composición de la Tierra.La Tierra es un planeta terrestre, lo cual significa que esta compuesto principalmente por roca, en vez de gas como lo esel caso de Júpiter. Es el mas grande de los cuatro planetas terrestres del Sistema Solar, tanto en términos de tamañocomo de masa. De estos, nuestro planeta tiene también la densidad mas grande, la gravedad superficial mas alta y elcampo magnético mas fuerte. La forma de la tierra es muy cercana a la de un geoide—una figura casi esférica cuyoecuador es mas ancho que sus polos—aunque la forma exacta de este geoide varia en unos 100 metros. Así, la rotaciónde la Tierra ha creado un alargamiento en el ecuador de forma tal que el diámetro ecuatorial es 43 km mas largo que eldiámetro polar (i.e. de polo a polo). De esta forma, el radio ecuatorial ha sido calculado en 6378 km, mientras que elradio polar es de 6357 km. Por otro lado, la circunferencia ecuatorial ha sido calculada en 40.075.014 m mientras que lacircunferencia polar es de 40.007.832 m. Las desviaciones locales mas grandes en la superficie terrestre son el MonteEverest (8848 m sobre el nivel del mar) y la Fosa de las Marianas (10911 m bajo el nivel del mar). Finalmente, debido alalargamiento ecuatorial, el punto mas lejano del centro de la Tierra es de hecho el Monte Chimborazo en Ecuador.El interior de la Tierra, de forma similar a los demás planetas terrestres, esta químicamente dividido en capas. La Tierratiene una corteza solida externa formada principalmente por silicatos solidificados, un manto viscoso, un núcleo exteriorliquido que es mucho menos viscoso que el manto, y un núcleo interior solido. La mayoría de las rocas que forman partede la corteza terrestre se formaron hace apenas 100 millones de años; sin embargo los minerales mas antiguos queNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 13
  20. 20. actualmente se conocen tienen aproximadamente 4400 Ma, lo cual indica que la Tierra ha tenido una corteza solida poral menos todo ese tiempo.La Tierra tiene una estructura compuesta por cuatro grandes zonas o capas: la geosfera, la hidrosfera, la atmósfera y labiosfera. Ahora, estructuralmente la Tierra puede ser visualizada de dos formas: químicamente o a través de laspropiedades de los materiales que la forman. Químicamente, la Tierra puede ser dividida en corteza, manto, núcleoexterno y núcleo interno como ya habíamos mencionado. Si consideramos las propiedades de los materiales, las capasde la Tierra pueden ser categorizadas entonces en litosfera, astenosfera, manto superior, manto inferior, núcleo externo ynúcleo interno. Estas capas se encuentran distribuidas en las siguientes profundidades por debajo de la superficie (Tabla1): Tabla 1. Capas estructurales del planeta Tierra, notando su grosor y densidad. Kilómetros Capa Densidad (g cm-3) 0–60 Litosfera (+/- 5-200 km) - 0–35 Corteza (+/- 5-70 km) 2.2-2.9 35–60 Parte superior del Manto 3.4-4.4 35–2890 Manto 3.4-5.6 100–200 Astenosfera - 660–2890 Manto inferior (Mesosfera) - 2890–5100 Núcleo externo 9.9-12.2 5100–6378 Núcleo interno 12.8-13.11.5.1 Núcleo.La densidad promedio de la Tierra es de 5515 kg/m3, lo cual la hace el planeta mas denso del Sistema Solar. Ya que ladensidad promedio del material superficial es de aproximadamente 3000 kg/m3, podemos entonces concluir queexisten materiales mas densos dentro del núcleo terrestre. Mediciones sísmicas han demostrado que el núcleo estadividido en dos partes, un núcleo solido interno el cual tiene un radio de aproximadamente 1220 km, y un núcleo liquidoexterno cuyo radio es de aproximadamente 3400 km. Se piensa que el núcleo interno esta compuesto principalmentede hierro y de níquel.El calor interno del planeta es probablemente producido por el decaimiento radioactivo de isótopos de potasio-40,uranio-238 y torium-232. Estos tres tienen periodos de desintegración media de mas de un mil millón de años. En elcentro del planeta, la temperatura puede ser de hasta 7000 grados K y la presión puede alcanzar los 360 GPa. Unaporción de la energía térmica del núcleo es transportada hacia la corteza terrestre a través del Manto.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 14
  21. 21. 1.5.2 Manto.El manto terrestre se extiende hasta una profundidad de 2890 km, lo cual lo hace la capa mas grande de la Tierra. Lapresión, en la porción inferior del manto, es de aproximadamente 140 GPa. El manto esta compuesto de rocas siliceasque son ricas en hierro y magnesio. Aunque el manto es solido, la altas temperaturas que existen causan que estematerial silicio sea suficientemente dúctil. La convección del manto se expresa en la superficie terrestre a través de losmovimientos de las placas tectónicas. Ya que la presión tiende a incrementar conforme uno se acerca a la parte central(o mas inferior) del manto, la parte inferior tiende a fluir mas lentamente que la parte superior.1.5.3 Corteza.La corteza terrestre se extiende desde 5 a 70 km de profundidad. La parte mas delgada es la corteza oceánica queesta compuesta principalmente por rocas siliceas de magnesio y de hierro. La parte mas gruesa es la cortezacontinental, la cual es menos densa y esta compuesta de rocas siliceas de sodio, potasio y aluminio, así como de rocassedimentarias.1.5.4 Composición química de la Tierra.La masa de la Tierra es de aproximadamente 5.98×1024 kg. Esta compuesta principalmente de hierro (32.1%), oxigeno(30.1%), silicona (15.1%), magnesio (13.9%), sulfuro (2.9%), níquel (1.8%), calcio (1.5%), y aluminio (1.4%); con elrestante 1.2% consistiendo de cantidades muy pequeñas de otros elementos. Debido a la segregación de la masa, sepiensa que la región del núcleo esta compuesta principalmente de hierro (88.8%), con cantidades mas pequeñas deníquel (5.8%), sulfuro (4.5%) y otros elementos (1%) (Tabla 2).Se han hecho cálculos que muestran que un poco mas del 47% de la corteza terrestre consiste de oxigeno. Loscomponentes mas comunes de la corteza terrestre son casi todos óxidos, siendo las únicas excepciones importanteslos que tienen fluoruros, sulfuros y cloro (<1%). Los principales óxidos son los que contienen silicona, aluminio, hierro,magnesia, potasio y sodio. La silicona funciona principalmente como un acido, formando silicatos, y todos los mineralesmas comunes de rocas ígneas son de esta naturaleza.1.6 Origen y diversidad de los elementos.La diversidad de los elementos químicos en la tierra es variada. Antes de comenzar a hablar acerca de la diversidad delos elementos, es necesario hablar un poco acerca de la abundancia de elementos y de como es que se mide dichaabundancia. La abundancia de un elemento químico determinado mide que tan relativamente común es ese elemento, ocuanto hay de ese elemento en comparación con otros elementos. Ahora, la abundancia puede ser medida de distintasformas como por ejemplo la fracción masa (que es similar a la fracción peso), la fracción molar (i.e. fracción de átomos, oen ocasiones la fracción de moléculas), o la fracción volumen. Por ejemplo, la medición a través de fracción-volumen esuna medida de abundancia común en gases mezclados como los que se encuentran en la atmósfera. Por otro lado, laabundancia en fracción-masa del oxigeno en el agua es de aproximadamente 89%, ya que esa es la fracción de la masadel agua que es oxigeno. Sin embargo, la abundancia en fracción-molar del oxigeno en el agua es de tan solo 33%, yaque solamente 1 átomo en 3 en una molécula de agua es oxigeno. En el universo, y en las atmósferas de planetas deNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 15
  22. 22. gas como por ejemplo Júpiter, las abundancias en fracción-masa del hidrogeno y del helio son de aproximadamente74% y 25% respectivamente, mientras que la fracción-molar de estos elementos es cercana a 92% y 8%. La mayoría delas abundancias que vamos a manejas están dadas como abundancias en fracción-masa. Tabla 2. Oxidos mas comunes que se presentan en rocas presentes en la corteza terrestre. Compuesto Formula Composición Silicona SiO2 59.71% Aluminio Al2O3 15.41% Calcio CaO 4.90% Magnesio MgO 4.36% Oxido de sodio Na2O 3.55% Oxido de hierro (II) FeO 3.52% Oxido de potasio K2O 2.80% Oxido de hierro (III) Fe2O3 2.63% Agua H2O 1.52% Dióxido de titanio TiO2 0.60% Pentaoxido de fósforo P2O5 0.22%1.6.1 Diversidad de los elementos.Como ya hemos mencionado, la Tierra se formo de la misma nebulosa de material cósmico que formo al Sol. Sinembargo, los planetas adquirieron diferentes composiciones durante la formación y evolución del Sistema Solar. De estaforma, la historia de la Tierra provoco que partes de nuestro planeta tengan concentraciones muy distintas deelementos.La mayoría de los elementos que se muestran en la figura 3 pueden ser clasificados en las siguientes categorías:1. Elementos que forman rocas (color verde) - C, H, O, F, Na, Al, Mg, Si, P, S, Cl, K, Ca, Ti, Mn, Fe. Estos son los principales elementos que forman la mayoría de la corteza terrestre. Estos elementos también se encuentran distribuidos a lo largo del océano y en los continentes. En la figura, los principales elementos se encuentran en la sección con verde oscuro, mientras que los secundarios están en la sección con verde claro.2. Tierras raras (color azul) - La, Cr, Nd, Pr, Sm, Gd, Eu, Dy, Tb, Ho, Er, Tm, Yb, Lu. Las tierras raras, junto con los metales raros son una colección de 17 elementos químicos en la tabla periódica.Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 16
  23. 23. 3. Metales industriales importantes (en negro fuerte) - Al, Mg, Ti, Mn, Cu, Zn, Ni, Mo, Sn, W, Pb. Estos son, como su nombre lo indica, los metales de mayor uso a nivel industrial. Específicamente aquellos cuya producción global es mayor a 3x107 kg/año.4. Metales preciosos (en itálicas) - Ag, Ru, Pd, Rh, Ir, Pt, Au, Os. Un metal precioso se define como un elemento químico metálico que tiene un alto valor económico. Químicamente hablando, los metales preciosos son menos reactivos que los demás elementos, tienen un mayor brillo, son mas suaves y dúctiles, y tienen un mayor punto de fundición que los otros metales.5. Metales raros (color amarillo) - Ru, Pd, Rh, Te, Re, Os, Ir, Pt, Au. Fig. 3. Abundancia relativa de los elementos químicos en la parte superior de la corteza continental de la Tierra.A continuación se presenta una tabla detallada de la diversidad de elementos en la corteza terrestre (total continental ysuperior continental):Notas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 17
  24. 24. Tabla 3. Diversidad de elementos en la corteza terrestre. Datos están en fracción-masa (Kg/Kg). C1: corteza, CRC Handbook. C2: corteza, Kaye & Laby.C3: corteza, Greenwood. C4: corteza, Ahrens (Taylor). C5: corteza, Ahrens (Wänke). C6: corteza, Ahrens (Weaver). U1: corteza superior, Ahrens (Taylor).U2: corteza superior, Ahrens (Shaw). Referencias bibliograficas al final de la tabla. C1 C2 C3 C4 C5 C6 U1 U2 1.40×10−3 1.520×10−3 1H 8×10−9 2 He 2.0×10−5 2.0×10−5 1.8×10−5 1.3×10−5 1.37×10−5 2.0×10−5 2.2×10−5 3 Li 2.8×10−6 2.0×10−6 2×10−6 1.500×10−6 3.000×10−6 4 Be 1.0×10−5 7.0×10−6 9×10−6 1.0000×10−5 1.5000×10−5 5B 2.00×10−4 1.80×10−4 3.76×10−3 6C 1.9×10−5 2.0×10−5 1.9×10−5 7N 4.61×10−1 3.7×10−1 4.55000×10−1 8O 5.85×10−4 4.6×10−4 5.44×10−4 5.25×10−4 9F 5×10−9 10 Ne 2.36×10−2 2.3×10−2 2.2700×10−2 2.3000×10−2 2.4400×10−2 3.1000×10−2 2.89×10−2 2.57×10−2 11 Na 2.33×10−2 2.8×10−2 2.7640×10−2 3.20×10−2 2.37×10−2 1.69×10−2 1.33×10−2 1.35×10−2 12 Mg 8.23×10−2 8.0×10−2 8.3000×10−2 8.4100×10−2 8.3050×10−2 8.5200×10−2 8.0400×10−2 7.7400×10−2 13 Al 2.82×10−1 2.7×10−1 2.72000×10−1 2.677×10−1 2.81×10−1 2.95×10−1 3.08×10−1 3.04×10−1 14 Si 1.05×10−3 1.0×10−3 1.120×10−3 7.63×10−4 8.30×10−4 15 P 3.50×10−4 3.0×10−4 3.40×10−4 8.81×10−4 16 S 1.45×10−4 1.9×10−4 1.26×10−4 1.900×10−3 17 Cl 3.5×10−6 18 Ar 2.09×10−2 1.7×10−2 1.8400×10−2 9.100×10−3 1.7600×10−2 1.7000×10−2 2.8000×10−2 2.5700×10−2 19 K 4.15×10−2 5.1×10−2 4.6600×10−2 5.2900×10−2 4.9200×10−2 3.4000×10−2 3.0000×10−2 2.9500×10−2 20 Ca 2.2×10−5 2.2×10−5 2.5×10−5 3.0×10−5 2.14×10−5 1.1×10−5 7×10−6 21 Sc 5.65×10−3 8.6×10−3 6.320×10−3 5.400×10−3 5.250×10−3 3.600×10−3 3.000×10−3 3.120×10−3 22 Ti 1.20×10−4 1.7×10−4 1.36×10−4 2.30×10−4 1.34×10−4 6.0×10−5 5.3×10−5 23 V 1.02×10−4 9.6×10−5 1.22×10−4 1.85×10−4 1.46×10−4 5.6×10−5 3.5×10−5 3.5×10−5 24 Cr 9.50×10−4 1.0×10−3 1.060×10−3 1.400×10−3 8.47×10−4 1.000×10−3 6.00×10−4 5.27×10−4 25 Mn 5.63×10−2 5.8×10−2 6.2000×10−2 7.07×10−2 4.92×10−2 3.8×10−2 3.50×10−2 3.09×10−2 26 FeNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 18
  25. 25. 2.5×10−5 2.8×10−5 2.9×10−5 2.9×10−5 2.54×10−5 1.0×10−5 1.2×10−5 27 Co 8.4×10−5 7.2×10−5 9.9×10−5 1.05×10−4 6.95×10−5 3.5×10−5 2×10−5 1.9×10−5 28 Ni 6.0×10−5 5.8×10−5 6.8×10−5 7.5×10−5 4.7×10−5 2.5×10−5 1.4×10−5 29 Cu 7.0×10−5 8.2×10−5 7.6×10−5 8.0×10−5 7.6×10−5 7.1×10−5 5.2×10−5 30 Zn 1.9×10−5 1.7×10−5 1.9×10−5 1.8×10−5 1.86×10−5 1.7×10−5 1.4×10−5 31 Ga 1.5×10−6 1.3×10−6 1.5×10−6 1.6×10−6 1.32×10−6 1.6×10−6 32 Ge 1.8×10−6 2.0×10−6 1.8×10−6 1.0×10−6 2.03×10−6 1.5×10−6 33 As 5×10−8 5×10−8 5×10−8 5×10−8 1.53×10−7 5×10−8 34 Se 2.4×10−6 4.0×10−6 2.5×10−6 6.95×10−6 35 Br 1×10−10 36 Kr 9.0×10−5 7.0×10−5 7.8×10−5 3.2×10−5 7.90×10−5 6.1×10−5 1.12×10−4 1.10×10−4 37 Rb 3.70×10−4 4.5×10−4 3.84×10−4 2.60×10−4 2.93×10−4 5.03×10−4 3.50×10−4 3.16×10−4 38 Sr 3.3×10−5 3.5×10−7 3.1×10−5 2.0×10−5 1.4×10−5 2.2×10−5 2.1×10−5 39 Y 1.65×10−4 1.4×10−4 1.62×10−4 1.00×10−4 2.10×10−4 1.90×10−4 2.40×10−4 40 Zr 2.0×10−5 2.0×10−5 2.0×10−5 1.1000×10−5 1.3000×10−5 2.5000×10−5 2.6000×10−5 41 Nb 1.2×10−6 1.2×10−6 1.2×10−6 1.000×10−6 1.500×10−6 42 Mo 43 Tc 1×10−9 1×10−10 44 Ru 1×10−9 1×10−10 45 Rh 1.5×10−8 3×10−9 1.5×10−8 1.0×10−9 5×10−10 46 Pd 7.5×10−8 8×10−8 8×10−8 8.0×10−8 6.95×10−8 5.0×10−8 47 Ag 1.5×10−7 1.8×10−7 1.6×10−7 9.8×10−8 1.00×10−7 9.8×10−8 48 Cd 2.5×10−7 2×10−7 2.4×10−7 5.0×10−8 6.95×10−8 5.0×10−8 49 In 2.3×10−6 1.5×10−6 2.1×10−6 2.500×10−6 5.500×10−6 50 Sn 2×10−7 2×10−7 2×10−7 2.00×10−7 2.03×10−7 2.00×10−7 51 Sb 1×10−9 1×10−9 2.03×10−9 52 Te 4.5×10−7 5×10−7 4.6×10−7 1.540×10−6 53 I 3×10−11 54 Xe 3×10−6 1.6×10−6 2.6×10−6 1.000×10−6 1.310×10−6 3.700×10−6 55 CsNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 19
  26. 26. 4.25×10−4 3.8×10−4 3.90×10−4 2.50000×10−4 5.42000×10−4 7.07000×10−4 5.50000×10−4 1070000×10−3 56 Ba 3.9×10−5 5.0×10−5 3.5×10−5 1.6000×10−5 2.9000×10−5 2.8000×10−5 3.0000×10−5 3.200×10−6 57 La 6.65×10−5 8.3×10−5 6.6×10−5 3.3000×10−5 5.4200×10−5 5.7000×10−5 6.4000×10−5 6.5000×10−5 58 Ce 9.2×10−6 1.3×10−5 9.1×10−6 3.900×10−6 7.100×10−6 59 Pr 4.15×10−5 4.4×10−5 4.0×10−5 1.6000×10−5 2.5400×10−5 2.3000×10−5 2.6000×10−5 2.6000×10−5 60 Nd 61 Pm 7.05×10−6 7.7×10−6 7.0×10−6 3.500×10−6 5.590×10−6 4.100×10−6 4.500×10−6 4.500×10−6 62 Sm 2.0×10−6 2.2×10−6 2.1×10−6 1.100×10−6 1.407×10−6 1.090×10−6 8.80×10−7 9.40×10−7 63 Eu 6.2×10−6 6.3×10−6 6.1×10−6 3.300×10−6 8.140×10−6 3.800×10−6 2.800×10−6 64 Gd 1.2×10−6 1.0×10−6 1.2×10−6 6.00×10−7 1.020×10−6 5.30×10−7 6.40×10−7 4.80×10−7 65 Tb 5.2×10−6 8.5×10−6 3.700×10−6 6.102×10−6 3.500×10−6 66 Dy 1.3×10−6 1.6×10−6 1.3×10−6 7.80×10−7 1.860×10−6 8.00×10−7 6.20×10−7 67 Ho 3.5×10−6 3.6×10−6 3.5×10−6 2.200×10−6 3.390×10−6 2.300×10−6 68 Er 5.2×10−7 5.2×10−7 5×10−7 3.20×10−7 2.40×10−7 3.30×10−7 69 Tm 3.2×10−6 3.4×10−6 3.1×10−6 2.200×10−6 3.390×10−6 1.530×10−6 2.200×10−6 1.500×10−6 70 Yb 8×10−7 8×10−7 3.00×10−7 5.76×10−7 2.30×10−7 3.20×10−7 2.30×10−7 71 Lu 3.0×10−6 2.8×10−6 3.000×10−6 3.460×10−6 4.700×10−6 5.800×10−6 5.800×10−6 72 Hf 2.0×10−6 2.4×10−6 1.7×10−6 1.000×10−6 2.203×10−6 2.200×10−6 73 Ta 1.25×10−6 1.0×10−6 1.2×10−6 1.000×10−6 1.310×10−6 2.000×10−6 74 W 7×10−10 4×10−10 7×10−10 5×10−10 1.02×10−9 5×10−10 75 Re 1.5×10−9 2×10−10 5×10−9 1.02×10−9 76 Os 1×10−9 2×10−10 1×10−9 1×10−10 1.02×10−9 2×10−11 77 Ir 5×10−9 1×10−8 78 Pt 4×10−9 2×10−9 4×10−9 3.0×10−9 4.07×10−9 1.8×10−9 79 Au 8.5×10−8 2×10−8 8×10−8 80 Hg 8.5×10−7 4.7×10−7 7×10−7 3.60×10−7 7.50×10−7 5.20×10−7 81 Tl 1.4×10−5 1.0×10−5 1.3×10−5 8.000×10−6 1.5000×10−5 2.0000×10−5 1.7000×10−5 82 Pb 8.5×10−9 4×10−9 8×10−9 6.0×10−8 1.27×10−7 83 Bi 2×10−16 84 PoNotas de clase - Ciclos Biogeoquímicos 20

×