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Tectónica de tapa

La tectónica de tapa, comúnmente conocida como tectónica de tapa estancada o tectónica de tapa única , es el tipo de tectónica que se cree que existe en varios planetas y lunas de silicato en el Sistema Solar , y posiblemente existió en la Tierra durante la parte más temprana de su historia. La tapa es el equivalente de la litosfera , formada por minerales de silicato sólido . La relativa estabilidad e inmovilidad de las tapas fuertes y más frías conduce a la tectónica de tapa estancada, que ha reducido enormemente las cantidades de tectónica horizontal en comparación con la tectónica de placas (que también puede describirse como tectónica de tapa móvil ). [1] La presencia de una tapa estancada sobre un manto convectivo se reconoció como un posible régimen estable para la convección en la Tierra, en contraste con la tectónica de placas móvil bien documentada del eón actual. [2]

Formación

Un régimen tectónico de tapa surge cuando la litosfera superior fría es demasiado viscosa para participar en el flujo subyacente del manto. [3] [4] [5] [6] La resistencia a la fluencia de la tapa es lo suficientemente alta como para que esta no pueda fallar frágilmente. Esta relación depende en gran medida de la relación entre la resistencia litosférica y las tensiones convectivas naturales. [7] Por lo tanto, si la resistencia litosférica es mayor que las tensiones convectivas, entonces hay tectónica de tapa estancada.

Factores que contribuyen a la tectónica de tapa

Muchas características de un cuerpo planetario influyen en la presencia y el grado de tectónica de tapa. La temperatura del límite entre el núcleo y el manto de un cuerpo y la presencia de agua afectan en gran medida el diagnóstico reológico, compositivo y térmico de la tectónica de tapa.

La tapa no participará en la convección subyacente del manto. En la base de la litosfera, donde la tapa está en contacto con material menos viscoso, se formarán masas fundidas en la capa límite térmica y causarán goteos, que se cree que son de composición de peridotita . [7] Este régimen de tapa estancada no mezclará eficazmente un manto.

Otros cuerpos planetarios

El régimen de tapa estancada es el estilo tectónico más común que existe en el Sistema Solar . [7] [8] Se cree que Mercurio , [7] la Luna , [7] Venus , [9] e Ío [9] han estado dominados por tectónica de tapa durante toda su historia. En el manto de Mercurio y la Luna, el calor se pierde principalmente por conducción a través de la tapa, lo que genera flujos de calor bajos. [10] Solomatov y Moresi usaron el término "tapa estancada" cuando caracterizaron el estilo tectónico que estaba presente en Venus en 1996. [11] Afirmaron que Venus tenía columnas similares a la Tierra, que se elevaban a la superficie y "gotas" frías de litosfera se hundían nuevamente. [11] También se cree que Marte tiene tectónica de tapa estancada, aunque mucho más lenta en comparación con Venus. [12]

Referencias

  1. ^ O'Neil C.; Roberts NMW (2018). "Lid tectonics – Prefacio". Fronteras de las geociencias . 9 (1): 1–2. doi : 10.1016/j.gsf.2017.10.004 .
  2. ^ Gurnis M. (1989). "Una reevaluación del transporte de calor por convección de viscosidad variable con placas y tapas" (PDF) . Geophysical Research Letters . 16 (2): 179–182. doi :10.1029/GL016i002p00179. hdl : 2027.42/95533 .
  3. ^ Ogawa, M., Schubert, G., Zebib, A., 1991. Simulaciones numéricas de convección térmica tridimensional en un fluido con viscosidad fuertemente dependiente de la temperatura. J. Fluid Mech. 233, 299–328.
  4. ^ Moresi, L., Solomatov, VS, 1995. Investigación numérica de la convección 2D con variaciones de viscosidad extremadamente grandes. Phys. Fluids 7, 2154–2162.
  5. ^ Solomatov, VS, Moresi, L., 1997. Tres regímenes de convección del manto con viscosidad no newtoniana y convección de tapa estancada en los planetas terrestres. Geophys. Res. Lett. 24, 1907–1910.
  6. ^ Solomatov, VS, Moresi, L., 2000. Escala de convección de tapa estancada dependiente del tiempo: aplicación a la convección a pequeña escala en la Tierra y otros planetas terrestres. J. Geophys. Res. 105, 21795–21818
  7. ^ abcde O'Neill, C., Jellinek, AM, Lenardic, A., 2007a. Condiciones para el inicio de la tectónica de placas en planetas y lunas terrestres. Earth Planet. Sci. Lett. 261, 20–32.
  8. ^ Stern, RJ, 2008. La tectónica de placas de estilo moderno comenzó en el Neoproterozoico: una interpretación alternativa de la historia tectónica de la Tierra. En: Condie, KC, Pease, V. (Eds.), ¿Cuándo comenzó la tectónica de placas en el planeta Tierra?. Documento especial 440 de la Sociedad Geológica de Estados Unidos, págs. 265–280.
  9. ^ ab Stern, RJ (2005). Evidencias de ofiolitas, esquistos azules y terrenos metamórficos de ultraalta presión de que el episodio moderno de tectónica de subducción comenzó en el Neoproterozoico. Geology , 33 (7), 557-560.
  10. ^ Louro Lourenço, D., Rozel, AB, Ballmer, MD, Gerya, T. y Tackley, PJ (abril de 2018). Tapa blanda plutónica: un nuevo régimen tectónico global generado por magmatismo intrusivo en planetas similares a la Tierra. En Resúmenes de la Conferencia de la Asamblea General de la EGU (Vol. 20, p. 491).
  11. ^ ab Solomatov, VS, y Moresi, LN (1996). Convección de tapa estancada en Venus. Journal of Geophysical Research: Planets , 101 (E2), 4737-4753.
  12. ^ Breuer, D., y Spohn, T. (2003). Tectónica de placas temprana versus tectónica de placas únicas en Marte: evidencia de la historia del campo magnético y la evolución de la corteza. Journal of Geophysical Research: Planets , 108 (E7).