la evolución de la tierra

ALUMNO: MARCO ANTONIO ALPACA

La evolución temprana de la Tierra.

Terremotos recientes causados por los desplazamientos de la corteza terrestre, junto con lavas procedentes de la erupción de volcanes activos, representan sólo el último de una larga serie de acontecimientos por medio de los cuales nuestro planeta alcanza su forma y su estructura actuales. Los procesos geológicos que se producen en el interior de la Tierra pueden entenderse mejor cuando se observa en el contexto de los acontecimientos muy anteriores en la historia de la Tierra.

El Origen del Planeta Tierra.

Esta sección describe las opiniones más ampliamente aceptadas sobre el origen de nuestro sistema solar. La teoría resumida aquí representa el conjunto de ideas más coherente disponible para explicar lo que sabemos acerca de nuestro sistema solar en la actualidad.

Nuestro escenario empieza hace aproximadamente 13.7 mil millones de años con el Big Bang, una explosión incomprensiblemente grande que lanzó toda la materia del universo volando hacia el exterior a velocidades increíbles. En ese momento, los restos de la explosión, que consistían casi por completo en hidrógeno y helio, empezaron a enfriarse y condensarse en las primeras estrellas y galaxias. Fue en una de estas galaxias, la Vía Láctea, que nuestro sistema solar y el planeta Tierra tomaron forma.

La tierra es uno de los ocho planetas que, junto con varias docenas de lunas y numerosos cuerpos más pequeños, giran alrededor del sol.

La naturaleza ordenada de nuestro sistema solar lleva a la mayoría de los investigadores a deducir que la Tierra y los otros planetas se formaron esencialmente al mismo tiempo y de la misma materia primordial , que el sol. La teoría de la nebulosa primitiva sugiere que los cuerpos de nuestro sistema solar se formaron a partir de una enorme nube en rotación denominada la nebulosa solar (Figura 1.23). Además de los átomos de hidrógeno y helio generados durante el Big Bang, la nebulosa solar consistía en granos de polvo microscópicos y de materia expulsada de estrellas muertas desde hacía tiempo. (La fusión nuclear en las estrellas convierte el hidrógeno y el helio en los otros elementos que se hallan en el universo.)


FIGURA 1.23 Formación del sistema solar, de acuerdo con la teoría de la nebulosa primitiva. A. El nacimiento de nuestro sistema solar comenzó cuando una nube de polvo y gases (nebulosa) comenzó a colapsarse gravitacionalmente. B. La nebulosa se contrajo en un disco en rotación que se calentaba por la conversión de energía gravitacional en energía térmica. C. El enfriamiento de la nebulosa provocó la condensación del material rocoso y en pequeñas partículas. D. Colisiones repetidas hicieron que las partículas del tamaño del polvo se unieran de una manera gradual hasta formar cuerpos del tamaño de un asteroide. E. En un período de unos pocos millones de años estos cuerpos formaron los planetas

Hace cerca de 5.000 millones de años esta inmensa nube de gases y granos diminutos de elementos más pesados empezó a contraerse lentamente debido a las interacciones gravitacionales entre sus partículas (figura 1.24). Alguna influencia externa, como una onda de choque procedente de una explosión catastrófica (supernova), pudo haber provocado el colapso. Al contraerse, esta nebulosa lentamente en espiral , rotando cada vez más deprisa por el mismo motivo por el que lo hace un patinador sobre hielo cuando repliega los brazos sobre sí mismo. Eventualmente el tirón de gravedad que se dirige hacia dentro se ha equilibrado con la fuerza centrífuga causada por el movimiento rotacional de la nebulosa (Figura 1.23). Por este tiempo la nube, alguna vez extensa,


había adoptado una forma de disco plano con una gran concentración de material en su centro denominada el protosol (pre-Sol).

FIGURA 1.24 Nebulosa de Lagoon. Está dentro de nubes brillantes como éstos de gases y de partículas de polvo se transforman en estrellas concentradas.

(Los astrónomos están bastante seguros de que la nebulosa formó un disco, porque estructuras similares se han detectado alrededor de otras estrellas.)

Durante el colapso, la energía gravitacional se convirtió en energía térmica (calor), causando que la temperatura de la parte interior de la nebulosa aumentara espectacularmente.

A estas temperaturas elevadas, los granos de polvo se descompusieron en moléculas y partículas atómicas extremadamente energéticas. Sin embargo, a distancias posteriores a la órbita de Marte, las temperaturas probablemente se mantuvieron bastante bajas. A -200 grados Celcius, las pequeñas partículas en la parte exterior de la nebulosa probablemente estuvieron cubiertos por una


capa gruesa de hielo constituido por agua, dióxido de carbono, amoníaco y metano congelados. (Algo de este material todavía reside en los confines del sistema solar, en una región llamada la nube de Oort.)

La nube en forma de disco también contenía cantidades considerables de gases más ligeros: hidrógeno y helio.

La formación del Sol marcó el final del período de contracción y , por lo tanto, el fin del calentamiento gravitacional. Las temperaturas en la región donde los planetas interiores ahora se encuentran comenzaron a disminuir. La disminución de la temperatura hizo que las sustancias con puntos de fusión elevados se condensaran en pequeñas partículas que empezaron a fusionarse (unirse). Los materiales tales como el hierro y el níquel y los elementos que

componen los minerales que forman las rocas están compuestos de silicio, calcio, sodio, y así sucesivamente formaron masas metálicas y rocosas que orbitaban alrededor del Sol (Figura 1.23). Colisiones repetidas provocaron la unión de estas masas en cuerpos más grandes, del tamaño de un asteroide, denominadas protoplanetas, que en unas pocas decenas de millones de años crecieron hasta convertirse en los cuatro planetas interiores que llamamos Mercurio, Venus, Tierra y Marte (Figura 1.25).

No todas estas masas de materia se incorporaron en los protoplanetas. Aquellas piezas rocosas y metálicas que permanecieron en órbita se denominan meteoritos cuando sobreviven a un impacto con la Tierra.

A medida que atraían cada vez más material por estos protoplanetas, el impacto de gran velocidad de los restos de la nebulosa provocó el aumento de temperatura de estos cuerpos. Debido a sus temperaturas relativamente elevadas y campos gravitacionales débiles, los planetas interiores no podían acumular muchos de los componentes más ligeros de la nube nebulosa. Los más ligeros de estos, el hidrógeno y el helio, fueron


finalmente barridos de la parte interna del sistema solar por los vientos solares.

Al mismo tiempo que los planetas interiores se formaban, los planetas exteriores, más grandes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), junto con sus extensos sistemas de satélite, también se estaban desarrollando (Figura 1.25).

A causa de las bajas temperaturas debido a la larga distancia del Sol, el material del que estos planetas se formaron contenía un alto porcentaje de hielos (agua, dióxido de carbono, amoníaco y metano), así como restos rocosos y metálicos. La acumulación de hielos explica en parte las grandes dimensiones y la baja densidad de los planetas exteriores. Los dos planetas con mayor masa, Júpiter y Saturno, tenían una gravedad superficial suficiente para atraer y sostener grandes cantidades aun de los elementos más ligeros , el hidrógeno y el helio.

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Aquí el texto original

Early Evolution of Earth

Recent earthquakes caused by displacements of Earth's crust, along with lavas erupted from active volcanoes, represent only the latest in a long line of events by which our planet has attained its present form and structure. The geologic processes operating in Earth's interior can be best understood when viewed in the context of much earlier events in Earth history.

Origin of Planet Earth

This section describes the most widely accepted views of the origin of our solar system. The theory summarized here represents the most consistent set of ideas available to explain what we know about our solar system today.

Our scenario begins about 13.7 billion years ago with the Big Bang, an incomprehensibly large explosion that sent all matter of the universe flying outward at incredible speeds. In time, the debris from this explosion, which was almost entirely hydrogen and helium, began to cool and condense into the first stars and galaxies. It was in one of these galaxies, the Milky Way, that our solar system and planet Earth took form.

Earth is one of eight planets that, along with several dozen moons and numerous smaller bodies, revolve around the Sun.

The orderly nature of our solar system leads most researchers to conclude that Earth and the other planets formed at essentially the same time and from the same primordial material as the Sun. The nebular theory states that the bodies of our solar system evolved from an enormous rotating cloud called the solar nebula (FIGURE 1.23). Besides the hydrogen and helium atoms generated during the Big Bang, the solar nebula consisted of microscopic dust grains and the ejected matter of long-dead stars. (Nuclear fusion in stars converts hydrogen and helium into the other elements found in the universe.)

Nearly 5 billion years ago this huge cloud of gases and minute grains of heavier elements began to slowly contract due to the gravitational interactions among its particles (figure 1.24). Some external influence, such as a shock wave traveling from a catastrophic explosion (supernova), may have triggered the collapse. As this


slowly spiraling nebula contracted, it rotated faster and faster for the same reason ice skaters do when they draw their arms toward their bodies. Eventually the inward pull of gravity came into balance with the outward force caused by the rotational motion of the nebula (Figure 1.23). By this time the once vast cloud had assumed a flat disk shape with a large concentration of material at its center called the protosun (pre-Sun).

(Astronomers are fairly confident that the nebular cloud formed a disk because similar structures have been detected around other stars.)

During the collapse, gravitational energy was converted to thermal energy (heat), causing the temperature of the inner portion of the nebula to dramatically rise.

At these high temperatures, the dust grains broke up into molecules and extremely energetic atomic particles. However, at distances beyond the orbit of Mars, the temperatures probably remained quite low.

At -200 °C, the tiny particles in the outer portion of the nebula were likely covered with a thick layer of ices made of frozen water, carbon dioxide, ammonia, and methane. (Some of this material still resides in the outermost reaches of the solar system in a region called the Oort cloud.)

The disk-shaped cloud also contained appreciable amounts of the lighter gases hydrogen and helium.

The formation of the Sun marked the end of the period of contraction and thus the end of gravitational heating. Temperatures in the region where the inner planets now reside began to decline. The decrease in temperature caused those substances with high melting points to condense into tiny particles that began to coalesce (join together). Materials such as iron and nickel and the elements of which the rock-forming minerals are composed-silicon, calcium, sodium, and so forth-formed metallic and rocky clumps that orbited the Sun (Figure 1.23). Repeated collisions caused these masses to coalesce into larger asteroid-size bodies, called planetesimals, which in a few tens of millions of years accreted into the four inner planets we call Mercury, Venus, Earth, and Mars (figure 1.25). Not all of these clumps of matter were incorporated into the planetesimals. Those rocky and metallic pieces that remained in orbit are called meteorites when they survive an impact with Earth.


As more and more material was swept up by these growing planetary bodies, the high-velocity impact of nebular debris caused their temperature to rise. Because of their relatively high temperatures and weak gravitational fields, the inner planets were unable to accumulate much of the lighter components of the nebular cloud. The lightest of these, hydro-gen and helium, were eventually whisked from the inner solar system by the solar winds.

At the same time that the inner planets were forming, the larger, outer planets (Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune), along with their extensive satellite systems, were also developing (Figure 1.25). Because of low temperatures far from the Sun, the material from which these planets formed contained a high percentage of ices-water, carbon dioxide, ammonia, and methane-as well as rocky and metallic debris. The accumulation of ices accounts in part for the large size and low density of the outer planets. The two most massive planets, Jupiter and Saturn, had a surface gravity sufficient to attract and hold large quantities of even the lightest elements-hydrogen and helium.


FIGURE 1.23 Formati on of the solar system according to the nebular theory. A. The birth of our solar system began as dust and gases (nebula) started to gravitationally collapse. B. The nebula contracted into a rotating disk that was heated by the conversion of gravitational energy into thermal energy. C. Cooling of the nebular cloud caused rocky and metallic material to condense into tiny particles. D. Repeated collisions caused the dust-size particles to gradually coalesce into asteroid-size bodies. Within a few million years these bodies accreted into the planets.

FIGURE 1.24 Lagoon Nebula. It is in glowing clouds like these that gases and dust particles become concentrated into stars. (Courtesy of National Optical Astronomy Observatories)

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