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El Origen de la Tierra - Ensayo


El universo se originó, hace cerca de unos 13 600 millones de años por medio de una explosión cataclísmica denominada Big Bang creada a partir de una fuente puntual, durante este proceso, los elementos ligeros, como H, He, Li, B y Be se formaron, a partir de este punto en el tiempo, el universo comenzó a expandirse y se ha expandido desde entonces, las concentraciones de gas y polvo en el universo eventualmente se convirtieron en las galaxias que consisten de millones de estrellas, dentro de las estrellas más grandes, los procesos de fusión nuclear eventualmente crearon elementos más pesados, como C, Si, Ca, Mg, K y Fe. Las estrellas finalmente colapsan y explotan durante un evento llamado una supernova, durante una supernova, los elementos más pesados, desde el Fe al U, se forman; dentro de las galaxias los grupos de gases atraídos por la gravedad comienzan a girar y rotar para formar estrellas y sistemas solares, para nuestro sistema solar esto ocurrió hace alrededor de 4,6 millones de años, la esfera en el centro es densa y caliente, las reacciones de fusión nuclear comienzan y nace una estrella (en nuestro caso, el sol). Los anillos de gas y polvo que orbitan alrededor del sol finalmente se condensan en pequeñas partículas, estas partículas son atraídas entre sí y los cuerpos más grandes llamados planetesimales comienzan a formarse. Los planetesimales se acumulan en una masa más grande, una proto-Tierra de forma irregular se desarrolla, el interior se calienta y se vuelve suave; la gravedad da forma a la Tierra en un elipsoide. El interior se diferencia en un núcleo de níquel-hierro, y un manto silicatado. Una de las teorías de la formación de la Luna, propone que un pequeño planetoide choca con la Tierra, los restos planetarios forman un anillo alrededor de la tierra, los escombros planetarios se fusionan y forman la Luna. La atmósfera se desarrolla a partir de los gases volcánicos; cuando la Tierra se convierte en lo suficientemente fría, la humedad se condensa y se acumula, y nacen los océanos.

Empezamos con la hipótesis sobre el Origen del Universo, el cual empezó con una explosión cataclísmica llamada Bing Bang ; toda la materia y energía que ahora constituye el Universo estaba comprimida en un pequeño punto infinitesimal, por razones que nadie entiende, el punto de explosión se generó hace 13 600 millones de años y actualmente continúa expandiéndose (Figura 1). Los primeros átomos (hidrógeno y helio) y tazas de litio, berilo y boro se desarrollaron poco después del Big Bang. Estos átomos formaron grandes nubes de gas, llamadas nebulosas.


Figura 1. El concepto de expansión del Universo, las espirales representan las galaxias. Ga (giga años) significa “hace billones de años”.

La gravedad ha modelado el Universo, toda la materia ejerce una fuerza de atracción gravitatoria, la magnitud de la atracción depende de la cantidad de masa. Debido a la rotación, la porción condesada de la nebulosa se convirtió en una masa de gas con forma de disco giratorio llamado disco de acreción. La energía cinética del gas que cae hacia la región más densa (región central), transforma esta en energía térmica, al chocar los átomos en zona central se produce una fusión térmica creándose así una protoestrella debido a las reacciones entre el hidrógeno y helio. Elementos tales como el C, Si, Ca, Mg, K y Fe no se formaron durante o inmediatamente después del Big Bang más bien se formaron más tarde, durante el ciclo de vida de las estrellas, por el proceso de nucleosíntesis estelar. Debido a la nucleosíntesis estelar, podemos considerar a las estrellas como fábricas de elementos en la cual se transforman átomos más grandes a partir de átomos pequeños. Las reacciones que tienen lugar durante la nucleosíntesis estelar dependen de la masa de la estrella, ya que la temperatura y la densidad de una estrella más masiva son mayores que los de una estrella menos masiva; a medida que aumenta la temperatura, la velocidad de las partículas aumenta. Estrellas de baja masa, como nuestro Sol, se queman lentamente y pueden sobrevivir durante 10 millones de años. Las reacciones nucleares en estas estrellas producen elementos hasta un número atómico de 6 (de carbono). Las estrellas de gran masa (de 10 a 100 veces la masa del Sol) se queman rápidamente, y pueden sobrevivir por sólo 20 millones de años. Producen elementos hasta un número atómico de 26 (hierro). Átomos muy grandes como por ejemplo átomos con números atómicos mayores que la del hierro requieren incluso circunstancias más violentas, en estrellas de mayor masa. Estos átomos se forman más efectivamente durante una explosión de supernova. Las explosiones de una supernova de gran masa importan al espacio átomos (Figura. 2). Una vez en el espacio, los átomos forman nuevas nebulosas o se mezclan de nuevo en nebulosas existentes.


Figura 2. Elementos muy pesados se forman durante las explosiones de supernovas. Aquí vemos la capa de gas expandiéndose rápidamente eyectada al espacio. Esta capa se llama Nebulosa Cangrejo.

Al morir las estrellas de generaciones anteriores aportan nuevos elementos a estrellas de generaciones recientes, estas estrellas poseen una mayor proporción de elementos más pesados. La mezcla de elementos que encontramos en la tierra incluye relictos del gas primordial del Big Bang así como de estrellas muertas.

Nuestro sol navega alrededor de la Vía Láctea, junto a ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno y demás objetos, por medio del “pegamento” gravitacional.

Un planeta es un objeto sólido esférico que orbita una estrella y puede viajar con una luna o muchas lunas, una luna es un objeto cuya órbita es alrededor de un planeta. De los ocho planetas de nuestro Sistema Solar, los cuatro más cercano al Sol (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) se llaman los planetas interiores, o los planetas terrestres (planetas similares a la Tierra), porque consisten en una capa de roca que rodea un núcleo de aleación de hierro, igual que la Tierra. Los siguientes cuatro planetas tradicionalmente han sido llamados los planetas exteriores, los planetas jovianos (planetas similares a Júpiter), o los planetas gaseosos gigantes (Figura 3). Júpiter, tiene una masa que es aproximadamente 318 veces la de la Tierra y un diámetro de 11,2 veces más grande. Júpiter y Saturno difieren significativamente de Urano y Neptuno. Júpiter y Saturno tienen una composición elemental similar a la del sol y así constan fundamentalmente de hidrógeno y helio. Urano y Neptuno, por el contrario, parecen estar constituidos predominantemente de "hielo" (metano sólido, sulfuro de hidrógeno, amoníaco y agua). Tenga en cuenta que a pesar de que Júpiter y Saturno tienen la misma composición que el Sol, no se encienden como el Sol debido a que sus masas son tan pequeñas que sus interiores nunca llegaron a ser lo suficientemente calientes. Nuestro sistema solar consiste del Sol (99% de masa), cuatro pequeños planetas similares a la Tierra y cuatro planetas gaseosos gigantes, estos también contienen asteroides rocosos o metálicos y los objetos del cinturón Kuiper y Oort. Plutón ahora es considerado un objeto del cinturón de Kuiper.


Figura 3. (a) Los tamaños relativos de los planetas de nuestro Sistema Solar. Plutón ya no se califica como un planeta, a partir de 2006, por lo que no aparece aquí. (b) Un diagrama del sistema solar indica que todos los planetas clásicos tienen órbitas que se encuentran en el mismo plano. Un cinturón de asteroides, planetesimales rocosos y metálicos que nunca se unieron en un planeta, se encuentran entre Marte y Júpiter. El Cinturón de Kuiper de objetos helados (no se muestra) se encuentra fuera de la órbita de Neptuno. Plutón, un planeta hasta su reclasificación en 2006, tiene una órbita que se encuentra oblicuo al plano del Sistema Solar. Plutón es probablemente un objeto del Cinturón de Kuiper, cuya órbita se ha cambiado en respuesta a la atracción gravitatoria de los planetas.

Nuestro sistema solar se formó aproximadamente hace 4 560 millones de años, más de 9 mil millones de años después del Big Bang, nuestro Sol es, probablemente, una de tercera, cuarta o quinta generación de estrella, creado a partir de una nebulosa que contenía todos los noventa y dos elementos. Los materiales en esta nebulosa podrían dividirse en dos clases, los materiales volátiles como hidrógeno, helio, metano, amoníaco, agua, y monóxido de carbono son los que podrían existir como gas en la superficie de la Tierra. Y los materiales refractarios que son los que se funden sólo a altas temperaturas, como se mencionó anteriormente el primer paso en la formación de una estrella es el desarrollo de un disco de acreción que no solo contiene helio e hidrógeno sino otros gases como hielo y polvo. Este disco de acreción contiene las materias primas de las que se formaron los planetas, con el tiempo, la esfera central del disco se convirtió en un proto-sol y el resto en una serie de anillos concéntricos, el que se encuentra en los anillos se comienza a acrecionar y formar piezas más grandes, estos granos se agruparon y formaron bloques del tamaño de balones de basquetbol (Figura 4). Con el tiempo suficientes bloques acrecionaron para formar planetesimales, cuerpos suyo diámetro supera 1 metro, debido a su masa los planetesimales ejercen la suficiente gravedad para atraer otros objetos cercanos, estos actúan como aspiradoras, atraen detritos y crecen progresivamente. Finalmente se convierten en protoplanetas, planetas con cuerpos de tamaño similar a los actuales, una vez que los protoplanetas han incorporado casi todos los escombros cerca de sus órbitas, su crecimiento cesó y se convirtieron en los planetas que existen en la actualidad, todavía existen algunos planetesimales. La naturaleza del planeta resultante de la acreción depende de la distancia con el protosol. En las órbitas interiores, consiste principalmente de polvo, los pequeños planetas terrestres están compuestos de roca y metal; en la parte exterior del sistema solar, donde además de gas y polvo, cantidades significativas de hielo existen, grandes protoplanetas, tan grandes como 15 veces el tamaño de la Tierra se formaron. Cuando el Sol se encendió, hacia el final de la época en que los planetas se estaban formando, generó un fuerte viento estelar (en este caso, el viento solar) que soplaba los gases que quedan fuera de la parte interna del recién nacido Sistema Solar. Pero el viento era demasiado débil para vencer a los gases de los planetas gigantes gaseosos, por la atracción gravitatoria de los planetas estos eran demasiado fuertes, este modelo que acabamos de describir se llama teoría nebular de la formación del Sistema Solar.


Figura 4. El interior granulado de este meteorito (un fragmento de material sólido que se cayó desde el espacio y aterrizó en la Tierra) puede parecerse a la textura de un pequeño planetesimal. La muestra es de unos 15 cm de largo.

Con el paso de millones de años los grandes planetesimales no se mantuvieron homogéneos por mucho tiempo, a medida que se formaron comenzaron a calentarse; el calor llegó principalmente de dos fuentes: la transformación de la energía cinética durante las colisiones, y la desintegración de los elementos radioactivos. En los cuerpos cuya temperatura se elevó lo suficiente para provocar la fusión, aleación, el hierro que es más denso se separó y se hundió hasta el centro del cuerpo, mientras que los materiales más rocosos se mantuvieron en una capa que rodea el centro. Este proceso se llama diferenciación, los protoplanetas y grandes planetesimales desarrollan una disposición en capas internas en el principio de la historia, la esfera central de hierro constituye el núcleo del cuerpo y la capa exterior constituye el manto. En los comienzos del sistema solar los planetas continuaban siendo bombardeados por meteoritos (objetos sólidos que caen desde el espacio y aterrizan en un planeta), incluso después de que el Sol se había encendido y se había producido la diferenciación; el máximo bombardeo en el sistema solar sucedió hace 3 900 millones de años, los meteoritos pulverizaron las superficie de los planetas y finalmente dejó un número de cráteres, esto también contribuyó al calentamiento de los planetas. En el caso de la Tierra una particular gran colisión en la historia temprana del Sistema Solar cambió profundamente el planeta y generó la Luna, de acuerdo a la de edad de las rocas de la Luna, se ha concluido una edad de alrededor 4 530 millones de años, un protoplaneta del tamaño de Marte se estrelló contra la Tierra, en este proceso el cuerpo que colisionador se desintegró junto con una gran parte del manto de la Tierra, aproximadamente el 65% de los objetos se fundió, algunas de las masas se pudieron haber evaporizado. Un anillo de escombros se formó alrededor de la Tierra, que en ese momento se habría cubierto con un mar de roca fundida y una rápida acreción para formar la Luna, debido a la forma en la que la Luna se formó, su composición general se asemeja a la del manto de la Tierra. La Luna probablemente se formó a partir de los restos de una colisión entre la Tierra y un gran planetesimal. La Tierra era bastante homogénea al principio, pero cuando el hierro se hundió en el centro, se diferencia un núcleo metálico rodeado por un manto rocoso.

Los planetesimales fueron de forma irregular y los asteroides hoy tienen una forma irregular. Los planetas por otro lado son escencialmente esferas debido a que cuando un protoplaneta crece lo suficiente la gravedad puede cambiar su forma. La roca que compone un pequeño planetesimal es fresca y lo suficientemente fuerte para que la fuerza de gravedad no sea lo suficiente para causar una deformación dúctil en la roca. Pero una vez que un planetesimal crece más allá de un cierto tamaño crítico, el interior del planeta se calienta y la roca se convierte en lo suficientemente suave para que la roca fluya en respuesta a la gravedad, también la fuerza gravitacional se vuelve más fuerte, la forma especial es una esfera debido a que en una esfera la distribución de la masa alrededor del centro se ha igualado.


Figura 5. Formación del Sistema Solar de acuerdo a la hipótesis de la nebulosa primitiva.

Bibliografía

  • Edward Tarbuck, F. L. (2005). Ciencias de la Tierra: Una introducción a la geología física. Madrid: Pearson.
  • Marshak, S. (2008). Earth Portrait of a Planet, 3rd Edition . New York: Norton & Company, Inc.
  • Stephen, N. (2015). Phisical Geology. New Orleans: Tulane University.

Redactado por: Luis Yagual.


 

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