sábado, 17 de septiembre de 2011
Características del origen de la Tierra
A la ciencia que estudia la forma de la Tierra la denominamos geodesia. Más en concreto los objetivos esenciales de esta rama de la Geofísica son la determinación de la forma geométrica externa de la Tierra y la determinación de la intensidad y de la dirección del campo gravitatorio terrestre en el mayor número de lugares posibles.
La característica más sobresaliente de nuestro mundo y que lo diferencia del resto en su gran actividad a todos los niveles: la corteza terrestre, los océanos, la atmósfera y el interior de la tierra están en continuo movimiento. Además, de todos los planetas del sistema solar la Tierra es el único en donde se ha detectado vida. El desarrollo de ésta a lo largo de 3400 millones de años ha condicionado la evolución de la Tierra como planeta. Así, gracias a la actividad de bacterias y algas fotosintéticas, la composición de la atmósfera primitiva cambió y de su carácter reductor pasó a oxidante. La posterior aparición de los vegetales también influye considerablemente, protegiendo el suelo de la erosión. Por último, la actividad humana ha modificado la historia del planeta; la atmósfera, los océanos, los ciclos minerales y el clima han sufrido importantes variaciones, sobre todo a partir del siglo XIX.
En los viajes al espacio los astronautas han podido comparar la Tierra con otros cuerpos del sistema solar. Presenta un aspecto vivo, siempre cambiante, de color azul y blanco, debido sobre todo a sus nubes pero también a los ríos, lagos, océanos, mares y glaciares. La Tierra es el único planeta del sistema solar que posee gran cantidad de agua; algo más del 70% de la superficie esta cubierta de este líquido, aunque a veces, como en el caso de los glaciares, se encuentran en estado sólido. El conjunto de las aguas superficiales recibe el nombre de hidrosfera, la mayor parte de la hidrosfera ésta constituida por las aguas oceánicas, que suponen el 65% de la superficie total del planeta.
Para poder localizar cualquier punto en la superficie terrestre se considera ésta dividida en una serie de cuadrículas delimitada por los meridianos y los paralelos.
Los Meridianos son líneas en forma de circunferencia que rodean a la Tierra pasando por los polos. Si consideramos ésta como una gran naranja, los meridianos corresponderían con las líneas que separan los gajos.
Los paralelos son líneas perpendiculares al eje de rotación de la Tierra. Dentro de ellos, el círculo máximo sería una línea denominada ecuador. Otros paralelos importantes son el trópico de cáncer, el trópico de capricornio y el círculo ártico, todos ellos menores que el ecuador y tanto más pequeños conforme se acercan a los polos.
Cada cuadrante del meridiano se considera dividido en noventa partes, cada una de ellas corresponde a un grado, el cero esta en el ecuador y el noventa en los polos. La latitud se define como la distancia al ecuador expresada en grados. Es preciso también fijar la distancia o longitud en dirección este-oeste. Para ello se considera el ecuador dividido en 180 grados a ambos lados del meridiano 0 (el que pasa por la ciudad Inglesa de Greenwich).
La característica más sobresaliente de nuestro mundo y que lo diferencia del resto en su gran actividad a todos los niveles: la corteza terrestre, los océanos, la atmósfera y el interior de la tierra están en continuo movimiento. Además, de todos los planetas del sistema solar la Tierra es el único en donde se ha detectado vida. El desarrollo de ésta a lo largo de 3400 millones de años ha condicionado la evolución de la Tierra como planeta. Así, gracias a la actividad de bacterias y algas fotosintéticas, la composición de la atmósfera primitiva cambió y de su carácter reductor pasó a oxidante. La posterior aparición de los vegetales también influye considerablemente, protegiendo el suelo de la erosión. Por último, la actividad humana ha modificado la historia del planeta; la atmósfera, los océanos, los ciclos minerales y el clima han sufrido importantes variaciones, sobre todo a partir del siglo XIX.
En los viajes al espacio los astronautas han podido comparar la Tierra con otros cuerpos del sistema solar. Presenta un aspecto vivo, siempre cambiante, de color azul y blanco, debido sobre todo a sus nubes pero también a los ríos, lagos, océanos, mares y glaciares. La Tierra es el único planeta del sistema solar que posee gran cantidad de agua; algo más del 70% de la superficie esta cubierta de este líquido, aunque a veces, como en el caso de los glaciares, se encuentran en estado sólido. El conjunto de las aguas superficiales recibe el nombre de hidrosfera, la mayor parte de la hidrosfera ésta constituida por las aguas oceánicas, que suponen el 65% de la superficie total del planeta.
Para poder localizar cualquier punto en la superficie terrestre se considera ésta dividida en una serie de cuadrículas delimitada por los meridianos y los paralelos.
Los Meridianos son líneas en forma de circunferencia que rodean a la Tierra pasando por los polos. Si consideramos ésta como una gran naranja, los meridianos corresponderían con las líneas que separan los gajos.
Los paralelos son líneas perpendiculares al eje de rotación de la Tierra. Dentro de ellos, el círculo máximo sería una línea denominada ecuador. Otros paralelos importantes son el trópico de cáncer, el trópico de capricornio y el círculo ártico, todos ellos menores que el ecuador y tanto más pequeños conforme se acercan a los polos.
Cada cuadrante del meridiano se considera dividido en noventa partes, cada una de ellas corresponde a un grado, el cero esta en el ecuador y el noventa en los polos. La latitud se define como la distancia al ecuador expresada en grados. Es preciso también fijar la distancia o longitud en dirección este-oeste. Para ello se considera el ecuador dividido en 180 grados a ambos lados del meridiano 0 (el que pasa por la ciudad Inglesa de Greenwich).
Origen de la Tierra
La historia de la Tierra abarca aproximadamente 4.600 millones de años (Ma),1 desde su formación a partir de la nebulosa protosolar. Ese tiempo es aproximadamente un tercio del total transcurrido desde el Big Bang, el cual se estima que tuvo lugar hace 13.700 Ma.2 Este artículo es un resumen de las principales teorías científicas de la evolución de nuestro planeta a lo largo de su existencia.
Origen
Artículo principal: Formación y evolución del Sistema Solar
Representación artística de un disco protoplanetario.
El origen de La Tierra es el mismo que el del Sistema Solar. Lo que terminaría siendo el Sistema Solar inicialmente existió como una extensa mezcla de nubes de gas, rocas y polvo en rotación. Estaba compuesta por hidrógeno y helio surgidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Hace unos 4.600 Ma, una estrella cercana se transformó en supernova y su explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa protosolar incrementando su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a incrementar su rotación, gravedad e inercia, se aplanó conformando un disco protoplanetario (orientado perpendicularmente al eje de rotación). La mayor parte de la masa se acumuló en su centro y empezó a calentarse, pero debido a las pequeñas perturbaciones del momento angular y a las colisiones de los numerosos escombros generados, empezaron a formarse protoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad, originándose una enorme energía cinética en el centro. La imposibilidad de transmitir esta energía a cualquier otro proceso hizo que el centro del disco aumentara su temperatura. Por último, comenzó la fusión nuclear: de hidrógeno a helio, y al final, después de su contracción, se transformó en una estrella T Tauri: el Sol. La gravedad producida por la condensación de la materia –que previamente había sido capturada por la gravedad del propio Sol–, hizo que las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaran a segmentarse en anillos. Los fragmentos más grandes colisionaron con otros, conformando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.3 Dentro de este grupo había uno situado aproximadamente a 150 millones de km del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella arrastró la mayoría de las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores.
El origen de la Luna es incierto, aunque existen evidencias que apoyan la Hipótesis del gran impacto. La Tierra pudo no haber sido el único planeta que se formase a 150 millones kilómetros de distancia al Sol. Podría haber existido otro protoplaneta a la misma distancia del Sol, en el cuarto o quinto punto de Lagrange. Este planeta llamado Theia se estima que sería más pequeño que la actual Tierra, probablemente del mismo tamaño y masa que Marte. Iba oscilando tras la Tierra, hasta que finalmente chocó con esta hace 4.533 Ma.4 La baja velocidad relativa y el choque oblicuo no fueron suficientes para destruir la Tierra, pero una parte de su corteza salió disparada al espacio. Los elementos más pesados de Theia se hundieron hacia el centro de la Tierra, mientras que el resto se mezcló y condensó con el del la Tierra. Esta órbita pudo ser la primera estable, pero el choque de ambos desestabilizó a la Tierra y aumentó su masa. El impacto cambió el eje de giro de la Tierra, inclinándolo hasta los 23,5º; siendo el causante de las estaciones (el modelo ideal de los planetas tendría un eje de giro sin inclinación, paralelo al del Sol, y por tanto sin estaciones).
Artículo principal: Formación y evolución del Sistema Solar
Representación artística de un disco protoplanetario.
El origen de La Tierra es el mismo que el del Sistema Solar. Lo que terminaría siendo el Sistema Solar inicialmente existió como una extensa mezcla de nubes de gas, rocas y polvo en rotación. Estaba compuesta por hidrógeno y helio surgidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Hace unos 4.600 Ma, una estrella cercana se transformó en supernova y su explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa protosolar incrementando su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a incrementar su rotación, gravedad e inercia, se aplanó conformando un disco protoplanetario (orientado perpendicularmente al eje de rotación). La mayor parte de la masa se acumuló en su centro y empezó a calentarse, pero debido a las pequeñas perturbaciones del momento angular y a las colisiones de los numerosos escombros generados, empezaron a formarse protoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad, originándose una enorme energía cinética en el centro. La imposibilidad de transmitir esta energía a cualquier otro proceso hizo que el centro del disco aumentara su temperatura. Por último, comenzó la fusión nuclear: de hidrógeno a helio, y al final, después de su contracción, se transformó en una estrella T Tauri: el Sol. La gravedad producida por la condensación de la materia –que previamente había sido capturada por la gravedad del propio Sol–, hizo que las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaran a segmentarse en anillos. Los fragmentos más grandes colisionaron con otros, conformando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.3 Dentro de este grupo había uno situado aproximadamente a 150 millones de km del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella arrastró la mayoría de las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores.
El origen de la Luna es incierto, aunque existen evidencias que apoyan la Hipótesis del gran impacto. La Tierra pudo no haber sido el único planeta que se formase a 150 millones kilómetros de distancia al Sol. Podría haber existido otro protoplaneta a la misma distancia del Sol, en el cuarto o quinto punto de Lagrange. Este planeta llamado Theia se estima que sería más pequeño que la actual Tierra, probablemente del mismo tamaño y masa que Marte. Iba oscilando tras la Tierra, hasta que finalmente chocó con esta hace 4.533 Ma.4 La baja velocidad relativa y el choque oblicuo no fueron suficientes para destruir la Tierra, pero una parte de su corteza salió disparada al espacio. Los elementos más pesados de Theia se hundieron hacia el centro de la Tierra, mientras que el resto se mezcló y condensó con el del la Tierra. Esta órbita pudo ser la primera estable, pero el choque de ambos desestabilizó a la Tierra y aumentó su masa. El impacto cambió el eje de giro de la Tierra, inclinándolo hasta los 23,5º; siendo el causante de las estaciones (el modelo ideal de los planetas tendría un eje de giro sin inclinación, paralelo al del Sol, y por tanto sin estaciones).
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