miércoles, 24 de noviembre de 2010

Origen y evolucion del planeta tierra

          Conoces el planeta en el que vives          





 
Tercer planeta en orden de distancia desde el Sol, que forma parte, junto con Mercurio, Venus y Marte, de los llamados planetas sólidos, y es el único en albergar, por lo que sabemos hasta hoy, formas evolucionadas de vida.
La Tierra es el mayor de los planetas interiores, gira alrededor del Sol con una órbita elíptica que sólo difiere de un círculo perfecto en un 3%. Su distancia media al Sol es de 149,6 millones de km y es utilizada por los astrónomos como unidad de medida de las distancias en el Sistema Solar, bajo la definición de Unidad Astronómica (UA). En su posición más lejana o afelio dista 152,1 millones de km y en su posición más cercana o perihelio 147,1 millones de Km de él.
El plano de la órbita se toma como referencia para medir las inclinaciones de los planos orbitales de los otros planetas. La Tierra emplea 365,256 días para completar su órbita, es decir, para realizar una vuelta completa alrededor del Sol, desplazándose a la velocidad de 29,79 km/seg.
La Tierra vista desde el espacio.
La rotación del planeta alrededor de su propio eje se realiza en 24h (día solar), pero el periodo rotacional terrestre ha sido modificado a lo largo de la historia geológica, como consecuencia de la acción de frenado que produce el efecto mareal de su satélite, la Luna. Por tanto, la duración del día se ha alargado continuamente a través del tiempo como han demostrado estudios paleontológicos, que determinan la duración del día, hace 550 millones de años (en el periodo Cámbrico) en 21 horas.
La masa de la Tierra es de 5,976 x 10 elevado a 24 kg y su densidad media de 5,52 g/cm3, es decir, unas cinco veces mayor que la del agua. Se trata de la densidad más elevada con respecto a los otros planetas interiores. En cuanto a dimensiones, la Tierra tiene un radio medio de 6371 km, el tamaño más grande de los planetas sólidos. Su forma no es perfectamente esférica, ya que su radio es ligeramente más grande en el Ecuador (6378 km) que en los polos (6356 km); de su estudio y representación se encarga la Geodesia.
La Tierra posee un importante relieve, cuyas principales unidades topográficas corresponden a los continentes y las cuencas oceánicas. En las zonas continentales, las grandes cadenas montañosas tienen miles de kilómetros de extensión (orógenos), y de forma similar en las cuencas oceánicas los principales relieves los forman las dorsales que recorren longitudinalmente nuestro planeta. Dorsales y orógenos son estructuras con vulcanismo activo y en general zonas donde las rocas se funden y/o sufren procesos metamórficos.
La Tierra tiene cuatro características poco comunes dentro de los planetas terrestres: hasta ahora es el único planeta que posee vida y una biosfera compleja, presenta una vasta hidrosfera cuyas mayores masas de agua están constituidas por los océanos, tienen una atmósfera suficientemente importante, desarrolla una importante actividad orogénica, y dispone de un intenso campo magnético. No lejos de la Tierra, a una distancia media de 384.000 km, se encuentra la Luna, su único satélite.
Tabla comparativa de los planetas

Origen de la Tierra

Las teorías actuales sobre el origen del Universo proponen que hace alrededor de 5.000 millones de años se originó el colapso gravitatorio de nebulosa. La evolución de este proceso de colapso originó una serie de glóbulos (densos y oscuros al no presentar estrellas en su interior), que posteriormente terminaron por desarrollar las incipientes estrellas, una de las cuales constitutiva de nuestro sistema solar.
Por efecto de la rotación, estas jóvenes estrellas aún rodeadas por grandes cantidades de materia nebular (gases, partículas, etc.) adoptaron morfologías discoidales, a partir de las cuales comenzaron a enfriarse y condensarse en pequeñas partículas de polvo cósmico. Una de estas nebulosas originó el Sol, y la acreción del polvo cósmico mediante sucesivas colisiones entre sus partículas terminó por originar los planetas que forman parte de nuestro sistema solar. Planetas dispuestos en órbitas estables alrededor del Sol, todas ellas cercanas a un plano (plano de la eclíptica), como consecuencia de la disposición discoidal de la nebulosa solar primitiva.
El geofísico ruso Otto Schmidt propuso en 1944 que los planetas rocosos se habían creado de forma gradual a partir de una nube de polvo cósmico. Esta nube originalmente se agrupó formando partículas, que al agregarse entre ellas, fueron aumentando progresivamente de tamaño para dar lugar a lo que Schmidt denominó planetesimales. Schmidt razonó que a medida que fueran aumentando el tamaño de los planetesimales, la posibilidad de colisiones entre los mismos irían reduciéndose. El programa espacial Apolo desarrollado en los años setenta demostró que los cráteres lunares habían sido causados por el impacto de abundantes objetos hace 4.500 millones de años. Después, el número de colisiones parecía haber disminuido drásticamente. Estas observaciones reforzaron la hipótesis planteada por Schmidt.
El que hubiera menos elementos para el proceso de acreción implica que debió invertirse mucho tiempo para la construcción de un planeta. Cálculos efectuados sugieren que pudo transcurrir 100 millones de años entre la formación de un objeto de 10 km de diámetro y otro del tamaño de nuestro planeta.
La acreción colisional tuvo una influencia predominante en el desarrollo posterior de la Tierra. Los grandes cuerpos que colisionaron contra la masa terrestre produjeron una enorme cantidad de calor, que llegó a conseguir su fusión y posterior fraccionamiento por contraste de densidades. La disminución en número de colisiones permitió el enfriamiento de nuestro planeta que tras millones de años consiguió la consolidación de una incipiente corteza, la cual debió caracterizarse por su enorme actividad volcánica.









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