teoría planetesimal
La teoría planetesimal defiende la existencia previa a los planetas de unos cuerpos denominados planetesimales de los cuales más adelante surgirían los planetas que hoy en día conocemos.
FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR
En un principio una nube molecular de gas o polvo se colapsa por su propia fuerza gravitatoria. La perturbación que recibió esa nube pudo estar provocada por una onda de choque de una supernova cercana.
Algunas regiones de esa nube molecular, poseen una densidad mayor, por lo que el colapso gravitatorio del núcleo termina por formar una estrella (Sol). Esa estrella, debido a ese choque, comenzaría a rotar a una velocidad tan grande que la haría romperse, pero no se rompe, puesto que se forma un disco en el plano del ecuador de la estrella. Ese disco de gas y polvo tiene la misma composición de la estrella acaba por formar un planeta. El disco de gas orbita entonces alrededor de la estrella.
El disco de gas y de polvo va a tener una temperatura alta en las partes que se encuentran cerca del Sol y temperaturas más bajas en la parte que está más alejada del Sol. Las partículas de polvo que contiene ese disco colisionan y se pegan entre sí, de este modo se forman objetos de mayor tamaño. Las partículas de polvo se distribuyen a lo largo de todo el disco.
El crecimiento de esas partículas sigue y sigue. Algunos de ellos alcanza una masa suficiente como para producir una fuerza gravitatoria significativa, por lo tanto su gravedad le da ventaja sobre otras partículas de menor tamaño, y atraen un mayor número de partículas más pequeñas y, de manera muy rápida, los objetos grandes acumulan todo la masa cercana a su órbita. El tamaño que alcancen depende de su composición y de su cercanía a la estrella central.
Algunas teorías sostienen que, ese tamaño que alcanzar dichos objetos, en el interior del sistema, corresponde al de un gran asteroide o un tamaño cercano al de nuestra luna. Mientras que en el exterior del sistema la masa de esos planetas sería aproximadamente una 15 veces la masa de la Tierra. Se cree que el crecimiento de esos cuerpos sólidos de poco volumen (llamados planetesimales cuando alcanzan un diámetro de un kilómetro) tuvo lugar en un intervalo de tiempo de entre unos cientos de miles hasta veinte millones de años, y los planetas más alejados del Sol habrían sido los últimos en formarse.Se cree que después del enfriamiento de la nebulosa de gas, la estrella produjo un fuerte viento solar que “barrió” todo el gas y que los planetas que tenían más masa y por lo tanto más fuerza gravitatoria, atrajeron esos gases hacia sus órbitas, como ya hubieran hecho tiempo atrás, y convirtieron en gigantes de gas, mientras que los que tenían menos masa, permanecerían formados por grandes acumulaciones rocosas o por hielo. Entonces llegados a este punto, el Sistema Solar quedó únicamente compuesto por cuerpos sólidos y cuerpos gaseosos. Los planetesimales seguirían chocando entre sí a un ritmo mucho menor aunque seguirían acumulando una masa mucho mayor.
Finalmente el sistema solar acabaría con unos diez planetas. Pudo haber sucedido que en el transcurso de tanto tiempo, algún cometa chocara contra la superficie de alguno de esos planetas, concretamente el que pudo ocupar el espacio que queda entre Marte y Júpiter (denominado cinturón de asteroides), y a causa del impacto, el planeta pudo haber quedado reducido a fragmentos de material más pequeños que siguen girando en la misma órbita, y así originar el Sistema Solar que nosotros conocemos.
Algunas regiones de esa nube molecular, poseen una densidad mayor, por lo que el colapso gravitatorio del núcleo termina por formar una estrella (Sol). Esa estrella, debido a ese choque, comenzaría a rotar a una velocidad tan grande que la haría romperse, pero no se rompe, puesto que se forma un disco en el plano del ecuador de la estrella. Ese disco de gas y polvo tiene la misma composición de la estrella acaba por formar un planeta. El disco de gas orbita entonces alrededor de la estrella.
El disco de gas y de polvo va a tener una temperatura alta en las partes que se encuentran cerca del Sol y temperaturas más bajas en la parte que está más alejada del Sol. Las partículas de polvo que contiene ese disco colisionan y se pegan entre sí, de este modo se forman objetos de mayor tamaño. Las partículas de polvo se distribuyen a lo largo de todo el disco.
El crecimiento de esas partículas sigue y sigue. Algunos de ellos alcanza una masa suficiente como para producir una fuerza gravitatoria significativa, por lo tanto su gravedad le da ventaja sobre otras partículas de menor tamaño, y atraen un mayor número de partículas más pequeñas y, de manera muy rápida, los objetos grandes acumulan todo la masa cercana a su órbita. El tamaño que alcancen depende de su composición y de su cercanía a la estrella central.
Algunas teorías sostienen que, ese tamaño que alcanzar dichos objetos, en el interior del sistema, corresponde al de un gran asteroide o un tamaño cercano al de nuestra luna. Mientras que en el exterior del sistema la masa de esos planetas sería aproximadamente una 15 veces la masa de la Tierra. Se cree que el crecimiento de esos cuerpos sólidos de poco volumen (llamados planetesimales cuando alcanzan un diámetro de un kilómetro) tuvo lugar en un intervalo de tiempo de entre unos cientos de miles hasta veinte millones de años, y los planetas más alejados del Sol habrían sido los últimos en formarse.Se cree que después del enfriamiento de la nebulosa de gas, la estrella produjo un fuerte viento solar que “barrió” todo el gas y que los planetas que tenían más masa y por lo tanto más fuerza gravitatoria, atrajeron esos gases hacia sus órbitas, como ya hubieran hecho tiempo atrás, y convirtieron en gigantes de gas, mientras que los que tenían menos masa, permanecerían formados por grandes acumulaciones rocosas o por hielo. Entonces llegados a este punto, el Sistema Solar quedó únicamente compuesto por cuerpos sólidos y cuerpos gaseosos. Los planetesimales seguirían chocando entre sí a un ritmo mucho menor aunque seguirían acumulando una masa mucho mayor.
Finalmente el sistema solar acabaría con unos diez planetas. Pudo haber sucedido que en el transcurso de tanto tiempo, algún cometa chocara contra la superficie de alguno de esos planetas, concretamente el que pudo ocupar el espacio que queda entre Marte y Júpiter (denominado cinturón de asteroides), y a causa del impacto, el planeta pudo haber quedado reducido a fragmentos de material más pequeños que siguen girando en la misma órbita, y así originar el Sistema Solar que nosotros conocemos.
formación de la tierra
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 Millones de años, 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: 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. 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.
MÉTODOS DE DATACIÓN
Para reconstruir el pasado debemos investigar los sucesos ocurridos y ordenar temporalmente lo acaecido.
qué ha ocurrido
- Los sucesos geológicos producen cambios. Si un suceso importante afecta a una zona del planeta, otra zona del mismo sufrirá también modificaciones. Así mismo la colisión de la placa euroasiática e India tuvo sus consecuencias: la formación del Himalaya.
- Los cambios dejan huellas. Cada cambio deja alguna huella que nos permite reconocerlo:
- Las estructuras resultantes. Los esfuerzos compresivos provocan pliegues o fallas.
- Las formas que dejan. Los glaciares excavan los valles dejando una forma de 'U'.
El principio del actualismo sostiene que debemos conocer lo que sucede en el planeta en nuestros días para así poder comparar las huellas de hoy en día con aquellas del pasado. Por ejemplo, si reconocemos las rizaduras que dejan las superficies acuáticas, podremos saber qué zonas estuvieron en su día inundadas.
cuándo ha ocurrido
Los principios fundamentales de datación son:
- Relativa. Si sabemos qué ocurrió antes y después pero sin fechas.
- Absoluta. Si esos acontecimientos sabemos ponerles fecha.
- Principio de horizontalidad. Los sedimentos se depositan en horizontal por ello si no se disponen en esa posición, significará que alguna fuerza ha actuado sobre ellos.
- Principio de continuidad lateral. La edad es la misma en toda la edad del estrato.
- Principio de superposición. Siempre que no haya intervenido algún tipo de esfuerzo, los estratos superiores siempre serán más nuevos que los inferiores.
- Relativa. Si sabemos qué ocurrió antes y después pero sin fechas.
- Absoluta. Si esos acontecimientos sabemos ponerles fecha.
