Trabajo Juan Sandra y Yo

8/18/2019 Trabajo Juan Sandra y Yo

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EL ORIGEN

DE LATIERRA

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La tierra se formo hace unos 4600 millones de años, por aglomeración de materiasometida a la atracción gravitatoria. Este origen es compartido por el resto de los astrosdel sistema solar.

Las erupciones volcánicas y los terremotos son las manifestaciones actuales de losfenómenos que a lo largo del tiempo han dado a nuestro planeta su forma y estructuraactual.

1) Introducción.

El ig ang se produ!o apro"imadamente hace #$,% mil millones de años. El &onstituyeel momento en que de la 'nada' emerge toda la materia, es decir, el origen del (niverso.La materia, en un instante dado 'e"plota' generando la e"pansión de la materia en todaslas direcciones y creando lo que conocemos como nuestro (niverso.)enos de un millón de años despu*s nacieron las primeras pequeñas gala"ias, La

gravedad las !untó haci*ndolas crecer.

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3) Los protoplanetas y Theia.

9e acuerdo con la teor/a de formación de los planetas, cada protoplaneta ve su ór-italigeramente pertur-ada por la interacción con otros protoplanetas, hasta producirsenuevas colisiones entre ellos. =stas se producir/an de un modo oligárquico, esto es, unos

pocos cuerpos de mayor tamaño ir/an gradualmente dominando el proceso deformación, 'limpiando' las pro"imidades de su ór-ita alrededor del centro del disco de

planetesimales más pequeños. Este proceso acumulado de impactos y a-sorcionesaca-ar/a gradualmente formando los planetas tel:ricos. Los cient/ficos creen que 1heia,un protoplaneta que compart/a ór-ita con la 1ierra, colisionó contra nuestro planetade-ido a las inesta-ilidades gravitatorias provocadas por el aumento de masas de am-oscuerpos.

4) La diferenciación de la Tierra.

(na ve7 que nuestro planeta conta-a con una masa apro"imadamente equivalente a laactual, hu-o dos factores que la manten/an muy caliente> el impacto a gran velocidad delos restos rocosos que encontra-a en su ór-ita, y la desintegración de los materialesradiactivos. 9urante este periodo de calentamiento intenso, la 1ierra alcan7ó latemperatura suficiente como para que el hierro y el n/quel se fundieran, provocandogotas de metal pesado que se precipitaron hacia el interior del planeta. Este proceso, queocurrió en un tiempo geológico relativamente rápido es el causante de la formación deln:cleo terrestre.

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El primer periodo de calentamiento provocó otro proceso de diferenciaciónqu/mica, a trav*s del cual, la fusión formó masas flotantes de roca fundida queascendieron hacia la superficie, donde se solidificaron y formaron la corte7a primitiva.Estos materiales rocosos pose/an o"/geno, silicio, aluminio, y en menor proporción,calcio, sodio, hierro, potasio, y magnesio. Este primer periodo de segregación qu/micaesta-leció las tres divisiones -ásicas del interior de la 1ierra> el n:cleo rico en hierro,una corte7a primitiva muy delgada, y la capa más gruesa del planeta, el manto, situadoentre el n:cleo y la corte7a.

Este periodo de diferenciación qu/mica permitió que grandes cantidades decompuestos gaseosos se escaparan del interior de la 1ierra para dar lugar a la formaciónde la atmósfera.

La corte7a primitiva desapareció con el tiempo, no quedando hoy en d/a ning:nresto para su estudio. Los cient/ficos creen que la corte7a continental actual comen7ó aformarse de manera gradual durante los :ltimos 4.000 millones de años, dandofinalmente a nuestro planeta su forma actual a trav*s de diversos fenómenos geológicoscomo la deriva continental las grandes erupciones volcánicas y los terremotos.

) !ri"en y evolución de la Tierra

?ara conocer cómo es nuestro planeta, es necesario sa-er cómo se formó. El proceso de formación nos da pistas de cómo es su estructura interna y la de otros planetas del sistema solar, en concreto de los más cercanos al +ol.

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@oy en d/a sa-emos con certe7a que la formación del planeta está ligada al proceso de formación del +istema +olar.

8 lo largo de la historia han surgido diferentes ideas acerca del origen del +istema+olar. Entre ellas destacan>• La teor/a planetesimal, que es la más aceptada hoy en d/a.

9e acuerdo con esta, admitimos que el +istema +olar empe7ó a formarse hace000 millones de años. +u origen está en la contracción de una ne-ulosa, que poracción de la fuer7a de la gravedad, gira-a a gran velocidad formando part/culasde hidrógeno que aumentaron su temperatura.

La materia más ale!ada del +ol, al presentar una temperatura menor, fuecam-iando de estado. +e originaron diferentes tipos de materia que colisiona-anoriginando cuerpos cada ve7 mayores, llamados planetesimales.

Los planetesimales siguieron el proceso de colisión constituyendo cuerpos planetoides.

En los planetas interiores o rocosos, los materiales más densos fuerondespla7ándose hacia el interior.

Los planetas e"teriores o gaseosos siguieron el mismo proceso. &omoconsecuencia de su tamaño, fueron capaces de atraer y mantener los gases dehidrógeno y helio arrastrados por el viento solar en el proceso de formación del+ol.

(n planetesimal es un cuerpo sólido que act:a como n:cleo de condensaciónde part/culas sólidas más pequeñas para iniciar la formación de un planeta.


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• 1eor/a ne-ular de ant y Laplace.• La formación del sistema +olar .

• La formación de la 1ierra.

?ara aclararos las ideas hemos puesto un videohttps>AABBB.youtu-e.comABatchCvDh+6s+)FG;g

Tierra #rimitiva

+e cree que al principio era una masa incandescente, ya que cuando las capase"teriores empe7a-an a solidificarse, el calor procedente del interior las fund/a denuevo. 1am-i*n el impacto de asteroides imped/a la consolidación de su superficie.Lentamente, la temperatura -a!ó lo suficiente como para permitir la formación de una

corte7a terrestre más o menos esta-le. Entre los elementos más pesados y a-undantes, elhierro y el n/quel se concentraron en el centro o n:cleo. Luego se definieron otras capasconc*ntricas al n:cleo formado por materiales de distintas densidades, conocido comomanto.

+e cree que la atmósfera terrestre se formó a partir de ese per/odo, como producto de la intensa actividad volcánica. +e cree que el vulcanismo aportó el vapor deagua a la atmósfera primitiva, al igual que los meteoritos y cometas que impactaronso-re nuestro planeta durante su formación. El enfriamiento progresivo de la 1ierra y lasemisiones de gases a la atmósfera, hicieron posi-le que nuestro planeta condensase,originando lluvias, que formaron los mares y oc*anos hace unos $.%00 millones de añosHes decir, dando origen la hidrosfera.

$l $nfriamineto de la Tierra

Los planetas se enfr/an por una gran cantidad de diferentes ra7ones.

&uando la 1ierra se formó, hace apro"imadamente 4 mil millones de años atrás, sehi7o relativamente grande y caliente. La 1ierra tam-i*n contiene elementos decalentamiento como los minerales radioactivos, de manera que su enfriamiento noha sido tan rápido como el de otros planetas.

La 1ierra ha tenido una larga y comple!a historia de enfriamiento. El comprender su

historia podr/a comen7ar con el registro del tiempo geológico.

http://naturaleseso1.blogspot.com/2009/10/hipotesis-nebular-de-laplace.htmlhttp://www.astromia.com/solar/formasistema.htmhttp://www.astromia.com/tierraluna/origentierra.htmhttps://www.youtube.com/watch?v=hS26sSMJYVghttp://www.windows2universe.org/earth/interior/cooling_history.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/jupiter/atmosphere/J_evolution_4.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/jupiter/atmosphere/J_evolution_4.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/earth/past/geologic_time.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/earth/past/geologic_time.html&lang=sphttp://naturaleseso1.blogspot.com/2009/10/hipotesis-nebular-de-laplace.htmlhttp://www.astromia.com/solar/formasistema.htmhttp://www.astromia.com/tierraluna/origentierra.htmhttps://www.youtube.com/watch?v=hS26sSMJYVghttp://www.windows2universe.org/earth/interior/cooling_history.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/jupiter/atmosphere/J_evolution_4.html&lang=sphttp://www.windows2universe.org/earth/past/geologic_time.html&lang=sphttp://naturaleseso1.blogspot.com/2009/10/hipotesis-nebular-de-laplace.html


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$nfriamiento "lob

El enfriamiento glo-al fue una con!etura reali7ada durante la d*cada de #I20so-re el enfriamiento inminente de la superficie de la 1ierra y la atmósfera queculminar/a en un per/odo de e"tensa glaciación. Esta hipótesis tuvo poco apoyo en

la comunidad cient/fica, pero los informes de prensa que no refle!aron al alcancecompleto de la literatura cient/fica climático, es decir, un cuerpo más grande y demás rápido crecimiento de la literatura que proyecta-a un futuro calentamiento de-ido a las emisiones de gases de efecto invernadero. La actual opinión cient/ficaso-re el cam-io climático es que la 1ierra no ha enfriado de forma duradera, sinoque al contrario e"perimentó un calentamiento glo-al durante el siglo JJ.

%ecanismos f&sicos

El periodo de enfriamiento es -ien reproducido por los modelos climáticos glo-alesque incluyen los efectos f/sicos de los aerosoles sulfatos, y hay acuerdo general deque estos aerosoles fueron la causa dominante del enfriamiento de mediados del s.JJ. +in em-argo, para ese tiempo ha-/a dos mecanismos f/sicos más frecuentes paracausar enfriamiento> aerosoles y fuer7as or-itales

• 9iferenciación> proceso temprano de-ido a transformación de una me7claaleatoria de planetesimales en un cuerpo en el que su interior esta dividido en

capas conc*ntricas las cuales se diferencian las unas de las otras tanto f/sicacomo qu/micamente.

http://es.wikipedia.org/wiki/Conjeturahttp://es.wikipedia.org/wiki/Glaciaci%C3%B3nhttp://es.wikipedia.org/wiki/Glaciaci%C3%B3nhttp://es.wikipedia.org/wiki/Calentamiento_globalhttp://es.wikipedia.org/wiki/Gases_de_efecto_invernaderohttp://es.wikipedia.org/wiki/Gases_de_efecto_invernaderohttp://es.wikipedia.org/wiki/Opini%C3%B3n_cient%C3%ADfica_sobre_el_cambio_clim%C3%A1tico_antropog%C3%A9nicohttp://es.wikipedia.org/wiki/Opini%C3%B3n_cient%C3%ADfica_sobre_el_cambio_clim%C3%A1tico_antropog%C3%A9nicohttp://en.wikipedia.org/wiki/global_climate_modelhttp://en.wikipedia.org/wiki/global_climate_modelhttp://es.wikipedia.org/wiki/Aerosolhttp://es.wikipedia.org/wiki/Aerosolhttp://es.wikipedia.org/wiki/S._XXhttp://es.wikipedia.org/wiki/S._XXhttp://commons.wikimedia.org/wiki/File:Global_Cooling_Map.pnghttp://es.wikipedia.org/wiki/Conjeturahttp://es.wikipedia.org/wiki/Glaciaci%C3%B3nhttp://es.wikipedia.org/wiki/Calentamiento_globalhttp://es.wikipedia.org/wiki/Gases_de_efecto_invernaderohttp://es.wikipedia.org/wiki/Opini%C3%B3n_cient%C3%ADfica_sobre_el_cambio_clim%C3%A1tico_antropog%C3%A9nicohttp://es.wikipedia.org/wiki/Opini%C3%B3n_cient%C3%ADfica_sobre_el_cambio_clim%C3%A1tico_antropog%C3%A9nicohttp://en.wikipedia.org/wiki/global_climate_modelhttp://es.wikipedia.org/wiki/Aerosolhttp://es.wikipedia.org/wiki/Aerosolhttp://es.wikipedia.org/wiki/S._XXhttp://es.wikipedia.org/wiki/S._XX


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Teor&a nebular

La teor/a ne-ular es una e"plicación de la formación de los planetas formulada por primera ve7 por 9escartes, en #644. ?ropuso la idea de que el +ol y los planetas seformaron al un/sono a partir de una nu-e de polvo estelar .

En #2# el sueco Emanuel +Beden-org afirma que el sistema solar se formó por lae"istencia de una gran ne-ulosa en cuyo centro se concentrar/a la mayor parte de lamateria formando el +ol y cuya condensación y rotación acelerada dar/a origen alos planetas. 9e la misma manera se formar/an los sat*lites con respecto a cada

planeta.

Teor&a de 'ant y Laplace

La teor/a de ant y Laplace 3#2I6 afirma que la ne-ulosa primitiva se contra!o yse enfr/o -a!o el efecto de las fuer7as de gravitación, formando un disco plano ydotado de una rotación rápida. El n:cleo central se hi7o cada ve7 más grande,de-ido al aumento de la velocidad de rotación aparecieron fuer7as centr/fugas queformaron los planetas. La -a!a velocidad de rotación del +ol no pod/a e"plicarse. Laversión moderna de esta teor/a asume que la condensación central contiene granosde polvo sólido que crean roce en el gas al condensarse el centro. +u temperaturaaumenta, y el polvo es evaporado. El centro que rota lentamente se convierte en el+ol. Los planetas se forman a partir de la nu-e, que rota más velo7mente.

Teor&a de los protoplanetas

La teor/a de los protoplanetas afirma que, hay una gran nu-e interestelar, que

eventualmente producirá un c:mulo estelar. 9ensas regiones en la nu-e se forman ycoaligan, las estrellas resultantes tienen -a!as tasas de rotación. Los planetas son

http://es.wikipedia.org/wiki/Descarteshttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosahttp://es.wikipedia.org/wiki/Emanuel_Swedenborghttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosahttp://es.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_naturalhttp://es.wikipedia.org/wiki/Planetahttp://commons.wikimedia.org/wiki/File:Protoplanetary-disk.jpghttp://es.wikipedia.org/wiki/Descarteshttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosahttp://es.wikipedia.org/wiki/Emanuel_Swedenborghttp://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosahttp://es.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lite_naturalhttp://es.wikipedia.org/wiki/Planeta


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gotas más pequeñas capturadas por la estrella. Las pequeñas gotas tendr/anvelocidades de rotación mayores que las o-servadas en los planetas, pero la teor/ae"plica esto, haciendo que las gotas planetarias se dividan, produciendo un planetay sus sat*lites.

Teor&a de las fuer(as electroma"nticas

En #%II el noruego ristian ir


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La luna es un sat*lite natural de la 1ierra, que gira alrededor de ella y refle!a la lu7 del+ol. 1iene una superficie de aspecto volcánico y carece de atmósfera. La luna tarda %d/as en dar una vuelta entera a la 1ierra.

#laneta binario+

El t*rmino de planeta -inario se usa para referirse a dos o-!etos astronómicos que se

encuentran tan pró"imos entre s/ que están ligados por su fuer7a gravitatoria.

La luna es el :nico sat*lite natural de la 1ierra y tiene un diámetro de $424


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La ór-ita lunar fue modificada de-ido a diversos factores para finalmente quedar'atrapada' por la 1ierra.

El creador de esta teor/a es Kred +inger que se -asó en los siguientes puntos>

•

La relación de las ór-itas lunar y terrestre e"istentes en un principio.

• Las diferencias qu/micas que e"isten entre los componentes terrestres y lunares.

• +e aventura a especular so-re la -ase que la captura de la Luna fue determinante para la formación de los oc*anos, y la vida misma so-re nuestro planeta.

Teor&a de la fisión+

Esta teor/a nos indica que la Luna se formó a partir de la fisión de una incipiente 1ierraen formación. 8 diferencia de la teor/a del origen lunar por captura, esta teor/a se apoyaen la similitud que se encuentra entre la geolog/a lunar y terrestre.

Kue propuesta por &harles 9arBin en #%2%.

+iguió los siguientes pasos>

• La 1ierra en formación se encontra-a a temperaturas alt/simas y gira-aacercándose al l/mite de esta-ilidad en el que se dividir/a en dos.

• (na ve7 que el centro de @ierro de la 1ierra empie7a a formarse, se llega a pasar el l/mite de esta-ilidad provocando que la forma de la 1ierra var/e 3de forma de

-alón de rug-y a forma de -olo

• La ca-e7a de la nueva forma se aparta de la masa mayor y empie7a a girar entorno a la 1ierra en formación.


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• ?or la dramática formación y las altas temperaturas, algunos componentesqu/micos de la 1ierra en formación se volatili7an ale!ándose del pequeñosistema.

• (na ve7 finali7ado el proceso de enfriamiento y esta-ili7ación de las ór-itas la

1ierra y la Luna terminan formando el sistema que hoy conocemos.

Teor&a del impacto+

+urgió como una tercera alternativa a las teor/as conocidas y trata de e"plicar la g*nesisy la presencia actual de nuestro sat*lite natural en -ase a la información recogida por lasmisiones.

Kue sugerida en #I2 por Oilliam @artmann.

La teor/a se fundamenta en los siguientes puntos>

• La 1ierra en formación es -om-ardeada por diversos cuerpos e"ternos a ella.

• (no o varios de estos cuerpos llega a impactar a la 1ierra en formación y haceun gran impacto so-re ella lo que provoca el desprendimiento de una gran partela cual sale al espacio.

• 1anto la 1ierra como la Luna terminan su proceso de formación configurandoseen el sistema 1ierra P Luna que hoy conocemos.


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,Introducción a los principios

#rincipio del uniformismo.

Las leyes que rigen los procesos geológicos han sido las mismas y producen los mismos efectos durante toda la historia de la 1ierra. Es la clave del

pasado, es decir, gracias a estos m*todos podemos estudiar los medios antiguosen -ase a los actuales.

/uperposición de los estratos.

La ley de superposición de estratos esta -asado en o-servaciones de lahistoria natural, y la estratigraf/a sedimentaria.

8sumiendo que todas las rocas y minerales fueron en alg:n momentofluidos, icolás +teno ra7ona-a que los estratos rocosos se formaron cuando las

part/culas del fluido se deposita-an en el fondo, as/ formar/a capas hori7ontales.8s/, +teno dice que las capas de roca se forman hori7ontalmente y que si sedesv/a, es por algunas pertur-aciones posteriores.


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Hori(ontalidad ori"inal

9etermina que los estratos son, en el momento de sudepósito, hori7ontales y paralelos a la superficie, quedando delimitados por dos

planos que muestran continuidad lateral 3que contin:a hacia los e"tremos

E"isten e"cepciones, en las que los estratos están paralelos a la superficiede depósito pero no necesariamente son hori7ontales, sino con inclinación, comoen pendientes. ?or e!emplo> los taludes continentales, los taludes deltaicos,las playas, las dunas...


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-ontinuidad lateral y de la intersección

Los cuerpos sedimentarios se e"tienden en todas direcciones y sentidoshasta que su espesor se hace cero o llegan al -orde de la cuenca desedimentación. Es decir, los cuerpos sedimentarios no son infinitos.

Realizado por: Mónica Muñoz Téllez, Juan Verdugo

Serna y Sandra Lozano Téllez

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