Origen de la tierra

Origen de la tierra
La historia de la Tierra abarca aproximadamente 4.600 Mª,[1] desde la formación de la Tierra a partir de la nebulosa solar al presente. Este artículo presenta una amplia introducción al tema, resumiendo las principales teorías científicas sobre el mismo. El Big Bang y origen del universo, se estima que tuvo lugar hace 13.700 Ma. [2]
La Tierra se formó como parte del nacimiento del Sistema Solar: lo que terminaría siendo el sistema solar inicialmente existió como una extensa y giratoria mezcla de nubes de gas, rocas y polvo. Estaba compuesta por hidrógeno y helio producidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Después, hace unos 4.600 Ma, una estrella cercana se destruyó en una supernova y la explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa solar que aumentó su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a acelerarse su rotación, gravedad e inercia; se aplanó en un disco protoplanetario orientado perpendicularmente al eje de rotación. La mayor parte de la masa se concentró en su centro y empezó a calentarse, pero unas pequeñas perturbaciones debidas a colisiones y al momento angular de los numerosos escombros creados empezó a formarse los protoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad que creó 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 del hidrógeno a helio, y al final, después de la contracción, una estrella T Tauri, se encendió y creó al Sol. Mientras, la gravedad producida por la condensación de la materia de que previamente había sido capturada por la gravedad propio sol; las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaron a separarse en anillos. Sucesivamente los fragmentos más grandes colisionaron unos con otros, formando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.[3] Dentro de este grupo había uno aproximadamente a 150 millones de Km. del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella limpió la mayoría del las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores.


Teoría de Laplace
En 1776, el astrónomo y matemático francés Pierre Simón Laplace, propuso su teoría sobre el origen del Sol y los planetas, también basada sobre una gran nebulosa. Por esta razón, ha sido identificada como teoría de Kant y Laplace. esta teoría explica que el sistema solar se origino por condensación de una nebulosa de rotación que se contrajo por la acción de la fuerza de su propia gravedad, adoptando la forma de un disco con una concentración superior en el núcleo. La nebulosa se torno inestable al adquirir mayor velocidad de rotación y en las capas externas se originaron anillos concéntricos que al separarse formaron los planetas y los satélites, en tanto que el centro de las nubes se formó el Sol. Dado que la nebulosa giraba en una misma dirección al rededor de su eje, todos los planetas quedaron girando alrededor del Sol en ese mismo sentido.
Actualmente, una manera de ver la teoría de Kant y Laplace del sistema sola se formaron hace 4 660 millones de años de una nube de gas, polvo y oras partículas llamadas nube primordial compuesta de hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno y oxigeno.
Se especula que el cataclismo de una vecina explosión en supernova de una estrella apartó una nube de gas y polvo para formar el Sol y los planetas. Los inicios de ellos se encuentran el diferencia se isótopos (átomos del mismo elemento con diferentes pesos atómicos) de los meteoritos con respecto a los que se encuentran en la Tierra. Esa nube gaseosa se aplanó y condenso como consecuencia de su rotación, formando en su parte central un protosol, es decir, un sol en formación. Esa parte central que formaba al protosol se condensó y calentó hasta propiciar una combustión nuclear. De esa manera se formo el sol en cuyo núcleo hay una transformación permanente de materia de energía. Conforme el sol pudio situarse en la parte central de la masa gaseosa, otras porciones ubicadas a diferentes distancias fueron agregándose para formar los planetas.

Teoría de Kant
La teoría del conocimiento de Kant, presentada en su Crítica de la razón pura, es uno de los grandes hitos en la historia de la Filosofía. Con ella pretende responder las objeciones de Humee respecto del fundamento del conocimiento científico, basado, según el filósofo inglés, sólo en la costumbre.
Kant no duda que el conocimiento científico, universal y necesario, es posible; la física de Newton lo prueba. Y sabe que un conocimiento de este tipo no puede tener su fundamento en la mera costumbre. Por ello no se pregunta por la posibilidad sino por las "condiciones de posibilidad". Su teoría le permite encontrar el suelo firme para la Ciencia no en el noúmeno —en la realidad, en la cosa en sí— sino en el propio sujeto, portador de formas universales que obtienen de la experiencia la materia indispensable para construir su objeto de conocimiento, el fenómeno.

Teorías y Leyes de Kepler
Estas leyes han tenido un significado especial en el estudio de los astros, ya que permitieron describir su movimiento; fueron deducidas empíricamente por Johannes Kepler (1571-1630) a partir del estudio del movimiento de los planetas, para lo cual se sirvió de las precisas observaciones realizadas por Tycho Brahe (1546-1601). Sólo tiempo después, ya con el aporte de Isaac Newton (1642-1727), fue posible advertir que estas leyes son una consecuencia de la llamada Ley de Gravitación Universal. La primera de estas leyes puede enunciarse de la siguiente manera: Los planetas en su desplazamiento alrededor del Sol describen elipses, con el Sol ubicado en uno de sus focos .Debe tenerse en cuenta que las elipses planetarias son muy poco excéntricas (es decir, la figura se aparta poco de la circunferencia) y la diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra, por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de Km., mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de km.
La segunda ley, puede expresarse como:
Las áreas barridas por el segmento que une al Sol con el planeta (radio vector) son proporcionales a los tiempos empleados para describirlas.
Esta ley implica que el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales; esto indica que la velocidad orbital es variable a lo largo de la trayectoria del astro siendo máxima en el perihelio y mínima en el afelio (la velocidad del astro sería constante si la órbita fuera un círculo perfecto). Por ejemplo, la Tierra viaja a 30,75 km/seg en el perihelio y "rebaja" a 28,76 en el afelio.
La tercera ley, finalmente, dice que:
El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.
La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.
Pero esto sólo es válido si la masa de cada uno de los planetas es despreciable en comparación al Sol. Si se quisiera calcular el período de revolución de astros de otro sistema planetario, se debería aplicar otra expresión comúnmente denominada tercera ley de Kepler generalizada.
Esta ley generalizada tiene en cuenta la masa del planeta y extiende la tercera ley clásica a los sistemas planetarios con una estrella central de masa diferente a la del Sol.