Astronomía

Suponiendo un sistema hipotético sin gas pero solo rocas sólidas, ¿qué tamaño de planeta se puede formar a través de la fusión de estas rocas?

Suponiendo un sistema hipotético sin gas pero solo rocas sólidas, ¿qué tamaño de planeta se puede formar a través de la fusión de estas rocas?


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He escuchado que los gigantes gaseosos son principalmente cuerpos sólidos enormes como planetas rocosos regulares que ganaron exponencialmente más y más gas en su atmósfera a través de su aumento de masa que utilizan para recoger aún más masa, ganando aún más gas, y prácticamente cualquier planeta que nosotros. sé que hoy por encima de un cierto umbral de tamaño hay un gigante gaseoso

Dicho esto, asumiendo un área en el espacio con muy poco o ningún gas pero con un abundante suministro de rocas, ¿qué tamaño puede tener un planeta solido que consiste en estas rocas fusionadas?


Eso depende mucho de la estructura de los sólidos, es decir, si existen en forma de polvo pequeño o planetesimales listos para aplastar.

En cualquier caso, la masa de polvo media disponible para la formación de planetas es de aproximadamente 158 $ rm m_ {tierra} $ (ver Tychoniec et al., (2020)). Si deja toda esta masa como polvo, sin interacciones de gas, el polvo no se fusionará en planetesimales, ya que se requiere una inestabilidad hidrodinámica para saltar sobre la barrera del tamaño de un metro (Johansen et al., (2014)).

Sin embargo, si de alguna manera permites que todo este polvo se convierta en planetesimales, entonces el tamaño del planeta que puedas formar dependerá de lo estrechos que puedas empaquetar los planetesimales. La masa superior absoluta del planeta formado vendrá dada por el 158 $ rm m_ {tierra} $, pero de manera realista, será menor, ya que los planetesimales y las eyecciones de colisión se pierden durante la fase de aplastamiento de la formación de planetas.

Como preguntaba sobre el tamaño de este planeta hipotético, asumimos que no hay efectos de compresión y, por lo tanto, la misma densidad media que la Tierra, obtendría una bola sólida del tamaño de $ rm 158 ^ {1/3} ; r_ {tierra} approx 5.4 ; r_ {tierra} $.


Tipos hipotéticos de bioquímica

Tipos hipotéticos de bioquímica son formas de bioquímica acordadas como científicamente viables pero que no se ha demostrado que existan en este momento. [2] Todos los tipos de organismos vivos que se conocen actualmente en la Tierra utilizan compuestos de carbono para funciones estructurales y metabólicas básicas, agua como disolvente y ADN o ARN para definir y controlar su forma. Si existe vida en otros planetas o lunas, puede ser químicamente similar, aunque también es posible que haya organismos con químicas muy diferentes [3], por ejemplo, que involucran otras clases de compuestos de carbono, compuestos de otro elemento u otro solvente en lugar de agua.

La posibilidad de que las formas de vida se basen en bioquímicas "alternativas" es el tema de una discusión científica en curso, informada por lo que se sabe sobre los entornos extraterrestres y sobre el comportamiento químico de varios elementos y compuestos. Es de interés en biología sintética y también es un tema común en la ciencia ficción.

El elemento silicio se ha discutido mucho como una alternativa hipotética al carbono. El silicio está en el mismo grupo que el carbono en la tabla periódica y, como el carbono, es tetravalente. Las alternativas hipotéticas al agua incluyen el amoníaco, que, como el agua, es una molécula polar, y los solventes de hidrocarburos no polares y abundantes cósmicamente como el metano y el etano, que se sabe que existen en forma líquida en la superficie de Titán.


11 Respuestas 11

Debido a que desea una temperatura y un clima similares a los de la Tierra, su nuevo planeta tendría que estar aproximadamente a la misma distancia de su sol que la Tierra, asumiendo que ambos sistemas solares tienen soles de tamaño similar.

Para una temperatura media de la Tierra de $ 15 ^ mathrm C $, el planeta debería estar aproximadamente a 1 AU de su sol.

Para que su planeta posea estaciones y tenga un clima similar al de la Tierra, necesitaría la misma inclinación axial, que es responsable de las estaciones de la Tierra. La inclinación axial de la Tierra es de aproximadamente $ 23,45 $ grados, la de su planeta tendría que ser similar para temporadas similares.

Su planeta también necesitaría la misma duración del día para que cada parte de él reciba el mismo calentamiento del sol por día. Si el día fuera más largo, su planeta podría volverse un poco desértico, muy caliente de día y helada de noche. Eso no suena prometedor de por vida.

Sin embargo, para que un planeta masivo posea un día de 24 horas, la superficie tendría que moverse mucho, mucho más rápido que la Tierra:

El diámetro de la Tierra es de $ 12,756 $ km, por lo que tiene un radio de $ 6,378 $ km.

El radio de su nuevo planeta es 10 veces mayor, por lo que sería $ 63,780 $ km. Eso significa que su planeta tiene una circunferencia de $ 2 cdot 63,780 pi $ km, aproximadamente igual a $ 400,742 $ km.

Para que su planeta tenga un día de $ 24 $ hora, la superficie tendría que girar a $ frac <400742> <24> $ km / h, alrededor de $ 16.698 $ km / h, lo cual es bastante rápido. (El giro de la Tierra es de solo $ 1,673 $ km / h).

Tu planeta estaría girando aproximadamente

que es bastante rápido!

Honestamente, tenía la esperanza de que la velocidad de rotación de este planeta estuviera más cerca de los $ 45,061 $ km / h de Júpiter, para poder hablar sobre patrones climáticos extremos y fenómenos como la Gran Mancha Roja.

Aparentemente, su planeta no estará sujeto a nada tan poderoso como los huracanes de Júpiter, pero el giro de su planeta es definitivamente lo suficientemente rápido como para aumentar la fuerza y, por lo tanto, la devastación causada por cualquiera de sus tormentas.

Además, el giro de su planeta todavía es lo suficientemente lento como para conducir a sistemas climáticos similares a los de la Tierra, donde los vientos están restringidos a un hemisferio, y las corrientes en chorro serán posibles, lo que ayudará a regular el clima de su planeta y a mantenerlo más consistente con el de la Tierra.

Sin embargo, todavía tenemos que enfrentar el mayor problema impuesto por un planeta masivo: mantener la gravedad algo similar a la de la Tierra.

Esto es casi imposible, como veremos después de calcular qué densidad necesitaría nuestro planeta:

La densidad de la Tierra es $ 5,540 $ kg / m 3, y su volumen $ 1,08321 × 10 ^ <21> $ m 3.

El radio de su planeta es 10 veces mayor, por lo tanto, su volumen debe ser 10 3 veces mayor. Esto significa que el volumen de su planeta es $ 1.08321 × 10 ^ <24> $ m 3.

Por lo general, para que dos objetos tengan la misma gravedad, sus masas deben ser las mismas, pero la ley del cuadrado inverso también establece que la atracción gravitacional es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre dos objetos.

Debido a que su planeta es 10 veces más grande, cualquier persona en la superficie estará 10 veces más lejos de su centro de lo que estaría del centro de la Tierra en su superficie. Usando esta igualdad, podemos calcular la masa necesaria de su planeta: $ mathrm g = frac $ Donde $ mathrm g $ representa la aceleración debida a la gravedad ($ mathrm$), $ G $ la constante gravitacional (6.673 × 10 -11 N · (m / kg) 2), $ M $ la masa de nuestro planeta y $ r $ el radio de nuestro planeta.

Ahora podemos reorganizar y resolver $ M $: $ M = frac < mathrm g r ^ 2> \

M aproximadamente 5.974 veces 10 ^ <26> $

Entonces, la masa de nuestro planeta tendría que ser aproximadamente $ 5,974 veces 10 ^ <26> $ kg, lo que se ve a la derecha, la masa de la Tierra es aproximadamente $ 5,972 veces 10 ^ <24> $ kg y, para la misma gravedad, Esperamos que nuestro planeta sea 100 veces más pesado, ¡que es! Por supuesto, estamos sufriendo errores de redondeo, pero hasta ahora todo va bien.

Ahora, podemos calcular la densidad objetivo de nuestro planeta, usando la igualdad de que $ p = mathrm $ donde $ p $ representa densidad, $ mathrm M $ masa y $ mathrm V $ volumen, vemos que: $ p = frac <5.974 × 10 ^ <26>> <1.08321 × 10 ^ <24>> $ por lo tanto, la densidad del planeta debe ser $ 551,5 $ kg / m 3 si desea la misma atracción bajo la gravedad.

Saturno es el planeta menos denso de nuestro sistema solar, con una densidad de $ 687 $ kg / m 3. Sin embargo, Saturno es un gigante gaseoso, compuesto principalmente de hidrógeno y helio: ¡buena suerte extrayendo minerales en una nube de hidrógeno!

Su planeta necesitaría una densidad de $ 551,5 $ kg / m 3, ¡100 kg / m 3 menos que la de Saturno!

Por lo tanto, debería ser bastante obvio que nunca podrá obtener exactamente la misma gravedad superficial que la que obtiene en la Tierra, pero la fauna podría existir en diferentes condiciones gravitacionales y, lo que es más, una gravedad más alta significa más presión, lo que significa que los minerales se formarán más fácilmente.

Podría haber algunos minerales especiales que solo se forman dentro de la corteza de este planeta debido a su fuerte gravedad, ¡lo que hace que el planeta sea más valioso!

Sin embargo, para permitir que los humanos aterricen en este planeta, será casi imposible debilitar la gravedad lo suficiente (¿has pensado en usar exoesqueletos para misiones tripuladas en este planeta?) El planeta tendría que ser lo más escaso posible.

Si su planeta estuviera compuesto casi en su totalidad por alguna roca vesicular realmente porosa, casi como una esponja, definitivamente mantendría baja la densidad.

¡El mismo proceso que forma tal roca también podría crear enormes bolsas de aire, creando un planeta cavernoso con muchos túneles subterráneos y cuevas en la misma escala que Erebor!

Un planeta cavernoso, hecho de roca porosa, permanecería razonablemente escaso.

La corteza del planeta debería ser lo más gruesa posible, porque un manto fundido y un núcleo sólido serían más densos que esta corteza espaciosa y cavernosa. Esta corteza también necesitaría una renovación constante, para que los colapsos no aumenten la densidad y se mantenga, nuevamente, más similar a la tierra.

Sin embargo, la actividad tectónica tendría que ser mínima, para evitar que se formen rocas ígneas metamórficas y más densas, por lo que serían necesarios volcanes para seguir rejuveneciendo la superficie. Los flujos de lava subterráneos pueden ser un lugar común, donde todavía está lo suficientemente caliente como para que la lava se enfríe lentamente y se convierta en una roca porosa. ¡Piense en lo asombroso que podría ser un enorme sistema de cuevas subterráneas donde el magma se filtra a través de los pisos formando charcos de lava ardiente!

Lo único que no podemos cambiar es la presencia de un núcleo sólido y denso, esto se debe a que un núcleo de níquel / hierro es necesario para un campo magnético, que protegería al planeta como lo es la Tierra.

El campo geomagnético protegería al planeta de los vientos solares, reteniendo así la Atmósfera y la capa de ozono, protegiendo a los habitantes de las radiaciones que de otro modo serían dañinas. Además, una atmósfera es generalmente algo útil si quieres que la vida viva en un planeta.

Un campo magnético es necesario para proteger el planeta como la tierra, por lo que también es necesario un núcleo denso.

De hecho, podemos calcular la densidad y, por lo tanto, la aceleración debida a la gravedad de nuestro planeta:

Por supuesto, nuestro planeta, que posee un manto fundido, mares líquidos y núcleo sólido, probablemente sería un poco más denso que la piedra pómez (una roca vesicular), pero digamos que la piedra pómez es la roca más común en nuestro planeta, y todo lo demás. tiene una densidad similar.

La densidad de la piedra pómez es $ 641 mathrm$, por lo que la densidad de nuestro planeta también sería de aproximadamente $ 641 mathrm$.

El volumen de nuestro planeta es $ frac43 pi r ^ 3 $, aproximadamente $ 1.08321 × 10 ^ <24> $ m 3.

Ahora, usando la densidad y el volumen supuestos de nuestro planeta, podemos insertar los valores en nuestra ecuación de densidad: $ p = mathrm \

641 = frac < mathrm M> <1.08321 × 10 ^ <24>> $ Reordenando, obtenemos $ mathrm M = 641 times 1.08321 × 10 ^ <24> $ que es aproximadamente igual a $ 6.94 times 10 ^ <26> $ kg. ¡Nuestro planeta es bastante pesado!

Usando esta ecuación (igual que antes) $ mathrm g = frac $ podemos resolver para $ mathrm g $, la aceleración gravitacional del planeta: $ mathrm g = frac <(6.673 times 10 ^ <-11>) times (6.94 times 10 ^ <26>)> <63780000 ^ 2> $ que es aproximadamente $ 11.38 mathrm$.

Espera, ¿solo $ 11.38 $? ¡Eso es solo $ 1.16 $ Tierras! Estoy de suerte!

Bueno, no, en realidad no, a menos que hagas otros cambios también: la densidad real de tu planeta sería mucho mayor, ya que una gran proporción del planeta probablemente sería magma (densidad: $ 3100 $ kg / m 3), y, si el planeta es como la Tierra, gran parte de la superficie tendría que ser agua (densidad: $ 1000 $ kg / m 3) la densidad media del planeta obviamente estaría por encima de los $ 641 $ kg / m 3 de piedra pómez.

Sin embargo, si descubre alguna forma de limitar la densidad del magma de su planeta, ¡esto ya no será un obstáculo para su objetivo de la Tierra 1!

Tal vez el magma esté lleno de aire, piense en agua carbonatada, un proceso similar podría haber atrapado y comprimido aire dentro del magma de su planeta.

Esta idea también hace que la superficie de roca vesicular sea más probable, ya que cuando la lava se libera a través de fisuras en la corteza (piense en volcanes, etc.), el aire atrapado dentro de la lava se expandirá, creando burbujas de aire. Esto es como tener curvas al volver a la superficie de una inmersión profunda: a medida que se libera la presión, el nitrógeno comprimido dentro de la sangre se expande rápidamente en burbujas.

Y mis cifras de densidad de magma se basaron en que la lava vesicular de basalto tendría una densidad menor.

La gravedad similar a la de la Tierra todavía no es una idea demasiado descabellada.

De todos modos, esa idea del exoesqueleto todavía me parece bastante genial.

Números básicos
Da la casualidad (y @TimB) señaló, tenemos un planeta que casi se ajusta a su descripción preliminar: Saturno.

Para tener un planeta grande con baja gravedad, necesitas una densidad baja. Saturno tiene la densidad más baja de cualquier planeta de nuestro sistema solar. Tenía que estar hecho casi en su totalidad de hidrógeno para lograrlo. Significa que tendrías que volar para vivir en ese planeta.

No encontrará minerales, metales, pocos líquidos y, ciertamente, ningún cuerpo de líquido. Para no ser aplastado en las profundidades de la atmósfera, necesitarías volar para sobrevivir en la atmósfera de Saturno.

Agregar giro
Los cuerpos en rotación en realidad producen una gravedad aparente que varía con la latitud, como lo ejemplifica la Tierra. En la Tierra, este campo varía aproximadamente un 0,3% (

0.029 m / s) debido a la aceleración centrípeta hacia afuera y 0.2% (

0,020 m / s) debido a la diferencia entre el polo y el radio ecuatorial. Podemos utilizar este principio para imaginar un planeta que satisfaga sus necesidades.

Júpiter gira a una velocidad de 1 rotación cada 10 horas. Su ecuador es aproximadamente un 7% más grande que su circunferencia polar.

Los planetas se vuelven inestables y se rompen entre 2 y 3 horas por rotación. Alrededor de esta velocidad de giro, el planeta alcanza un achatamiento del 100% (el ecuador es el doble de largo que la circunferencia polar). La Tierra primordial probablemente tuvo esta aparición poco después del Evento de Impacto de Theia.

Aceleración debido a la gravedad $ a_g = frac $

Aceleración centrípeta debido a la rotación $ a_r = frac $

La aceleración total es la aceleración debida a la gravedad menos la aceleración centrípeta: $ a_T = frac - frac $

Resuelva para la masa del planeta $ left (10 + frac right) times r ^ 2 div G = M_ $

Inserta números $ M_ = left (10 + frac <50211396> <6.378 times 10 ^ 7> right) times 4.07 times 10 ^ <15> div 6.67 times 10 ^ <-11> $

$ M_ = 2.49 times 10 ^ <27> $ esto es aproximadamente 420 veces la masa de la Tierra. También tiene aproximadamente 1,25 veces la masa de Júpiter.

Si aproxima el volumen de un esferoide achatado como $ frac <4 pi left ( frac <>+ r_> <2> right) ^ 3> <3> $

luego, con una circunferencia de 2: 1 ecuador: polo, este cuerpo tendrá aproximadamente $ 7,5 ^ 3 = 422 $ veces el volumen de la Tierra. Eso le da a este cuerpo una densidad de

Este número es 3,5 veces la densidad de Saturno (arriba) y casi el doble que la de Júpiter. Este planeta estará compuesto de gas hidrógeno, agua y un núcleo rocoso y de hierro. Es poco probable que posea superficies sólidas en condiciones en las que los habitantes puedan acceder a ellas. Es posible que un planeta así tenga una superficie líquida y parezca simplemente una gota de agua gigante de la masa de Júpiter.

Otros hechos divertidos
Comparemos la aceleración debida a la gravedad y el movimiento centrípeto:

$ a_g = frac rightarrow a_g = 41 frac = 4,2 g $
$ a_r = frac rightarrow a_r = 31 frac = 3,2 g $

La aceleración centrípeta ayuda, sin embargo, aumentar el radio ecuatorial ayuda mucho más.

$ a_ = frac rightarrow a_g = 163 frac = 16,6 g $

Eso es 16.6 $ g $ en los polos, mientras que solo se siente 1 $ g $ en el ecuador. Como una aproximación aproximada, su distancia entre el ecuador y el polo varía según el seno de la latitud de esta manera:

$ g_ = 1 g + sin left (latitud right) times 15,6 g $

Otra información de referencia
Si tienes tiempo e interés, este video:

proporciona mucha información sobre los cuerpos planetarios de alta velocidad de giro, cómo se obtienen de esa manera, algunas simulaciones y otra información pertinente a sus intereses. Dura aproximadamente 1 hora, pero lo disfruté mucho y lo encontré muy informativo.

Permítanme decirlo directamente desde el principio: no se puede hacer que un mundo de $ 10 veces R_ oplus $ de radio sea habitable por algo que se parezca a los humanos.

Antes de que se desespere, permítame recordarle que la superficie planetaria aumenta con el cuadrado del radio, y la Tierra es enorme para empezar: 510 millones de kilómetros cuadrados. Entonces, por el doble del radio, obtienes 2.04 mil millones km cuadrados, y por tres veces el radio, obtienes 4.500 millones de km cuadrados, ¡casi 10 veces más grande!

Imagínese lo diferente que habría sido la historia si la Tierra hubiera sido tan grande. El área de superficie más grande podría significar días más lentos con noches más largas, o quizás una rotación orbital más rápida. El terror de la noche se prolongaría o las tormentas podrían ser más masivas que cualquier cosa que conozcamos aquí en la Tierra. Los vastos océanos regularían y moderarían el clima más que en la Tierra con su vasta capacidad calorífica, mientras que las olas podrían acumularse sobre las vastas oceánicas hasta alturas realmente asombrosas (100 mo más). La atmósfera misma probablemente sería más profunda y densa, y dada la mayor masa planetaria, retendría más gases primordiales.

Entonces, ¿cómo se consigue tal cosa? El proceso más probable sería partir de un planeta chthoniano, alejarlo de la estrella y reconstruir parte de la atmósfera a partir de cometas y erupciones.

Para requisitos de temperatura y similares, solo necesita orbitar aproximadamente a la misma distancia de la estrella.

Lo complicado aquí es la gravedad, para tener 10 veces el radio, entonces necesitas hacer el planeta de algo mucho menos denso que la Tierra (lo cual es improbable) o necesitas hacer girar el planeta muy rápido.

Si gira el planeta, se aplanará en forma de disco, pero el ecuador podría tener diez veces el radio de la Tierra y aún podría obtener fuerzas gravitacionales a nivel de la Tierra en todas partes del planeta.

El planeta tendría la misma "altura" (de polo a polo) que la Tierra, pero mucho más ancho.

Tendría un clima muy fuerte y efectos Coriolis, pero la gravedad aparente estaría bien.

Ignora un poco de ciencia.

En realidad, mundos tan grandes tienen más gravedad que la Tierra. Todas las cosas que tienen un área de superficie muchas veces mayor que la de la Tierra, son sólidas y tienen la misma gravedad, no ocurren en la naturaleza y, a menudo, tienen fallas estructurales importantes que requieren la construcción de unobtaium para permanecer en una sola pieza. Todo eso no significa que no puedas escribir una gran historia en una. De Niven Ringworld es una de esas historias que tiene lugar en algo que probablemente no podría existir, y se basa en algunos cables de unobtanium para mantener las cosas unidas, pero que todavía se disfruta y admira ampliamente.

Su historia, por ejemplo, podría tener lugar en un mundo vacío. Un mundo hueco podría ajustarse fácilmente a todos los criterios que desee, siempre que ignore el hecho de que los mundos huecos en realidad no pueden formarse. Puede explicar esto con 'extraterrestres lo hicieron con tecnología súper avanzada' o 'magia', dependiendo del tipo de historia que esté tratando de contar. Si realmente te sientes creativo: los extraterrestres lo crearon con magia. Alternativamente, no tiene que explicarlo en absoluto. Puede disfrutar escribiendo sobre él y otros pueden divertirse leyendo sobre él sin saber exactamente por qué o cómo el mundo es vacío.

La verdadera forma SFNal de hacer esto es simplemente "pavimentar" Saturno. Un "mundo supramundano terraformado de Saturno" esencialmente tiene la atmósfera de Saturno cubierta con algún material que proporciona un "piso" sólido para que la gente lije y trabaje, sostenga edificios, etc.

Los materiales como el grafeno o una "tela" tejida con cables Fullerine proporcionarán la alta relación resistencia / peso necesaria para hacer esto plausible, y aunque puede parecer un poco como estar de pie y trabajar en un trampolín, la realidad es que la estructura será tan vasta. que la mayor parte de la flexión se amortiguará y usted y yo apenas sentiríamos nada.

Ahora las preguntas sobre la atmósfera y el clima serán más difíciles de responder. Ciertamente se puede agregar una atmósfera al exterior del mundo supramundano de Saturno, importando materiales de las muchas lunas de Saturno e importando nitrógeno adicional de las lejanas lunas de Neptuno y cuerpos del cinturón de Kuiper (si puede cubrir Saturno, puede importar fácilmente materiales desde el espacio profundo), así como océanos y suelo para soportar cualquier tipo de biosferas que desee. Dado que está tan lejos del Sol, se necesitará un sistema de espejos en órbita para proporcionar iluminación adicional.

El tiempo y el clima serán muy diferentes a los de la Tierra simplemente debido a los efectos de la escala, y también habrá muchas variables basadas en cómo compones la atmósfera, el porcentaje de tierra a océano que eliges crear y los detalles de cómo y donde los pelotones de espejos orbitan e iluminan el planeta, por lo que habrá muchos saludos con las manos que se pueden hacer para satisfacer sus necesidades como narrador. Esperaría que el período inicial en el que se agregan la atmósfera y los productos biológicos esté marcado por discontinuidades violentas a medida que se establecen los equilibrios y luego se interrumpen, por lo que las personas que viven allí podrían no establecerse en la unidad del mundo supramundano al final del proceso de construcción y siembra. .

También es posible mover activamente a Saturno a una órbita más cercana alrededor del Sol, pero la cantidad de tiempo y energía necesarios es "astronómica". Si se pudiera enviar una cantidad suficiente de asteroides, cometas o cuerpos de tamaño similar en órbitas en bucle desde el cinturón de Kruiper para pasar por Saturno, el planeta podría transferir parte de su energía orbital a estos cuerpos (acelerándolos y arrojándolos desde el Sistema Solar). ) y moviéndose gradualmente hacia una órbita más cercana alrededor del Sol. Esto requerirá mucha planificación, ya que estos cuerpos podrían estrellarse contra planetas o naves espaciales en el sistema exterior, mientras que a medida que Saturno se acerca a la órbita de Júpiter, pueden surgir efectos inesperados a partir de interacciones gravitacionales, órbitas de resonancia entre Saturno y el cinturón de asteroides e incluso el interior. planetas. Quizás sea mejor quedarse con los espejos.

Entonces, tal vez nuestros descendientes en el 2500 d.C. podrían estar comenzando un proyecto de esta magnitud, sin duda necesitará una gran cantidad de recursos y la capacidad de controlar grandes cantidades de materia y energía para hacerlo.


Contenido

La teoría de la formación planetaria más aceptada se conoce como hipótesis nebular. Esta teoría mencionaba que, hace 4.600 millones de años, el Sistema Solar se formó por el colapso gravitacional de una nube molecular gigante que se extendía por varios años luz. Muchas estrellas, incluido el Sol, se formaron dentro de esta nube que colapsa. El gas que formó el Sistema Solar era un poco más masivo que el propio Sol. La mayor parte de la masa se concentró en el centro, formando el Sol, y el resto de la masa se aplanó en un disco protoplanetario, a partir del cual se formaron todos los planetas, lunas, asteroides y otros cuerpos celestes actuales del Sistema Solar.

El filósofo y matemático francés René Descartes fue el primero en proponer un modelo para el origen del Sistema Solar en su libro. El mundo, escrito entre 1629 y 1633. En su opinión, el Universo estaba lleno de vórtices de partículas en remolino, y tanto el Sol como los planetas se habían condensado a partir de un gran vórtice que se había contraído, lo que pensó que podría explicar el movimiento circular de los planetas. Sin embargo, esto fue antes del conocimiento de la teoría de la gravedad de Newton, lo que explica que la materia no se comporte de esta forma. [4]

El modelo de vórtice de 1944, [4] formulado por el físico y filósofo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker, se remonta al modelo cartesiano al involucrar un patrón de remolinos inducidos por turbulencias en un disco nebular laplaciano. En el modelo de Weizsäcker, una combinación de la rotación en el sentido de las agujas del reloj de cada vórtice y la rotación en el sentido contrario a las agujas del reloj de todo el sistema podría llevar a que los elementos individuales se muevan alrededor de la masa central en órbitas keplerianas, reduciendo la disipación de energía debido al movimiento general. Sin embargo, el material chocaría a una alta velocidad relativa en los límites entre vórtices y, en estas regiones, pequeños remolinos de rodamientos de rodillos se fusionarían para dar condensaciones anulares. Esta teoría fue muy criticada, ya que la turbulencia es un fenómeno asociado con el desorden y no produciría espontáneamente la estructura altamente ordenada requerida por la hipótesis. Tampoco proporciona una solución al problema del momento angular ni explica la formación lunar y otras características muy básicas del Sistema Solar. [5]

Este modelo fue modificado [4] en 1948 por el físico teórico holandés Dirk Ter Haar, quien teorizó que los remolinos regulares fueron descartados y reemplazados por turbulencias aleatorias, lo que conduciría a una nebulosa muy espesa donde no ocurriría inestabilidad gravitacional. Concluyó que los planetas deben haberse formado por acreción y explicó que la diferencia de composición entre los planetas es el resultado de la diferencia de temperatura entre las regiones interna y externa, siendo la primera más caliente y la última más fría, por lo que solo los refractarios (no volátiles) se condensan. en la región interior. Una dificultad importante fue que, en esta suposición, se produjo una disipación turbulenta en el transcurso de un solo milenio, lo que no dio tiempo suficiente para que se formaran los planetas.

La hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por el científico sueco Emanuel Swedenborg [6] y luego ampliada por el filósofo prusiano Immanuel Kant en 1755. Una teoría similar fue formulada independientemente por el francés Pierre-Simon Laplace en 1796. [7]

En 1749, Georges-Louis Leclerc, Comte de Buffon concibió la idea de que los planetas se formaron cuando un cometa colisionó con el Sol, enviando materia para formar los planetas. Sin embargo, Pierre-Simon Laplace refutó esta idea en 1796, afirmando que cualquier planeta formado de esa manera eventualmente chocaría contra el Sol. Laplace sintió que las órbitas casi circulares de los planetas eran una consecuencia necesaria de su formación. [8] Hoy en día, se sabe que los cometas son demasiado pequeños para haber creado el Sistema Solar de esta manera. [8]

En 1755, Immanuel Kant especuló que las nebulosas observadas podrían ser regiones de formación de estrellas y planetas. En 1796, Laplace elaboró ​​argumentando que la nebulosa colapsó en una estrella y, mientras lo hacía, el material restante giró gradualmente hacia afuera en un disco plano, que luego formó planetas. [8]

Teorías alternativas Editar

Por más plausible que pueda parecer a primera vista, la hipótesis nebular todavía enfrenta el obstáculo del momento angular. Si el Sol se hubiera formado realmente a partir del colapso de una nube de este tipo, los planetas deberían estar girando mucho más lentamente. El Sol, aunque contiene casi el 99,9 por ciento de la masa del sistema, contiene solo el 1 por ciento de su momento angular, [9] lo que significa que el Sol debería estar girando mucho más rápidamente.

Teoría de las mareas Editar

Los intentos de resolver el problema del momento angular llevaron al abandono temporal de la hipótesis nebular en favor de un regreso a las teorías de los "dos cuerpos". [8] Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de marea o casi colisión propuesta por James Jeans en 1917, en la que la aproximación de alguna otra estrella al Sol finalmente formó los planetas. Este casi accidente habría extraído grandes cantidades de materia del Sol y la otra estrella por sus fuerzas de marea mutuas, que luego podrían haberse condensado en planetas. [8] En 1929, el astrónomo Harold Jeffreys respondió que una colisión tan cercana era enormemente improbable. [8] El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell también objetó la hipótesis al mostrar que tuvo problemas con el momento angular de los planetas exteriores, con los planetas luchando por evitar ser reabsorbidos por el Sol. [10]

Modelo de Chamberlin-Moulton Editar

En 1900, Forest Moulton demostró que la hipótesis nebular era incompatible con las observaciones debido al momento angular. Moulton y Chamberlin en 1904 originaron la hipótesis planetesimal. [11] Junto con muchos astrónomos de la época, llegaron a creer que las imágenes de "nebulosas espirales" del Observatorio Lick eran evidencia directa de la formación de sistemas planetarios, que luego resultaron ser galaxias.

Moulton y Chamberlin sugirieron que una estrella había pasado cerca del Sol al principio de su vida, provocando protuberancias de marea, y que esto, junto con el proceso interno que conduce a las prominencias solares, resultó en la expulsión de filamentos de materia de ambas estrellas. Si bien la mayor parte del material habría retrocedido, parte de él permanecería en órbita. Los filamentos se enfriaron en numerosos planetesimales sólidos, diminutos y algunos protoplanetas más grandes. Este modelo recibió un apoyo favorable durante aproximadamente 3 décadas, pero pasó en desgracia a finales de los años 30 y fue descartado en los años 40 debido a que se dio cuenta de que era incompatible con el momento angular de Júpiter. Se mantuvo una parte de la teoría, la acreción planetesimal. [4]

Escenario de Lyttleton Editar

En 1937 y 1940, Raymond Lyttleton postuló que una estrella compañera del Sol colisionó con una estrella que pasaba. [4] Tal escenario ya había sido sugerido y rechazado por Henry Russell en 1935, aunque podría haber sido más probable asumiendo que el Sol nació en un cúmulo abierto, donde las colisiones estelares son comunes. Lyttleton mostró que los planetas terrestres eran demasiado pequeños para condensarse por sí mismos y sugirió que un protoplaneta muy grande se rompió en dos debido a la inestabilidad rotacional, formando Júpiter y Saturno, con un filamento de conexión a partir del cual se formaron los otros planetas. Un modelo posterior, de 1940 y 1941, involucró un sistema estelar triple, un binario más el Sol, en el que el binario se fusionó y luego se dividió debido a la inestabilidad rotacional y escapó del sistema, dejando un filamento que se formó entre ellos para ser capturado por el sol. Las objeciones de Lyman Spitzer también se aplican a este modelo. [ aclaración necesaria ]

Modelo de estructura de banda Editar

En 1954, 1975 y 1978, [12] el astrofísico sueco Hannes Alfvén incluyó efectos electromagnéticos en las ecuaciones de los movimientos de partículas, y se explicaron la distribución del momento angular y las diferencias de composición. En 1954, propuso por primera vez la estructura de bandas, en la que distinguió una nube A, que contiene principalmente helio con algunas impurezas de partículas sólidas ("lluvia de meteoritos"), una nube B con principalmente carbono, una nube C que contiene principalmente hidrógeno y una nube D hecha principalmente de silicio y hierro. Las impurezas en la nube A formaron Marte y la Luna (luego capturadas por la Tierra), las impurezas en la nube B colapsaron para formar los planetas exteriores, la nube C se condensó en Mercurio, Venus, la Tierra, el cinturón de asteroides, las lunas de Júpiter. y los anillos de Saturno, mientras que Plutón, Tritón, los satélites exteriores de Saturno, las lunas de Urano, el Cinturón de Kuiper y la nube de Oort se formaron a partir de la nube D.

Teoría de la nube interestelar Editar

En 1943, el astrónomo soviético Otto Schmidt propuso que el Sol, en su forma actual, atravesó una densa nube interestelar y emergió envuelto en una nube de polvo y gas, a partir de la cual finalmente se formaron los planetas. Esto resolvió el problema del momento angular asumiendo que la lenta rotación del Sol era peculiar y que los planetas no se formaron al mismo tiempo que el Sol. [8] Las extensiones del modelo, que en conjunto forman la escuela rusa, incluyen a Gurevich y Lebedinsky en 1950, Safronov en 1967 y 1969, Ruskol en 1981 Safronov y Vityazeff en 1985, y Safronov y Ruskol en 1994, entre otros [13] Sin embargo, Esta hipótesis fue severamente molida por Victor Safronov, quien demostró que la cantidad de tiempo requerido para formar los planetas a partir de una envoltura tan difusa excedería con creces la edad determinada del Sistema Solar. [8]

Ray Lyttleton modificó la teoría mostrando que no era necesario un tercer cuerpo y proponiendo que un mecanismo de acreción de líneas, como lo describieron Bondi y Hoyle en 1944, permitía que el material de las nubes fuera capturado por la estrella (Williams y Cremin, 1968, loc. cit.).

Hipótesis de Hoyle Editar

En el modelo de Hoyle [4] de 1944, la compañera se convirtió en una nova con material eyectado capturado por el Sol y planetas que se forman a partir de este material. En una versión un año después, era una supernova. En 1955 propuso un sistema similar al de Laplace, y nuevamente propuso la idea con más detalle matemático en 1960. Se diferencia de Laplace en que se produjo un par magnético entre el disco y el Sol, que entró en vigor inmediatamente de lo contrario, cada vez más materia habría sido expulsado, resultando en un sistema planetario masivo que excede el tamaño del existente y es comparable al Sol. El par provocó un acoplamiento magnético y actuó para transferir el momento angular del Sol al disco. La fuerza del campo magnético debería haber sido de 1 gauss. La existencia de torque dependía de que las líneas de fuerza magnéticas se congelaran en el disco, una consecuencia de un conocido teorema magnetohidrodinámico (MHD) sobre líneas de fuerza congeladas. Como la temperatura de condensación solar cuando se expulsó el disco no podía ser mucho más de 1.000 K (730 ° C 1.340 ° F), numerosos refractarios debieron ser sólidos, probablemente como finas partículas de humo, que habrían crecido con la condensación y la acreción. Estas partículas habrían sido barridas con el disco solo si su diámetro en la órbita de la Tierra fuera inferior a 1 metro, por lo que a medida que el disco se movía hacia afuera, quedaba un disco subsidiario que constaba solo de refractarios, donde se formarían los planetas terrestres. El modelo concuerda con la masa y composición de los planetas y la distribución del momento angular proporcionó el acoplamiento magnético. Sin embargo, no explica el hermanamiento, la baja masa de Marte y Mercurio y los cinturones de planetoides. Alfvén formuló el concepto de líneas de campo magnético congeladas.

Teoría de Kuiper Editar

Gerard Kuiper en 1944 [4] argumentó, como Ter Haar, que los remolinos regulares serían imposibles y postuló que podrían ocurrir grandes inestabilidades gravitacionales en la nebulosa solar, formando condensaciones. En esto, la nebulosa solar podría ser cogenética con el Sol o capturada por él. La distribución de la densidad determinaría qué podría formarse, un sistema planetario o un compañero estelar. Se asumió que los dos tipos de planetas eran el resultado del límite de Roche. No se ofreció ninguna explicación para la lenta rotación del Sol, que Kuiper vio como un problema de estrellas G más grande.

Teoría de Whipple Editar

En el escenario de Fred Whipple de 1948, [4] una nube de humo de aproximadamente 60.000 AU de diámetro y con 1 masa solar (M ) contrajo y produjo el sol. Tenía un momento angular insignificante, lo que explica la propiedad similar del Sol. Esta nube de humo capturó una más pequeña con un gran momento angular. El tiempo de colapso de la gran nebulosa de humo y gas es de unos 100 millones de años, y la velocidad fue lenta al principio, aumentando en etapas posteriores. Los planetas se condensaron a partir de pequeñas nubes desarrolladas o capturadas por la segunda nube. Las órbitas serían casi circulares porque la acreción reduciría la excentricidad debido a la influencia del medio resistente, y las orientaciones orbitales serían similares debido al tamaño de la pequeña nube y la dirección común de los movimientos. Los protoplanetas podrían haberse calentado a niveles tan altos que los compuestos más volátiles se habrían perdido y la velocidad orbital disminuyó al aumentar la distancia, de modo que los planetas terrestres se habrían visto más afectados. Sin embargo, este escenario fue débil porque prácticamente todas las regularidades finales se introducen como un supuesto previo y los cálculos cuantitativos no respaldaron la mayoría de las hipótesis. Por estas razones, no obtuvo una amplia aceptación.

Modelo de Urey Editar

El químico estadounidense Harold Urey, fundador de la cosmoquímica, propuso un escenario [4] en 1951, 1952, 1956 y 1966 basado principalmente en meteoritos. Su modelo también utilizó las ecuaciones de estabilidad de Chandrasekhar y obtuvo la distribución de densidad en el disco de gas y polvo que rodea al Sol primitivo. Para explicar que los planetas terrestres podrían retener elementos volátiles como el mercurio, postuló un halo de gas y polvo moderadamente espeso que protegía a los planetas del Sol. Para formar diamantes, los cristales de carbono puro, los objetos del tamaño de una luna y las esferas de gas que se vuelven gravitacionalmente inestables tendrían que formarse en el disco, y el gas y el polvo se disipan en una etapa posterior. La presión cayó a medida que se perdía gas y los diamantes se convertían en grafito, mientras que el sol iluminaba el gas. En estas condiciones, estaría presente una ionización considerable y el gas sería acelerado por campos magnéticos, por lo que el momento angular podría transferirse desde el Sol. Urey postuló que estos cuerpos del tamaño de la luna fueron destruidos por colisiones, con el gas disipándose, dejando atrás los sólidos acumulados en el núcleo, con los fragmentos más pequeños resultantes empujados hacia el espacio y los fragmentos más grandes quedándose atrás y acrecentándose en planetas. Sugirió que la Luna era un núcleo superviviente.

Teoría de los protoplanetas Editar

En 1960, 1963 y 1978, [14] W. H. McCrea propuso la teoría de los protoplanetas, en la que el Sol y los planetas se fusionaron individualmente a partir de la materia dentro de la misma nube, y los planetas más pequeños fueron capturados más tarde por la mayor gravedad del Sol. [8] Incluye la fisión en una nebulosa protoplanetaria y excluye una nebulosa solar. Las aglomeraciones de flóculos, que se presume componen la turbulencia supersónica que se supone que ocurre en el material interestelar del que nacen las estrellas, formaron el Sol y los protoplanetas, estos últimos dividiéndose para formar planetas.Las dos porciones no podían permanecer unidas gravitacionalmente entre sí en una proporción de masa de al menos 8 a 1, y para los planetas interiores, entraron en órbitas independientes, mientras que para los planetas exteriores, una porción salió del Sistema Solar. Los protoplanetas internos fueron Venus-Mercurio y Tierra-Marte. Las lunas de los planetas mayores se formaron a partir de "gotitas" en el cuello que conectan las dos porciones del protoplaneta en división. Estas gotitas podrían explicar algunos asteroides. Los planetas terrestres no tendrían lunas principales, lo que no explica la Luna. La teoría también predice ciertas observaciones, como la velocidad angular similar de Marte y la Tierra con períodos de rotación e inclinaciones axiales similares. En este esquema, hay seis planetas principales: dos terrestres, Venus y la Tierra, dos mayores, Júpiter y Saturno y dos exteriores, Urano y Neptuno, junto con tres planetas menores: Mercurio, Marte y Plutón.

Esta teoría tiene algunos problemas, como no explicar el hecho de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en la misma dirección con una excentricidad relativamente baja, lo que parecería muy poco probable si fueran capturados individualmente. [8]

La hipótesis de Cameron Editar

En la hipótesis del astrónomo estadounidense Alastair G. W. Cameron de 1962 y 1963, [4] el protosun, con una masa de aproximadamente 1-2 soles y un diámetro de alrededor de 100.000 UA, era gravitacionalmente inestable, colapsó y se rompió en subunidades más pequeñas. El campo magnético era de alrededor de 1 / 100.000 gauss. Durante el colapso, las líneas magnéticas de fuerza se retorcieron. El colapso fue rápido y se produjo debido a la disociación de las moléculas de hidrógeno, seguida de la ionización del hidrógeno y la doble ionización del helio. El momento angular condujo a la inestabilidad rotacional, lo que produjo un disco de Laplace. En esta etapa, la radiación eliminó el exceso de energía, el disco se enfriaría durante un período relativamente corto de aproximadamente 1 millón de años y se produjo la condensación en lo que Whipple llama cometasmals. La agregación de estos cometas produjo planetas gigantes, que a su vez produjeron discos durante su formación, que evolucionaron hacia sistemas lunares. La formación de planetas terrestres, cometas y asteroides involucró desintegración, calentamiento, fusión y solidificación. Cameron también formuló la hipótesis del impacto gigante para el origen de la Luna.

Capturar teoría Editar

La teoría de la captura, propuesta por Michael Mark Woolfson en 1964, postula que el Sistema Solar se formó a partir de interacciones de marea entre el Sol y una protoestrella de baja densidad. La gravedad del Sol habría extraído material de la atmósfera difusa de la protoestrella, que luego se habría derrumbado para formar los planetas. [15] Sin embargo, la teoría de la captura predice una edad diferente para el Sol que para los planetas, [ cita necesaria ] mientras que las edades similares del Sol y el resto del Sistema Solar indican que se formaron aproximadamente al mismo tiempo. [dieciséis]

Como los planetas capturados tendrían inicialmente órbitas excéntricas, Dormand y Woolfson en 1974 y 1977 y Woolfson [17] propusieron la posibilidad de una colisión. Teorizaron que un filamento fue arrojado por una protoestrella que pasaba y fue capturado por el Sol, lo que resultó en la formación de planetas. En esta idea, había 6 planetas originales, correspondientes a 6 masas puntuales en el filamento, con los planetas "Enyo" y "Bellona", los dos más internos, colisionando. Enyo, con el doble de masa de Neptuno, fue expulsado del Sistema Solar, mientras que Bellona, ​​estimada en un tercio de la masa de Urano, se dividió en dos para formar la Tierra y Venus. En una versión de la hipótesis revisada en 2017, se determinó que Bellona y Enyo eran gigantes gaseosos más masivos que Júpiter, y su colisión provocó brevemente reacciones en cadena deuterio-deuterio, destrozando ambos planetas. Los sedimentos del interior de Enyo formaron Venus, mientras que los sedimentos del interior de Bellona formaron la Tierra. [18] Según esta teoría, Marte, la Luna, Haumea, Makemake, Eris y V774104 son antiguas lunas de Enyo, mientras que Mercurio es un fragmento de Bellona o una luna escapada de Enyo. La colisión de Enyo-Bellona también formó el cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper, la nube de Oort y los cometas. Plutón, ya sea un fragmento o una luna de uno de los planetas, pasó cerca del satélite Tritón de Neptuno, lo que hizo que asumiera su órbita retrógrada. [19]

El astrónomo estadounidense T.J.J. See desarrolló un modelo mientras estaba en la estación de USNO en Mare Island, California, al que llamó teoría de la captura. Publicado en 1910, en sus "Investigaciones sobre la evolución de los sistemas estelares: v. 2. La teoría de la captura de la evolución cósmica, fundada en principios dinámicos e ilustrada por fenómenos observados en las nebulosas espirales, el sistema planetario, las estrellas dobles y múltiples y cúmulos y nubes de estrellas de la Vía Láctea ”, la teoría proponía que los planetas se formaron en el Sistema Solar exterior y fueron capturados por el Sol, mientras que las lunas se formaron de esta manera y fueron capturadas por los planetas. Esto provocó una disputa con Forest Moulton, quien co-desarrolló la hipótesis planetesimal. Se presentó una vista previa en 1909 en una reunión de la Sociedad Astronómica del Pacífico (ASP) en el Observatorio Chabot en Oakland, California. El conocimiento actual de la dinámica hace que la captura sea muy improbable, ya que requiere condiciones especiales. [11]

Fisión solar Editar

En 1951, 1962 y 1981, el astrónomo suizo Louis Jacot, [20] como Weisacker y Ter Haar, continuó la idea cartesiana de vórtices pero propuso una jerarquía de vórtices, o vórtices dentro de vórtices, es decir, un vórtice del sistema lunar, un vórtice del sistema solar. y un vórtice galáctico. Presentó la noción de que las órbitas planetarias son espirales, no círculos o elipses. Jacot también propuso la expansión de las galaxias en el sentido de que las estrellas se alejan del centro y las lunas se alejan de sus planetas.

También sostuvo que los planetas fueron expulsados, uno a la vez, del Sol, específicamente de un bulto ecuatorial causado por la rotación, y que un planeta hipotético se rompió en esta expulsión, dejando el cinturón de asteroides. El Cinturón de Kuiper era desconocido en ese momento, pero presumiblemente también habría resultado del mismo tipo de destrucción. Las lunas, al igual que los planetas, se originaron como expulsiones ecuatoriales de sus planetas padres, con algunas roturas, dejando los anillos, y se suponía que la Tierra eventualmente expulsaría otra luna.

En este modelo, los planetas tenían 4 fases: sin rotación y manteniendo el mismo lado del Sol, rotación muy lenta, acelerada y diaria.

Jacot explicó las diferencias entre los planetas internos y externos y las lunas internas y externas a través del comportamiento de los vórtices. La órbita excéntrica de Mercurio se explica por su reciente expulsión del Sol y la lenta rotación de Venus como si estuviera en la "fase de rotación lenta", habiendo sido expulsado penúltimo.

El modelo de Tom Van Flandern [21] [22] [23] [24] se propuso por primera vez en 1993 en la primera edición de su libro. En la versión revisada de 1999 y posteriores, el Sistema Solar original tenía seis pares de planetas gemelos, y cada uno de ellos se fisionó a partir de las protuberancias ecuatoriales de un Sol que giraba en exceso, donde las fuerzas centrífugas hacia afuera excedían la fuerza gravitacional hacia adentro, en diferentes momentos, dándoles diferentes temperaturas, tamaños y composiciones, y después de haber condensado con el disco nebular disipándose después de unos 100 millones de años, con seis planetas explotando. Cuatro de ellos estaban dominados por helio, eran fluidos e inestables. Estos fueron V (Maldek, [25] V representa el quinto planeta, los primeros cuatro incluidos Mercurio y Marte), K (Krypton), T (transneptuniano) y el Planeta X. En estos casos, las lunas más pequeñas explotaron debido a la marea. tensiones, dejando los cinturones de cuatro componentes de las dos zonas planetoides principales. El planeta LHB-A, cuya explosión se postula que causó el Bombardeo Pesado Tardío (LHB) hace aproximadamente 4 eones, estaba hermanado con Júpiter, y LHB-B, cuya explosión se postula que causó otro LHB, fue hermanada con Saturno. En los planetas LHB-A, Júpiter, LHB-B y Saturno, el socio interno y más pequeño de cada par fue sometido a enormes tensiones de marea, lo que hizo que explotara. Las explosiones ocurrieron antes de que pudieran separarse de las lunas. Como los seis eran fluidos, no dejaron rastro. Los planetas sólidos se fisionaron en una sola luna, y Mercurio era una luna de Venus, pero se alejó como resultado de la influencia gravitacional del Sol. Marte era una luna de Maldek.

Un argumento importante en contra de la explosión de planetas y lunas es que no habría una fuente de energía lo suficientemente poderosa como para causar tales explosiones. [ cita necesaria ]

Modelo de Herndon Editar

En el modelo de J. Marvin Herndon, [26] planetas interiores de gran núcleo formados por condensación y lluvia desde dentro de protoplanetas gaseosos gigantes a altas presiones y altas temperaturas. La condensación completa de la Tierra incluyó aproximadamente 300 M caparazón de gas / hielo que comprimió el núcleo rocoso hasta aproximadamente el 66 por ciento del diámetro actual de la Tierra. Las erupciones del Sol de T Tauri arrancaron los gases de los planetas interiores. Mercurio no se condensó por completo, y una parte de sus gases se eliminó y se transportó a la región entre Marte y Júpiter, donde se fusionó con el condensado oxidado que caía desde los confines del Sistema Solar y formó el material original de los meteoritos de condrita ordinarios. , los asteroides del cinturón principal y el revestimiento de los planetas interiores, especialmente Marte. Las diferencias entre los planetas interiores son principalmente consecuencia de diferentes grados de compresión protoplanetaria. Hay dos tipos de respuestas a los aumentos de volumen planetario impulsados ​​por la descompresión: grietas, que se formaron para aumentar el área de superficie, y plegamiento, que crearon cadenas montañosas para adaptarse a los cambios de curvatura.

Esta teoría de la formación planetaria representa una extensión del modelo de Dinámica de Descompresión de la Tierra Total (WEDD), [27] que incluye reactores de fisión nuclear natural en núcleos planetarios que Herndon expone en once artículos en Ciencia actual de 2005 a 2013 y cinco libros publicados de 2008 a 2012. Se refiere a su modelo como "indivisible", lo que significa que los aspectos fundamentales de la Tierra están conectados lógica y causalmente y pueden deducirse de su formación temprana como un gigante parecido a Júpiter.

En 1944, el químico y físico alemán Arnold Eucken consideró la termodinámica de la Tierra condensándose y lloviendo dentro de un protoplaneta gigante a presiones de 100 a 1000 atm. En la década de 1950 y principios de la de 1960, tuvo lugar una discusión sobre la formación planetaria a tales presiones, pero el modelo de baja presión de 1963 de Cameron (c. 4-10 atm.) Suplantó en gran medida la idea.

Clasificación de las teorías Editar

Jeans, en 1931, dividió los distintos modelos en dos grupos: aquellos en los que el material para la formación de planetas provenía del Sol y aquellos en los que no lo hizo y pueden ser concurrentes o consecutivos. [28]

En 1963, William McCrea los dividió en otros dos grupos: aquellos que relacionan la formación de los planetas con la formación del Sol y aquellos donde es independiente de la formación del Sol, donde los planetas se forman después de que el Sol se convierte en una estrella normal. . [28]

Ter Haar y Cameron [29] distinguieron entre las teorías que consideran un sistema cerrado, que es un desarrollo del Sol y posiblemente una envoltura solar, que comienza con un protosol en lugar del Sol mismo, y afirman que Belot llama a estas teorías monistas y los que consideran un sistema abierto, que es donde hay una interacción entre el Sol y algún cuerpo extraño que se supone fue el primer paso en los desarrollos que condujeron al sistema planetario, y afirman que Belot denomina a estas teorías dualistas.

La clasificación de Hervé Reeves [30] también los clasificó como cogenéticos con el Sol o no, pero también consideró su formación a partir de material estelar e interestelar alterado o inalterado. También reconoció cuatro grupos: modelos basados ​​en la nebulosa solar, originados por Swedenborg, Kant y Laplace en las teorías de 1700 que proponen una nube capturada del espacio interestelar, siendo los principales proponentes Alfvén y Gustaf Arrhenius en 1978 las hipótesis binarias que proponen que una hermana La estrella de alguna manera se desintegró y una parte de su material disipado fue capturado por el Sol, siendo el principal hipotetizador Lyttleton en la década de 1940 y las ideas de filamentos de aproximación cercana de Jeans, Jeffreys y Woolfson y Dormand.

Williams y Cremin [28] crearon las categorías de modelos que consideran que el origen y la formación de los planetas están esencialmente relacionados con el Sol, con los dos procesos de formación que tienen lugar de forma simultánea o consecutiva, y modelos que consideran la formación de los planetas como algo Independientemente del proceso de formación del Sol, los planetas que se forman después del Sol se convierten en una estrella normal. Esta última clasificación tiene 2 subcategorías: modelos donde el material para la formación de los planetas se extrae del Sol o de otra estrella, y modelos donde el material se adquiere del espacio interestelar. Concluyen que los mejores modelos son el acoplamiento magnético de Hoyle y los flóculos de McCrea.

Woolfson [31] reconoció modelos monistas, que incluían a Laplace, Descartes, Kant y Weisacker, y modelos dualistas, que incluían a Buffon, Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys y Schmidt-Lyttleton.

Resurgimiento de la hipótesis nebular Editar

En 1978, el astrónomo A. J. R. Prentice revivió el modelo nebular laplaciano en su Teoría Laplaciana Moderna al sugerir que el problema del momento angular podría resolverse mediante el arrastre creado por los granos de polvo en el disco original, que ralentizó la rotación en el centro. [8] [32] Prentice también sugirió que el Sol joven transfirió algo de momento angular al disco protoplanetario y planetesimales a través de eyecciones supersónicas que se cree que ocurren en las estrellas T Tauri. [8] [33] Sin embargo, su afirmación de que tal formación ocurriría en toros o anillos ha sido cuestionada, ya que tales anillos se dispersarían antes de colapsar en planetas. [8]

El nacimiento de la teoría moderna y ampliamente aceptada de la formación planetaria, el Modelo de Disco Nebular Solar (SNDM), se remonta a los trabajos del astrónomo soviético Victor Safronov. [34] Su libro Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas, [35] que fue traducido al inglés en 1972, tuvo un efecto duradero en cómo los científicos pensaban sobre la formación de los planetas. [36] En este libro, se formularon casi todos los problemas principales del proceso de formación planetaria, y algunos de ellos se resolvieron. Las ideas de Safronov se desarrollaron aún más en las obras de George Wetherill, quien descubrió la acreción descontrolada. [8] A principios de la década de 1980, la hipótesis nebular en forma de SNDM había vuelto a ser popular, impulsada por dos importantes descubrimientos en astronomía. En primer lugar, se descubrió que varias estrellas jóvenes, como Beta Pictoris, estaban rodeadas por discos de polvo frío, tal como lo predijo la hipótesis nebular. En segundo lugar, el satélite astronómico infrarrojo, lanzado en 1983, observó que muchas estrellas tenían un exceso de radiación infrarroja que podría explicarse si estuvieran en órbita alrededor de discos de material más frío.

Problemas pendientes Editar

Si bien el panorama general de la hipótesis nebular es ampliamente aceptado, [37] muchos de los detalles no se comprenden bien y continúan perfeccionándose.

El modelo nebular refinado se desarrolló enteramente a partir de observaciones del Sistema Solar porque fue el único conocido hasta mediados de la década de 1990. No se asumió con seguridad que fuera ampliamente aplicable a otros sistemas planetarios, aunque los científicos estaban ansiosos por probar el modelo nebular encontrando discos protoplanetarios o incluso planetas alrededor de otras estrellas. [38] Al 30 de agosto de 2013, el descubrimiento de 941 planetas extrasolares [39] ha dado lugar a muchas sorpresas, y el modelo nebular debe revisarse para tener en cuenta estos sistemas planetarios descubiertos, o se deben considerar nuevos modelos.

Entre los planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha se encuentran planetas del tamaño de Júpiter o más grandes, pero que poseen períodos orbitales muy cortos de solo unas pocas horas. Tales planetas tendrían que orbitar muy cerca de sus estrellas, tan cerca que sus atmósferas serían eliminadas gradualmente por la radiación solar. [40] [41] No hay consenso sobre cómo explicar estos llamados Júpiter calientes, pero una idea principal es la de la migración planetaria, similar al proceso que se cree que movió a Urano y Neptuno a su actual órbita distante. . Los posibles procesos que causan la migración incluyen la fricción orbital mientras el disco protoplanetario aún está lleno de gas hidrógeno y helio [42] y el intercambio de momento angular entre planetas gigantes y las partículas en el disco protoplanetario. [43] [44] [45]

Otro problema son las características detalladas de los planetas. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano de la eclíptica. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias pequeñas inclinaciones con respecto a la eclíptica. Además, para los gigantes gaseosos, se predice que sus rotaciones y sistemas lunares no estarán inclinados con respecto al plano de la eclíptica. Sin embargo, la mayoría de los gigantes gaseosos tienen importantes inclinaciones axiales con respecto a la eclíptica, y Urano tiene una inclinación de 98 °. [46] El hecho de que la Luna sea relativamente grande con respecto a la Tierra y otras lunas en órbitas irregulares con respecto a su planeta es otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del Sistema Solar. [47]

Los intentos de aislar la fuente física de la energía del Sol, y así determinar cuándo y cómo podría agotarse, comenzaron en el siglo XIX.

Contracción de Kelvin-Helmholtz Editar

En el siglo XIX, la opinión científica predominante sobre la fuente del calor del Sol era que se generaba por contracción gravitacional. En la década de 1840, los astrónomos J. R. Mayer y J. J. Waterson propusieron por primera vez que el peso masivo del Sol haría que colapsara sobre sí mismo, generando calor. Tanto Hermann von Helmholtz como Lord Kelvin expusieron esta idea en 1854, sugiriendo que el calor también puede ser producido por el impacto de meteoros en la superficie del Sol. [48] ​​Las teorías de la época sugirieron que las estrellas evolucionaron moviéndose hacia abajo en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell, comenzando como supergigantes rojas difusas antes de contraerse y calentarse para convertirse en estrellas azules de la secuencia principal, luego incluso más hacia enanas rojas antes de terminar como enanas negras frías y densas. Sin embargo, el Sol solo tiene suficiente energía potencial gravitacional para impulsar su luminosidad mediante este mecanismo durante unos 30 millones de años, mucho menos que la edad de la Tierra. (Este tiempo de colapso se conoce como escala temporal de Kelvin-Helmholtz). [49]

El desarrollo de Albert Einstein de la teoría de la relatividad en 1905 llevó al entendimiento de que las reacciones nucleares podrían crear nuevos elementos a partir de precursores más pequeños con la pérdida de energía. En su tratado Estrellas y átomosArthur Eddington sugirió que las presiones y temperaturas dentro de las estrellas eran lo suficientemente grandes como para que los núcleos de hidrógeno se fusionaran en helio, un proceso que podría producir las cantidades masivas de energía necesarias para alimentar al Sol. [48] ​​En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas. [50] La evidencia espectral recopilada después de 1945 mostró que la distribución de los elementos químicos más comunes, como carbono, hidrógeno, oxígeno, nitrógeno, neón y hierro, era bastante uniforme en toda la galaxia, lo que sugiere que estos elementos tenían un origen común. [50] Numerosas anomalías en las proporciones insinuaban un mecanismo subyacente para la creación. Por ejemplo, el plomo tiene un peso atómico más alto que el oro, pero es mucho más común, además, el hidrógeno y el helio (elementos 1 y 2) son prácticamente omnipresentes, pero el litio y el berilio (elementos 3 y 4) son extremadamente raros. [50]

Gigantes rojos Editar

Si bien los espectros inusuales de las estrellas gigantes rojas se conocían desde el siglo XIX, [51] fue George Gamow quien, en la década de 1940, entendió por primera vez que eran estrellas de masa aproximadamente solar que se habían quedado sin hidrógeno en sus núcleos y tenían recurrieron a quemar el hidrógeno en sus capas exteriores. [ cita necesaria ] Esto permitió a Martin Schwarzschild establecer la conexión entre las gigantes rojas y la esperanza de vida finita de las estrellas. Ahora se entiende que las gigantes rojas son estrellas en las últimas etapas de sus ciclos de vida.

Fred Hoyle señaló que, aunque la distribución de elementos era bastante uniforme, las diferentes estrellas tenían cantidades variables de cada elemento. Para Hoyle, esto indicaba que debían haberse originado dentro de las propias estrellas. La abundancia de elementos alcanzó su punto máximo alrededor del número atómico del hierro, un elemento que solo podría haberse formado bajo intensas presiones y temperaturas. Hoyle concluyó que el hierro debe haberse formado dentro de estrellas gigantes. [50] A partir de esto, en 1945 y 1946, Hoyle construyó las etapas finales del ciclo de vida de una estrella. Cuando la estrella muere, colapsa bajo su peso, lo que lleva a una cadena estratificada de reacciones de fusión: el carbono-12 se fusiona con helio para formar oxígeno-16, el oxígeno-16 se fusiona con helio para producir neón-20, y así sucesivamente hasta el hierro. . [52] Sin embargo, no se conocía ningún método por el cual se pudiera producir carbono-12. Los isótopos de berilio producidos a través de la fusión eran demasiado inestables para formar carbono, y era tan poco probable que tres átomos de helio formaran carbono-12 que hubiera sido imposible durante la edad del Universo. Sin embargo, en 1952, el físico Ed Salpeter demostró que entre la formación y la desintegración del isótopo de berilio transcurrió un tiempo lo suficientemente corto como para que otro helio tuviera una pequeña posibilidad de formar carbono, pero solo si sus cantidades combinadas de masa / energía eran iguales a las de carbono-12. Hoyle, empleando el principio antrópico, demostró que debe ser así, ya que él mismo estaba hecho de carbono y existía. Cuando finalmente se determinó el nivel de materia / energía del carbono-12, se encontró que estaba dentro de un pequeño porcentaje de la predicción de Hoyle. [53]

Enanas blancas Editar

La primera enana blanca descubierta fue en el sistema estelar triple de 40 Eridani, que contiene la estrella de secuencia principal relativamente brillante 40 Eridani A, orbitada a distancia por el sistema binario más cercano de la enana blanca 40 Eridani B y la secuencia principal de la enana roja 40 Eridani C. La pareja 40 Eridani B / C fue descubierta por William Herschel el 31 de enero de 1783 [54], p. 73 fue observado de nuevo por Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. [55] [56] En 1910, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y Willina Fleming descubrieron que, a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B era de tipo espectral A, o blanco. [57]

Se descubrió que las enanas blancas eran extremadamente densas poco después de su descubrimiento. Si una estrella está en un sistema binario, como es el caso de Sirio B y 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirius B en 1910, [58] produciendo una estimación de masa de 0,94 M (una estimación más moderna es 1,00 M ). [59] Dado que los cuerpos más calientes irradian más que los más fríos, el brillo de la superficie de una estrella puede estimarse a partir de su temperatura superficial efectiva y, por tanto, de su espectro. Si se conoce la distancia de la estrella, también se puede estimar su luminosidad general. Una comparación de las dos figuras arroja el radio de la estrella. Un razonamiento de este tipo llevó a la comprensión, desconcertando a los astrónomos en ese momento, de que Sirio B y 40 Eridani B deben ser muy densos. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estimó la densidad de algunas estrellas binarias visuales en 1916, encontró que 40 Eridani B tenían una densidad de más de 25.000 veces la del Sol, que era tan alta que lo llamó "imposible". [60]

Tales densidades son posibles porque el material enano blanco no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos, sino que consiste en un plasma de núcleos y electrones no unidos. Por lo tanto, no hay ningún obstáculo para colocar núcleos más cerca entre sí de lo que normalmente permitirían los orbitales de electrones, las regiones ocupadas por electrones unidos a un átomo. [61] Eddington, sin embargo, se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfriara y la energía que mantenía ionizados los átomos ya no estuviera presente. [62] Esta paradoja fue resuelta por R. H. Fowler en 1926 mediante una aplicación de la mecánica cuántica recién ideada. Dado que los electrones obedecen al principio de exclusión de Pauli, dos electrones no pueden ocupar el mismo estado y deben obedecer la estadística de Fermi-Dirac, también introducida en 1926 para determinar la distribución estadística de partículas que satisface el principio de exclusión de Pauli. [63] A temperatura cero, por lo tanto, no todos los electrones podrían ocupar la energía más baja, o suelo, afirman que algunos de ellos tuvieron que ocupar estados de mayor energía, formando una banda de estados de menor energía disponible, el mar de Fermi. Este estado de los electrones, llamado degenerar, significaba que una enana blanca podía enfriarse a temperatura cero y aún poseer alta energía.

Nebulosas planetarias Editar

Las nebulosas planetarias son generalmente objetos débiles y ninguno es visible a simple vista. La primera nebulosa planetaria descubierta fue la Nebulosa Dumbbell en la constelación de Vulpecula, observada por Charles Messier en 1764 y listada como M27 en su catálogo de objetos nebulosos. Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, M27 y las nebulosas planetarias posteriormente descubiertas se parecían un poco a los gigantes gaseosos, y William Herschel, el descubridor de Urano, finalmente acuñó el término 'nebulosa planetaria' para ellos, aunque, como sabemos ahora, son muy diferente a los planetas.

Las estrellas centrales de las nebulosas planetarias están muy calientes. Sin embargo, su luminosidad es muy baja, lo que implica que deben ser muy pequeños. Una estrella puede colapsar a un tamaño tan pequeño solo una vez que ha agotado todo su combustible nuclear, por lo que las nebulosas planetarias llegaron a entenderse como una etapa final de la evolución estelar. Las observaciones espectroscópicas muestran que todas las nebulosas planetarias se están expandiendo, por lo que surgió la idea de que las nebulosas planetarias fueron causadas por el lanzamiento de las capas externas de una estrella al espacio al final de su vida.

A lo largo de los siglos, se han presentado muchas hipótesis científicas sobre el origen de la Luna de la Tierra. Uno de los primeros fue el llamado modelo de acreción binaria, que concluyó que la Luna se acrecentó a partir del material en órbita alrededor de la Tierra que quedó de su formación. Otro, el modelo de fisión, fue desarrollado por George Darwin (hijo de Charles Darwin), quien señaló que, a medida que la Luna se aleja gradualmente de la Tierra a una velocidad de aproximadamente 4 cm por año, en un punto del pasado distante, debió haber sido parte de la Tierra, pero fue arrojada hacia afuera por el impulso de la entonces rotación mucho más rápida de la Tierra. Esta hipótesis también está respaldada por el hecho de que la densidad de la Luna, aunque menor que la de la Tierra, es aproximadamente igual a la del manto rocoso de la Tierra, lo que sugiere que, a diferencia de la Tierra, carece de un núcleo de hierro denso. Una tercera hipótesis, conocida como modelo de captura, sugirió que la Luna era un cuerpo en órbita independiente que había sido atrapado en órbita por la gravedad de la Tierra. [3]

Misiones Apolo Editar

Todas las hipótesis existentes fueron refutadas por las misiones lunares Apolo a fines de la década de 1960 y principios de la de 1970, que introdujeron una corriente de nueva evidencia científica, específicamente sobre la composición, la edad y la historia de la Luna. Estas líneas de evidencia contradicen muchas predicciones hechas por estos modelos anteriores. [3] Las rocas traídas de la Luna mostraron una marcada disminución en el agua en relación con las rocas de otras partes del Sistema Solar y evidencia de un océano de magma al principio de su historia, lo que indica que su formación debe haber producido una gran cantidad de energía. Además, los isótopos de oxígeno en las rocas lunares mostraron una marcada similitud con los de la Tierra, lo que sugiere que se formaron en una ubicación similar en la nebulosa solar. El modelo de captura no explica la similitud en estos isótopos (si la Luna se hubiera originado en otra parte del Sistema Solar, esos isótopos habrían sido diferentes), mientras que el modelo de co-acreción no puede explicar adecuadamente la pérdida de agua (si la Luna formada de manera similar a la Tierra, la cantidad de agua atrapada en su estructura mineral también sería aproximadamente similar). Por el contrario, el modelo de fisión, si bien puede explicar la similitud en la composición química y la falta de hierro en la Luna, no puede explicar adecuadamente su alta inclinación orbital y, en particular, la gran cantidad de momento angular en el sistema Tierra-Luna. más que cualquier otro par planeta-satélite del Sistema Solar. [3]

Hipótesis del impacto gigante Editar

Durante muchos años después de Apolo, el modelo de acreción binario se estableció como la mejor hipótesis para explicar los orígenes de la Luna, aunque se sabía que tenía fallas. Luego, en una conferencia en Kona, Hawaii en 1984, se elaboró ​​un modelo de compromiso que tuvo en cuenta todas las discrepancias observadas. Originalmente formulado por dos grupos de investigación independientes en 1976, el modelo de impacto gigante supuso que un objeto planetario masivo del tamaño de Marte había chocado con la Tierra al principio de su historia. El impacto habría derretido la corteza terrestre y el núcleo pesado del otro planeta se habría hundido hacia adentro y se habría fusionado con el de la Tierra. El vapor sobrecalentado producido por el impacto se habría puesto en órbita alrededor del planeta, fusionándose en la Luna. Esto explicó la falta de agua, ya que la nube de vapor estaba demasiado caliente para que el agua condensara la similitud en la composición, ya que la Luna se había formado a partir de una parte de la Tierra de menor densidad, ya que la Luna se había formado a partir de la corteza y el manto de la Tierra, más que su núcleo y la órbita inusual de la Luna, ya que un golpe oblicuo habría impartido una cantidad masiva de momento angular al sistema Tierra-Luna. [3]

Problemas pendientes Editar

El modelo de impacto gigante ha sido criticado por ser demasiado explicativo, ya que puede ampliarse para explicar cualquier descubrimiento futuro y, como tal, no es falsificable. Muchos también afirman que gran parte del material del impactador habría terminado en la Luna, lo que significa que los niveles de isótopos serían diferentes, pero no es así. Además, mientras que algunos compuestos volátiles como el agua están ausentes de la corteza lunar, muchos otros, como el manganeso, no lo están. [3]

Otros satélites naturales Editar

Si bien los modelos de coacreción y captura no se aceptan actualmente como explicaciones válidas de la existencia de la Luna, se han empleado para explicar la formación de otros satélites naturales en el Sistema Solar. Se cree que los satélites galileanos de Júpiter se formaron por co-acreción, [64] mientras que se cree que todos los satélites irregulares del Sistema Solar, como Tritón, han sido capturados. [sesenta y cinco]


Conclusión

Los parámetros principales que necesitaríamos equilibrar son el radio y la densidad del planeta. Para mitigar los problemas gravitacionales y de velocidad de escape más graves, necesitaríamos que nuestro planeta fuera significativamente más grande y que tuviese una gravedad en la superficie bastante más baja que la de la Tierra.

Notas

La fuente de varios de los valores que he usado para las comparaciones de la Tierra es la Hoja de datos planetarios de la Tierra de la NASA. Para $ g $ en particular, tiene esta definición:

Aceleración gravitacional ecuatorial en la superficie del cuerpo o el nivel de 1 barra, sin incluir los efectos de la rotación, en metros / (segundo ^ 2)

Esto se puede dividir en varias subpreguntas.

¿Qué constituye un "planeta"? Según los estándares actuales, un cuerpo tan pequeño no podría clasificarse como un planeta porque no tendría un campo gravitacional lo suficientemente fuerte como para limpiar su órbita de escombros.

¿Puede formarse naturalmente un cuerpo esférico de 200 km de diámetro? No, a 200 km es poco probable, ya que las fuerzas gravitacionales son apenas suficientes y es probable que el objeto sea al menos ligeramente achatado o con forma de patata como un gran asteroide. Pero en algunas circunstancias especiales, estoy seguro de que podría suceder. Un pequeño asteroide podría desviarse a una órbita elíptica cerca del sol, haciéndolo parcialmente fundido o más plástico y capaz de adoptar una forma esférica con el tiempo. Un cuerpo así podría ser entonces expulsado hacia el interior del sistema solar por otro planeta.

¿Puede un cuerpo así tener una atmósfera? No, no puede tener una atmósfera significativa ya que las fuerzas gravitacionales serían muy bajas. Incluso mediante el uso de metales muy densos como el platino y el tungsteno para construir tal objeto, la atracción gravitacional sería todavía muy débil e insuficiente para mantener una atmósfera.

Naturalmente, la respuesta es no en MUCHOS niveles.

No obtendrá una forma redonda tan pequeña, no puede obtener un núcleo fundido en algo tan pequeño, sus océanos y su atmósfera se alejarán flotando. Quiero decir, los problemas son tan numerosos que parece que debería ser un no difícil, pero cuando se trata de construir mundos, no soy un desamparado, así que intentaré proponer algo que, al menos en teoría, funcionaría.

Cómo hacerlo artificialmente

Así que este es un desafío de marco, ya que no es una solución tecnológica del futuro cercano, pero si eres una civilización realmente avanzada, podría haber una manera. Primero necesitará algo con la gravedad de la Tierra, pero de menos de 1 km de radio. Usando https://planetcalc.com/1758/, he estimado que para que un mundo con un radio de 1000 m tenga 1 gravedad terrestre en su superficie, necesitaría una masa de aproximadamente 1,5 a 17 kg, pero un planeta hecho del mismo material que La Tierra solo tendría una masa de 2.3e13 kg, lo que resultaría en solo 0.00015G. no lo suficiente para tener un mundo agradable y utilizable. Sin embargo, una estrella de neutrones tiene una densidad de al menos 3.7e17 kg / m3, lo que significa que si extrajera aproximadamente 1/2 metro cúbico de neutrones puros de una estrella de neutrones, y si pudiera estabilizar esta masa sin que explote repentinamente (BIG SI: ver comentarios), podría usarlo para hacer un núcleo planetario capaz de producir la gravedad de la Tierra en un radio de 1000 m. Entonces empiezas a apilar rocas antiguas y esas cosas.

Si quieres que tu planeta tenga mareas, oscilación axial, etc., puedes repetir el mismo proceso para darle una luna pequeña.

En cuanto a la actividad volcánica, será solo cuestión de introducir la cantidad adecuada de elementos radiactivos para mantener un manto fundido, pero sin derretir la corteza.

También noté que su mundo solo tiene una capa de hielo, lo que sugiere que su planeta está al menos parcialmente bloqueado por la marea hacia el sol. Esto significa que su & quot; poste norte & quot; quedará atascado a la luz del día perpetuo. Quizás las fuerzas de marea adicionales expliquen por qué hay más volcanes aquí. Entonces su zona tropical será más un crepúsculo perpetuo, aunque con suficiente bamboleo, todavía podría tener una especie de ciclo día / noche aquí. Entonces el polo sur estaría siempre a oscuras.

Por último, está la cuestión de la atmósfera. Las velocidades de escape no son tus amigas aquí, lo que significa que incluso si tienes la gravedad de la Tierra en tu superficie, esa gravedad caerá demasiado rápido para mantener una atmósfera. Para resolver esto, básicamente necesitará instalar una pecera gigante que rodee el planeta para contener el aire.

Los objetos esféricos sólidos del tamaño solicitado que se producen de forma natural son muy raros. Es probable que haya algunos en algún lugar de nuestro vasto universo, pero no se ha descubierto ninguno. Los objetos sólidos de ese tamaño no tienen suficiente gravedad para hacerse esféricos. Tampoco pueden mantener una atmósfera. Sería más fácil construir una esfera sólida de ese tamaño que encontrar una.

Si la gravedad muy baja y la falta de atmósfera son aceptables, las empresas que venden estos objetos probablemente los fabricarían triturando algunos pequeños asteroides en formas esféricas. Si deben tener una gravedad superficial similar a la de la Tierra, estas esferas sólidas tendrían que tener una densidad extremadamente alta, más alta que la de una enana blanca. La gravedad sería demasiado débil para estabilizar la materia normal a esta densidad, por lo que el objeto se descomprimiría explosivamente. La materia compuesta por diferentes quarks podría ser estable a densidades tan altas. No sería muy realista tener una esfera sólida del tamaño solicitado con una gravedad superficial similar a la de la Tierra.

En cambio, se podría construir una capa alrededor de un agujero negro con suficiente masa. Esto tendría que ser artificial. Todavía tendría dificultades para mantener la atmósfera, pero dado que de todos modos hay proyectiles, tal vez se podría agregar otro proyectil para mantener la atmósfera. La (s) capa (s) requeriría un sistema para ajustar su posición para mantener el agujero negro en el centro. A pesar de que se piensa que los agujeros negros dan miedo, esta configuración sería bastante segura si se implementara correctamente.

Una dificultad con la idea del agujero negro sería transportar algo parecido a un planeta. No se puede simplemente conectar un motor porque el agujero negro no se puede conectar a nada. Mover la capa exterior no movería el agujero negro ya que no están adheridos. Podría ser posible magnetizar el agujero negro, pero algo que definitivamente funcionaría es un tirón gravitacional. Un objeto masivo que orbita alrededor de algo parecido a un planeta podría acelerar lentamente, y el objeto parecido a un planeta, incluido el agujero negro, también se aceleraría debido a la gravedad. Alternativamente, la cosa similar a un planeta podría construirse en su destino, evitando el problema de mover el agujero negro al destino. Otra dificultad sería crear el agujero negro, pero creo que una civilización lo suficientemente avanzada como para tener un mercado para planetas diminutos personales tendría tecnología capaz de hacer esto.

En conclusión, serían artificiales y tomarían la forma de pequeñas esferas con poca gravedad hechas de rocas extraídas de asteroides, o conchas esféricas con agujeros negros en el centro. Tendrían un caparazón, o caparazón adicional, para mantenerse en la atmósfera si se desea la atmósfera.

Editar: pongo la información en párrafos. Además, la radiación de venta ambulante no sería una preocupación para los agujeros negros que mencioné. Para tener la gravedad de la superficie de la Tierra en el radio mínimo solicitado, 500 metros, el agujero negro requeriría una masa de aproximadamente 3.7x10 ^ 16 kilogramos.Un agujero negro de esta masa tendría una luminosidad de alrededor de 0,26 vatios y tardaría alrededor de 1,3 x 10 ^ 26 años en evaporarse.


Contenido

En geocronología, el tiempo generalmente se mide en mya (hace millones de años), cada unidad representa el período de aproximadamente 1,000,000 de años en el pasado. La historia de la Tierra se divide en cuatro grandes eones, comenzando 4.540 millones de años con la formación del planeta. Cada eón vio los cambios más significativos en la composición, el clima y la vida de la Tierra. Cada eón se divide posteriormente en eras, que a su vez se dividen en períodos, que se dividen a su vez en épocas.

Eón Tiempo (mya) Descripción
Hadeano 4,540–4,000 La Tierra está formada por escombros alrededor del disco protoplanetario solar. No hay vida. Las temperaturas son extremadamente altas, con actividad volcánica frecuente y ambientes de aspecto infernal (de ahí el nombre del eón, que proviene de Hades). La atmósfera es nebulosa. Posibles océanos tempranos o cuerpos de agua líquida. La Luna se forma en esta época probablemente debido a la colisión de un protoplaneta en la Tierra.
Arcaico 4,000–2,500 La vida procariota, la primera forma de vida, surge al comienzo de este eón, en un proceso conocido como abiogénesis. Los continentes de Ur, Vaalbara y Kenorland pueden haber existido en esta época. La atmósfera está compuesta por gases volcánicos y de efecto invernadero.
Proterozoico 2,500–541 El nombre de este eón significa "vida temprana". Surgen eucariotas, una forma de vida más compleja, incluidas algunas formas de organismos multicelulares. Las bacterias comienzan a producir oxígeno, dando forma a la tercera y actual atmósfera de la Tierra. En esta época se forman plantas, animales posteriores y posiblemente formas anteriores de hongos. Las fases temprana y tardía de este eón pueden haber pasado por períodos de "Tierra bola de nieve", en los que todo el planeta sufrió temperaturas bajo cero. Los primeros continentes de Colombia, Rodinia y Pannotia, en ese orden, pueden haber existido en este eón.
Fanerozoico 541 – presente La vida compleja, incluidos los vertebrados, comienza a dominar el océano de la Tierra en un proceso conocido como explosión cámbrica. Pangea se forma y luego se disuelve en Laurasia y Gondwana, que a su vez se disuelven en los continentes actuales. Gradualmente, la vida se expande hacia la tierra y comienzan a aparecer formas familiares de plantas, animales y hongos, incluidos anélidos, insectos y reptiles, de ahí el nombre del eón, que significa "vida visible". Se producen varias extinciones masivas, entre las que se encuentran las aves, los descendientes de dinosaurios no aviares y, más recientemente, los mamíferos. Los animales modernos, incluidos los humanos, evolucionan en las fases más recientes de este eón.

La historia de la Tierra se puede organizar cronológicamente de acuerdo con la escala de tiempo geológico, que se divide en intervalos basados ​​en análisis estratigráficos. [2] [22] Las siguientes cinco líneas de tiempo muestran la escala de tiempo geológico. El primero muestra el tiempo completo desde la formación de la Tierra hasta el presente, pero esto deja poco espacio para el eón más reciente. Por lo tanto, la segunda línea de tiempo muestra una vista ampliada del eón más reciente. De manera similar, la era más reciente se expande en la tercera línea de tiempo, el período más reciente se expande en la cuarta línea de tiempo y la época más reciente se expande en la quinta línea de tiempo.

El modelo estándar para la formación del Sistema Solar (incluida la Tierra) es la hipótesis de la nebulosa solar. [23] En este modelo, el Sistema Solar se formó a partir de una gran nube giratoria de polvo y gas interestelar llamada nebulosa solar. Estaba compuesto de hidrógeno y helio creado poco después del Big Bang 13,8 Ga (hace mil millones de años) y elementos más pesados ​​expulsados ​​por supernovas. Alrededor de 4.5 Ga, la nebulosa comenzó una contracción que pudo haber sido provocada por la onda de choque de una supernova cercana. [24] Una onda de choque también habría hecho girar la nebulosa. Cuando la nube comenzó a acelerarse, su momento angular, la gravedad y la inercia la aplanaron en un disco protoplanetario perpendicular a su eje de rotación. Las pequeñas perturbaciones debidas a las colisiones y el momento angular de otros desechos grandes crearon los medios por los cuales comenzaron a formarse protoplanetas del tamaño de un kilómetro, orbitando el centro nebular. [25]

El centro de la nebulosa, sin mucho momento angular, colapsó rápidamente y la compresión lo calentó hasta que comenzó la fusión nuclear de hidrógeno en helio. Después de una mayor contracción, una estrella T Tauri se encendió y evolucionó hacia el Sol. Mientras tanto, en la parte exterior de la nebulosa, la gravedad hizo que la materia se condensara alrededor de perturbaciones de densidad y partículas de polvo, y el resto del disco protoplanetario comenzó a separarse en anillos. En un proceso conocido como acreción descontrolada, fragmentos sucesivamente más grandes de polvo y escombros se agruparon para formar planetas. [25] La Tierra se formó de esta manera hace unos 4.540 millones de años (con una incertidumbre del 1%) [26] [27] [4] [28] y se completó en gran parte en 10-20 millones de años. [29] El viento solar de la estrella T Tauri recién formada eliminó la mayor parte del material del disco que aún no se había condensado en cuerpos más grandes. Se espera que el mismo proceso produzca discos de acreción alrededor de prácticamente todas las estrellas recién formadas en el universo, algunas de las cuales producen planetas. [30]

La proto-Tierra creció por acreción hasta que su interior estuvo lo suficientemente caliente como para derretir los metales siderófilos pesados. Teniendo densidades más altas que los silicatos, estos metales se hundieron. Este llamado catástrofe de hierro resultó en la separación de un manto primitivo y un núcleo (metálico) solo 10 millones de años después de que la Tierra comenzara a formarse, produciendo la estructura en capas de la Tierra y estableciendo la formación del campo magnético terrestre. [31] J.A. Jacobs [32] fue el primero en sugerir que el núcleo interno de la Tierra, un centro sólido distinto del núcleo externo líquido, se está congelando y creciendo fuera del núcleo externo líquido debido al enfriamiento gradual del interior de la Tierra (alrededor de 100 grados Celsius por mil millones de años). [33]).

El primer eón de la historia de la Tierra, el Hadeano, comienza con la formación de la Tierra y es seguida por la Arcaico eón a 3.8 Ga. [2]: 145 Las rocas más antiguas encontradas en la Tierra datan de aproximadamente 4.0 Ga, y los cristales de circonio detrítico más antiguos en rocas de aproximadamente 4.4 Ga, [34] [35] [36] poco después de la formación del La corteza terrestre y la Tierra misma. La hipótesis del impacto gigante para la formación de la Luna establece que poco después de la formación de una corteza inicial, la proto-Tierra fue impactada por un protoplaneta más pequeño, que expulsó parte del manto y la corteza al espacio y creó la Luna. [37] [38] [39]

A partir del recuento de cráteres sobre otros cuerpos celestes, se infiere que un período de intensos impactos de meteoritos, llamado Bombardeo pesado tardío, comenzó alrededor de 4.1 Ga, y concluyó alrededor de 3.8 Ga, al final del Hadean. [40] Además, el vulcanismo fue severo debido al gran flujo de calor y al gradiente geotérmico. [41] Sin embargo, los cristales de circonio detrítico fechados en 4.4 Ga muestran evidencia de haber estado en contacto con agua líquida, lo que sugiere que la Tierra ya tenía océanos o mares en ese momento. [34]

Al comienzo del Arcaico, la Tierra se había enfriado significativamente. Las formas de vida actuales no podrían haber sobrevivido en la superficie de la Tierra, porque la atmósfera arcaica carecía de oxígeno, por lo tanto, no tenía una capa de ozono para bloquear la luz ultravioleta. Sin embargo, se cree que la vida primordial comenzó a evolucionar en el Arcaico temprano, con fósiles candidatos que datan de alrededor de 3.5 Ga. [42] Algunos científicos incluso especulan que la vida podría haber comenzado durante el Hadeano temprano, ya en 4.4 Ga, sobreviviendo el posible período de Bombardeo Intenso Tardío en los respiraderos hidrotermales debajo de la superficie de la Tierra. [43]

Formación de la Luna

El único satélite natural de la Tierra, la Luna, es más grande en relación con su planeta que cualquier otro satélite del Sistema Solar. [nb 1] Durante el programa Apolo, se llevaron a la Tierra rocas de la superficie de la Luna. La datación radiométrica de estas rocas muestra que la Luna tiene 4.53 ± 0.01 mil millones de años, [46] formada al menos 30 millones de años después del Sistema Solar. [47] Nuevas evidencias sugieren que la Luna se formó incluso más tarde, 4,48 ± 0,02 Ga, o 70-110 millones de años después del inicio del Sistema Solar. [48]

Las teorías sobre la formación de la Luna deben explicar su formación tardía, así como los siguientes hechos. En primer lugar, la Luna tiene una densidad baja (3,3 veces la del agua, en comparación con 5,5 para la Tierra [49]) y un pequeño núcleo metálico. En segundo lugar, prácticamente no hay agua ni otros volátiles en la Luna. En tercer lugar, la Tierra y la Luna tienen la misma firma isotópica de oxígeno (abundancia relativa de isótopos de oxígeno). De las teorías propuestas para explicar estos fenómenos, una es ampliamente aceptada: hipótesis del impacto gigante propone que la Luna se originó después de que un cuerpo del tamaño de Marte (a veces llamado Theia [47]) golpeó la proto-Tierra con un golpe indirecto. [1]: 256 [50] [51]

La colisión liberó alrededor de 100 millones de veces más energía que el impacto más reciente de Chicxulub que se cree que causó la extinción de los dinosaurios no aviares. Fue suficiente para vaporizar algunas de las capas externas de la Tierra y derretir ambos cuerpos. [50] [1]: 256 Una parte del material del manto fue expulsada a la órbita alrededor de la Tierra. La hipótesis del impacto gigante predice que la Luna estaba agotada de material metálico, [52] lo que explica su composición anormal. [53] La eyección en órbita alrededor de la Tierra podría haberse condensado en un solo cuerpo en un par de semanas. Bajo la influencia de su propia gravedad, el material expulsado se convirtió en un cuerpo más esférico: la Luna. [54]

Primeros continentes

La convección del manto, el proceso que impulsa la tectónica de placas, es el resultado del flujo de calor desde el interior de la Tierra a la superficie de la Tierra. [55]: 2 Implica la creación de placas tectónicas rígidas en las dorsales oceánicas. Estas placas se destruyen por subducción en el manto en las zonas de subducción. Durante el Arcaico temprano (alrededor de 3.0 Ga) el manto era mucho más caliente que hoy, probablemente alrededor de 1.600 ° C (2.910 ° F), [56]: 82 por lo que la convección en el manto era más rápida. Aunque ocurrió un proceso similar a la tectónica de placas actual, esto también habría ido más rápido. Es probable que durante el Hadeano y el Arcaico, las zonas de subducción fueran más comunes y, por lo tanto, las placas tectónicas fueran más pequeñas. [1]: 258 [57]

La corteza inicial, formada cuando la superficie de la Tierra se solidificó por primera vez, desapareció por completo de una combinación de esta rápida tectónica de placas hadesas y los intensos impactos del Bombardeo Pesado Tardío. Sin embargo, se cree que era de composición basáltica, como la corteza oceánica actual, porque todavía se había producido poca diferenciación de la corteza. [1]: 258 Los primeros trozos más grandes de corteza continental, que es un producto de la diferenciación de elementos más ligeros durante el derretimiento parcial en la corteza inferior, aparecieron al final del Hadeano, alrededor de 4.0 Ga. Lo que queda de estos primeros continentes pequeños se llaman cratones. Estos trozos de corteza del Hades tardío y del Arcaico temprano forman los núcleos alrededor de los cuales crecieron los continentes de hoy. [58]

Las rocas más antiguas de la Tierra se encuentran en el cratón norteamericano de Canadá. Son tonalitas de alrededor de 4.0 Ga. Presentan trazas de metamorfismo por alta temperatura, pero también granos sedimentarios que han sido redondeados por la erosión durante el transporte por agua, mostrando que entonces existían ríos y mares. [59] Los cratones consisten principalmente en dos tipos alternos de terrenos. Los primeros son los llamados cinturones de piedra verde, que consisten en rocas sedimentarias metamorfoseadas de bajo grado. Estas "piedras verdes" son similares a los sedimentos que se encuentran hoy en las trincheras oceánicas, por encima de las zonas de subducción. Por esta razón, las piedras verdes a veces se ven como evidencia de subducción durante el Arcaico. El segundo tipo es un complejo de rocas magmáticas félsicas. Estas rocas son principalmente tonalita, trondhjemita o granodiorita, tipos de rocas similares en composición al granito (por lo tanto, tales terrenos se denominan TTG-terranes). Los complejos TTG se consideran reliquias de la primera corteza continental, formada por la fusión parcial del basalto. [60]: Capítulo 5

Océanos y atmósfera

A menudo se describe que la Tierra tuvo tres atmósferas. La primera atmósfera, capturada de la nebulosa solar, estaba compuesta de elementos ligeros (atmófilos) de la nebulosa solar, principalmente hidrógeno y helio. Una combinación del viento solar y el calor de la Tierra habría expulsado esta atmósfera, como resultado de lo cual la atmósfera ahora está agotada de estos elementos en comparación con las abundancias cósmicas. [62] Después del impacto que creó la Luna, la Tierra fundida liberó gases volátiles y más tarde los volcanes liberaron más gases, completando una segunda atmósfera rica en gases de efecto invernadero pero pobre en oxígeno. [1]: 256 Finalmente, la tercera atmósfera, rica en oxígeno, emergió cuando las bacterias comenzaron a producir oxígeno alrededor de 2.8 Ga. [63]: 83–84, 116–117

En los primeros modelos de formación de la atmósfera y el océano, la segunda atmósfera se formaba mediante la desgasificación de volátiles del interior de la Tierra. Ahora se considera probable que muchos de los volátiles fueran entregados durante la acreción mediante un proceso conocido como desgasificación por impacto en el que los cuerpos entrantes se vaporizan al impactar. Por lo tanto, el océano y la atmósfera habrían comenzado a formarse incluso cuando se formó la Tierra. [64] La nueva atmósfera probablemente contenía vapor de agua, dióxido de carbono, nitrógeno y cantidades más pequeñas de otros gases. [sesenta y cinco]

Los planetesimales a una distancia de 1 unidad astronómica (AU), la distancia entre la Tierra y el Sol, probablemente no aportaron agua a la Tierra porque la nebulosa solar estaba demasiado caliente para que se formara hielo y la hidratación de las rocas por el vapor de agua lo haría. han tardado demasiado. [64] [66] El agua debe haber sido suministrada por meteoritos del cinturón de asteroides exterior y algunos embriones planetarios grandes de más de 2,5 UA. [64] [67] Los cometas también pueden haber contribuido. Aunque la mayoría de los cometas se encuentran hoy en órbitas más alejadas del Sol que Neptuno, las simulaciones por computadora muestran que originalmente eran mucho más comunes en las partes internas del Sistema Solar. [59]: 130-132

A medida que la Tierra se enfrió, se formaron nubes. La lluvia creó los océanos. Evidencia reciente sugiere que los océanos pueden haber comenzado a formarse tan pronto como 4.4 Ga. [34] Al comienzo del eón Arcaico, ya cubrían gran parte de la Tierra. Esta formación temprana ha sido difícil de explicar debido a un problema conocido como la paradoja del Sol joven y débil. Se sabe que las estrellas se vuelven más brillantes a medida que envejecen, y en el momento de su formación, el Sol habría estado emitiendo solo el 70% de su energía actual. Por lo tanto, el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos 4.500 millones de años. [68] Muchos modelos indican que la Tierra estaría cubierta de hielo. [69] [64] Una solución probable es que haya suficiente dióxido de carbono y metano para producir un efecto invernadero. El dióxido de carbono habría sido producido por volcanes y el metano por microbios primitivos. Otro gas de efecto invernadero, el amoníaco, habría sido expulsado por los volcanes pero rápidamente destruido por la radiación ultravioleta. [63]: 83

Origen de la vida

Una de las razones del interés por la atmósfera y el océano primitivos es que forman las condiciones en las que surgió la vida por primera vez. Hay muchos modelos, pero poco consenso, sobre cómo surgió la vida a partir de productos químicos no vivos, los sistemas químicos creados en el laboratorio no alcanzan la complejidad mínima para un organismo vivo. [70] [71]

El primer paso en el surgimiento de la vida puede haber sido reacciones químicas que produjeron muchos de los compuestos orgánicos más simples, incluidas las nucleobases y los aminoácidos, que son los componentes básicos de la vida. Un experimento realizado en 1953 por Stanley Miller y Harold Urey mostró que tales moléculas podían formarse en una atmósfera de agua, metano, amoníaco e hidrógeno con la ayuda de chispas para imitar el efecto de un rayo. [72] Aunque la composición atmosférica probablemente fue diferente de la utilizada por Miller y Urey, experimentos posteriores con composiciones más realistas también lograron sintetizar moléculas orgánicas. [73] Las simulaciones por computadora muestran que las moléculas orgánicas extraterrestres podrían haberse formado en el disco protoplanetario antes de la formación de la Tierra. [74]

Se podría haber alcanzado una complejidad adicional desde al menos tres posibles puntos de partida: la autorreplicación, la capacidad de un organismo para producir descendencia que sea similar a su metabolismo, su capacidad para alimentarse y repararse a sí mismo y las membranas celulares externas, que permiten que los alimentos entren y se desperdicien productos para dejar, pero excluir sustancias no deseadas. [75]

Replicación primero: mundo de ARN

Incluso los miembros más simples de los tres dominios modernos de la vida usan el ADN para registrar sus "recetas" y un conjunto complejo de moléculas de ARN y proteínas para "leer" estas instrucciones y usarlas para el crecimiento, mantenimiento y autorreplicación.

El descubrimiento de que una especie de molécula de ARN llamada ribozima puede catalizar tanto su propia replicación como la construcción de proteínas llevó a la hipótesis de que las formas de vida anteriores se basaban completamente en ARN. [76] Podrían haber formado un mundo de ARN en el que hubiera individuos pero no especies, ya que las mutaciones y las transferencias horizontales de genes habrían significado que la descendencia de cada generación probablemente tuviera genomas diferentes de aquellos con los que comenzaron sus padres. [77] Posteriormente, el ARN habría sido reemplazado por ADN, que es más estable y, por lo tanto, puede construir genomas más largos, ampliando la gama de capacidades que puede tener un solo organismo. [78] Las ribozimas siguen siendo los componentes principales de los ribosomas, las "fábricas de proteínas" de las células modernas. [79]

Aunque en laboratorios se han producido artificialmente pequeñas moléculas de ARN autorreplicantes, [80] se han suscitado dudas sobre si es posible la síntesis natural no biológica de ARN. [81] [82] [83] Es posible que las primeras ribozimas se hayan formado a partir de ácidos nucleicos más simples, como PNA, TNA o GNA, que habrían sido reemplazados más tarde por RNA. [84] [85] Se han propuesto otros replicadores de pre-ARN, incluidos los cristales [86]: 150 e incluso los sistemas cuánticos. [87]

En 2003 se propuso que los precipitados de sulfuro metálico poroso ayudarían a la síntesis de ARN a aproximadamente 100 ° C (212 ° F) y a presiones del fondo del océano cerca de los respiraderos hidrotermales. En esta hipótesis, las proto-células estarían confinadas en los poros del sustrato metálico hasta el posterior desarrollo de membranas lipídicas. [88]

Primero el metabolismo: el mundo del hierro y el azufre

Otra hipótesis de larga data es que la primera vida estaba compuesta por moléculas de proteínas. Los aminoácidos, los componentes básicos de las proteínas, se sintetizan fácilmente en condiciones prebióticas plausibles, al igual que los péptidos pequeños (polímeros de aminoácidos) que son buenos catalizadores. [89]: 295-297 Una serie de experimentos que comenzaron en 1997 mostró que los aminoácidos y péptidos se podían formar en presencia de monóxido de carbono y sulfuro de hidrógeno con sulfuro de hierro y sulfuro de níquel como catalizadores. La mayoría de los pasos en su ensamblaje requirieron temperaturas de aproximadamente 100 ° C (212 ° F) y presiones moderadas, aunque una etapa requirió 250 ° C (482 ° F) y una presión equivalente a la que se encuentra bajo 7 kilómetros (4.3 millas) de Roca.Por lo tanto, la síntesis autosostenida de proteínas podría haber ocurrido cerca de los respiraderos hidrotermales. [90]

Una dificultad con el escenario del metabolismo primero es encontrar una manera de que los organismos evolucionen. Sin la capacidad de replicarse como individuos, los agregados de moléculas tendrían "genomas composicionales" (recuentos de especies moleculares en el agregado) como objetivo de la selección natural. Sin embargo, un modelo reciente muestra que tal sistema no puede evolucionar en respuesta a la selección natural. [91]

Primero las membranas: el mundo de los lípidos

Se ha sugerido que las "burbujas" de lípidos de doble pared como las que forman las membranas externas de las células pueden haber sido un primer paso esencial. [92] Los experimentos que simularon las condiciones de la Tierra primitiva han informado de la formación de lípidos, que pueden formar espontáneamente liposomas, "burbujas" de doble pared y luego reproducirse. Aunque no son intrínsecamente portadores de información como lo son los ácidos nucleicos, estarían sujetos a la selección natural para su longevidad y reproducción. Entonces, los ácidos nucleicos como el ARN podrían haberse formado más fácilmente dentro de los liposomas que en el exterior. [93]

La teoría de la arcilla

Algunas arcillas, en particular la montmorillonita, tienen propiedades que las convierten en aceleradores plausibles para el surgimiento de un mundo de ARN: crecen por autorreplicación de su patrón cristalino, están sujetas a un análogo de la selección natural (como la arcilla "especie" que crece más rápido en un entorno particular rápidamente se vuelve dominante) y puede catalizar la formación de moléculas de ARN. [94] Aunque esta idea no se ha convertido en el consenso científico, todavía cuenta con partidarios activos. [95]: 150-158 [86]

La investigación en 2003 informó que la montmorillonita también podría acelerar la conversión de ácidos grasos en "burbujas", y que las burbujas podrían encapsular el ARN adherido a la arcilla. Las burbujas pueden crecer absorbiendo lípidos adicionales y dividiéndose. La formación de las primeras células puede haber sido ayudada por procesos similares. [96]

Una hipótesis similar presenta arcillas ricas en hierro autorreplicantes como progenitoras de nucleótidos, lípidos y aminoácidos. [97]

Último antepasado común universal

Se cree que de esta multiplicidad de protoceldas, solo sobrevivió una línea. La evidencia filogenética actual sugiere que el último ancestro universal (LUA) vivió durante el eón arcaico temprano, quizás 3.5 Ga o antes. [98] [99] Esta célula LUA es el antepasado de toda la vida en la Tierra hoy. Probablemente era un procariota, que poseía una membrana celular y probablemente ribosomas, pero que carecía de un núcleo o de orgánulos unidos a la membrana, como las mitocondrias o los cloroplastos. Al igual que las células modernas, utilizó el ADN como código genético, el ARN para la transferencia de información y la síntesis de proteínas y enzimas para catalizar reacciones. Algunos científicos creen que en lugar de que un solo organismo sea el último antepasado común universal, había poblaciones de organismos que intercambiaban genes por transferencia lateral de genes. [98]

El eón del Proterozoico duró desde hace 2,5 Ga hasta 542 Ma (millones de años). [2]: 130 En este lapso de tiempo, los cratones se convirtieron en continentes con tamaños modernos. El cambio a una atmósfera rica en oxígeno fue un acontecimiento crucial. La vida se desarrolló de procariotas a eucariotas y formas multicelulares. El Proterozoico vio un par de edades de hielo severas llamadas Tierras de bolas de nieve. Después de la última bola de nieve de la Tierra alrededor de 600 Ma, la evolución de la vida en la Tierra se aceleró. Aproximadamente 580 Ma, la biota de Ediacara formó el preludio de la Explosión Cámbrica. [ cita necesaria ]

Revolución de oxígeno

Las primeras células absorbieron energía y alimentos del entorno circundante. Utilizaron la fermentación, la descomposición de compuestos más complejos en compuestos menos complejos con menos energía, y utilizaron la energía así liberada para crecer y reproducirse. La fermentación solo puede ocurrir en un anaeróbico ambiente (sin oxígeno). La evolución de la fotosíntesis hizo posible que las células obtuvieran energía del Sol. [100]: 377

La mayor parte de la vida que cubre la superficie de la Tierra depende directa o indirectamente de la fotosíntesis. La forma más común, la fotosíntesis oxigenada, convierte el dióxido de carbono, el agua y la luz solar en alimento. Captura la energía de la luz solar en moléculas ricas en energía como el ATP, que luego proporciona la energía para producir azúcares. Para suministrar los electrones en el circuito, el hidrógeno se extrae del agua, dejando oxígeno como producto de desecho. [101] Algunos organismos, incluidas las bacterias púrpuras y las bacterias verdes del azufre, utilizan una forma de fotosíntesis anoxigénica que utiliza alternativas al hidrógeno extraído del agua, como ejemplos de donantes de electrones: sulfuro de hidrógeno, azufre y hierro. Tales organismos extremófilos están restringidos a entornos que de otro modo serían inhóspitos, como fuentes termales y respiraderos hidrotermales. [100]: 379–382 [102]

La forma anoxigénica más simple surgió alrededor de 3.8 Ga, poco después de la aparición de la vida. El momento de la fotosíntesis oxigénica es más controvertido que ciertamente apareció en alrededor de 2,4 Ga, pero algunos investigadores lo sitúan hasta 3,2 Ga. [101] Este último "probablemente aumentó la productividad global en al menos dos o tres órdenes de magnitud". [103] [104] Entre los restos más antiguos de formas de vida productoras de oxígeno se encuentran los estromatolitos fósiles. [103] [104] [61]

Al principio, el oxígeno liberado estaba ligado a piedra caliza, hierro y otros minerales. El hierro oxidado aparece como capas rojas en estratos geológicos llamados formaciones de hierro en bandas que se formaron en abundancia durante el período sideriano (entre 2500 Ma y 2300 Ma). [2]: 133 Cuando la mayoría de los minerales expuestos que reaccionaban fácilmente se oxidaron, el oxígeno finalmente comenzó a acumularse en la atmósfera. Aunque cada célula solo produjo una pequeña cantidad de oxígeno, el metabolismo combinado de muchas células durante un vasto tiempo transformó la atmósfera de la Tierra a su estado actual. Esta fue la tercera atmósfera de la Tierra. [105]: 50–51 [63]: 83–84, 116–117

La radiación ultravioleta solar estimuló algo de oxígeno para formar ozono, que se acumuló en una capa cerca de la parte superior de la atmósfera. La capa de ozono absorbió, y aún absorbe, una cantidad significativa de la radiación ultravioleta que una vez pasó a través de la atmósfera. Permitió que las células colonizaran la superficie del océano y, finalmente, la tierra: sin la capa de ozono, la radiación ultravioleta que bombardeaba la tierra y el mar habría provocado niveles insostenibles de mutación en las células expuestas. [106] [59]: 219–220

La fotosíntesis tuvo otro impacto importante. El oxígeno era tóxico, gran parte de la vida en la Tierra probablemente se extinguió a medida que aumentaron sus niveles en lo que se conoce catástrofe de oxígeno. Las formas resistentes sobrevivieron y prosperaron, y algunas desarrollaron la capacidad de usar oxígeno para aumentar su metabolismo y obtener más energía del mismo alimento. [106]

Tierra bola de nieve

La evolución natural del Sol lo hizo progresivamente más luminoso durante los eones Arcaico y Proterozoico. La luminosidad del Sol aumenta un 6% cada mil millones de años. [59]: 165 Como resultado, la Tierra comenzó a recibir más calor del Sol en el eón Proterozoico. Sin embargo, la Tierra no se calentó. En cambio, el registro geológico sugiere que se enfrió dramáticamente durante el Proterozoico temprano. Los depósitos glaciares encontrados en Sudáfrica se remontan a 2,2 Ga, momento en el que, según la evidencia paleomagnética, deben haber estado ubicados cerca del ecuador. Por lo tanto, esta glaciación, conocida como glaciación huroniana, puede haber sido global. Algunos científicos sugieren que esto fue tan severo que la Tierra se congeló desde los polos hasta el ecuador, una hipótesis llamada Tierra bola de nieve. [107]

La edad de hielo de Huron podría haber sido causada por el aumento de la concentración de oxígeno en la atmósfera, lo que provocó la disminución del metano (CH4) en la atmósfera. El metano es un gas de efecto invernadero fuerte, pero con el oxígeno reacciona para formar CO2, un gas de efecto invernadero menos eficaz. [59]: 172 Cuando el oxígeno libre estuvo disponible en la atmósfera, la concentración de metano podría haber disminuido drásticamente, lo suficiente como para contrarrestar el efecto del aumento del flujo de calor del Sol. [108]

Sin embargo, el término Tierra de bolas de nieve se usa más comúnmente para describir edades de hielo extremas posteriores durante el período Criogénico. Hubo cuatro períodos, cada uno de los cuales duró unos 10 millones de años, hace entre 750 y 580 millones de años, en los que se cree que la tierra estaba cubierta de hielo, aparte de las montañas más altas, y las temperaturas promedio eran de aproximadamente -50 ° C (-58 ° F). [109] La bola de nieve puede deberse en parte a la ubicación del supercontinente Rodinia a ambos lados del Ecuador. El dióxido de carbono se combina con la lluvia para meteorizar las rocas y formar ácido carbónico, que luego se arrastra hacia el mar, extrayendo así el gas de efecto invernadero de la atmósfera. Cuando los continentes están cerca de los polos, el avance del hielo cubre las rocas, frenando la reducción de dióxido de carbono, pero en el criogénico la erosión de Rodinia pudo continuar sin control hasta que el hielo avanzó hacia los trópicos. Es posible que el proceso finalmente se haya revertido por la emisión de dióxido de carbono de los volcanes o la desestabilización de los hidratos de gas metano. Según la teoría alternativa de Slushball Earth, incluso en el apogeo de las edades de hielo todavía había aguas abiertas en el ecuador. [110] [111]

Aparición de eucariotas

La taxonomía moderna clasifica la vida en tres dominios. El momento de su origen es incierto. El dominio de las bacterias probablemente se separó primero de las otras formas de vida (a veces llamado Neomura), pero esta suposición es controvertida. Poco después de esto, en 2 Ga, [112] el Neomura se dividió en Archaea y Eukarya. Las células eucariotas (Eukarya) son más grandes y más complejas que las células procariotas (Bacteria y Archaea), y el origen de esa complejidad recién ahora se está conociendo. [ cita necesaria ] Los primeros fósiles que poseen características típicas de los hongos datan de la era Paleoproterozoica, hace unos 2,4 años estos organismos bentónicos multicelulares tenían estructuras filamentosas capaces de anastomosis. [113]

Alrededor de este tiempo, se formó la primera proto-mitocondria. Una célula bacteriana relacionada con la actual Rickettsia, [114] que había evolucionado para metabolizar el oxígeno, entró en una célula procariota más grande, que carecía de esa capacidad. Quizás la célula grande intentó digerir la más pequeña pero falló (posiblemente debido a la evolución de las defensas de las presas). Es posible que la celda más pequeña haya intentado parasitar a la más grande. En cualquier caso, la celda más pequeña sobrevivió dentro de la celda más grande. Usando oxígeno, metabolizó los productos de desecho de las células más grandes y obtuvo más energía. Parte de este exceso de energía se devolvió al anfitrión. La celda más pequeña se replica dentro de la más grande. Pronto, se desarrolló una simbiosis estable entre la célula grande y las células más pequeñas dentro de ella. Con el tiempo, la célula huésped adquirió algunos genes de las células más pequeñas y los dos tipos se volvieron dependientes entre sí: la célula más grande no podría sobrevivir sin la energía producida por las más pequeñas, y estas, a su vez, no podrían sobrevivir sin la materias primas proporcionadas por la celda más grande. La célula completa ahora se considera un solo organismo, y las células más pequeñas se clasifican como orgánulos llamados mitocondrias. [115]

Un evento similar ocurrió con cianobacterias fotosintéticas [116] que ingresaron a grandes células heterótrofas y se convirtieron en cloroplastos. [105]: 60–61 [117]: 536–539 Probablemente como resultado de estos cambios, una línea de células capaces de realizar la fotosíntesis se separó de los otros eucariotas hace más de mil millones de años. Probablemente hubo varios eventos de inclusión de este tipo. Además de la teoría endosimbiótica bien establecida del origen celular de las mitocondrias y los cloroplastos, existen teorías de que las células conducen a los peroxisomas, las espiroquetas a los cilios y flagelos, y que quizás un virus de ADN conduce al núcleo celular, [118] [119] aunque ninguno de ellos es ampliamente aceptado. [120]

Los arqueos, las bacterias y los eucariotas continuaron diversificándose y volviéndose más complejos y mejor adaptados a sus entornos. Cada dominio se dividió repetidamente en varios linajes, aunque se sabe poco sobre la historia de las arqueas y las bacterias. Alrededor de 1.1 Ga, el supercontinente Rodinia se estaba reuniendo. [121] [122] Las líneas de plantas, animales y hongos se habían dividido, aunque todavía existían como células solitarias. Algunos de estos vivían en colonias, y gradualmente comenzó a tener lugar una división del trabajo, por ejemplo, las células de la periferia podrían haber comenzado a asumir roles diferentes a los del interior. Aunque la división entre una colonia con células especializadas y un organismo multicelular no siempre es clara, hace alrededor de mil millones de años [123] surgieron las primeras plantas multicelulares, probablemente algas verdes. [124] Posiblemente alrededor de 900 Ma [117]: 488 la verdadera multicelularidad también había evolucionado en los animales. [ cita necesaria ]

Al principio, probablemente se parecía a las esponjas de hoy, que tienen células totipotentes que permiten que un organismo alterado se vuelva a ensamblar. [117]: 483–487 A medida que se completaba la división del trabajo en todas las líneas de organismos multicelulares, las células se volvían más especializadas y más dependientes unas de otras, las células aisladas morían. [ cita necesaria ]

Supercontinentes en el Proterozoico

Las reconstrucciones del movimiento de las placas tectónicas en los últimos 250 millones de años (las eras Cenozoica y Mesozoica) se pueden hacer de manera confiable utilizando el ajuste de los márgenes continentales, las anomalías magnéticas del suelo oceánico y los polos paleomagnéticos. Ninguna corteza oceánica se remonta más atrás que eso, por lo que las reconstrucciones anteriores son más difíciles. Los polos paleomagnéticos se complementan con evidencia geológica como cinturones orogénicos, que marcan los bordes de placas antiguas y distribuciones pasadas de flora y fauna. Cuanto más atrás en el tiempo, más escasos y difíciles de interpretar se vuelven los datos y más inciertas son las reconstrucciones. [125]: 370

A lo largo de la historia de la Tierra, ha habido momentos en que los continentes chocaron y formaron un supercontinente, que luego se dividió en nuevos continentes. Aproximadamente 1000 a 830 Ma, la mayor parte de la masa continental se unió en el supercontinente Rodinia. [125]: 370 [126] Rodinia pudo haber sido precedido por continentes Proterozoicos Temprano-Medio llamados Nuna y Columbia. [125]: 374 [127] [128]

Después de la ruptura de Rodinia alrededor de 800 Ma, los continentes pueden haber formado otro supercontinente de corta duración alrededor de 550 Ma. El hipotético supercontinente a veces se denomina Pannotia o Vendia. [129]: 321–322 La evidencia de ello es una fase de colisión continental conocida como orogenia panafricana, que se unió a las masas continentales de las actuales África, Sudamérica, Antártida y Australia. La existencia de Pannotia depende del momento de la ruptura entre Gondwana (que incluía la mayor parte de la masa terrestre ahora en el hemisferio sur, así como la Península Arábiga y el subcontinente indio) y Laurentia (aproximadamente equivalente a la actual América del Norte). [125]: 374 Es al menos cierto que al final del eón Proterozoico, la mayor parte de la masa continental yacía unida en una posición alrededor del polo sur. [130]

Clima y vida del Proterozoico tardío

El final del Proterozoico vio al menos dos Tierras Bola de Nieve, tan severas que la superficie de los océanos puede haber estado completamente congelada. Esto sucedió alrededor de 716,5 y 635 Ma, en el período Criogeniano. [131] La intensidad y el mecanismo de ambas glaciaciones aún están bajo investigación y son más difíciles de explicar que la Tierra de la bola de nieve del Proterozoico temprano. [132] La mayoría de los paleoclimatólogos creen que los episodios de frío estaban relacionados con la formación del supercontinente Rodinia. [133] Debido a que Rodinia se centró en el ecuador, las tasas de meteorización química aumentaron y el dióxido de carbono (CO2) fue tomado de la atmósfera. Porque CO2 es un gas de efecto invernadero importante, los climas se enfrían a nivel mundial. [ cita necesaria ] De la misma manera, durante las Tierras Bola de Nieve la mayor parte de la superficie continental estaba cubierta de permafrost, lo que disminuyó nuevamente la meteorización química, lo que provocó el final de las glaciaciones. Una hipótesis alternativa es que se escapó suficiente dióxido de carbono a través de la desgasificación volcánica que el efecto invernadero resultante elevó las temperaturas globales. [133] El aumento de la actividad volcánica resultó de la ruptura de Rodinia aproximadamente al mismo tiempo. [ cita necesaria ]

El período criogénico fue seguido por el período ediacárico, que se caracterizó por un rápido desarrollo de nuevas formas de vida multicelulares. [134] No está claro si existe una conexión entre el final de las severas glaciaciones y el aumento de la diversidad de la vida, pero no parece una coincidencia. Las nuevas formas de vida, llamadas Ediacara biota, eran más grandes y diversas que nunca. Aunque la taxonomía de la mayoría de las formas de vida de Ediacara no está clara, algunas eran antepasados ​​de grupos de la vida moderna. [135] Desarrollos importantes fueron el origen de las células musculares y neurales. Ninguno de los fósiles de Ediacara tenía partes del cuerpo duras como esqueletos. Estos aparecen por primera vez después del límite entre los eones Proterozoico y Fanerozoico o los períodos Ediacárico y Cámbrico. [ cita necesaria ]

El Fanerozoico es el eón actual de la Tierra, que comenzó hace aproximadamente 542 millones de años. Consiste en tres eras: Paleozoica, Mesozoica y Cenozoica, [22] y es la época en la que la vida multicelular se diversificó enormemente en casi todos los organismos conocidos en la actualidad. [136]

La era Paleozoica ("vieja vida") fue la primera y más larga era del eón Fanerozoico, que duró de 542 a 251 Ma. [22] Durante el Paleozoico, surgieron muchos grupos de vida modernos. La vida colonizó la tierra, primero plantas, luego animales. Ocurrieron dos grandes extinciones. Los continentes formados en la ruptura de Pannotia y Rodinia al final del Proterozoico se movieron lentamente juntos nuevamente, formando el supercontinente Pangea en el Paleozoico tardío. [ cita necesaria ]

La era Mesozoica ("vida media") duró desde 251 Ma hasta 66 Ma. [22] Se subdivide en los períodos Triásico, Jurásico y Cretácico. La era comenzó con el evento de extinción del Pérmico-Triásico, el evento de extinción más grave en el registro fósil. El 95% de las especies de la Tierra se extinguieron. [137] Terminó con el evento de extinción del Cretácico-Paleógeno que acabó con los dinosaurios. [ cita necesaria ] .

La era Cenozoica ("nueva vida") comenzó en 66 Ma, [22] y se subdivide en los períodos Paleógeno, Neógeno y Cuaternario. Estos tres períodos se dividen en siete subdivisiones, con el Paleógeno compuesto por Paleoceno, Eoceno y Oligoceno, el Neógeno dividido en Mioceno, Plioceno y Cuaternario compuesto por Pleistoceno y Holoceno. [138] Mamíferos, aves, anfibios, cocodrilos, tortugas y lepidosaurios sobrevivieron al evento de extinción del Cretácico-Paleógeno que acabó con los dinosaurios no aviares y muchas otras formas de vida, y esta es la era durante la cual se diversificaron en sus formas modernas . [ cita necesaria ]

Tectónica, paleogeografía y clima

Al final del Proterozoico, el supercontinente Pannotia se había dividido en los continentes más pequeños Laurentia, Baltica, Siberia y Gondwana. [139] Durante los períodos en que los continentes se separan, la actividad volcánica forma más corteza oceánica. Debido a que la corteza volcánica joven es relativamente más caliente y menos densa que la corteza oceánica antigua, los fondos oceánicos se elevan durante esos períodos. Esto hace que suba el nivel del mar. Por lo tanto, en la primera mitad del Paleozoico, grandes áreas de los continentes estaban por debajo del nivel del mar. [ cita necesaria ]

Los climas tempranos del Paleozoico eran más cálidos que los actuales, pero al final del Ordovícico se produjo una corta edad de hielo durante la cual los glaciares cubrieron el polo sur, donde se encontraba el enorme continente Gondwana. Los rastros de glaciación de este período solo se encuentran en la antigua Gondwana. Durante la edad de hielo del Ordovícico tardío, se produjeron algunas extinciones masivas, en las que desaparecieron muchos braquiópodos, trilobites, briozoos y corales. Estas especies marinas probablemente no podrían lidiar con la temperatura decreciente del agua del mar. [140]

Los continentes Laurentia y Baltica chocaron entre 450 y 400 Ma, durante la Orogenia Caledonia, para formar Laurussia (también conocida como Euramerica). [141] Los rastros del cinturón montañoso que causó esta colisión se pueden encontrar en Escandinavia, Escocia y los Apalaches del norte. En el período Devónico (416–359 Ma) [22] Gondwana y Siberia comenzaron a moverse hacia Laurussia. La colisión de Siberia con Laurussia provocó la Orogenia Uraliana, la colisión de Gondwana con Laurussia se llama Orogenia Varisca o Herciniana en Europa o Orogenia Alegheniana en América del Norte. La última fase tuvo lugar durante el período Carbonífero (359-299 Ma) [22] y resultó en la formación del último supercontinente, Pangea. [60]

Hacia 180 Ma, Pangea se dividió en Laurasia y Gondwana. [ cita necesaria ]

Explosión cámbrica

La tasa de evolución de la vida registrada por los fósiles se aceleró en el período Cámbrico (542–488 Ma). [22] La repentina aparición de muchas especies, filos y formas nuevas en este período se denomina Explosión Cámbrica. El fomento biológico en la Explosión Cámbrica no tuvo precedentes antes y desde entonces. [59]: 229 Mientras que las formas de vida de Ediacara parecen todavía primitivas y no son fáciles de colocar en ningún grupo moderno, al final del Cámbrico ya estaban presentes la mayoría de los filos modernos. El desarrollo de partes duras del cuerpo como conchas, esqueletos o exoesqueletos en animales como moluscos, equinodermos, crinoides y artrópodos (un grupo bien conocido de artrópodos del Paleozoico inferior son los trilobites) hizo que la preservación y fosilización de tales formas de vida sea más fácil que los de sus antepasados ​​proterozoicos. Por esta razón, se sabe mucho más sobre la vida en y después del Cámbrico que sobre la de períodos más antiguos. Algunos de estos grupos cámbricos parecen complejos, pero aparentemente son bastante diferentes de los ejemplos de la vida moderna. Anomalocaris y Haikouichthys. Más recientemente, sin embargo, parecen haber encontrado un lugar en la clasificación moderna. [ cita necesaria ]

Durante el Cámbrico aparecieron los primeros animales vertebrados, entre ellos los primeros peces. [117]: 357 Una criatura que podría haber sido el antepasado de los peces, o probablemente estaba estrechamente relacionada con ellos, fue Pikaia. Tenía una notocorda primitiva, una estructura que podría haberse convertido en una columna vertebral más tarde. Los primeros peces con mandíbulas (Gnathostomata) aparecieron durante el siguiente período geológico, el Ordovícico. La colonización de nuevos nichos resultó en tamaños corporales masivos. De esta manera, los peces de tamaño creciente evolucionaron durante el Paleozoico temprano, como el placodermo titánico. Dunkleosteus, que podría crecer hasta 7 metros (23 pies) de largo. [ cita necesaria ]

La diversidad de formas de vida no aumentó mucho debido a una serie de extinciones masivas que definen unidades bioestratigráficas generalizadas llamadas biómeros. [142] Después de cada pulso de extinción, las regiones de la plataforma continental fueron repobladas por formas de vida similares que pueden haber estado evolucionando lentamente en otros lugares. [143] A finales del Cámbrico, los trilobites habían alcanzado su mayor diversidad y dominaban casi todos los conjuntos fósiles. [144]: 34

Colonización de tierras

La acumulación de oxígeno a partir de la fotosíntesis dio como resultado la formación de una capa de ozono que absorbió gran parte de la radiación ultravioleta del Sol, lo que significa que los organismos unicelulares que llegaron a la tierra tenían menos probabilidades de morir, y los procariotas comenzaron a multiplicarse y adaptarse mejor para sobrevivir fuera del agua. Los linajes procariotas [145] probablemente habían colonizado la tierra desde 2.6 Ga [146] incluso antes del origen de los eucariotas. Durante mucho tiempo, la tierra permaneció desprovista de organismos multicelulares. El supercontinente Pannotia se formó alrededor de 600 Ma y luego se rompió 50 millones de años después. [147] Los peces, los primeros vertebrados, evolucionaron en los océanos alrededor de 530 Ma. [117]: 354 Un evento de extinción importante ocurrió cerca del final del período Cámbrico, [148] que terminó en 488 Ma. [149]

Hace varios cientos de millones de años, las plantas (probablemente parecidas a las algas) y los hongos comenzaron a crecer en los bordes del agua y luego fuera de ella. [150]: 138-140 Los fósiles más antiguos de hongos terrestres y plantas datan de 480-460 Ma, aunque la evidencia molecular sugiere que los hongos pueden haber colonizado la tierra desde 1000 Ma y las plantas 700 Ma. [151] Inicialmente permaneciendo cerca de la orilla del agua, las mutaciones y variaciones dieron como resultado una mayor colonización de este nuevo entorno. El momento de los primeros animales en abandonar los océanos no se conoce con precisión: la evidencia clara más antigua es de artrópodos en tierra alrededor de 450 Ma, [152] quizás prosperando y adaptándose mejor debido a la vasta fuente de alimento proporcionada por las plantas terrestres. También hay evidencia no confirmada de que los artrópodos pueden haber aparecido en tierra desde hace 530 Ma. [153]

Evolución de los tetrápodos

Al final del período Ordovícico, 443 Ma, [22] ocurrieron eventos de extinción adicionales, quizás debido a una edad de hielo concurrente. [140] Alrededor de 380 a 375 Ma, los primeros tetrápodos evolucionaron a partir de peces. [154] Las aletas evolucionaron para convertirse en extremidades que los primeros tetrápodos usaban para sacar la cabeza del agua para respirar aire. Esto les permitiría vivir en aguas pobres en oxígeno o perseguir presas pequeñas en aguas poco profundas. [154] Es posible que posteriormente se hayan aventurado en tierra durante breves períodos. Con el tiempo, algunos de ellos se adaptaron tan bien a la vida terrestre que pasaron su vida adulta en tierra, aunque eclosionaron en el agua y volvieron a poner sus huevos. Este fue el origen de los anfibios. Aproximadamente 365 Ma, ocurrió otro período de extinción, quizás como resultado del enfriamiento global. [155] Las plantas desarrollaron semillas, que aceleraron dramáticamente su propagación en la tierra, alrededor de este tiempo (en aproximadamente 360 ​​Ma). [156] [157]

Aproximadamente 20 millones de años después (340 Ma [117]: 293-296), evolucionó el huevo amniótico, que podría depositarse en la tierra, dando una ventaja de supervivencia a los embriones de tetrápodos. Esto resultó en la divergencia de amniotas de anfibios. Otros 30 millones de años (310 Ma [117]: 254-256) vieron la divergencia de los sinápsidos (incluidos los mamíferos) de los saurópsidos (incluidos los pájaros y los reptiles). Otros grupos de organismos continuaron evolucionando y las líneas divergieron (en peces, insectos, bacterias, etc.), pero se conocen menos los detalles. [ cita necesaria ]

Después de otra, la extinción más severa del período (251

250 Ma), alrededor de 230 Ma, los dinosaurios se separaron de sus antepasados ​​reptiles. [158] El evento de extinción Triásico-Jurásico en 200 Ma salvó a muchos de los dinosaurios, [22] [159] y pronto se convirtieron en dominantes entre los vertebrados. Aunque algunas líneas de mamíferos comenzaron a separarse durante este período, los mamíferos existentes probablemente eran animales pequeños que se parecían a las musarañas. [117]: 169

El límite entre los dinosaurios aviares y no aviares no está claro, pero Arqueoptérix, considerada tradicionalmente una de las primeras aves, vivió alrededor de 150 Ma. [160]

La evidencia más temprana de la evolución de las flores de las angiospermas se encuentra durante el período Cretácico, unos 20 millones de años después (132 Ma). [161]

Extinciones

La primera de las cinco grandes extinciones masivas fue la extinción Ordovícico-Silúrico. Su posible causa fue la intensa glaciación de Gondwana, que finalmente condujo a una tierra de bolas de nieve. Se extinguió el 60% de los invertebrados marinos y el 25% de todas las familias. [ cita necesaria ]

La segunda extinción masiva fue la extinción del Devónico tardío, probablemente causada por la evolución de los árboles, que podría haber provocado el agotamiento de los gases de efecto invernadero (como el CO2) o la eutrofización del agua. El 70% de todas las especies se extinguieron. [ cita necesaria ]

La tercera extinción masiva fue el evento Pérmico-Triásico, o Gran Muerte, posiblemente causado por alguna combinación del evento volcánico Siberian Traps, un impacto de asteroide, gasificación de hidrato de metano, fluctuaciones del nivel del mar y un evento anóxico importante. El cráter propuesto Wilkes Land [162] en la Antártida o la estructura Bedout en la costa noroeste de Australia pueden indicar una conexión de impacto con la extinción Pérmico-Triásico. Pero sigue siendo incierto si estos u otros cráteres fronterizos del Pérmico-Triásico propuestos son cráteres de impacto reales o incluso contemporáneos del evento de extinción del Pérmico-Triásico. Esta fue, con mucho, la extinción más mortal de la historia, con aproximadamente el 57% de todas las familias y el 83% de todos los géneros muertos. [163] [164]

La cuarta extinción masiva fue el evento de extinción Triásico-Jurásico en el que casi todos los sinápsidos y arcosaurios se extinguieron, probablemente debido a la nueva competencia de los dinosaurios. [ cita necesaria ]

La quinta y más reciente extinción masiva fue la extinción K-T. En 66 Ma, un asteroide de 10 kilómetros (6,2 millas) golpeó la Tierra cerca de la península de Yucatán, en algún lugar del extremo suroeste de la entonces Laurasia, donde se encuentra hoy el cráter Chicxulub. Esto expulsó grandes cantidades de material particulado y vapor al aire que ocluyó la luz solar, inhibiendo la fotosíntesis. El 75% de toda la vida, incluidos los dinosaurios no aviares, se extinguió, [165] marcando el final del período Cretácico y la era Mesozoica. [ cita necesaria ]

Diversificación de mamíferos

Los primeros mamíferos verdaderos evolucionaron a la sombra de los dinosaurios y otros grandes arcosaurios que llenaron el mundo a finales del Triásico. Los primeros mamíferos eran muy pequeños y probablemente nocturnos para escapar de la depredación. La diversificación de mamíferos realmente comenzó solo después del evento de extinción Cretácico-Paleógeno. [166] En el Paleoceno temprano, la tierra se recuperó de la extinción y aumentó la diversidad de mamíferos. Criaturas como Ambulocetus tomó los océanos para evolucionar eventualmente a ballenas, [167] mientras que algunas criaturas, como los primates, tomaron los árboles. [168] Todo esto cambió durante la mitad del Eoceno tardío cuando la corriente circun-antártica se formó entre la Antártida y Australia, lo que interrumpió los patrones climáticos a escala global. La sabana sin pasto comenzó a predominar en gran parte del paisaje, y mamíferos como Andrewsarchus se elevó para convertirse en el mamífero depredador terrestre más grande conocido jamás, [169] y las primeras ballenas como Basilosaurus tomó el control de los mares. [ cita necesaria ]

La evolución de la hierba trajo un cambio notable al paisaje de la Tierra, y los nuevos espacios abiertos creados empujaron a los mamíferos a crecer cada vez más. La hierba comenzó a expandirse en el Mioceno, y el Mioceno es donde aparecieron por primera vez muchos mamíferos modernos. Ungulados gigantes como Paraceratherium y Deinoterio evolucionó para gobernar los pastizales. La evolución de la hierba también hizo descender a los primates de los árboles e inició la evolución humana. Los primeros grandes felinos también evolucionaron durante este tiempo. [170] El mar de Tetis fue cerrado por la colisión de África y Europa. [171]

La formación de Panamá fue quizás el evento geológico más importante ocurrido en los últimos 60 millones de años. Las corrientes del Atlántico y del Pacífico se aislaron entre sí, lo que provocó la formación de la Corriente del Golfo, que calentó Europa. El puente terrestre permitió que las criaturas aisladas de América del Sur migraran a América del Norte y viceversa. [172] Varias especies migraron hacia el sur, lo que provocó la presencia en América del Sur de llamas, osos de anteojos, kinkajous y jaguares. [ cita necesaria ]

Hace tres millones de años vio el comienzo de la época del Pleistoceno, que presentó cambios climáticos dramáticos debido a las edades de hielo. Las edades de hielo llevaron a la evolución y expansión del hombre moderno en el África sahariana. La megafauna que dominaba se alimentaba de pastizales que, a estas alturas, se habían apoderado de gran parte del mundo subtropical. Las grandes cantidades de agua contenidas en el hielo permitieron que varios cuerpos de agua se encogieran y, a veces, desaparecieran, como el Mar del Norte y el Estrecho de Bering. Muchos creen que se produjo una gran migración a lo largo de Beringia, por lo que hoy en día hay camellos (que evolucionaron y se extinguieron en América del Norte), caballos (que evolucionaron y se extinguieron en América del Norte) y nativos americanos. El final de la última edad de hielo coincidió con la expansión del hombre, junto con una muerte masiva de megafauna de la edad de hielo. Esta extinción recibe el sobrenombre de "la Sexta Extinción".

Evolución humana

Un pequeño simio africano que vivía alrededor de 6 Ma fue el último animal cuyos descendientes incluirían tanto a los humanos modernos como a sus parientes más cercanos, los chimpancés. [117]: 100–101 Sólo dos ramas de su árbol genealógico tienen descendientes sobrevivientes. Muy poco después de la separación, por razones que aún no están claras, los simios de una rama desarrollaron la capacidad de caminar erguidos. [117]: 95–99 El tamaño del cerebro aumentó rápidamente, y en 2 millones de años, los primeros animales clasificados en el género Homo había aparecido. [150]: 300 Por supuesto, la línea entre diferentes especies o incluso géneros es algo arbitraria ya que los organismos cambian continuamente a lo largo de generaciones. Casi al mismo tiempo, la otra rama se dividió en los antepasados ​​del chimpancé común y los antepasados ​​del bonobo a medida que la evolución continuaba simultáneamente en todas las formas de vida. [117]: 100–101

La capacidad de controlar el fuego probablemente comenzó en Homo erectus (o Homo ergaster), probablemente hace al menos 790.000 años [173], pero quizás desde hace 1,5 Ma. [117]: 67 El uso y descubrimiento de fuego controlado puede incluso ser anterior a Homo erectus. El fuego fue posiblemente utilizado por los primeros homínidos del Paleolítico Inferior (Oldowan) Homo habilis o australopitecinos fuertes como Paranthropus. [174]

Es más difícil establecer el origen del lenguaje, no está claro si Homo erectus podía hablar o si esa capacidad no hubiera comenzado hasta Homo sapiens. [117]: 67 A medida que aumentaba el tamaño del cerebro, los bebés nacían antes, antes de que sus cabezas crecieran demasiado para pasar a través de la pelvis. Como resultado, exhibieron más plasticidad y, por lo tanto, poseían una mayor capacidad de aprendizaje y requirieron un período más largo de dependencia. Las habilidades sociales se volvieron más complejas, el lenguaje se volvió más sofisticado y las herramientas se volvieron más elaboradas. Esto contribuyó a una mayor cooperación y desarrollo intelectual. [176]: 7 Humanos modernos (Homo sapiens) se cree que se originaron hace unos 200.000 años o antes en África, los fósiles más antiguos datan de hace unos 160.000 años. [177]

Los primeros humanos en mostrar signos de espiritualidad son los neandertales (generalmente clasificados como una especie separada sin descendientes supervivientes) que enterraron a sus muertos, a menudo sin señales de comida o herramientas. [178]: 17 Sin embargo, la evidencia de creencias más sofisticadas, como las primeras pinturas rupestres de Cromañón (probablemente con un significado mágico o religioso) [178]: 17-19 no apareció hasta hace 32.000 años. [179] Los cromañones también dejaron estatuillas de piedra como la Venus de Willendorf, que probablemente también significan creencias religiosas. [178]: 17–19 Hace 11.000 años, Homo sapiens había llegado al extremo sur de América del Sur, el último de los continentes deshabitados (a excepción de la Antártida, que permaneció sin descubrir hasta 1820 d. C.). [180] El uso de herramientas y la comunicación continuaron mejorando y las relaciones interpersonales se volvieron más complejas. [ cita necesaria ]

Historia humana

A lo largo de más del 90% de su historia, Homo sapiens vivía en pequeños grupos como cazadores-recolectores nómadas. [176]: 8 A medida que el lenguaje se hizo más complejo, la capacidad de recordar y comunicar información resultó, según una teoría propuesta por Richard Dawkins, en un nuevo replicador: el meme. [181] Las ideas podrían intercambiarse rápidamente y transmitirse de generación en generación. La evolución cultural superó rápidamente a la evolución biológica y comenzó la historia propiamente dicha. Entre 8500 y 7000 a.C., los humanos del Creciente Fértil en el Medio Oriente comenzaron la cría sistemática de plantas y animales: la agricultura. [182] Esto se extendió a las regiones vecinas y se desarrolló de forma independiente en otros lugares, hasta que la mayoría Homo sapiens vivía vidas sedentarias en asentamientos permanentes como agricultores. No todas las sociedades abandonaron el nomadismo, especialmente aquellas en áreas aisladas del mundo pobres en especies de plantas domesticables, como Australia. [183] ​​Sin embargo, entre las civilizaciones que adoptaron la agricultura, la relativa estabilidad y el aumento de la productividad proporcionada por la agricultura permitieron que la población se expandiera. [ cita necesaria ]

La agricultura tuvo un impacto importante que los humanos comenzaron a afectar el medio ambiente como nunca antes. Los excedentes de comida permitieron que surgiera una clase sacerdotal o gobernante, seguida de una creciente división del trabajo. Esto llevó a la primera civilización de la Tierra en Sumer en el Medio Oriente, entre 4000 y 3000 AC. [176]: 15 Rápidamente surgieron civilizaciones adicionales en el antiguo Egipto, en el valle del río Indo y en China. La invención de la escritura permitió que surgieran sociedades complejas: el mantenimiento de registros y las bibliotecas sirvieron como depósito de conocimientos y aumentaron la transmisión cultural de información. Los seres humanos ya no tenían que pasar todo su tiempo trabajando para sobrevivir, permitiendo las primeras ocupaciones especializadas (por ejemplo, artesanos, comerciantes, sacerdotes, etc.). La curiosidad y la educación impulsaron la búsqueda del conocimiento y la sabiduría, y surgieron varias disciplinas, incluida la ciencia (en una forma primitiva). Esto, a su vez, condujo al surgimiento de civilizaciones cada vez más grandes y complejas, como los primeros imperios, que en ocasiones comerciaban entre sí o luchaban por territorio y recursos.

Alrededor del año 500 a. C., había civilizaciones avanzadas en Oriente Medio, Irán, India, China y Grecia, que a veces se expandían, a veces entraban en declive. [176]: 3 En 221 a. C., China se convirtió en una única entidad política que crecería para difundir su cultura por todo el este de Asia, y sigue siendo la nación más poblada del mundo. Durante este período, los famosos textos hindúes conocidos como vedas aparecieron en la civilización del valle del Indo. Esta civilización se desarrolló en la guerra, las artes, las ciencias, las matemáticas y el arquitecto. [ cita necesaria ] Los fundamentos de la civilización occidental se moldearon en gran medida en la Antigua Grecia, con el primer gobierno democrático del mundo y grandes avances en filosofía y ciencia. La antigua Roma en derecho, gobierno e ingeniería. [184] El Imperio Romano fue cristianizado por el emperador Constantino a principios del siglo IV y declinó a fines del quinto. A partir del siglo VII, comenzó la cristianización de Europa. En 610, se fundó el Islam y rápidamente se convirtió en la religión dominante en Asia Occidental. La Casa de la Sabiduría se estableció en Bagdad, Irak, en la era abasí. [185] Se considera que fue un importante centro intelectual durante la Edad de Oro islámica, donde los eruditos musulmanes en Bagdad y El Cairo florecieron desde los siglos IX al XIII hasta el saqueo de Bagdad por parte de los mongoles en 1258 d. C. En 1054 d.C., el Gran Cisma entre la Iglesia Católica Romana y la Iglesia Ortodoxa Oriental condujo a las prominentes diferencias culturales entre Europa Occidental y Oriental. [ cita necesaria ]

En el siglo XIV, el Renacimiento comenzó en Italia con avances en religión, arte y ciencia. [176]: 317–319 En ese momento, la Iglesia cristiana como entidad política perdió gran parte de su poder. En 1492, Cristóbal Colón llegó a América, iniciando grandes cambios en el nuevo mundo. La civilización europea comenzó a cambiar a partir de 1500, dando lugar a las revoluciones científica e industrial. Ese continente comenzó a ejercer un dominio político y cultural sobre las sociedades humanas de todo el mundo, una época conocida como la era colonial (ver también Edad de los descubrimientos). [176]: 295–299 En el siglo XVIII, un movimiento cultural conocido como el Siglo de las Luces moldeó aún más la mentalidad de Europa y contribuyó a su secularización. De 1914 a 1918 y de 1939 a 1945, las naciones de todo el mundo se vieron envueltas en guerras mundiales. Establecida después de la Primera Guerra Mundial, la Sociedad de Naciones fue un primer paso en el establecimiento de instituciones internacionales para resolver disputas de manera pacífica. Después de no poder evitar la Segunda Guerra Mundial, el conflicto más sangriento de la humanidad, fue reemplazada por las Naciones Unidas. Después de la guerra, se formaron muchos estados nuevos que declararon o se les concedió la independencia en un período de descolonización. Los Estados Unidos capitalistas democráticos y la Unión Soviética socialista se convirtieron en las superpotencias dominantes del mundo durante un tiempo, y mantuvieron una rivalidad ideológica, a menudo violenta, conocida como Guerra Fría hasta la disolución de esta última. En 1992, varias naciones europeas se unieron a la Unión Europea. A medida que mejoraron el transporte y las comunicaciones, las economías y los asuntos políticos de las naciones de todo el mundo se han entrelazado cada vez más. Esta globalización a menudo ha producido tanto conflicto como cooperación. [ cita necesaria ]

Eventos recientes

El cambio ha continuado a un ritmo rápido desde mediados de la década de 1940 hasta la actualidad. Los desarrollos tecnológicos incluyen armas nucleares, computadoras, ingeniería genética y nanotecnología. La globalización económica, impulsada por los avances en la tecnología de las comunicaciones y el transporte, ha influido en la vida cotidiana en muchas partes del mundo. Las formas culturales e institucionales como la democracia, el capitalismo y el ambientalismo han aumentado su influencia. Las principales preocupaciones y problemas, como las enfermedades, la guerra, la pobreza, el radicalismo violento y, recientemente, el cambio climático causado por el hombre, han aumentado a medida que aumenta la población mundial. [ cita necesaria ]

En 1957, la Unión Soviética puso en órbita el primer satélite artificial y, poco después, Yuri Gagarin se convirtió en el primer ser humano en el espacio. Neil Armstrong, un estadounidense, fue el primero en pisar otro objeto astronómico, la Luna. Se han enviado sondas no tripuladas a todos los planetas conocidos del Sistema Solar, y algunos (como las dos naves espaciales Voyager) han abandonado el Sistema Solar. Cinco agencias espaciales, que representan a más de quince países, [186] han trabajado juntas para construir la Estación Espacial Internacional. A bordo de él, ha habido una presencia humana continua en el espacio desde 2000. [187] La ​​World Wide Web se convirtió en parte de la vida cotidiana en la década de 1990, y desde entonces se ha convertido en una fuente indispensable de información en el mundo desarrollado. [ cita necesaria ]


Cómo la Tierra obtuvo su luna

Los científicos creen que la luna se creó en una antigua colisión espacial. O tal vez muchas pequeñas colisiones. El debate aún no está resuelto.

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La historia del origen de nuestra luna no cuadra. La mayoría de los científicos piensan que la luna se formó en los primeros días de nuestro sistema solar. Eso habría sido hace unos 4.500 millones de años. En ese momento, algunos científicos sospechan, un objeto rocoso del tamaño de Marte, lo que ellos llaman un protoplaneta - se estrelló contra la joven Tierra. Esta colisión habría enviado escombros de ambos mundos a la órbita. Algunos de los escombros eventualmente se habrían pegado juntos, creando nuestra luna.

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Los astrónomos se refieren a ese protoplaneta como Theia (THAY-ah). Llamada así por la diosa griega de la vista, nadie sabe si esta gran roca existió alguna vez, porque si lo hubiera hecho, habría muerto en esa violenta colisión con la Tierra.

La Tierra primitiva y un protoplaneta más pequeño llamado Theia pueden haber chocado hace mucho tiempo, piensan muchos científicos. Eso habría arrojado escombros de ambos al espacio. En esta simulación, las partículas rojas escaparon del sistema, el amarillo formó la luna y el azul cayó a la Tierra. R. Canup / SWRI

Y esta es la razón por la que algunos astrónomos han llegado a dudar de que Theia fuera real: si se estrelló contra la Tierra y ayudó a formar la luna, entonces la luna debería verse como un híbrido de la Tierra y Theia. Sin embargo, los estudios de las rocas lunares muestran que la composición química de la Tierra y su luna es exactamente la misma. Así que la historia del impacto de un planeta a otro parece tener algunos agujeros.

Eso ha llevado a algunos investigadores a buscar otros escenarios de formación de luna. Una propuesta: una serie de impactos creó minilunas en gran parte a partir de material terrestre. Con el tiempo, es posible que se hayan fusionado para formar una gran luna.

“Los impactos múltiples simplemente tienen más sentido”, dice Raluca Rufu. Es científica planetaria en el Instituto de Ciencias Weizmann en Rehovot, Israel. "No necesitas este impactador especial para formar la luna".

Pero Theia no debería quedarse en el piso de la sala de montaje, al menos no todavía. La Tierra y Theia podrían haberse construido en gran parte con el mismo tipo de material, sugiere una nueva investigación. Entonces habrían tenido una receta química similar. No hay señales de "otro" material en la luna, sostiene esta explicación, porque nada en Theia era diferente.

"Estoy absolutamente en la cerca entre estas dos ideas opuestas", dice Edward Young. Estudia cosmoquímica, la química del universo, en la Universidad de California, Los Ángeles. Determinar qué historia es la correcta requerirá más investigación. Pero la respuesta podría ofrecer una visión profunda de la evolución del sistema solar temprano, dice Young.

Madre de la luna

La luna de la Tierra es un bicho raro. La mayoría de las otras lunas de nuestro sistema solar viven entre los gigantes gaseosos, como Saturno y Júpiter. El único otro planeta terrestre con lunas en órbita es Marte. Sus lunas, Fobos y Deimos, son pequeñas. La principal explicación para ellos es que probablemente alguna vez fueron asteroides. En algún momento, fueron capturados por la gravedad del Planeta Rojo. La luna de la Tierra es demasiado grande para ese escenario. Si la luna hubiera venido de otra parte, probablemente se habría estrellado contra la Tierra o habría escapado y huido al espacio.

Una explicación alternativa data del siglo XIX. Sugiere que el material que forma la luna voló de una Tierra joven que giraba rápidamente. (Imagínese a los niños arrojados de un tiovivo fuera de control). Sin embargo, esa idea cayó en desgracia cuando los científicos calcularon las velocidades de giro requeridas. Fueron increíblemente rápidos.

A mediados de la década de 1970, los científicos planetarios propusieron la hipótesis del impacto gigante. (Más tarde, en 2000, llamaron Theia a ese misterioso cuerpo del tamaño de un planeta). La noción de una gran colisión rocosa tenía sentido. Después de todo, el sistema solar primitivo era como un juego de billar cósmico. Los aplastamientos de rocas espaciales gigantes eran comunes.

Pero un estudio de 2001 de rocas recolectadas durante las misiones Apolo de la NASA a la luna arrojó dudas sobre la hipótesis del impacto gigante. La investigación mostró que la Tierra y su luna eran sorprendentemente parecidas. Para averiguar el origen de una roca, los científicos miden la abundancia relativa de diferentes formas de oxígeno. Llamados isótopos (EYE-so-toaps), son formas de un elemento con diferentes masas. (La razón por la que difieren: aunque cada uno tiene el mismo número de protones en sus núcleos, tienen diferente número de neutrones).

La historia continúa debajo del gráfico.

La mezcla de isótopos de oxígeno dentro del material lunar y meteoritos llamados condritas enstatita (sombreado en amarillo) es sorprendentemente similar a la de las rocas terrestres (línea azul). Otros materiales del sistema solar están compuestos en gran parte por diferentes mezclas isotópicas. N. Dauphas /Naturaleza 2017

Los científicos pueden usar cantidades de varios isótopos como algo así como huellas dactilares en la escena de un crimen. Las rocas de la Tierra y su luna, encontraron los científicos, tenían mezclas aparentemente idénticas de isótopos de oxígeno. Eso no tenía sentido si gran parte del material de la luna provenía de Theia, no de la Tierra. Rufu y sus colegas modelaron el impacto en una computadora. A partir de eso, calcularon la posibilidad de que una colisión de Theia produjera una luna con una composición similar a la de la Tierra. Y era muy delgado.

Explicador: ¿Qué es un modelo de computadora?

Se han realizado estudios de otros elementos en las rocas lunares, como el titanio y el circonio. También sugieren que la Tierra y su luna se originaron del mismo material. Young en UCLA y sus colegas repitieron recientemente las mediciones de isótopos de oxígeno. Utilizaron las últimas técnicas. Buscaban incluso la más mínima diferencia entre la Tierra y la Luna.

En enero de 2016, el equipo publicó sus resultados en Ciencias. “Medimos el oxígeno con la mayor precisión disponible”, dice Young. "Y, Dios mío, la Tierra y la Luna todavía se ven idénticas".

Es hora de pensar fuera de la caja de Theia-smashup, argumentan ahora algunos científicos. Probablemente no uno, sino muchos impactos acumularon nuestra luna. Rufu y sus colegas propusieron esto en febrero Naturaleza Geociencia. La luna, dicen, tiene una composición similar a la de la Tierra porque la mayor parte del material que se puso en órbita durante todos esos impactos provino de la Tierra.

Fusión de mini-luna

Los científicos propusieron por primera vez la idea de múltiples impactos en 1989. Pero en ese entonces, no tenían la potencia de la computadora para ejecutar las simulaciones para probarla. Los modelos informáticos finalmente están a la altura. El equipo de Rufu trabajó recientemente en uno de esos modelos para investigar la idea de múltiples aplastamientos en la historia temprana de la Tierra. Cada cuerpo entrante tenía entre una centésima y una décima parte de la masa de la Tierra.

Cualquier impacto directo habría transferido mucha energía a nuestro planeta. Esos habrían excavado material terrestre, arrojándolo al espacio. Los escombros de cada impacto se habrían combinado a lo largo de los siglos para formar una pequeña luna, muestra el modelo. A medida que más impactos sacudieran la Tierra durante decenas de millones de años, se habrían formado más mini lunas. Eventualmente, la gravedad los habría unido. Durante aproximadamente 100 millones de años, según este escenario, aproximadamente 20 mini lunas podrían haberse fusionado para formar una luna poderosa.

En el estudio de modelado por computadora, una explicación de varias lunas produce la mezcla lunar correcta en aproximadamente una de cada cinco pruebas. Eso es mejor que la probabilidad de 1 o 2 en cien para la hipótesis del impacto gigante, señalan los investigadores. “La conclusión más importante es que no se puede explicar todo con una sola toma”, dice Rufu.

La científica planetaria Robin Canup encuentra su lógica convincente. Canup trabaja en el Southwest Research Institute en Boulder, Colorado. “Para mí, esto parece ser un verdadero competidor junto con la hipótesis del gran impactador”, dice.

La historia continúa debajo de la imagen.

La hipótesis del impacto múltiple dice que varios pequeños impactos enviaron material terrestre a la órbita. Eventualmente se combinaron para formar nuestra luna. (imágenes superiores) El primer impacto generó escombros que rodean una Tierra joven. Durante siglos, el material se juntó en una mini-luna. Luego (imágenes inferiores) durante decenas de millones de años y muchos impactos, alrededor de 20 lunas se fusionan para formar una gran luna. R. RUFU ET AL / GEOCIENCIA DE LA NATURALEZA 2017

No descartes a Theia

Pero la hipótesis de Theia está lejos de estar muerta. Las probabilidades de que Theia se parezca lo suficiente a la composición de la Tierra como para producir una luna similar a la Tierra pueden ser mucho más altas de lo que se pensaba originalmente. Esa es la conclusión de algunos nuevos análisis químicos. La mayor parte del material que compone la Tierra proviene de la misma fuente que cierto tipo de meteorito. Estos se denominan condritas de enstatita (En-STAT-tyte KON-drytes).

Al igual que el oxígeno, la mezcla isotópica de otros elementos en las rocas de la Tierra sirve como huella digital de su origen. Algunos elementos son amantes del hierro, como el rutenio (Ru-THEE-nee-um). En la roca semisólida debajo de la superficie de la Tierra, estos elementos se hunden rápidamente hacia el núcleo rico en hierro de la Tierra. Cualquier rutenio encontrado cerca de la superficie de la Tierra, en su manto, probablemente llegó tarde en el desarrollo de la Tierra. Los elementos que no son tan amantes del hierro, como el calcio y el titanio, no se hundirían hasta la médula. Se quedarían en el manto. Sus isótopos registrarían entonces lo que entró en el ensamblaje de la Tierra durante un período de tiempo mucho más largo.

Nicolas Dauphas es un científico planetario de la Universidad de Chicago en Illinois. Observó tanto los elementos que aman el hierro como los que no le gustan tanto. Luego creó una línea de tiempo de qué tipos de rocas espaciales habrían necesitado agregarse a la masa de la Tierra y cuándo crear esa mezcla.

Una mezcla de diferentes rocas suministró el primer 60 por ciento de la masa de la Tierra, concluye Dauphas. E incluían algunos meteoritos de condrita enstatita. El resto de la mezcla provino casi exclusivamente de materiales que condujeron a esos meteoritos. Al final, estima Dauphas, unas tres cuartas partes de la masa de la Tierra provienen del mismo material que las condritas de enstatita. Informó sus análisis el 26 de enero en Naturaleza.

Si Theia se formara aproximadamente a la misma distancia del sol que la Tierra, por lo tanto, contendría principalmente el mismo material, dice. Entonces, si la luna se formó en gran parte a partir de una colisión de Theia con la Tierra, tiene sentido que las rocas lunares de hoy tengan una receta similar a la de la Tierra.

“La mayor parte del problema está resuelto, en mi opinión”, dice Marc Javoy. Es cosmoquímico en el Instituto de Física de la Tierra de París en Francia. Todo lo que tienes que hacer, dice, es “admitir que el material del gran impactador no era diferente al de la Tierra [primitiva]. Es la hipótesis más simple ". También significaría que el material engullido por los planetas en ciernes en el sistema solar interior era bastante uniforme en sus ingredientes químicos.

Las rocas similares a la condrita enstatita aquí pueden haber sido una fuente común de material para la Tierra, la luna y el protoplaneta Theia. N. Dauphas

La noción de que la Tierra está hecha del mismo material que las condritas de enstatita "no hace feliz a mucha gente", dice Richard Carlson. Es geoquímico de la Carnegie Institution for Science en Washington, D.C. Los isótopos del manto de la Tierra y los meteoritos pueden coincidir. Sin embargo, la abundancia relativa de esos elementos no lo hace. Carlson señaló esto en un comentario publicado el 26 de enero en Naturaleza. Se necesita un paso adicional en el proceso para explicar este desajuste en la cantidad de esos ingredientes comunes, dice.

“Lo que tenemos ahora son muchas ideas nuevas”, dice Sarah Stewart. "Ahora tenemos que probarlos". Stewart es un científico planetario de la Universidad de California, Davis.

Una prueba propuesta recientemente se basaría en la temperatura. Un nuevo estudio comparó la química de la luna con el vidrio forjado por una explosión nuclear. Sus datos sugieren que las temperaturas durante o justo después del nacimiento de la luna alcanzaron los 1400 ° Celsius (alrededor de 2600 ° Fahrenheit). Eso significa que cualquier escenario plausible de formación de luna debe involucrar temperaturas tan altas. Los investigadores informaron esto el 8 de febrero en Avances de la ciencia.

Las altas temperaturas hacen que las rocas lixivien isótopos de zinc. El intenso calor de la prueba nuclear Trinity de 1945 en Nuevo México forjó un vidrio teñido de verde. Ese vidrio carece de estos isótopos de zinc, dice James Day. Es coautor de estudios y geólogo de la Institución de Oceanografía Scripps en La Jolla, California. Lo mismo ocurre con las rocas lunares. Temperaturas tan altas durante o justo después de la formación de la luna encajan con la hipótesis del impacto gigante, dice.

Pero espere: Rufu calcula que su hipótesis de impactos múltiples también arroja temperaturas suficientemente altas. Entonces, tal vez la temperatura no pueda resolver el debate.

Sondear la composición de los interiores profundos tanto de la Tierra como de su luna podría probar que la explicación de la mini-luna es correcta, dice Rufu. Después de todo, argumenta, sin una sola colisión gigante, es posible que los interiores de los dos mundos no se hayan mezclado lo suficientemente bien.

Dauphas dice que medir las composiciones de otros planetas podría apoyar su propuesta de que Theia podría haber sido similar en composición a la Tierra. Mercurio y Venus también se habrían formado en gran parte del mismo tipo de material que la Tierra. Así que probablemente también tendrían composiciones similares a las de la Tierra, dice.

Los estudios futuros de otros planetas del sistema solar podrían confirmar o descartar estas predicciones. Pero eso requerirá un nuevo capítulo de exploración espacial.

Palabras de poder

Misiones Apolo El tercer programa de vuelos espaciales humanos de la NASA y rsquos finalmente llevó a los humanos a la superficie lunar. En el camino, este programa buscó desarrollar las tecnologías necesarias para los viajes espaciales de larga distancia. Tuvo un gran impulso después de que el presidente John F. Kennedy propusiera en 1961 crear el objetivo nacional de "llevar a un hombre a la Luna y devolverlo a salvo a la Tierra".

asteroide Objeto rocoso en órbita alrededor del sol. La mayoría de los asteroides orbitan en una región que se encuentra entre las órbitas de Marte y Júpiter. Los astrónomos se refieren a esta región como el cinturón de asteroides.

calcio Elemento químico común en los minerales de la corteza terrestre y rsquos.

químico Sustancia formada por dos o más átomos que se unen (enlazan) en una proporción y estructura fijas. Por ejemplo, el agua es una sustancia química que se produce cuando dos átomos de hidrógeno se unen a un átomo de oxígeno. Su fórmula química es H2O. Chemical también se puede usar como adjetivo para describir las propiedades de los materiales que son el resultado de varias reacciones entre diferentes compuestos.

química El campo de la ciencia que se ocupa de la composición, estructura y propiedades de las sustancias y cómo interactúan. Los químicos utilizan este conocimiento para estudiar sustancias desconocidas, para reproducir grandes cantidades de sustancias útiles o para diseñar y crear sustancias nuevas y útiles. (sobre compuestos) Química también se utiliza como término para referirse a la receta de un compuesto, la forma en que se produce o algunas de sus propiedades. Las personas que trabajan en este campo se conocen como químicos.

coautor Uno de un grupo (dos o más personas) que juntos habían preparado un trabajo escrito, como un libro, informe o trabajo de investigación. Es posible que no todos los coautores hayan contribuido por igual.

colega Alguien que trabaja con otro compañero de trabajo o miembro del equipo.

comentario (en ciencia) Un artículo de opinión, a menudo escrito para acompañar a & mdash y agregar perspectiva a & mdash un artículo de otros, que describe nuevos hallazgos de investigación.

modelo de computadora Un programa que se ejecuta en una computadora y que crea un modelo o simulación de una característica, fenómeno o evento del mundo real.

centro Algo y mdash generalmente de forma redonda y mdash en el centro de un objeto. (en geología) Tierra y capa más interna de rsquos. O una muestra larga en forma de tubo perforada en hielo, suelo o roca. Los núcleos permiten a los científicos examinar capas de sedimentos, sustancias químicas disueltas, rocas y fósiles para ver cómo cambió el medio ambiente en un lugar a lo largo de cientos o miles de años o más.

cósmico Un adjetivo que se refiere al cosmos y mdash el universo y todo lo que hay dentro de él.

cosmoquímica Una fusión de las palabras cosmos y química, este término se refiere a un campo de la ciencia que se ocupa de la composición química del universo.

escombros Fragmentos dispersos, típicamente de basura o de algo que ha sido destruido.

elemento (en química) Cada una de las más de cien sustancias para las cuales la unidad más pequeña de cada una es un solo átomo. Los ejemplos incluyen hidrógeno, oxígeno, carbono, litio y uranio.

condrita enstatita Un tipo raro de meteorito conocido por su inusual composición mineral. Estos cuerpos rocosos son ricos en enstatita y mdash, un mineral rico en magnesio que generalmente incluye mucho hierro. Su receta apunta a que estos meteoritos probablemente se formaron en la historia temprana de nuestro sistema solar y rsquos, cuando la región entre el sol y Mercurio tenía poco oxígeno.

evolución (v. evolucionar) Proceso mediante el cual las especies experimentan cambios a lo largo del tiempo, generalmente a través de la variación genética y la selección natural. Estos cambios generalmente dan como resultado un nuevo tipo de organismo más adecuado para su entorno que el tipo anterior. El tipo más nuevo no es necesariamente más "avanzado", simplemente se adapta mejor a las condiciones en las que se desarrolló. O el término puede referirse a cambios que ocurren como una progresión natural dentro del mundo no vivo (como chips de computadora que evolucionan hacia dispositivos más pequeños que operan a una velocidad cada vez más rápida).

gas gigante Un planeta gigante que se compone principalmente de los gases helio e hidrógeno. Júpiter y Saturno son gigantes gaseosos.

geociencia Cualquiera de una serie de ciencias, como la geología o la ciencia atmosférica, relacionadas con una mejor comprensión de la Tierra. Las personas que trabajan en este campo se conocen como geocientíficos.

vidrio Sustancia dura y quebradiza hecha de sílice, un mineral que se encuentra en la arena. El vidrio suele ser transparente y bastante inerte (químicamente no reactivo). Los organismos acuáticos llamados diatomeas construyen sus caparazones a partir de ella.

gravedad La fuerza que atrae cualquier cosa con masa, o volumen, hacia cualquier otra cosa con masa. Cuanta más masa tiene algo, mayor es su gravedad.

hipótesis (v. hipotetizar) Una explicación propuesta para un fenómeno. En ciencia, una hipótesis es una idea que debe probarse rigurosamente antes de ser aceptada o rechazada.

planchar Un elemento metálico que es común en los minerales de la corteza terrestre y rsquos y en su núcleo caliente. Este metal también se encuentra en el polvo cósmico y en muchos meteoritos.

isótopo Diferentes formas de un elemento que varían algo en masa (y potencialmente a lo largo de su vida). Todos tienen el mismo número de protones pero diferente número de neutrones en su núcleo.

Júpiter (en astronomía) El planeta más grande del sistema solar y rsquos, tiene la duración del día más corta (10 horas). Un gigante gaseoso, su baja densidad indica que este planeta está compuesto por elementos ligeros, como hidrógeno y helio. Este planeta también libera más calor del que recibe del sol a medida que la gravedad comprime su masa (y encoge lentamente el planeta).

lunar Perteneciente o relativo a la Tierra y la luna rsquos.

manto (en geología) La capa gruesa de la Tierra debajo de su corteza exterior. El manto es semisólido y generalmente se divide en un manto superior e inferior.

Marte El cuarto planeta desde el sol, a un solo planeta de la Tierra. Como la Tierra, tiene estaciones y humedad. Pero su diámetro es solo la mitad del tamaño de la Tierra & rsquos.

masa Un número que muestra cuánto resiste un objeto a acelerar y desacelerar y mdash básicamente es una medida de la cantidad de materia de la que está hecho ese objeto.

meteorito Un trozo de roca o metal procedente del espacio que atraviesa la atmósfera terrestre y rsquos y choca con el suelo.

Luna El satélite natural de cualquier planeta.

NASA Abreviatura de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. Creada en 1958, esta agencia estadounidense se ha convertido en líder en investigación espacial y en estimular el interés público en la exploración espacial. Fue a través de la NASA que Estados Unidos envió personas a la órbita y finalmente a la luna. También ha enviado naves de investigación para estudiar planetas y otros objetos celestes en nuestro sistema solar.

neutrón Una partícula subatómica sin carga eléctrica que es una de las piezas básicas de la materia. Los neutrones pertenecen a la familia de partículas conocidas como hadrones.

núcleo (en física) El núcleo central de un átomo, que contiene la mayor parte de su masa. La forma plural es núcleos.

oceanografía (adj. oceanográfico) La rama de la ciencia que se ocupa de las propiedades y fenómenos físicos y biológicos de los océanos. Las personas que trabajan en este campo se conocen como oceanógrafos.

orbita La trayectoria curva de un objeto celeste o una nave espacial alrededor de una estrella, planeta o luna. Un circuito completo alrededor de un cuerpo celeste.

oxígeno Un gas que constituye aproximadamente el 21 por ciento de la atmósfera de la Tierra. Todos los animales y muchos microorganismos necesitan oxígeno para impulsar su crecimiento (y metabolismo).

física El estudio científico de la naturaleza y propiedades de la materia y la energía. La física clásica es una explicación de la naturaleza y las propiedades de la materia y la energía que se basa en descripciones como las leyes del movimiento de Newton y rsquos. La física cuántica, un campo de estudio que surgió más tarde, es una forma más precisa de explicar los movimientos y el comportamiento de la materia. Un científico que trabaja en tales áreas se conoce como físico.

planeta Un objeto celeste que orbita una estrella, es lo suficientemente grande como para que la gravedad lo haya aplastado en una bola redondeada y haya despejado otros objetos fuera del camino en su vecindad orbital. Para lograr la tercera hazaña, el objeto debe ser lo suficientemente grande como para haber arrastrado a los objetos vecinos hacia el propio planeta o haberlos arrojado alrededor del planeta y hacia el espacio exterior. Los astrónomos de la Unión Astronómica Internacional (IAU) crearon esta definición científica en tres partes de un planeta en agosto de 2006 para determinar el estado de Plutón y rsquos. Con base en esa definición, IAU dictaminó que Plutón no calificaba. El sistema solar ahora incluye ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

ciencia planetaria La ciencia de los planetas distintos de la Tierra.

precursor Una sustancia de la que se hace algo posterior. Puede ser un compuesto que se transformará en otra cosa como resultado de alguna reacción química o biológica.

protón Partícula subatómica que es uno de los componentes básicos de los átomos que forman la materia. Los protones pertenecen a la familia de partículas conocidas como hadrones.

protoplaneta Un objeto celeste en consolidación que algún día podría convertirse en un planeta y mdash, pero si lo hubiera, solo si ese objeto es grande, orbita alguna estrella, y durante su órbita eventualmente barrerá otros escombros fuera de su camino.

Saturno El sexto planeta que sale del sol en nuestro sistema solar. Uno de los cuatro gigantes gaseosos, este planeta tarda 10,7 horas en rotar (completando un día) y 29 años terrestres en completar una órbita del sol. Tiene al menos 53 lunas conocidas y 9 candidatos más en espera de confirmación. Pero lo que más distingue a este planeta es el plano ancho y plano de siete anillos que lo orbitan.

guión Una situación imaginada de cómo podrían desarrollarse los eventos o las condiciones.

simulación (v. simular) Un análisis, a menudo realizado usando una computadora, de algunas condiciones, funciones o apariencia de un sistema físico. Un programa de computadora haría esto mediante el uso de operaciones matemáticas que pueden describir el sistema y cómo podría variar en respuesta a diversas situaciones o con el tiempo.

sistema solar Los ocho planetas principales y sus lunas orbitan alrededor de nuestro sol, junto con cuerpos más pequeños en forma de planetas enanos, asteroides, meteoroides y cometas.

sol La estrella en el centro de la Tierra y el sistema solar rsquos. Es una estrella de tamaño medio a unos 26.000 años luz del centro de la Vía Láctea. También es un término para cualquier estrella similar al sol.

terrestre Tiene que ver con el planeta Tierra, especialmente su tierra. Terra es latín para la Tierra.

Theia (en astronomía) El nombre de un protoplaneta hipotético, llamado así por la diosa griega de la vista, que también era la supuesta madre de la diosa de la luna Selene. Si este protoplaneta existiera, el mundo rocoso del tamaño de Marte habría muerto en una violenta colisión con la Tierra, hace unos 4.500 millones de años. Parte de los escombros de él & mdash y la Tierra & mdash podrían haberse acumulado eventualmente para formar un nuevo objeto celeste: la Tierra y la luna rsquos.

universo El cosmos entero: todas las cosas que existen en el espacio y el tiempo. Se ha estado expandiendo desde su formación durante un evento conocido como Big Bang, hace unos 13.800 millones de años (más o menos unos cientos de millones de años).

Venus El segundo planeta que sale del sol, tiene un núcleo rocoso, al igual que la Tierra. Sin embargo, Venus perdió la mayor parte de su agua hace mucho tiempo. La radiación ultravioleta del sol y rsquos rompió esas moléculas de agua, permitiendo que sus átomos de hidrógeno escapen al espacio. Los volcanes de la superficie del planeta y los rsquos arrojaron altos niveles de dióxido de carbono, que se acumuló en la atmósfera del planeta y los rsquos. Hoy en día, la presión del aire en la superficie del planeta y rsquos es 100 veces mayor que en la Tierra, y la atmósfera ahora mantiene la superficie de Venus a unos brutales 460 grados Celsius (860 grados Fahrenheit).

circonio Elemento metálico que se utiliza a menudo en estructuras necesarias para soportar altas temperaturas y radiación (como reactores nucleares).

Citas

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Hechos rápidos

Homónimo: Rey de los antiguos dioses romanos

Descubierto: Conocido por los antiguos

Tipo de planeta: Gas gigante

Numero de lunas: 53 confirmados | 26 provisionales (79 en total)

Diámetro: 88,846 millas (142,984 kilómetros)

Duración del día: 9,93 horas

Duración del año: 11,86 años terrestres

Distancia del sol: 5.1 Unidades astronómicas (Tierra = 1)

Temperatura de la superficie*: -160 grados Fahrenheit (-110 grados Celsius)


Origen y evolución

Los científicos alguna vez pensaron que la riqueza de hierro de Mercurio en comparación con otros planetas terrestres podría explicarse por su acumulación de objetos compuestos de materiales derivados de la región interior extremadamente caliente de la nebulosa solar, donde solo las sustancias con altas temperaturas de congelación podrían solidificarse. Los elementos y compuestos más volátiles no se habrían condensado tan cerca del Sol. Las teorías modernas sobre la formación del sistema solar, sin embargo, descartan la posibilidad de que un proceso ordenado de acreción condujera a diferencias detalladas progresivas en la química planetaria con la distancia al Sol. Más bien, los componentes de los cuerpos que se acumularon en Mercurio probablemente se derivaron de una gran parte del sistema solar interior. De hecho, el propio Mercurio puede haberse formado en cualquier lugar desde el cinturón de asteroides hacia adentro, las interacciones gravitacionales posteriores entre los muchos protoplanetas en crecimiento podrían haber movido a Mercurio.

Algunos científicos planetarios han sugerido que durante las primeras épocas de Mercurio, después de que ya se había diferenciado (químicamente separado) en una corteza y un manto menos denso de rocas de silicato y un núcleo más denso rico en hierro, una colisión gigante eliminó gran parte de las capas externas del planeta. , dejando un cuerpo dominado por su núcleo. Este evento habría sido similar a la colisión de un objeto del tamaño de Marte con la Tierra que se cree que formó la Luna (ver Luna: Origen y evolución).

Sin embargo, un comienzo planetario tan violento y desordenado no habría colocado necesariamente al planeta inherentemente más denso más cercano al Sol. Otros procesos pueden haber sido los principales responsables de la alta densidad del mercurio. Quizás los materiales que eventualmente formaron Mercurio experimentaron una clasificación preferencial de partículas metálicas más pesadas de las de silicato más livianas debido al arrastre aerodinámico de la nebulosa solar gaseosa. Quizás, debido a la proximidad del planeta al cálido Sol temprano, sus silicatos se vaporizaron y se perdieron preferentemente. Cada uno de estos escenarios predice diferentes químicas a granel para Mercurio. Además, la caída de asteroides, meteoroides y cometas y la implantación de partículas de viento solar han aumentado o modificado la superficie y los materiales cercanos a la superficie de Mercurio durante miles de millones de años. Debido a que estos materiales son los más fácilmente analizados por telescopios y naves espaciales, la tarea de extrapolar hacia atrás en el tiempo para comprender el antiguo Mercurio y los procesos que posteriormente le dieron forma, es formidable.


¿Cómo se formó la Tierra?

Vista de la Tierra desde el Apolo 11. Crédito: NASA

¿Cómo se creó la Tierra, nuestro hogar y el lugar donde evolucionó la vida tal como la conocemos? ¿En algún horno de fuego en la cima de una gran montaña? ¿En alguna forja divina con el martillo de los dioses moldeándola de éter puro? ¿Qué tal de un gran océano conocido como Caos, donde algo se creó de la nada y luego se llenó con todas las criaturas vivientes?

Si alguno de esos relatos suena familiar, son algunas de las leyendas antiguas que se han transmitido a lo largo de los años y que intentan describir cómo llegó a existir nuestro mundo. Y, curiosamente, algunas de estas historias de la creación antigua contienen un elemento de hecho científico.

Cuando se trata de cómo se formó la Tierra, estuvieron involucradas fuerzas que solo pueden describirse como ardientes, caóticas y, de hecho, divinas. Sin embargo, en los últimos siglos, la investigación y los refinamientos realizados en lo que hoy se conoce como Ciencias de la Tierra han permitido a los científicos reunir una comprensión más empírica y científica de cómo se formó nuestro mundo.

Básicamente, los científicos han comprobado que hace varios miles de millones de años nuestro Sistema Solar no era más que una nube de partículas de polvo frío que se arremolinaban en el espacio vacío. Esta nube de gas y polvo fue perturbada, quizás por la explosión de una estrella cercana (una supernova), y la nube de gas y polvo comenzó a colapsar cuando la gravedad juntó todo, formando una nebulosa solar, un enorme disco giratorio. Mientras giraba, el disco se separó en anillos y el movimiento furioso hizo que las partículas se pusieran al rojo vivo.

El centro del disco se acrecentó para convertirse en el Sol, y las partículas en los anillos exteriores se convirtieron en grandes bolas ardientes de gas y líquido fundido que se enfriaron y condensaron para tomar forma sólida. Hace unos 4.500 millones de años, comenzaron a convertirse en los planetas que conocemos hoy como Tierra, Marte, Venus, Mercurio y los planetas exteriores.

La primera era en la que existió la Tierra es lo que se conoce como el Hadean Eon. Este nombre proviene de la palabra griega "Hades" (inframundo), que se refiere a la condición del planeta en ese momento. Esto consistía en que la superficie de la Tierra estaba bajo un bombardeo continuo de meteoritos y un intenso vulcanismo, que se cree que fue severo debido al gran flujo de calor y al gradiente geotérmico que data de esta época.

La desgasificación y la actividad volcánica produjeron la atmósfera primordial, y existe evidencia de que existía agua líquida en ese momento, a pesar de las condiciones en la superficie. El vapor de agua de condensación, aumentado por el hielo entregado por los cometas, se acumuló en la atmósfera y enfrió el exterior fundido del planeta para formar una corteza sólida y produjo los océanos.

También fue durante este eón, hace aproximadamente 4.480 millones de años (o 70-110 millones de años después del inicio del Sistema Solar), que se formó el único satélite de la Tierra, la Luna. La teoría más común, conocida como la "hipótesis del impacto gigante", propone que la Luna se originó después de que un cuerpo del tamaño de Marte (a veces llamado Theia) golpeó la proto-Tierra con un golpe indirecto.

La colisión fue suficiente para vaporizar algunas de las capas externas de la Tierra y derretir ambos cuerpos, y una parte del material del manto fue expulsado a la órbita alrededor de la Tierra. La eyección en órbita alrededor de la Tierra se condensó y, bajo la influencia de su propia gravedad, se convirtió en un cuerpo más esférico: la Luna.

El Hadean Eon terminó hace aproximadamente 3.800 millones de años con el inicio de la era Arcaica. Al igual que el Hadeano, este eón toma su nombre de una palabra griega antigua, que en este caso significa "comienzo" u "origen". Esto se refiere al hecho de que fue durante este período que la Tierra se enfrió significativamente y las formas de vida comenzaron a evolucionar.

La mayoría de las formas de vida actuales no podrían haber sobrevivido en la atmósfera arcaica, que carecía de oxígeno y una capa de ozono. Sin embargo, se entiende ampliamente que fue durante este tiempo cuando la mayor parte de la vida primordial comenzó a tomar forma, aunque algunos científicos argumentan que muchas formas de vida pueden haber ocurrido incluso antes durante el Hadeano tardío.

Se cree que hace 4.400 millones de años, un cuerpo celeste (Theia) se estrelló contra la Tierra y produjo la Luna. Crédito: NASA / JPL-Caltech

Al comienzo de este Eón, el manto estaba mucho más caliente de lo que es hoy, posiblemente tan alto como 1600 ° C (2900 ° F).Como resultado, el planeta era mucho más activo geológicamente, los procesos como la convección y la tectónica de placas ocurrieron mucho más rápido y las zonas de subducción eran más comunes. Sin embargo, la presencia de rocas sedimentarias que datan de este período indica una abundancia de ríos y océanos.

Los primeros trozos más grandes de corteza continental también se remontan a los Eones Aqueanos tardíos / Hades tempranos. Lo que queda de estos primeros pequeños continentes se llama cratones, y estos trozos de corteza forman los núcleos alrededor de los cuales crecieron los continentes de hoy. A medida que la superficie se reconfiguraba continuamente a lo largo de los eones siguientes, los continentes se formaron y se rompieron.

El supercontinente Pangea durante el período Pérmico (hace 300 - 250 millones de años). Crédito: Geología NAU / Ron Blakey

Los continentes migraron a través de la superficie, combinándose ocasionalmente para formar un supercontinente. Hace aproximadamente 750 millones de años, el primer supercontinente conocido llamado Rodinia comenzó a romperse, luego se recombinó hace 600 a 540 millones de años para formar Pannotia, y finalmente Pangea. Este último supercontinente se rompió hace 180 millones de años y finalmente se estableció en la configuración que conocemos hoy. (Vea los gráficos de Geology.com aquí)

Desde ese momento, un mero destello en la escala de tiempo geológico, tuvieron lugar todos los eventos que consideramos como "historia reciente". Los dinosaurios gobernaron y luego murieron, los mamíferos lograron ascender, los homínidos comenzaron a evolucionar lentamente hacia la especie que conocemos como homo sapiens, y surgió la civilización. Y todo comenzó con mucho polvo, fuego y algunos impactos graves. A partir de esto, se crearon el Sol, la Luna, la Tierra y la vida tal como la conocemos.


Ver el vídeo: CPu0026N Damian Reinoso - Física general Schaum. Página 126. Problema 13. (Octubre 2022).