FORMACIÓN DE LA TIERRA

TEORÍAS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO, DEL SISTEMA SOLAR Y DE LA TIERRA.


TEORÍAS DE ORIGEN DEL UNIVERSOEn la cosmología moderna, el origen del Universo es el instante en que surgió toda la materia y la energía que existe actualmente en el Universo como consecuencia de una gran expansión. La postulación denominada Teoría del Big Bang es abiertamente aceptada por la ciencia en nuestros días y conlleva que el Universo podría haberse originado hace unos 13.730±120 millones de años, en un instante definido. En la década de 1930, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó que el Universo se estaba expandiendo, fenómeno que el sacerdote y astro físico George Lemaitre describió en su investigación sobre la expansión del Universo (Big Bang), basado en las ecuaciones de Albert Einstein, y con la teoría de la relatividad general . Sin embargo, el propio Einstein no creyó en sus resultados, pues le parecía absurdo que el Universo se encontrara en infinita expansión, por lo que agregó a sus ecuaciones la famosa "constante cosmológica" (dicha constante resolvía el problema de la expansión infinita), a la cual posteriormente denominaría él mismo como el mayor error de su vida. Por esto Hubble fue reconocido como el científico que descubrió la expansión del Universo.

Existen diversas teorías científicas acerca del origen del Universo. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría inflacionaria, que se complementan. Sin embargo, ambas teorías logran explicar lo que ocurrió a partir de los primeros instantes de la expansión Universal, más no logran explicar las condiciones iniciales, es decir, lo que ocurrió antes de la expansión (Big Bang). Existen varios modelos teóricos, sin embargo, ninguno ha podido ser comprobado.


El Origen del Universo, es uno de los temas más importantes de la Cosmología y continua siendo uno de los misterios más grandes de la Ciencia.

Para comprender la explicación científica sobre el origen del universo observa el siguiente vídeo:


Explica:
  • ¿En que consiste la teoría del Big Bang?
  • ¿Qué hechos que han visto los astrónomos sustentan esta teoría?
  • ¿Cual fue el origen de los átomos y la materia?


TEORÍAS DEL ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR 

La teoría nebular es una explicación de la formación de los planetas formulada por primera vez por Descartes, en 1644. Propuso la idea de que el Sol y los planetas se formaron al unísono a partir de una nube de polvo estelar. Esta es la base de la teoría nebular, pero lo esencial de la teoría lo formularon posteriormente Laplace y Kant.

En 1721 el sueco Emanuel Swedenborg afirma que el sistema solar se formó por la existencia de una gran nebulosa en cuyo centro se concentraría la mayor parte de la materia formando el Sol y cuya condensación y rotación acelerada daría origen a los planetas. De la misma manera se formarían los satélites con respecto a cada planeta. El problema de esta teoría es que no explica el reparto del momento angular en el sistema solar.



TEORÍAS DEL ORIGEN Y EVOLUCIÓN DE LA TIERRA

La historia de la Tierra comprende 4570 millones de años (Ma),1 desde su formación a partir de la nebulosa protosolar. Ese tiempo es aproximadamente un tercio del total transcurrido desde el Big Bang, el cual se estima que tuvo lugar hace 13 700Ma. 
El origen de la Tierra es el mismo que el del sistema solar. Lo que terminaría siendo el sistema solar inicialmente existió como una extensa mezcla de nubes de gasrocas y polvo en rotación. Estaba compuesta por hidrógeno y helio surgidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Hace unos 4600 millones de años, una estrella cercana se transformó ensupernova y su explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa protosolar incrementando su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a incrementar su rotacióngravedad e inercia, se aplanó conformando un disco protoplanetario (orientado perpendicularmente al eje de rotación). 
La mayor parte de la masa se acumuló en su centro y empezó a calentarse, pero debido a las pequeñas perturbaciones del momento angular y a las colisiones de los numerosos escombros generados, empezaron a formars eprotoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad, originándose una enorme energía cinética en el centro. La imposibilidad de transmitir esta energía a cualquier otro proceso hizo que el centro del disco aumentara su temperatura. Por último, comenzó la fusión nuclear, de hidrógeno a helio, y al final, después de su contracción, se transformó en una estrella T Tauri: el Sol. La gravedad producida por la condensación de la materia –que previamente había sido capturada por la gravedad del propio Sol– hizo que las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaran a segmentarse en anillos. Los fragmentos más grandes colisionaron con otros, conformando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.3 Dentro de este grupo había uno situado aproximadamente a 150 millones de kilómetros del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella arrastró la mayoría de las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores.



La Luna


Animación (no a escala) deTheia en la formación de la Tierraen el punto L5 y entonces, perturbado por la gravedad, chocó y se formó la Luna. La animación progresa suponiendo que la Tierra se mantiene inmóvil. La vista es desde el polo sur.
El origen de la Luna es incierto, aunque existen evidencias que apoyan la hipótesis del gran impacto. La Tierra pudo no haber sido el único planeta que se formase a 150 millones de kilómetros de distancia del Sol. Podría haber existido otro protoplaneta a la misma distancia del Sol, en el cuarto o quinto punto de Lagrange. Este planeta, llamado Theia, se estima que sería más pequeño que la actual Tierra, probablemente del mismo tamaño y masa que Marte. Iba oscilando tras la Tierra, hasta que finalmente chocó con esta hace 4533 Ma.4 La baja velocidad relativa y el choque oblicuo no fueron suficientes para destruir la Tierra, pero una parte de su corteza salió disparada al espacio. Los elementos más pesados de Theia se hundieron hacia el centro de la Tierra, mientras que el resto se mezcló y condensó con el de la Tierra. Esta órbita pudo ser la primera estable, pero el choque de ambos desestabilizó la Tierra y aumentó su masa. El impacto cambió el eje de giro de la Tierra, inclinándolo hasta los 23,5º; siendo el causante de las estaciones (el modelo ideal de los planetas tendría un eje de giro sin inclinación, paralelo al del Sol, y por tanto sin estaciones).
La parte que salió despedida al espacio (la Luna), bajo la influencia de su propia gravedad se hizo más esférica y fue capturada por la gravedad de la Tierra.

ORIGEN DEL AGUA
El origen del agua en la Tierra –o la razón de que en esta claramente haya más agua líquida que en los otros planetasrocosos del sistema solar– no se comprende completamente.
Existen numerosas hipótesis más o menos mutuamente compatibles acerca de cómo el agua se pudo haber acumulado en la superficie terrestre en el transcurso de 4,6 millones de años en cantidad suficiente como para generar océanos.

Posibles razones[editar]

Enfriamiento planetario[editar]

El enfriamiento del mundo primordial, en el transcurso del Eón Hadeano, habría ocurrido hasta el punto que se desgasificaron los componentes volátiles de una atmósferadotada de presión suficiente para la estabilización y retención de agua en estado líquido.1 2

Fuentes extraplanetarias[editar]

Cometasobjetos transneptunianos o meteoroides dotados de agua abundante (protoplanetas) procedentes de los confines del cinturón de asteroides principal, colisionantescontra la Tierra, habrían podido ser los vectores (portadores) del agua de los futuros océanos. Mediciones de la relación de los isótopos deuterio (D) y protio (P) del hidrógeno(H) «apuntan» hacia asteroides, ya que en aguas oceánicas se encontraron porcentajes similares de impurezas en condritas carbonáceas. Análisis cuantitativos previos de isótopos en cometas y objetos transneptunianos coinciden sólo ligeramente con la de agua actual de la Tierra.3

Planetesimales calentados por decaimiento de aluminio[editar]

Un planetesimal (infinitésimo de planeta) es un diminuto cuerpo sólido que en una etapa temprana del desarrollo del sistema solar habría existido en los discos protoplanetariosy que en el transcurso de millones de años generaría algún planeta. Esto podría causar emanación de agua a la superficie.4 En estudios recientes se ha inferido que cuando se originó la Tierra era ya obtenible agua de relación D/H similar, como se evidenció en antiguas eucritas (meteoríticas) procedentes del asteroide Vesta.5
Que el agua de la Tierra se haya originado solamente de cometas es debatible. Determinaciones cuantitativas de isótopos de hidrógeno en los cometas HalleyHyakutakeHale-Bopp y 67P/Churyumov-Gerasimenko por investigadores como David Jewitt han encontrado que la relación deuterio/protio (o D/H) de los cometas es aproximadamente el doble de la respectiva del agua oceánica. Sin embargo, no es claro que estos cometas sean representativos de la totalidad del cinturón de Kuiper.
Según Alessandro Morbidelli,6 la mayor parte del agua actual proviene de protoplanetas originados en el cinturón exterior de asteroides que se proyectaron hacia la Tierra, como lo indican las proporciones D/H en condritas carbonáceas. El agua contenida en estas condritas revela una relación D/H similar a la del agua oceánica. No obstante, se han propuesto hipótesis de procesos7 tendientes a demostrar que la relación D/H de esta agua se habría podido incrementar significativamente en el transcurso de la historia de la Tierra. Tal proposición es consistente con la posibilidad de que durante la evolución temprana del planeta ya existía una cantidad importante del agua de la Tierra.
De mediciones recientes de la composición química de rocas de la Luna se ha deducido que la Tierra «nació» con agua congénita. En investigaciones en muestras lunares traídas a la Tierra por las misiones Apolo 15 y Apolo 17 se determinó una relación deuterio/hidrógeno coincidente con la relación isotópica en condritas carbonáceas. Esta relación es también similar a la encontrada en agua actual de la Tierra. Los resultados permiten suponer una fuente común de agua en ambos cuerpos siderales.
Esto soporta una teoría referente a que, temporalmente, Júpiter irrumpió en el espacio de los planetas interiores del sistema solar, y desestabilizó las órbitas de condritas carbonáceas de agua abundante. En consecuencia, algunos cuerpos habrían podido caer hacia adentro y llegar a ser parte del material primigenio de la Tierra y de sus vecinos.8 El descubrimiento de emisión de vapor de agua en Ceres (hoy considerado planeta enano) provee información relacionada a contenido agua–hielo del cinturón de asteroides.9

Actividad volcánica[editar]

Así mismo, el agua terrestre habría podido provenir como consecuencia de uno de los procesos de vulcanismo: vapor de agua expulsado durante erupciones volcánicasposteriormente condensadas y generadoras de lluvia.10

Agua durante el desarrollo de la Tierra[editar]

En el material que constituyó la Tierra habría podido existir una cantidad considerable de agua.11 12 Durante su génesis, cuando era menos masivamoléculas hídricas habrían escapado más fácilmente de la gravedad terrestre. Se presupone que de la atmósfera primigenia hayan ocurrido continuamente «fugas» de hidrógeno y de helio, pero que la carencia de gases nobles más densos en la atmósfera moderna implicaría que a la atmósfera incipiente le haya sucedido algún fenómeno desastroso.
Se elucubra acerca de que una porción del planeta joven haya sido afectada por el impacto que originó a la Luna, lo cual habría causado fusión de una o de dos áreas enormes. La composición litológica actual no se aviene con una fusión completa, ya que es difícil fusionar y mezclar totalmente masas rocosas enormes.13 Sin embargo, tal impacto habría vaporizado una fracción razonable de material y creado una atmósfera de roca–vapor alrededor del joven planeta. En dos mil años se habría condensado esta mixtura roca–vapor, y dejado substancias volátiles calientes que probablemente constituirían una pesada atmósfera de dióxido de carbono con hidrógeno y vapor de agua.
A pesar de la temperatura superficial de 230 °C, existían océanos de agua líquida propiciados por la presión atmosférica de la pesada capa gaseosa de CO2. A medida que continuaba el enfriamiento, en el agua oceánica ocurrían fenómenos de subducción y disolución que removían la mayor parte del CO2 de la atmósfera, pero conforme surgían ciclos de superficie y manto nuevos los niveles oscilaban ampliamente.14
El estudio de cristales de circón ha permitido inferir que agua líquida debe haber existido desde hace 4,4 Ga (4400 gigaaños = 4400 millones de años), poco después de la formación de la Tierra.15 16 17 Esto requiere existencia de alguna atmósfera. La teoría de Tierra Joven Fría (Cool Early Earth) comprende un rango de antigüedad de 4,4 Ga a 4,0 Ga.
En un estudio emprendido durante el otoño de 2008 en circones se encontró que minerales contenidos en rocas del eón Hadeico de Australia denotan existencia de placas tectónicas que datan de 4000 millones de años. Si a esto se le atribuye veracidad, las suposiciones previas acerca del eón mencionado distan mucho de ser correctas.
Esto es, más que una superficie caliente, fundida, y una atmósfera pletórica de dióxido de carbono, la superficie de la Tierra habría sido muy parecida a la de hoy. La dinámica de la tectónica de placas atrapa vastas cantidades de dióxido de carbono, lo cual elimina los efectos de invernadero y propicia una temperatura superficial mucho más fría,generación de roca sólida y, posiblemente, aún vida.18


FORMACIÓN DE LA CORTEZA TERRESTRE.
La corteza terrestre o la capa terrestre es la capa de roca externa de la Tierra. Es comparativamente fina, con un espesor que varía de 5 km, en el fondo oceánico, hasta 70 km en las zonas montañosas de los continentes.
Se ha planteado que la primera corteza en la Tierra se formó hace 4400-4550 millones de años. Los volúmenes de la corteza terrestre no han sido constante sino que se cree que han aumentado a través del tiempo. Se sabe que hace 2500 millones de años ya existía una masa formidable de corteza, antes de esto se supone que hubo mucho reciclaje de corteza hacia el manto. El crecimiento, es decir aumento en volumen de la corteza, se cree que ha ocurrido episódicamente con dos eventos mayores: uno hace 2500-2700 millones de años y otro hace 1700-1900 millones de años.



La separación de Pangea


Separación animada de Pangea.
Hubo tres fases importantes en la desintegración de Pangea. La primera fase comenzó al principio-mitad del Jurásico, cuando en Pangea se creó una grieta que abarcaba desde el océano Thetis al este hasta el Pacífico al oeste. Esta grieta separó Norteamérica de África y produjo múltiples fallas, siendo el río Misisipi la más grande de ellas. La grieta produjo un nuevo océano, el océano Atlántico. Este océano no se abrió uniformemente, sino que el desplazamiento comenzó en el Atlántico Norte-Central; el Atlántico sur no se abriría hasta el Cretáceo.Laurasia comenzó a rotar hacia la derecha y se movió hacia el norte con Norteamérica al norte, y Eurasia al sur. El movimiento Laurasia en favor de las manecillas del reloj también condujo al cierre del océano Tetis. Mientras tanto, en el otro lado, en África, se formaron nuevas grietas a lo largo de los márgenes adyacentes de África, de Antártida y del este de Madagascar, lo que conduciría a la formación del océano Índico, que también se abriría durante el Cretáceo.
La segunda fase importante de la desintegración de Pangea comenzó al inicio del Cretáceo (hace 150-140 millones de años), cuando el supercontinente Gondwana se dividió en cuatro continentes más pequeños (África, Sudamérica, India y Antártida/Australia). Hace cerca de 200 millones de años, el continente de Cimmeria, según lo mencionado arriba ("la formación de Pangea"), chocó con Eurasia. Sin embargo, a la vez que se producía esta colisión, se formó la nueva zona de subducción que se denomina fosa de Tetis. Esta fosa produjo la subducción de la dorsal oceánica de Tetis, responsable de la expansión del océano Tetis. Esta subducción probablemente causó que África, la India y Australia se movieran hacia el norte. Al inicio del Cretáceo, Atlántica, la Sudamérica de hoy, y África, finalmente se separaron de Gondwana (es decir, se separaron de la Antártida, India y Australia), causando la apertura de un "océano Índico del sur". En el Cretáceo medio, Gondwana se fragmentó para abrir el Océano Atlántico del sur mientras Sudamérica comenzó a moverse hacia el oeste alejándose de África. El Atlántico del sur no se desarrolló uniformemente, se separó de sur al norte como una cremallera. Así también al mismo tiempo, Madagascar y la India comenzaron a separarse de la Antártida y se movieron hacia el norte, abriendo el océano Índico. Madagascar y la India se separaron hace aproximadamente de 100 a 90 millones de años durante el Cretáceo tardío. La India continuó moviéndose hacia el norte con dirección a Eurasia a una velocidad de 15 centímetros por año (un record de movimiento tectónico), cerrando el océano Tetis, mientras que Madagascar se detuvo y encallo con la placa Africana. Nueva Zelanda y Nueva Caledonia comenzaron a moverse desde Australia hacia el este en dirección del Pacífico, abriendo el Mar del Coral y el Mar de Tasmania. Desde entonces, han sido islas independientes.
La tercera fase principal (y final) de la desintegración de Pangea ocurrió al inicio del Cenozoico (Paleoceno - Oligoceno). Norteamérica/Groelandia finalmente se separó de Eurasia, abriendo el mar Noruego hace cerca de 60-55 millones de años. Los océanos Índico y Atlántico continuaron expandiéndose, cerrando el océano Tetis. Mientras tanto, Australia se separó de la Antártida y se movió rápidamente hacia el norte, así como lo hizo la India hace más de 40 millones de años antes, actualmente se encuentra en curso de colisión con el este de Asia. Australia y la India se están moviendo actualmente en dirección noreste a una velocidad de 5-6 centímetros por año. La Antártida ha estado en (o muy cerca de) el polo sur desde la formación de Pangea (desde hace 280 millones de años). La India comenzó a chocar con Asia hace cerca de 35 millones de años, formando la orogenia Himalaya, finalmente cerrando con esto la vía marítima de Tetis; esta colisión aun continúa hoy. La placa africana comenzó a cambiar su dirección, del oeste al noroeste hacia Europa, mientras que Sudamérica comenzó a moverse en dirección al norte separándose de la Antártida, permitiendo por primera vez la completa circulación oceánica alrededor de Antártida, causando un rápido enfriamiento del continente y permitiendo la formación de los glaciares. Otros acontecimientos importantes ocurrieron durante el Cenozoico, incluyendo la apertura del golfo de California, el levantamiento de los Alpes, y la apertura del Mar del Japón. La desintegración de Pangea continúa hoy día, en la grieta al este de África; además, las colisiones en curso pueden indicar la creación incipiente de un nuevo supercontinente.

Primeros continentes

La convencción del manto, el proceso que maneja las placas tectónicas actualmente, es el resultado del flujo de calor desde el interior hasta la superficie de la Tierra.   Implica la creación de placas tectónicas rígidas en medio de las dorsales oceánicas.   Estas placas son destruidas por subducción en el manto en las zonas de subducción.   Durante el principio del Arcaico (cerca de 3.0 Ga) el manto estaba mucho más caliente que en la actualidad, probablemente cerca de 1600 °C, por lo tanto la convección en el manto era más rápida.   Aunque ocurría un proceso similar a la tectónica de placas de hoy en día, éste también habría sido mucho más rápido.   Es probable que durante el Hadeico y el Arcaico, las zonas de subducción fueran más comunes, y por lo tanto las placas tectónicas fueran más pequeñas.  
La corteza inicial cuando la superficie de la Tierra se solidificó por primera vez desapareció totalmente debido a una combinación de placas tectónicas rápidas del Hadeico y el intenso impacto del Bombardeo Intenso Tardío.   Sin embargo, se cree que estaba compuesta de basalto, al igual que la actual corteza oceánica, porque se había producido muy poca diferenciación en la corteza.   Las primeras más grandes piezas de la corteza continental, de las cuales es un producto la diferenciación de elementos más ligeros durante la fusión parcial en la más baja corteza, apareció al final del Hadeo, cerca de 4.0 Ga.   Los restos que quedan de este pequeño primer continente son llamados cratones.   Estas piezas del Hadeico Tardío y de la corteza del Temprano Arcaico forman los núcleos alrededor de los cuales crecieron los actuales continentes.
Las rocas más antiguas de la Tierra se encuentran el cratón norteamericano de Canadá.   Son tonalitas que datan de unos 4,0 Ga.   Ellas muestran rastros de metamorfismo por alta temperatura, pero también granos sedimentarios que han sido redondeados por la erosión durante el transporte por agua, mostrando que los ríos y los mares existían entonces.   Los cratones consisten primariamente de dos tipos alternativos de terranos.  Los primeros se llaman cinturones de rocas verdes, que consisten en rocas sedimentarias de bajo grado de metamorfosis.   Estas "rocas verdes" son similares a los sedimentos que hoy en día encontramos en las zanjas oceánicas encima de las zonas de subducción.   Por esta razón, las rocas verdes son algunas veces vistas como evidencia de subducción durante el Arcaico.  El segundo tipo es un complejo de rocas magmáticas félsicas.   Estas rocas son mayormente tonalitatrondhjemita o granodiorita, tipos de roca similar en composición al granito. Los complejos TTG son vistos como los relictos de la primera corteza continental, formada por la fusión parcial en basalto.

FORMACIÓN DE LA ATMOSFERA

La atmósfera terrestre es la parte gaseosa de la Tierra, siendo por esto la capa más externa y menos densa del planeta. Está constituida por varios gases que varían en cantidad según la presión a diversas alturas. Esta mezcla de gases que forma la atmósfera recibe genéricamente el nombre de aire. El 75 % de masa atmosférica se encuentra en los primeros 11 km de altura, desde la superficie del mar. Los principales elementos que la componen son eloxígeno (21 %) y el nitrógeno (78 %).
La atmósfera y la hidrosfera constituyen el sistema de capas fluidas superficiales del planeta, cuyos movimientosdinámicos están estrechamente relacionados. Las corrientes de aire reducen drásticamente las diferencias detemperatura entre el día y la noche, distribuyendo el calor por toda la superficie del planeta. Este sistema cerrado evita que las noches sean gélidas o que los días sean extremadamente calientes.
La atmósfera protege la vida sobre la Tierra absorbiendo gran parte de la radiación solar ultravioleta en la capa de ozono. Además, actúa como escudo protector contra los meteoritos, los cuales se desintegran en polvo a causa de la fricción que sufren al hacer contacto con el aire.
Durante millones de años, la vida ha transformado una y otra vez la composición de la atmósfera. Por ejemplo; su considerable cantidad de oxígeno libre es posible gracias a las formas de vida -como son las plantas- que convierten el dióxido de carbono en oxígeno, el cual es respirable -a su vez- por las demás formas de vida, tales como los seres humanos y los animales en general.

Evolución[editar]

La composición de la atmósfera terrestre no ha sido siempre la misma, sino que ha variado con a lo largo de la vida del planeta por diversas causas. Además, los elementos ligeros escapan continuamente de la gravedad terrestre; de hecho, en la actualidad se fugan unos tres kilogramos de hidrógeno y 50 gramos de helio cada segundo, cifras que en tiempos geológicos (millones de años) resultan decisivas, aunque compensan, al menos en gran parte, la materia recibida del sol en forma de energía.4 Esta compensación también tiende a equilibrarse en el tiempo, de acuerdo a la mayor o menor energía solar recibida, generando un ciclo complejo, diario, estacional y de ciclos más largos (de acuerdo con la mayor o menor actividad solar) y una respuesta equivalente de la atmósfera en el almacenamiento de dicha energía y su posterior liberación en el espacio. Por ejemplo, la formación del ozono (O3) en la capa denominada precisamente, ozonosfera, absorbe la mayor parte de la radiación ultravioleta recibida del sol pero cede esa energía al volverse a transformar durante la noche en oxígeno (O2).
Se pueden establecer diferentes etapas evolutivas de la atmósfera según su composición:

Origen[editar]

La atmósfera se deriva de diversas fuentes y está condicionada por los siguientes factores:
  • La pérdida de la capa de gases de la nebulosa original (H y He).
  • El aumento de la masa de la Tierra lo que generó un aumento de la gravedad terrestre.
  • El enfriamiento de la Tierra.
  • La composición atmósfera primitiva.
  • La desgasificación de la corteza terrestre.
  • La formación de una capa de gases: atmósfera primitiva. Esta atmósfera, tiene una composición parecida a las emisiones volcánicas actuales, donde dominarían el N2CO2,HCl y SO2.
  • Algunos gases y el H2O de procedencia externa (cometas).

Etapa prebiótica[editar]

Antes de la vida, la atmósfera sufrió algunos cambios importantes:
  • Condensación del vapor de agua: formación de los océanos y disolución de gases en ellos (CO2, HCl y SO2).
  • Principal gas de la atmósfera de acuerdo a la composición de la misma: Nitrógeno (N2).
  • No había oxígeno (O2).

Etapa microbiológica[editar]

Etapa con la aparición de las primeras bacterias anaeróbicas (que usaban H y H2S) y fotosintéticas (Bacterias del azufre y cianobacterias):
  • Comenzó la producción de O2 del océano.
  • El O2 producido se utilizó para oxidar las sustancias reducidas del océano. Prueba de ello son la deposición de las formaciones de hierro en bandas:
Fe+3 + O2 → Fe2O3
  • Una vez oxidadas las sustancias, empezó la producción de O2 para la atmósfera.
  • El O2 liberado se gastó para oxidar sustancias reducidas de la corteza terrestre. Prueba de ello son la formación de capas rojas de origen continental.

Etapa biológica[editar]

Etapa con la aparición de organismos eucariotas con fotosíntesis más eficiente:
  • Aumento del O2 en la atmósfera hasta la concentración actual (21 %).
  • Formación de la capa de O3 (protección de la radiación ultravioleta del Sol), permitiendo la colonización, por parte de los seres vivos, de las tierras emergidas.



Para poder comprender la evolución de la tierra hasta la presencia de la vida observa el siguiente vídeo.


Con la información del vídeo explica las siguientes preguntas

Que relación tiene el vídeo con la siguiente imagen



PLANETA TIERRA EN LA ACTUALIDAD




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