Desde el Big-bang hasta la Tierra (IV)

Desde el Big-bang hasta el planeta el Tierra  (IV)

Cómo se formó nuestro sistema solar y la Tierra

Nacido del polvo – la formación del Sol y de la Tierra

 Representación artística de la formación de los planetas. Se puede apreciar el disco de polvo y gas que ya está formando anillos. Ya se formó un planeta gaseoso (a la izquierda en el cuadro); a la derecha del centro se representa un impacto de un asteroide en un planeta rocoso – estos eventos son explicado  en el transcurso del texto Cuadro NASA/FUSE/Lynette Cook.

Nuestro sistema solar se formó aproximadamente hace unos 4, 5 mil millones de años. El Sol es una estrella mediana que debería billar unos 10 mil millones de años, su interior tiene una temperatura de uno 15 millones de grados, en la superficie sólo unos 6.000 grados. Con el correr del tiempo su fuerza lumínica aumenta, ya que debido al consumo de hidrógeno se achica, Lo que eleva la temperatura y  calienta a la fusión nuclear. (El aumento de la fuerza lumínica tiene influencia sobre el clima de la Tierra)

La nebulosa de gas y polvo que llevó a su formación, partió de una supernova: Se componía de un 98% de Hidrógeno y Helio y un dos por ciento de elementos pesados. Nuestra idea de la formación del sistema solar, se remonta a los conceptos básicos de Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace; Kant no sólo fue profesor  de filosofía moral, sino también de  matemática, física y geografía, o sea un verdadero genio universal; de Laplace, entre otras cosas, inventó las unidades metro y kilógramo. En forma independiente desarrollaron una teoría que tenía validez hasta hoy – y que mientras tanto fueron confirmadas por observaciones telescópicas.

Seguramente fueron ondas de choques de otra supernova que aglomeraron la materia que existía en la nube de polvo y gas y con esto gatillando la ignición del Sol. Durante la formación de nuestro sistema solar, la mayor parte de la materia – más del 99% - fueron contraídos en el centro, donde se iba a generar el Sol. El pequeño resto, debido a una rotación cada vez más rápida, posteriormente formó un disco aplanado al rededor de este centro, del cual se formaron anillos (ver figura arriba, un disco así siempre se forma en el universo, cuando objetos rotantes colapsan por su propia gravedad – hacen que los objetos en rotación se deshagan de su momento angular, que de otra manera al igual que un patinador atrae sus brazos rotando de esta manera en forma cada vez más rápida). Con la ignición del Sol, el comienzo de la reacción de fusión, el calor impulsó a los gases livianos hacia fuera, mientras que los polvos más pesados quedaban en las cercanías del Sol: Por esto encontramos ahora en las cercanías del Sol los planetas rocosos Mercurio, Venus Tierra y Marte, mientras que los planetas más alejados Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son los grandes planetas gaseosos. (Los astrónomos no consideran a Pluto como un verdadero planeta, sino como un asteroide capturado más tarde.) La nebulosa original de gas y polvo, contenía mucho más gas que polvo, por esto los planetas gaseosos son mucho más grandes que los planetas rocosos – Júpiter pesa aproximadamente 300 veces más que la Tierra. Debido a la gravedad de sus enormes masas, estos planetas pudieron sujetar los gases comunes en el universo, el hidrógeno y el helio. Los planetas de gas tienen todos un sistema de anillos compuestos por polvo, hielo y gas, que donde Saturno es más visible – su formación, al igual que con el disco aplanado al comienzo de nuestro sistema solar se puede explicar por la interacción de gravitación de los planetas y de la fuerza centrifuga.

Tema Energía I – Nuestra fuente energética más importante: El Sol En el Sol cada segundo se fusionan más de 564 millones de toneladas de hidrógeno. La reacción más importante, que aproximadamente es el 80% de la generación de energía, es la llamada reacción protón-protón: En un primer paso se fusionan entre sí dos protones (núcleos de hidrógeno); en un segundo paso se fusiona el aquí formado núcleo de deuterio con otro protón, con esto se forma el isótopo He-3, y finalmente dos núcleos de He-3  fusionan entre sí formando un núcleo de Helio (He-4), donde se liberan dos protones. Las fusiones tienen lugar en el centro del Sol a una temperatura de 15,7 millones de grados; con lo cual cada segundo se pierden 4,4 millones de toneladas de masa, que son transformados en energía. La energía primeramente debe atravesar la zona de radiación, que es tan densa, que las partículas de luz constantemente colisionan con otras y en promedio necesitan decenas de miles de años para atravesar esta zona. Luego se encuentran con una zona de convección, donde a causa de corrientes de plasma (gas, que en base a la temperatura de 2 millones de grados, ha perdido sus electrones) son transportadas a la superficie. En la superficie el Sol tiene una temperatura de 5 500 grados, el largo de onda de la radiación entregada alcanza su máximo de 500 nanómetros – 40% de la radiación solar es luz visible; 8 porciento es radiación UV de ondas cortas, y 52 % ondas más largas  en el infrarrojo (calor). Konvektionszone = Zona de convección Strahlungszone = Zona de radiación Kern = Núcleo Protuberabz = Protuberancia  EL Sol nuestro proveedor de energía más importante. Figura NASA (La inscripción aporte del autor). Ya que la relación de energía y masa está descrita por la fórmula de Einstein E = mc2 , y tanto la masa convertida m  como también c (la velocidad de la luz) son valores muy elevados, se origina una corriente de energía de 63,2 millones de Watt por metro cuadrado de superficie solar, y ya que el Sol tiene un diámetro de 1,4 millones de kilómetros (nuestra Tierra cabría  aproximadamente  un millón de veces dentro del Sol). El flujo de energía total sería de la increíble cantidad de 3,85 x 1026 W. Esta energía es irradiada en forma pareja en todas las direcciones, la Tierra, debido a su distancia de aprox. 150 millones de kilómetros, sólo recibe una parte mínima, menos de la mitad de un mil millonésimo. Pero esta cantidad aún es de m174.260 terawatt, matemáticamente 1.366 Watt por cada kilómetro cuadrado de la superficie terrestre expuesta al Sol. Debido a que la Tierra es esférica y que en su mayor parte el Sol incide oblicuamente y una parte de la Tierra esta apartada del Sol, se obtienen un promedio de radiación solar, en el límite superior de la atmósfera de 342 Watt por kilómetro cuadrado. La radiación solar  se mide con gran exactitud desde 1978 mediante satélites, en este lapso de tiempo su oscilación se encuentra en una amplituda de menos de 0,1%                                   Radiación solar en Watt/kilómetro cuadrado La radiación solar oscila en un ciclo de aprox. 11 años, que coincido con el número de manchas solares. Imágen prooia,  fuente NASA SOHO   Un indicador para la intensidad de la radiación solar son las observaciones telescópicas de las manchas solares: Estas se forman cuando líneas de campo del campo magnético del Sol llegan a la superficie e impiden el transporte de energía. El cortocircuito de la líneas de campo gatilla las erupciones de las protuberancias (ver cuadro arriba), con esto el Sol pierde aproximadamente un millón de toneladas de materia por segundo que se esparcen en el espacio como viento solar.

La formación de los planetas rocosos se lo explica así, que las partículas de polvo que permanecían más cercanas al Sol por la temperatura de este se fundieron en su parte exterior, haciéndose “pegajosas” formando aglomerados cada vez más grandes. Finalmente estos conglomerados se juntaron formando gérmenes planetarios de tamaños de varios kilómetros, que al colisionar o se desintegraron o crecieron para formar planetas: Si se reventaban formaron pequeños cuerpos celestiales (los asteroides); si “cazaban” a otros gérmenes planetarios  o asteroides crecían has6a formar planetas. Donde el joven Sol, lentamente se produjo el equilibrio entre un posible colapso por la fuerza de atracción y la presión expansiva causada por la fusión que se iniciaba; al comienzo expelía temporalmente fuertes vientos solares, una corriente de partículas cargadas: Este viento aventó los gases y polvos restantes, de manera que sólo quedaban unos 30 grandes gérmenes  planetarios. De estos se formaron los planetas rocosos. Entre Marte y Júpiter se encuentra el  cinturón de asteroides, que posiblemente sea un “planeta frustrado”, su formación posiblemente fue malogrado por  la gravedad de Júpiter. Los demás asteroides se concentraron en el cinturón de Kuiper, más allá de Plutón y en la parte más exterior de nuestro sistema solar se encuentran pequeños núcleos de cometas en la nube de Oort.

Pero volvamos a las áreas más cercanas el sol. Uno de los gérmenes planetarios, que iba a crecer hasta forma un planeta, fue la Proto-Tierra: El antecesor de nuestra Tierra. El recorrido desde el germen hasta el planeta tuvo muchos riesgos; impactos de asteroides, meteoritos y cometas pudieron haber hecho trizas al germen planetario. La proto-Tierra escapó a duras penas de este destino: Presumiblemente unos 50 millones de años después de la formación del sistema solar, hace aproximadamente 4,5 mil millones de años, fue impactado por un cuerpo celestial del tamaño de Marte. Para suerte nuestra este cuerpo no dio de lleno con la Tierra, pero la colisión lanzó una gran cantidad de materia al espacio. Desde aquel entonces nuestro planeta se llama Tierra, el material lanzado hacia fuera fue  cazado por la gravedad de la Tierra, giró alrededor de ella y se aglomeró a un cuerpo celestial, desde entonces circunda a la Tierra – la Luna. Los intensivos impactos de cuerpos celestiales continuaban durante mucho tiempo; lo que debió haber sucedido en aquellos tiempos, lo concluyen los astrónomos  de los extraños momentos angulares de algunos cuerpos espaciales, que se pueden explicar de la mejor forma, si se supone que fueron rozados por otro cuerpo similar a una bola de billar. También una mirada a la Luna, nos da una idea: Ella está cubierta por más de 300 000 cráteres de más de un kilómetro de diámetro, consecuencias del bombardeo por meteoritos y cometas (en la Tierra estos cráteres ya no son visibles ya que mientras tanto fueron eliminados por procesos geológicos). Debido a la energía de los impactos y la mayor radiación a la sazón, por elementos radioactivos, la Tierra estaba tan caliente, de manera que las rocas estaban fundidas –no es de extrañar que esta época geológica de la Tierra se llame según el submundo griego (Hades) Hadeico. Pero debido a los impactos aumentó la masa de la Tierra, y también trajeron  una serie de elementos químicos. Una clase de meteoritos, las condritas carbonáceas, contenía cualquier cantidad de carbono – el carbono iba a ser el omnipresente e imprescindible componente de la viuda. Y debido a que la Tierra estaba fundida fue posible su actual estructura.

Si en nuestro sistema solar y la Tierra entre aprox. 100 mil millones por 100 mil millones de sistemas solares se le dedica una página propia, debido a que el lector de esta página es residente de la Tierra: hasta ahora la Tierra es para nosotros el único planeta conocido, en el cual hay vida – y vida de tal tipo que se interesa de sus orígenes y por su futuro y lee páginas como estas ¿Porqué pudo aparecer la vida en la tierra? La respuesta próximamente.

Fuente: http://www.oekosystem-erde.de

Traducido del alemán por A. Gundelach con la gentil autorización de su autor el biólogo Jürgen Paeger