Fundamentos de Geología Planetaria y Evolución Estelar
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Formación y Dinámica Terrestre
La importancia de la gravedad radica en que la nube de gas y polvo del sistema solar comenzó a atraer pequeñas partículas entre sí. Los granos de polvo formaron rocas, las cuales se unieron para formar la Tierra. La gravedad permite que los océanos y la atmósfera estén sujetos a la superficie y mantiene a la Tierra orbitando al Sol.
La Luna y su Origen
Según la teoría del gran impacto, un cuerpo chocó contra la Tierra joven, vaporizando rocas que formaron la Luna. La Luna tiene menos hierro que la Tierra, lo que indica que se formó con material del manto terrestre y no del núcleo. Su composición química es similar a las capas externas de la Tierra. Además, la Luna estabiliza la inclinación del eje terrestre, evitando cambios climáticos extremos y favoreciendo la estabilidad de la vida.
Dinámica de Placas
El interior de la Tierra permanece muy caliente. El material caliente asciende y el frío desciende, generando un movimiento que arrastra las placas tectónicas. Los bordes de placas liberan energía de la siguiente manera:
- Bordes constructivos: Las placas se separan, sube material caliente, se enfría y forma suelo marino.
- Bordes destructivos: Las placas chocan, formando montañas.
- Bordes pasivos: Desplazamiento lateral.
Cosmología y Expansión del Universo
Las galaxias están formadas por estrellas. Mediante el estudio de sus espectros, podemos medir la temperatura, composición química y masa. El corrimiento al rojo es un fenómeno visual basado en el efecto Doppler: al alejarse una galaxia, sus ondas de luz se estiran, haciéndose más largas y de menor frecuencia, lo que desplaza su color hacia el rojo. Esto permite calcular la velocidad exacta a la que se mueven.
Expansión y la Constante de Hubble
La distancia entre galaxias aumenta con el tiempo. La constante de Hubble determina la tasa de expansión del universo. Conociendo la velocidad de alejamiento, podemos calcular cuánto tiempo ha transcurrido desde un punto común, permitiendo estimar la edad aproximada del universo.
Evolución Estelar
El diagrama H-R (Hertzsprung-Russell) clasifica a las estrellas por su luminosidad y temperatura, indicando su etapa de vida; el 90% se encuentra en la etapa adulta.
Núcleo Estelar y Nucleosíntesis
La fusión termonuclear le da brillo y vida a las estrellas. Al fusionar protones, estos pierden masa que se convierte en una cantidad gigante de energía (luz y calor). Las estrellas actúan como hornos espaciales:
- Fusionan hidrógeno para crear helio.
- Al agotarse el hidrógeno, el núcleo se calienta y utiliza helio para crear carbono y oxígeno.
- El proceso continúa hasta llegar al hierro, cuya fusión consume energía en lugar de liberarla.
Muerte Estelar y Fuerzas en Equilibrio
Cuando una estrella llega al hierro, colapsa. Las supernovas son explosiones violentas que dejan un agujero negro o una estrella de neutrones; el Sol, en cambio, se encogerá hasta convertirse en una enana blanca.
Las estrellas sobreviven gracias al equilibrio hidrostático entre dos fuerzas:
- Gravedad (hacia adentro): Debido a la masa de la estrella, intenta comprimirla bajo su propio peso.
- Presión térmica (hacia afuera): Generada por la fusión nuclear. Si la temperatura baja, la gravedad gana y aplasta la estrella.