Fa uns 13.800 milions d'anys: gran explosió (big bang). Essent més precisos, entre fa 13.761 i 13.835 milions d'anys.
10 elevat a -43 del primer segon: moment en el que les lleis de la física comencen a tenir sentit (temps de Planck). Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 32 graus Kelvin.
10 elevat a -36 del primer segon: moment altament explosiu (expansió sobtada durant una minúscula fracció de temps, alliberament de grans quantitats d'energia) en el qual la força nuclear forta se separa de la resta. Aparició dels quarks i els electrons. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 27 graus Kelvin.
10 elevat a -32 del primer segon: la inflació comença a frenar-se (entre 10 elevat a -36 i -32 el ritme d'expansió del Cosmos va ser més gran que tota l'expansió que hi ha hagut fins avui). Un litre d'aquell densíssim plasma primigeni pesava desenes de milions de tones. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 25 graus Kelvin.
10 elevat a -12 del primer segon: temperatura de l'ordre de 10 elevat a 15 graus Kelvin, cosa que permet la separació de les forces nuclear feble i electromagnètica.
10 elevat a -6 del primer segon: temperatura de 10 bilions de graus. Els quarks es poden unir i es formen protons i neutrons (aquests necessiten més energia per a formar-se; per això, hi ha cinc vegades menys de neutrons que de protons).
Un segon després del big bang: apareixen els neutrins. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 10 graus Kelvin.
Entre tres i cinc minuts després del big bang: el refredament (relatiu...) permet la nucleosíntesi cosmològica: protons i neutrons s'ajunten i generen els primers nuclis d'hidrogen i heli. Temperatura d'un milió de graus Kelvin. L'univers es gran com una estrella.
És interessant el resum que fa Jordi Miralda-Escudé a La Vanguardia del 01.03.2108 d'aquesta fase inicial de l'Univers:
"Quan l'Univers va néixer en el gran esclat original, tota la matèria que ara existeix en forma de planetes, estrelles, pols i núvols de gas estava repartida a través de l'espai de manera gairebé uniforme. La matèria contenia únicament els dos primers àtoms de la taula periòdica dels elements, és a dir, hidrogen i heli. Tots els altres elements, més pesats, es van sintetitzar més tard a l'interior de les estrelles una vegada es van començar a formar. L'Univers, en aquella època primerenca, contenia un sol tipus de radiació o llum, la radiació còsmica de fons, que estava en equilibri amb la matèria a una temperatura i una brillantor uniforme en totes direccions: era com viure al mig d’una espessa boirina permanent.
Malgrat que els nuclis d'hidrogen i heli ja existien des dels primers minuts de l'Univers, els àtoms es van formar per primera vegada quan l'Univers tenia 300.000 anys i la temperatura era d'uns 3.000 graus. A aquesta temperatura, els electrons s'havien refredat prou per combinar-se amb protons i formar hidrogen, en l'anomenada època de recombinació. La matèria va fer una transició d’un plasma, compost de partícules carregades, a un medi atòmic. Un nom més adequat seria època de combinació, ja que les partícules carregades es van combinar per primera vegada en àtoms, però per raons històriques el procés de combinació de partícules carregades per formar àtoms es diu recombinació. Al mateix temps, l'Univers es va tornar transparent a la seva pròpia radiació perquè els fotons van deixar de ser dispersats per partícules carregades. Avui dia podem veure la radiació còsmica de fons tal com va ser alliberada del plasma a l'època de recombinació."
10 elevat a -43 del primer segon: moment en el que les lleis de la física comencen a tenir sentit (temps de Planck). Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 32 graus Kelvin.
10 elevat a -36 del primer segon: moment altament explosiu (expansió sobtada durant una minúscula fracció de temps, alliberament de grans quantitats d'energia) en el qual la força nuclear forta se separa de la resta. Aparició dels quarks i els electrons. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 27 graus Kelvin.
10 elevat a -32 del primer segon: la inflació comença a frenar-se (entre 10 elevat a -36 i -32 el ritme d'expansió del Cosmos va ser més gran que tota l'expansió que hi ha hagut fins avui). Un litre d'aquell densíssim plasma primigeni pesava desenes de milions de tones. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 25 graus Kelvin.
10 elevat a -12 del primer segon: temperatura de l'ordre de 10 elevat a 15 graus Kelvin, cosa que permet la separació de les forces nuclear feble i electromagnètica.
10 elevat a -6 del primer segon: temperatura de 10 bilions de graus. Els quarks es poden unir i es formen protons i neutrons (aquests necessiten més energia per a formar-se; per això, hi ha cinc vegades menys de neutrons que de protons).
Un segon després del big bang: apareixen els neutrins. Temperatura de l'ordre de 10 elevat a 10 graus Kelvin.
Entre tres i cinc minuts després del big bang: el refredament (relatiu...) permet la nucleosíntesi cosmològica: protons i neutrons s'ajunten i generen els primers nuclis d'hidrogen i heli. Temperatura d'un milió de graus Kelvin. L'univers es gran com una estrella.
És interessant el resum que fa Jordi Miralda-Escudé a La Vanguardia del 01.03.2108 d'aquesta fase inicial de l'Univers:
"Quan l'Univers va néixer en el gran esclat original, tota la matèria que ara existeix en forma de planetes, estrelles, pols i núvols de gas estava repartida a través de l'espai de manera gairebé uniforme. La matèria contenia únicament els dos primers àtoms de la taula periòdica dels elements, és a dir, hidrogen i heli. Tots els altres elements, més pesats, es van sintetitzar més tard a l'interior de les estrelles una vegada es van començar a formar. L'Univers, en aquella època primerenca, contenia un sol tipus de radiació o llum, la radiació còsmica de fons, que estava en equilibri amb la matèria a una temperatura i una brillantor uniforme en totes direccions: era com viure al mig d’una espessa boirina permanent.
Malgrat que els nuclis d'hidrogen i heli ja existien des dels primers minuts de l'Univers, els àtoms es van formar per primera vegada quan l'Univers tenia 300.000 anys i la temperatura era d'uns 3.000 graus. A aquesta temperatura, els electrons s'havien refredat prou per combinar-se amb protons i formar hidrogen, en l'anomenada època de recombinació. La matèria va fer una transició d’un plasma, compost de partícules carregades, a un medi atòmic. Un nom més adequat seria època de combinació, ja que les partícules carregades es van combinar per primera vegada en àtoms, però per raons històriques el procés de combinació de partícules carregades per formar àtoms es diu recombinació. Al mateix temps, l'Univers es va tornar transparent a la seva pròpia radiació perquè els fotons van deixar de ser dispersats per partícules carregades. Avui dia podem veure la radiació còsmica de fons tal com va ser alliberada del plasma a l'època de recombinació."
Els primers 380.000 anys després del big bang, doncs, l'univers va estar "a les fosques". Les seves dimensions s'incrementaven enormement, però no es veia res, la llum no existia, ja que els fotons no podien circular lliurement. En aquests primers temps l'univers era una mena de sopa densa de protons, electrons i fotons a uns 2.700 graus. No va ser fins al cap d'aquests 380.000 anys que l'univers s'havia refredat prou com perquè els protons i electrons deixessin els fotons lliures.
En Jesús Mosterín resumeix així aquest procés (a Límits del coneixement cosmològic, dins de “Filosofia de la ciència avui”, Fundació Vidal i Barraquer, Quaderns “Institut de Teologia Fonamental” n. 24, abril de 1994): “Fins a uns 400.000 anys després del Big Bang els fotons interaccionaven constantment amb els electrons lliures energètics, estaven acoblats amb ells. Cap a aquesta època la temperatura havia baixat prou (fins a uns 3000 K) com perquè els electrons lliures fossin caçats pels protons, que es combinaven amb ells per formar àtoms d'hidrogen. Al final d'aquesta època de desacoblament de la matèria i l'energia, amb els electrons combinats en àtoms i la temperatura més baixa, els fotons van deixar d'interaccionar amb els electrons i van començar a poder-se moure lliurement per l'univers, que es va fer transparent per a ells, 500.000 anys després del Big Bang. La radiació còsmica de fons, descoberta per Penzias i Wilson el 1965, és la resta fossilitzada i refredada (fins a 2,7 K) d'aquella radiació llavors alliberada.
L'horitzó de fotons és la frontera temporal que separa les porcions de l'espaitemps anteriors i posteriors al moment en que l'univers es va fer transparent als fotons. Només a partir d'aquest horitzó els fotons van ser capaços de transmetre informació sobre l'estat de l'univers en el moment en que s'havien originat. L'horitzó de fotons representa una barrera fonamental que limita la informació observacional directa que podem obtenir sobre l'univers de primera hora mitjançant la detecció de senyals electromagnètics. Per molt que progressi la nostra tecnologia de captació de senyals, mai podrem obtenir missatges electromagnètics de l'univers anterior a l'horitzó de fotons.”
Les primeres estrelles es van encendre 180 milions d'anys després del big bang –quan l'univers tenia un 1,3% de la seva edat actual– i es van apagar 90 milions d'anys més tard, formant les primeres supernoves i els primers forats negres. La temperatura a què es trobava l'hidrogen que omplia l'univers 180 milions d'anys després del big bang era d'uns 3 graus Kelvin. Com que els models teòrics de l'evolució de l'univers prediuen que les primeres estrelles van néixer quan el gas encara estava a més de 7 graus Kelvin, cal considerar que la matèria fosca era la causant d'aquest refredament de l'hidrogen respecte al previst.
En Jesús Mosterín resumeix així aquest procés (a Límits del coneixement cosmològic, dins de “Filosofia de la ciència avui”, Fundació Vidal i Barraquer, Quaderns “Institut de Teologia Fonamental” n. 24, abril de 1994): “Fins a uns 400.000 anys després del Big Bang els fotons interaccionaven constantment amb els electrons lliures energètics, estaven acoblats amb ells. Cap a aquesta època la temperatura havia baixat prou (fins a uns 3000 K) com perquè els electrons lliures fossin caçats pels protons, que es combinaven amb ells per formar àtoms d'hidrogen. Al final d'aquesta època de desacoblament de la matèria i l'energia, amb els electrons combinats en àtoms i la temperatura més baixa, els fotons van deixar d'interaccionar amb els electrons i van començar a poder-se moure lliurement per l'univers, que es va fer transparent per a ells, 500.000 anys després del Big Bang. La radiació còsmica de fons, descoberta per Penzias i Wilson el 1965, és la resta fossilitzada i refredada (fins a 2,7 K) d'aquella radiació llavors alliberada.
L'horitzó de fotons és la frontera temporal que separa les porcions de l'espaitemps anteriors i posteriors al moment en que l'univers es va fer transparent als fotons. Només a partir d'aquest horitzó els fotons van ser capaços de transmetre informació sobre l'estat de l'univers en el moment en que s'havien originat. L'horitzó de fotons representa una barrera fonamental que limita la informació observacional directa que podem obtenir sobre l'univers de primera hora mitjançant la detecció de senyals electromagnètics. Per molt que progressi la nostra tecnologia de captació de senyals, mai podrem obtenir missatges electromagnètics de l'univers anterior a l'horitzó de fotons.”
Les primeres estrelles es van encendre 180 milions d'anys després del big bang –quan l'univers tenia un 1,3% de la seva edat actual– i es van apagar 90 milions d'anys més tard, formant les primeres supernoves i els primers forats negres. La temperatura a què es trobava l'hidrogen que omplia l'univers 180 milions d'anys després del big bang era d'uns 3 graus Kelvin. Com que els models teòrics de l'evolució de l'univers prediuen que les primeres estrelles van néixer quan el gas encara estava a més de 7 graus Kelvin, cal considerar que la matèria fosca era la causant d'aquest refredament de l'hidrogen respecte al previst.
Al cap de cinc-cents milions d'anys del big bang apareixen les primeres galàxies, amb les dimensions d'un estel però l'energia concentrada de milers d'estels, i els primers estels (grans, amb molta energia i de curta durada). La temperatura mitjana de l'Univers era ja de cent graus Kelvin (uns 170 graus centígrads sota zero). Uns mil milions d'anys després del big bang, la temperatura mitjana haurà baixat a trenta graus Kelvin (uns 243 graus centígrads sota zero). Uns set mil milions d'anys després del big bang, la temperatura mitjana haurà baixat a deu graus Kelvin (uns 263 graus centígrads sota zero). Actualment és de tres graus Kelvin (uns 270 graus centígrads sota zero).
Amb el temps (milers de milions d'anys) es van anar formant més galàxies, de les quals n'hi ha uns 100.000 milions a l'univers, o potser 200.000 milions (nosaltres podem observar les que estan a menys de 10.000 milions d'anys-llum, que són uns 10.000 milions). Al si dels estels es formen àtoms de carboni, ferro i altres elements. Quan els estels exploten, els àtoms s'escampen.
Amb el temps (milers de milions d'anys) es van anar formant més galàxies, de les quals n'hi ha uns 100.000 milions a l'univers, o potser 200.000 milions (nosaltres podem observar les que estan a menys de 10.000 milions d'anys-llum, que són uns 10.000 milions). Al si dels estels es formen àtoms de carboni, ferro i altres elements. Quan els estels exploten, els àtoms s'escampen.
La nostra galàxia és la Via Làctia, una gran galàxia en forma d’espiral barrada formada fa uns 10.000 milions d'anys (tot i que algun dels seus estels és més antic, potser de 13.200 milions d'anys). Té uns 100.000 anys-llum de diàmetre i uns 10.000 anys-llum de gruix (és com una llentia...). La formen entre 200.000 i 400.000 milions d'estels, un dels quals és el nostre Sol, que està a uns 30.000 anys llum del centre de la galàxia; cada estel té els seus planetes, i també hi ha a la Via Làctia milers de nebuloses (cúmuls de gas i pols on es produeix el naixement de nous estels). Al seu centre hi ha un forat negre supermassiu (Sagitari A*). Tots els estels que veiem al cel (uns 5.000 a simple vista, sumant els dos hemisferis) formen part de la Via Làctia. La Via Làctia forma part d’un cúmul o grup local de 30 a 40 galàxies (en el qual hi ha la galàxia Andròmeda, amb la que col·lisionarem d’aquí a 3.000 milions d'anys); el nostre grup local al seu torn forma part d’un supercúmul de 5.000 galàxies.
El Sol fusiona gairebé 350.000 tones d'hidrogen cada dia (gairebé 4 milions de tones per segon) per convertir-les en heli, amb el corresponent alliberament d'energia. Aquest procés, iniciat fa 5.000 milions d'anys, durarà encara 5.000 milions d'anys més (al Sol hi ha prou hidrogen com per fer-ho possible).
El Sol fusiona gairebé 350.000 tones d'hidrogen cada dia (gairebé 4 milions de tones per segon) per convertir-les en heli, amb el corresponent alliberament d'energia. Aquest procés, iniciat fa 5.000 milions d'anys, durarà encara 5.000 milions d'anys més (al Sol hi ha prou hidrogen com per fer-ho possible).
Fa uns 5.000 milions d'anys es va formar el nostre sistema solar, al si de la Via Làctia, per projecció dels àtoms més pesats que l'hidrogen degut a les reaccions de fusió nuclear del Sol, formant diferents anells de matèria (en conjunt, menys de l'1% de la massa del Sol). Els elements més lleugers van anar més lluny, formant planetes gasosos (Júpiter, Saturn...), i els més pesats van formar quatre planetes rocosos: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. Fa uns 4.700 o 4.600 milions d'anys es va formar la Terra (que era més petita que ara, aproximadament la meitat; va ser el posterior bombardeig de meteorits el que la va portar a les dimensions actuals). Fa uns 4.500 milions d'anys es va formar la Lluna (després de l'impacte amb la Terra d’un gran meteorit, d’una dimensió equivalent al 10% de la Terra, i de passar 100 milions d'anys amb la Terra voltada per una anella tipus Saturn...).
En el període entre fa 4.500 i 3.800 milions d'anys la Terra devia tenir un aspecte semblant a la Lluna actual, plena de cràters fruit d'impactes exteriors. Gairebé no tenia atmosfera, només una mica d'hidrogen i heli. També tenia una intensa activitat volcànica, que va anar acumulant gasos a l'atmosfera, fent-la calenta, espessa i molt verinosa. La gravetat creixent del planeta anava fent possible una major retenció d'aquesta atmosfera, formada per un 70% de vapor d'aigua, un 24% de CO2 i un 6% de nitrogen, més una mica d'amoníac, metà i vapor d'aigua aportats per meteorits (hi ha la hipòtesi que la major part de l'aigua de la Terra vagi ser aportada des de l'exterior per asteroides i cometes que hi anaven caient). No podia ploure, perquè el vapor d'aigua que s'hi condensava es tornava a evaporar amb l'escalfor de les capes inferiors de l'atmosfera, abans de tocar a terra. La Terra era més aviat una bola incandescent, amb una crosta de silici i molts volcans i rius de lava. Fins que en un cert moment la Terra es refreda prou (perquè va disminuir el bombardeig de meteorits i van disminuir els materials radioactius en desintegració que hi havia al seu interior) com per permetre la pluja: llavors plou (hi ha qui diu que durant 100 milions d'anys...) i es va acumulant aigua líquida (salada i àcida) a la seva superfície (els primers mars, llacs i rius...) fins que un oceà va cobrir la totalitat o la major part de la Terra. Hi ha qui considera que cap a fa 4.000 milions d'anys podria haver sorgit la vida a la Terra, tot i el "bombardeig intens tardà" d'asteroides que va afectar la Terra i la Lluna entre fa 4.100 i 3.800 milions d'anys.
Entre fa 3.800 milions d'anys i fa 2.500 milions d'anys és possible que es produís un període de més fredor a la superfície de la Terra, i hi ha qui diu que al final d'aquesta etapa es va produir un primer fenomen de "planeta bola de neu", pel qual la major part de la superfície terrestre quedava coberta per una gruixuda capa de gel. Es produís o no aquest fenomen puntual, el cas és que llavors el Sol era més esmorteït que ara -només tenia el 40% de la seva brillantor actual- i no hi havia gaire gasos amb efecte hivernacle per a retenir la radiació tèrmica. És possible que durant aquesta llarga etapa es produís l'impacte d'un meteorit que fes que durant un milió d'anys les aigües esdevinguessin molt calentes, facilitant així potser l'aparició de la vida a la Terra, fruit d'un conjunt de processos químics de gran complexitat. En tornar-se a refredar el conjunt, la vida es podria haver refugiat en zones de termalisme actiu. Dit de manera molt imprecisa, entre fa 3.500 milions d'anys i 600 milions d'anys (un llarg període poc conegut) van apareixent ja algues blaves unicel·lulars, i després algues verdes pluricel·lulars, i es va formant l'atmosfera.
És possible que fa 3.800 milions d'anys ja hi hagués petits continents que s'ajuntaven i separaven, i cap a fa 3.400 milions d'anys hi hagués grans masses continentals (potser cinc), que fa 2.500 milions d'anys eren ja força estables. Cap a fa 1.300 milions d'anys sembla ser que s'aplegaren en un únic gran continent anomenat Rodínia ("rodina" és "mare pàtria" en rus), envoltat per l'oceà Pantalàssic. Fa uns 725 milions d'anys aquest continent es va trencar en tres trossos: Gondwana occidental, Gondwana oriental i Lauràsia.
En el període entre fa 4.500 i 3.800 milions d'anys la Terra devia tenir un aspecte semblant a la Lluna actual, plena de cràters fruit d'impactes exteriors. Gairebé no tenia atmosfera, només una mica d'hidrogen i heli. També tenia una intensa activitat volcànica, que va anar acumulant gasos a l'atmosfera, fent-la calenta, espessa i molt verinosa. La gravetat creixent del planeta anava fent possible una major retenció d'aquesta atmosfera, formada per un 70% de vapor d'aigua, un 24% de CO2 i un 6% de nitrogen, més una mica d'amoníac, metà i vapor d'aigua aportats per meteorits (hi ha la hipòtesi que la major part de l'aigua de la Terra vagi ser aportada des de l'exterior per asteroides i cometes que hi anaven caient). No podia ploure, perquè el vapor d'aigua que s'hi condensava es tornava a evaporar amb l'escalfor de les capes inferiors de l'atmosfera, abans de tocar a terra. La Terra era més aviat una bola incandescent, amb una crosta de silici i molts volcans i rius de lava. Fins que en un cert moment la Terra es refreda prou (perquè va disminuir el bombardeig de meteorits i van disminuir els materials radioactius en desintegració que hi havia al seu interior) com per permetre la pluja: llavors plou (hi ha qui diu que durant 100 milions d'anys...) i es va acumulant aigua líquida (salada i àcida) a la seva superfície (els primers mars, llacs i rius...) fins que un oceà va cobrir la totalitat o la major part de la Terra. Hi ha qui considera que cap a fa 4.000 milions d'anys podria haver sorgit la vida a la Terra, tot i el "bombardeig intens tardà" d'asteroides que va afectar la Terra i la Lluna entre fa 4.100 i 3.800 milions d'anys.
Entre fa 3.800 milions d'anys i fa 2.500 milions d'anys és possible que es produís un període de més fredor a la superfície de la Terra, i hi ha qui diu que al final d'aquesta etapa es va produir un primer fenomen de "planeta bola de neu", pel qual la major part de la superfície terrestre quedava coberta per una gruixuda capa de gel. Es produís o no aquest fenomen puntual, el cas és que llavors el Sol era més esmorteït que ara -només tenia el 40% de la seva brillantor actual- i no hi havia gaire gasos amb efecte hivernacle per a retenir la radiació tèrmica. És possible que durant aquesta llarga etapa es produís l'impacte d'un meteorit que fes que durant un milió d'anys les aigües esdevinguessin molt calentes, facilitant així potser l'aparició de la vida a la Terra, fruit d'un conjunt de processos químics de gran complexitat. En tornar-se a refredar el conjunt, la vida es podria haver refugiat en zones de termalisme actiu. Dit de manera molt imprecisa, entre fa 3.500 milions d'anys i 600 milions d'anys (un llarg període poc conegut) van apareixent ja algues blaves unicel·lulars, i després algues verdes pluricel·lulars, i es va formant l'atmosfera.
És possible que fa 3.800 milions d'anys ja hi hagués petits continents que s'ajuntaven i separaven, i cap a fa 3.400 milions d'anys hi hagués grans masses continentals (potser cinc), que fa 2.500 milions d'anys eren ja força estables. Cap a fa 1.300 milions d'anys sembla ser que s'aplegaren en un únic gran continent anomenat Rodínia ("rodina" és "mare pàtria" en rus), envoltat per l'oceà Pantalàssic. Fa uns 725 milions d'anys aquest continent es va trencar en tres trossos: Gondwana occidental, Gondwana oriental i Lauràsia.
Una hipòtesi planteja que fa entre 800 i 650 milions d'anys (uns diuen fa 716 milions d' anys , altres 635 milions, i altres que hi poden haver hagut dues o tres glaciacions en el període entre fa 800 i 550 milions d'anys), probablement a causa d'una pertorbació de l'òrbita de la Terra, la quantitat de CO2 de l'atmosfera va disminuir i la Terra va perdre capacitat de retenir la calor del sol, iniciant-se una enorme glaciació que durarà 25 milions d'anys (altres parlen de 10 milions d'anys) en els quals la terra serà com una immensa "bola de neu", amb una capa de gel de quilòmetres de gruix (encara que es discuteix si el gel va cobrir la totalitat de la superfície terrestre o només la major part d'ella). Formes elementals de vida (algues fotosintètiques) sobreviuran aquest període, que acabarà quan un conjunt de grans erupcions volcàniques recarreguin de CO2 l'atmosfera i permetin un efecte hivernacle que fondrà el gel existent (un ràpid procés que hauria fins i tot haver-se pogut produir en un període tan breu com mil anys). En aquest procés de fusió s'alliberarà també a l'atmosfera una gran quantitat d'oxigen, procedent de processos químics en el gel que van donar lloc a aigua oxigenada; aquest oxigen aconseguirà assolir nivells de l'ordre del 20% de l'atmosfera, donant peu a l'eclosió de vida pluricel·lular i l'aparició de grans éssers vius (explosió càmbrica) que es produeix a partir de fa 580 milions d'anys.
Cap a fa 600 milions d'anys les dues Gondwanes es fusionen i cap a fa 500 milions d'anys Gondwana es desplaça cap al Pol sud. Cap a fa 300 milions d'anys Gondwana i Lauràsia es troben i s'ajunten, formant un únic i enorme continent, Pangea ("tota la terra", en grec), que va del Pol nord al Pol sud. Però cap a fa 170 milions d'anys Pangea es trenca verticalment (Amèrica se separa d'Euràsia i Àfrica) i cap a fa 145 milions d'anys es generen les grans masses continentals actuals, que es continuen movent i aquests moviments van alterant el clima.
Cap a fa 500 milions d'anys hi ha musclos i calamars. Cap a fa 488 milions d'anys hi ha una primera extinció massiva d'espècies. Cap a fa 485 milions d'anys apareixen els primers vertebrats, els peixos. Cap a fa 470 milions d'anys les plantes han generat prou oxigen com perquè aquest representi el 13% de l'atmosfera, i es poden produir ja incendis naturals (el foc pot aparèixer a la superfície de la Terra). Cap a fa 450 milions d'anys apareixen els vegetals terrestres. Cap a fa 443 milions d'anys hi ha dues extincions més, separades per un milió d'anys.
Cap a fa 400 milions d'anys apareixen els amfibis i els insectes. Cap a fa 359 milions d'anys una altra extinció massiva que dura tres milions d'anys s'emporta el 70% de les espècies. Fa 248 milions d'anys hi ha la gran extinció permiana, la més gran que hi ha hagut a la Terra, que eliminà el 95% de les espècies marines i el 70% de les terrestres.
Cap a fa 250 milions d'anys hi ha una altra extinció en massa (desapareix el 90% de les espècies); després apareixen els pins i els dinosaures, les plantes amb flors i els mamífers elementals. Cap a fa 150 milions d'anys apareixen els ocells, i cap a fa 115 milions d'anys apareixen els primers mamífers. Fa uns 90 milions d'anys els primats se separen de la resta de mamífers placentaris; en aquesta època ja hi ha tots els grups de mamífers que actualment trobem a la Terra. La diversificació dels mamífers coincideix amb l'expansió de les flors pels continents.
Fa 65 milions d'anys hi va haver la darrera gran extinció en massa, que eliminà el 50% de les espècies i posà fi a l'existència dels dinosaures, però tindrà poc impacte en els mamífers. Fa entre 55 i 50 milions d'anys un gran canvi climàtic (escalfament global, amb climes tropicals a l'Àrtic) va afavorir l'expansió dels mamífers (que havien estat estables, amb poblacions poc nombroses, durant uns 40 milions d'anys). Apareixen les balenes i els ratpenats, i fa uns 35 milions d'anys tenim ja camells, porcs, vaques, cabres i ovelles.
Dins d'aquest procés, uns petits mamífers pugen als arbres buscant els insectes: és als arbres que la selecció natural acabarà portant a la mà prènsil, la visió estereoscòpica i la visió en color. Cap a fa 25 milions d'anys apareixen als arbres els primats homínids. Cap a fa 7,5 milions d'anys uns primats homínids baixen dels arbres, i es posen a caminar drets (per poder veure-hi més lluny, bipedisme), el que comporta l'especialització de les mans, un creixement del cervell i l'aparició de la parla.
Dins d'aquest procés, uns petits mamífers pugen als arbres buscant els insectes: és als arbres que la selecció natural acabarà portant a la mà prènsil, la visió estereoscòpica i la visió en color. Cap a fa 25 milions d'anys apareixen als arbres els primats homínids. Cap a fa 7,5 milions d'anys uns primats homínids baixen dels arbres, i es posen a caminar drets (per poder veure-hi més lluny, bipedisme), el que comporta l'especialització de les mans, un creixement del cervell i l'aparició de la parla.
Cap a fa 5 milions d'anys hi ha primats erts (que caminen drets) amb cervells de 500 cc. Cap a fa 2 milions d'anys hi ha australopitecs, amb cervells de 750 cc. Cap a fa 1,7 milions d'anys hi ha humans amb cervells de 1.000 cc.; durant un milió d'anys el cervell no creix (senyal de bona adaptació al medi).
Fa uns 400.000 anys els humans aprenen a controlar el foc. Fa uns 230.000 anys apareix l'home de Neandertal, amb 1.500 cc. de cervell; s'extingeix fa uns 28.000 anys. Fa uns 200.000 anys, a l'Àfrica, apareix l'homo sapiens, que arriba a Europa fa uns 40.000 anys; som nosaltres, amb els nostres 1.400 cc. de cervell però distribuïts diferentment que els Neandertal.
Fa uns 10.000 anys aprenem a cultivar la terra i a tenir bestiar (abans els humans érem caçadors - recol·lectors).
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada