thumb|right|250px|La canica azul, la más famosa fotografía del planeta Tierra hecha en 1972 durante la misión Apolo 17.
La historia de la Tierra se refiere al desarrollo del planeta Tierra y cubre alrededor de () —aproximadamente un tercio de la edad del universo, de los estimados desde el Big Bang—, desde su formación hasta la época actual. Está dividida en cuatro eones —la mayor división cronológica—, siendo los tres primeros los que definen el Precámbrico: el Hádico, que duró casi y que no dejó casi ninguna roca en su lugar, excepto fragmentos en rocas eruptivas posteriores, y es sobre todo conocido a través de la modelización del sistema solar y el análisis comparativo de las composiciones isotópicas de los diferentes cuerpos celestes; el Arcaico, que duró , marcado a la vez por la aparición de las primeras cortezas continentales y por el origen de la vida que creó la biosfera y conocido por el análisis de las rocas que ha dejado, de su edad y de las condiciones de su formación; el Proterozoico, que duró , marcado por la aparición masiva del oxígeno en la atmósfera, que reemplazó a la atmósfera primitiva de dióxido de carbono, y conocido también a través de las rocas entonces formadas, en un ambiente hasta el presente generalmente oxidante; el Fanerozoico, literalmente el de los «animales visibles», de los organismos multicelulares: además de los análisis de rocas, se conoce por los fósiles que han dejado esos organismos animales y vegetales en sus diferentes estratos geológicos. Es la edad de la vida tal como se conoce hoy y se divide en tres eras: el Paleozoico, que no comenzó hasta hace , una era de artrópodos, peces y la primera vida en la tierra; el Mesozoico, que abarcó el ascenso, el reinado y la extinción climática de los dinosaurios no aviares; y el Cenozoico, que vio el surgimiento de los mamíferos. Los seres humanos reconocibles surgieron hace como mucho , un período extremadamente breve en la escala geológica.
La Tierra se formó por acreción de la nebulosa solar. La desgasificación volcánica probablemente creó la atmósfera primordial y luego el océano, pero la atmósfera primitiva casi no contenía oxígeno. Gran parte de la Tierra se fundió debido a las frecuentes colisiones con otros cuerpos que llevaron a un vulcanismo extremo. Mientras la Tierra estaba en su etapa más temprana (Tierra primordial), se cree que una colisión de impacto gigante con un cuerpo del tamaño de un planeta llamado Tea habría formado la Luna. Con el tiempo, la Tierra se enfrió, entrañando la formación de una corteza sólida y permitiendo que existiera el agua líquida en la superficie.
La evidencia indiscutible más antigua de vida en la Tierra data de hace al menos , durante la Era Eoarcaica, después de que la corteza geológica comenzara a solidificarse a partir del material fundido anterior del eón Hadeano. Hay fósiles de esteras microbianas como los estromatolitos que se encuentran en areniscas de descubiertos en Australia Occidental. Otra evidencia física temprana de una sustancia biogénica es el grafito en rocas metasedimentarias de descubiertas en el suroeste de Groenlandia, así como los «restos de vida biótica» encontrados en rocas de en Australia Occidental. Según S. Blair Hedges, de la Universidad del Temple, «si la vida surgiese relativamente rápido en la Tierra, entonces podría ser común en el universo».
Los organismos fotosintéticos aparecieron hace entre 3200 y y comenzaron a enriquecer la atmósfera con oxígeno. La vida permaneció mayormente pequeña y microscópica hasta hace unos , cuando surgió la vida multicelular compleja, se desarrolló con el tiempo y culminó en la explosión cámbrica hace unos . Esta repentina diversificación de formas de vida produjo la mayor parte de los principales filos conocidos hoy en día, y dividió el eón Proterozoico del período Cámbrico, ya en la era Paleozoica. Se estima que el 99% de todas las especies que alguna vez vivieron en la Tierra, más de cinco mil millones, se han extinguido. Las estimaciones sobre el número de especies actuales de la Tierra varían entre 10 millones y 14 millones, de las cuales están documentadas alrededor de 1,5 millones. Algunos estudios establecen que aún permanecen sin descripción alrededor del 86% de las especies terrestres y el 91% de las especies marinas. Sin embargo, recientemente se ha afirmado que 1 billón de especies viven actualmente en la Tierra, y de ellas solo una milésima parte del 1% están descriptas.
La corteza terrestre ha cambiado constantemente desde su formación, al igual que la vida desde su primera aparición. Las especies continúan evolucionando, adoptando nuevas formas, dividiéndose en especies hijas o extinguiéndose frente a entornos físicos en constante cambio. El proceso de la tectónica de placas continúa dando forma a los continentes y océanos de la Tierra y la vida que albergan. La actividad humana es ahora una fuerza dominante que afecta al cambio global, alterando la biosfera, la superficie de la Tierra, la hidrosfera y la atmósfera con la pérdida de tierras silvestres, la sobreexplotación de los océanos, la producción de gases de efecto invernadero, la degradación de la capa de ozono y una degradación general de la calidad del suelo, el aire y el agua.
Casi todas las ramas de las ciencias naturales han contribuido a la comprensión de los principales eventos del pasado de la Tierra, grandes cambios geológicos —diferenciación en capas, creación de corteza continental, movilización de la litosfera por la tectónica de placas—, reconfiguración de equilibrios químicos, como la Gran Oxidación, intensos cambios climáticos y episodios catastróficos; separados por largos períodos de estabilidad, durante los cuales las retroalimentaciones, entre la biosfera, la atmósfera, la hidrosfera y la litosfera estabilizaron las condiciones dando lugar a la aparición de la vida y a su evolución y diversificación, con varios episodios de extinción masiva, como las que se produjeron durante el (Devónico o el Pérmico-Triásico, entre otras.
Cronología
El tiempo geológico está dividido en diez eras geológicas, agrupadas en cuatro eones y divididas en veintidós periodos (el eón Hádico no está dividido en eras y las eras del eón Arcaico no están divididas en periodos). Los periodos, a su vez, están divididos en épocas y éstas en edades (no mostradas en la tabla): 400px|right|thumb|La escala de tiempo geológico (GTS), tal como la define la convención internacional,"International Stratigraphic Chart". International Commission on Stratigraphy describe los grandes períodos de tiempo desde el comienzo de la Tierra hasta el presente, y sus divisiones narran algunos eventos definitivos de la historia de la Tierra. (En el gráfico Ma: millones de años y Ga: miles de millones de años).
Supereón Eón Era Periodo Inicio(en Ma) Fanerozoico Cenozoico Cuaternario 2,588 Neógeno23,03 Paleógeno 66,0 Mesozoico ~145,0±0,8 Jurásico 201,3±0,2 252,2±0,5 Paleozoico Pérmico 298,9±0,2 Carbonífero 358,9±0,4 Devónico 419,2±3,2 Silúrico 443,4±1,5 485,4±1,9 Cámbrico 541,0±1,0 Proterozoico Neoproterozoico Ediacárico ~635 Criogénico 850 Tónico 1000 Mesoproterozoico Esténico 1200 Ectásico 1400 Calímico 1600 Paleoproterozoico Estatérico 1800 Orosírico 2050 Riácico 2300 Sidérico 2500 Neoarcaico 2800 Mesoarcaico 3200 Paleoarcaico 3600 4000 ~4600
Sistema solar thumb|droite|Impresión artística del disco protoplanetario
: formación del Sol
La edad del Universo se estima en . La principal teoría sobre la formación del Universo es el Big Bang: el Universo era un punto extremadamente pequeño de altísima densidad que abruptamente entró en expansión. Al ralentizarse y enfriarse gradualmente, parte de esa energía se convirtió en materia en forma de átomos de deuterio, helio 4 y litio 7: esta fue la nucleosíntesis primordial. Las nubes de gas de dihidrógeno se concentran bajo el impulso de la gravitación, tomando la forma de galaxias y de estrellas. Cuando una esfera de gas alcanza una cierta densidad, se hace posible una reacción de fusión nuclear, fusionando cuatro átomos de hidrógeno para formar helio. Cuando la estrella envejece y aumenta la cantidad de helio producido, la fusión nuclear produce átomos más pesados: carbono, oxígeno, etc. Llegada a una cierta edad, la estrella puede colapsar sobre sí misma y luego explotar en una supernova expulsando toda la materia que había producido desde su origen.
Esa materia es el origen de la nebulosa solar, una nube de gas (o disco de acreción) a partir de la cual se formó el sistema solar. Era entonces una gran nube en rotación, constituida por polvo, roca y gas. La gravedad y la inercia la aplanaron en un disco protoplanetario orientado perpendicularmente en relación con su eje de rotación, lo que aceleró su velocidad de rotación. La mayor parte de la masa se concentró luego en el centro y comenzó a calentarse, pero pequeñas perturbaciones debidas a las colisiones y al momento cinético de otros grandes desechos crearon las condiciones para que comenzaran a formarse protoplanetas. La caída de materiales, el aumento de la velocidad de rotación y la compresión inducida por la gravedad crearon una enorme cantidad de energía cinética en el centro. La incapacidad de transferir esa energía con la suficiente rapidez al exterior provocó un aumento gradual de la temperatura en el centro del disco. Finalmente, la fusión nuclear del hidrógeno en helio comenzó de nuevo y, después de la contracción, una estrella variable de tipo T Tauri, se convirtió en nuestro joven Sol, hace .
: creación de la Tierra
Durante ese tiempo, a medida que la gravedad hacía que la materia se condensase alrededor de objetos previamente perturbados, las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario comienzan a separarse en anillos. Los fragmentos cada vez más grandes chocan entre sí y formando objetos de mayor volumen, destinados en última instancia a convertirse en protoplanetas. Estos incluyen un grupo ubicado aproximadamente a de kilómetros del centro: la Tierra. Así fue como el sistema solar comenzó a formarse.
La similitud de composición en elementos refractarios, entre los planetas terrestres, los asteroides y el Sol mismo, se considera una fuerte evidencia de su origen común. Posteriormente, la Tierra perdió gran parte del hidrógeno y del helio primitivos en el espacio, que pudieron superar la velocidad de escape debido a su agitación térmica. Sin embargo, es posible que otros elementos volátiles pudieran ser aportados por episodios posteriores de bombardeo meteórico.
El Sol al principio irradiaba menos que en la actualidad. En el momento de la formación de la Tierra, solo tenía el 70% de su energía actual, y ha estado ganando un 7% por cada mil millones de años.
En el momento de su acreción, el componente gaseoso de la Tierra estaba compuesto en gran parte por elementos ligeros, hidrógeno y helio. El viento solar de esa nueva estrella T Tauri impulsó la mayor parte del gas y del polvo del disco, que aún no se habían condensado en cuerpos más grandes, tanto más fácilmente cuanto que el núcleo todavía no se había diferenciado. La Tierra no tenía aún un campo magnético, —formado hace al menos 3400 millones de años—, para desviar el viento solar y formar el cinturón de Van Allen. Estos elementos ligeros se encuentran actualmente en cantidades insignificantes en la atmósfera de la Tierra, en comparación con su abundancia cósmica.
Reloj cósmico thumb|left|160px
Para ayudar a comprender los valores relativos de un millón o de mil millones de años, esos tiempos se pueden reducir a una «vuelta del dial» de un reloj que representaría en doce horas toda la historia de la Tierra, desde su acreción, en la medianoche, hasta el presente, a mediodía. En esta escala de tiempo, donde los están representados en esas doce horas, un millón de años dura poco menos de diez segundos.