Terra

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
(Redirixido desde "Planeta Terra")
Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter.
TerraEarth symbol.svg
A Terra dende o Apolo XVII, o 7 de decembro de 1972
Características da órbita (Época J2000)
Eixo semi-maior 149.597.887 km
(1,00000011 AU)
Circunferencia orbital 0,940 Tm
(6,283 AU)
Excentricidade orbital 0,01671022
Perihelio 147.098.074 km
(0,9832899 AU)
Afelio 152.097.701 km
(1,0167103 AU)
Ano sidéreo (Período orbital sidéreo) 365,25696 días
(1,0000191 a)
Período orbital Sinódico n/d
Velocidade Orbital Media 29.783 km/s
Velocidade Orbital Máxima 30.287 km/s
Velocidade Orbital Mínima 29.291 km/s
Inclinación orbital en relación coa Eclíptica 0,00005°
(7,25° respecto ó ecuador solar)
Lonxitude do nodo ascendente 348,73936°
Argumento do perihelio 114,20783°
Satélites 1 (Lúa), ver tamén 3753 Cruithne
 
Características físicas
Diámetro ecuatorial 12.756,28 km
Diámetro Polar 12.713,56 km
Diámetro medio 12.742,02 km
Aplastamento 0,00335
Circunferencia Ecuatorial 40.075 km
Circunferencia Polar 40.008 km
Área superficial (superficie) 510.067.420 km²
Volume 1.0832×1012 km³
Masa 5.9736×1024 kg
Densidade 5,515 g/cm³
Gravidade no Ecuador 9,780 m/s² 1
(0,997 32 gee)
Velocidade de Escape 11,186 km/s
Día Sidéreo (Período de rotación sidéreo) 0,997258 d (23,934 h)
Velocidade de Rotación 1.674,38 km/h = 465,11 m/s
(no ecuador)
Inclinación do eixe de xiro 23,439281°
Ascensión Recta
do Polo Norte
0° (0 h 0 min 0 s)
Declinación 90°
Albedo 0,367
Temperatura Superficial Media
- min
- media
- max

-88,3 °C
14 ºC
57,7 ºC
Presión Atmosférica Superficial 100 kPa
 
Constituíntes Atmosféricos
Nitróxeno 77%
Osíxeno 21%
Argon 1%
Dióxido de carbono

Vapor de auga

trazas

A Terra (Gl-terra.ogg pronunciación ) (do latín Terra,[1] deidade romana equivalente a Gaia, deusa grega da feminidade e a fecundidade) é un planeta do Sistema Solar que xira ao redor da súa estrela -o Sol- na terceira órbita máis interna. É o máis denso e o quinto maior dos oito planetas do Sistema Solar. Tamén é o maior dos catro terrestres.

A Terra formouse fai aproximadamente 4550 millóns de anos e a vida xurdiu uns mil millóns de anos despois.[2] É o fogar de millóns de especies, incluíndo os seres humanos e actualmente o único corpo astronómico onde se coñece a existencia de vida.[3] A atmosfera e outras condicións abióticas foron alteradas significativamente pola biosfera do planeta, favorecendo a proliferación de organismos aeróbicos, así como a formación dunha capa de ozono que xunto co campo magnético terrestre bloquean a radiación solar daniña, permitindo así a vida na Terra.[4] As propiedades físicas da Terra, a historia xeolóxica e a súa órbita permitiron que a vida siga existindo. Estímase que o planeta seguirá sendo capaz de sustentar vida durante outros 500 millóns de anos, xa que segundo as previsións actuais, pasado ese tempo a crecente luminosidade do Sol terminará causando a extinción da biosfera.[5][6][7] A superficie terrestre ou codia está dividida en varias placas tectónicas que se deslizan sobre o magma durante periodos de varios millóns de anos. A superficie está cuberta por continentes e illas, estes posúen varios lagos, ríos e outras fontes de auga, que xunto cos océanos de auga salgada que representan cerca do 71 % da superficie constrúen a hidrosfera. Non se coñece ningún outro planeta con este equilibrio de auga líquida,[nota 1] que é indispensable para calquera tipo de vida coñecida. Os polos da Terra están cubertos na súa maioría de xeo sólido (Indlandsis da Antártida) ou de banquisas (casquete polar ártico). O interior do planeta é xeoloxicamente activo, cunha grosa capa de manto relativamente sólido, un núcleo externo líquido que xera un campo magnético, e un núcleo de ferro sólido interior aproximadamente do 88 %.[9]

A Terra interactúa con outros obxectos no espazo, especialmente o Sol e a Lúa. Na actualidade, a Terra completa unha órbita ao redor do Sol cada vez que realiza 366,26 xiros sobre o seu eixe, o cal é equivalente a 365,26 días solares ou a un ano sideral.[nota 2] O eixe de rotación da Terra atópase inclinado 23,4° con respecto á perpendicular do seu plano orbital, o que produce as variacións estacionais na superficie do planeta cun período dun ano tropical (365,24 días solares). A Terra posúe un único satélite natural, a Lúa, que comezou a orbitar a Terra fai 4530 millóns de anos; esta produce as mareas, estabiliza a inclinación do eixe terrestre e reduce gradualmente a velocidade de rotación do planeta. Fai aproximadamente entre 3800 a 4100 millóns de anos, durante o chamado bombardeo intenso tardío, numerosos asteroides impactaron na Terra, causando significativos cambios na maior parte da súa superficie.

Tanto os recursos minerais do planeta como os produtos da biosfera proporcionan recursos que se utilizan para soster á poboación humana mundial. Os seus habitantes están agrupados nuns 200 estados soberanos independentes, que interactúan a través da diplomacia, as viaxes, o comercio, e a acción militar. As culturas humanas desenvolveron moitas ideas sobre o planeta, incluída a personificación dunha deidade, a crenza nunha Terra plana ou na Terra como centro do universo, e unha perspectiva moderna do mundo como unha contorna integrada que require administración.

A súa distancia media ó Sol é considerada a Unidade Astronómica (AU) ('Astronomical unit'), igual a 149.597.870,69 km. Adoita redondearse a 1,5x1011 m. Ten un só satélite, a Lúa.

Composición e estrutura[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Ciencias da Terra.
Comparación de tamaño dos planetas interiores, (de esquerda a dereita): Mercurio, Venus, Terra e Marte.

A Terra é un planeta terrestre, o que significa que é un corpo rochoso e non un xigante gasoso como Xúpiter. É o máis grande dos catro planetas terrestres do Sistema Solar en tamaño e masa, e tamén é o que ten a maior densidade, a maior gravidade superficial, o campo magnético máis forte e a rotación máis rápida dos catro.[10] Tamén é o único planeta terrestre con placas tectónicas activas.[11] O movemento destas placas produce que a superficie terrestre estea en constante cambio, sendo responsables da formación de montañas, da sismicidade e do vulcanismo.

O ciclo destas placas tamén xoga un papel preponderante na regulación da temperatura terrestre, contribuíndo ao reciclaxe de gases con efecto invernadoiro como o dióxido de carbono, por medio da renovación permanente dos fondos oceánicos.[12]

Forma[editar | editar a fonte]

Volcán Chimborazo, o punto terrestre máis afastado do centro da terra.

A forma da Terra é moi parecida á dun esferoide oblato, unha esfera achatada polos polos, resultando nun abultamento ao redor do ecuador.[13] Este abultamento está causado pola rotación da Terra, e ocasiona que o diámetro no ecuador sexa 43 km máis longo que o diámetro dun polo ao outro.[14] Fai aproximadamente 22000 anos a Terra tiña unha forma máis esférica, a maior parte do hemisferio norte atopábase cuberto por xeo, e a medida de que o xeo se derretía causaba unha menor presión na superficie terrestre na que se sostiñan causando isto un tipo de «rebote»,[15] este fenómeno seguiu ocorrendo ata a mediados da década de 1990 cando os científicos se decataron de que este proceso se invertiu, é dicir, o avultamento aumentaba, as observacións do satélite GRACE mostran que polo menos desde 2002, a perda de xeo de Groenlandia e da Antártida foi a principal responsable desta tendencia.

A topografía local desvíase deste esferoide idealizado, aínda que as diferenzas a escala global son moi pequenas: a Terra ten unha desviación de aproximadamente unha parte entre 584, ou o 0,17%, desde o esferoide de referencia, que é menor á tolerancia do 0,22% permitida nas bólas de billar.[16] As maiores desviacións locais na superficie rochosa da Terra son o monte Everest (8848 m sobre o nivel local do mar) e o Abismo Challenger, ao sur da Foxa das Marianas (10911 m baixo o nivel local do mar). Debido á protuberancia ecuatorial, os cumios terrestres máis afastado do centro da terra son o volcán Chimborazo en Ecuador e a montaña Huascarán no Perú.[17][18][19]

Tamaño[editar | editar a fonte]

A circunferencia no ecuador é de 40091 km. O diámetro no ecuador é de 12756 km e nos polos de 12730 km.[20]

O diámetro medio de referencia para o esferoide é duns 12742 km, que é aproximadamente 40000 km/π, xa que o metro definiuse orixinalmente como a dezmillonésima parte da distancia desde o ecuador ata o Polo Norte en París, Francia.[21]

A primeira medición do tamaño da terra foi feita por Eratóstenes, no 240 a. C. Nesa época aceptábase que a terra era esférica. Eratóstenes calculou o tamaño da terra medindo o ángulo con que alumaba o sol no solsticio, tanto en Alexandría como en Siena, distante a 750 km. O tamaño que obtivo foi dun diámetro de 12000 km e unha circunferencia de 40000 km,[22] é dicir cun erro de só o 6 % respecto de os datos actuais.

Posteriormente Posidonio de Apamea repetiu as medicións no ano 100 a. C., obtendo o dato de 29000 km para a circunferencia, considerablemente máis impreciso respecto dos datos actuais. Este último valor foi o que aceptou Ptolomeo, polo que prevaleceu ese valor os próximos séculos.[22]

Cando Fernando de Magallanes deu a volta a todo o planeta en 1521, restableceuse o dato calculado por Eratóstenes.[23]

Composición química da codia terrestre[24]
Composto Fórmula Composición
Continental Oceánica
sílice SiO2 60,2 % 48,6 %
alúmina Al2O3 15,2 % 16,5 %
cal CaO 5,5 % 12,3 %
magnesio MgO 3,1 % 6,8 %
óxido de ferro (II) FeO 3,8 % 6,2 %
óxido de sodio Na2O 3,0 % 2,6 %
óxido de potasio K2O 2,8 % 0,4 %
óxido de ferro (III) Fe2O3 2,5 % 2,3 %
auga H2O 1,4 % 1,1 %
dióxido de carbono CO2 1,2 % 1,4 %
óxido de titanio TiO2 0,7 % 1,4 %
óxido de fósforo P2O5 0,2 % 0,3 %
Total 99,6 % 99,9 %

Composición química[editar | editar a fonte]

A masa da Terra é aproximadamente de 5,98×1024 kg. Os elementos químicos que a compoñen son principalmente ferro (32,1%) osíxeno (30,1%), silicio (15,1%), magnesio (13,9%), xofre (2,9%), níquel (1,8%), calcio (1,5%) e aluminio (1,4%) e o 1,2% restante de trazas doutros elementos[25] Debido á segregación de masa, crese que a zona do núcleo está composta principalmente de ferro (88,8%), con pequenas cantidades de níquel (5,8%), xofre (4,5%), e menos do 1% formado por trazas doutros elementos.[26]

O xeoquímico F.W. Clarke calcula que un pouco máis do 47% da codia terrestre componse de osíxeno. Os compoñentes das rochas máis comúns da codia da Terra son case todos os óxidos. Cloro, xofre e flúor son as únicas excepcións significativas, e a súa presenza total en calquera rocha é xeralmente moito menor do 1%. Os principais óxidos son os de sílice, alúmina, ferro, cal, magnesia, potasa e sosa. A sílice actúa principalmente como un ácido, formando silicatos, e os minerais máis comúns das rochas ígneas son desta natureza. A partir dun cálculo en base a 1672 análise de todo tipo de rochas, Clarke deduciu que un 99,22% das rochas están compostas por 11 óxidos (véxase o cadro á dereita). Todos os demais prodúcense só en cantidades moi pequenas.[27]

Estructura interna[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Xeosfera.

O interior da Terra, do mesmo xeito que o dos outros planetas terrestres, está dividido en capas segundo a súa composición química ou as súas propiedades físicas (reolóxicas), pero a diferenza dos outros planetas terrestres, ten un núcleo interno e externo distintos. A súa capa externa é unha codia de silicato sólido, químicamente diferenciado, baixo a cal atópase un manto sólido de alta viscosidade. A codia está separada do manto pola descontinuidade de Mohorovičić, variando o espesor da mesma desde unha media de 6 km nos océanos a unha media de 30 e 50 km nos continentes. A codia e a parte superior fría e ríxida do manto superior coñécense comúnmente como a litosfera, e é da litosfera do que están compostas as placas tectónicas. Debaixo da litosfera atópase a astenosfera, unha capa de relativamente baixa viscosidade sobre a que flota a litosfera. Dentro do manto, entre os 410 e 660 km baixo a superficie, prodúcense importantes cambios na estrutura cristalina. Estes cambios xeran unha zona de transición que separa a parte superior e inferior do manto. Baixo o manto atópase un núcleo externo líquido de viscosidade extremadamente baixa, descansando sobre un núcleo interno sólido.[28] O núcleo interno pode xirar cunha velocidade angular lixeiramente superior que o resto do planeta, avanzando de 0,1 a 0,5° por ano.[29]

Capas xeolóxicas da Terra[30]

Earth-crust-cutaway-spanish.svg

Corte da Terra desde o núcleo hasta a exosfera (non está a escala).
Profundidade[31]
km
Compoñentes das capas Densidade
g/cm³
0–60 Litosfera[nota 3]
0–35 Codia[nota 4] 2,2–2,9
35–60 Manto superior 3,4–4,4
  35–2890 Manto 3,4–5,6
100–700 Astenosfera
2890–5100 Núcleo externo 9,9–12,2
5100–6378 Núcleo interno 12,8–13,1

Distribución da xeosfera[editar | editar a fonte]

A xeosfera divídese en tres partes: codia, manto e núcleo.

Codia[editar | editar a fonte]

É a parte máis superficial da Terra. Pódense distinguir dous tipos de codia:

  • Codia continental: duns 70 km de grosor, a súa rocha máis abundante é o granito. Pódese observar nos continentes e illas.
  • Codia oceánica: duns 10 km de grosor. Na súa composición abunda o basalto.
Manto[editar | editar a fonte]

Capa situada debaixo da codia. As rochas que o constitúen son ricas en osíxeno, magnesio, silicio, ferro e magma. Encóntrase a temperaturas entre os 1.500 e 3.000 °C.

Núcleo terrestre[editar | editar a fonte]

Ocupa o centro da Terra. Está constituído por rochas ricas en ferro e níquel, Está a unha temperatura duns 6000 °C. Podémolo dividir en dous tipos:

  • Núcleo interno:esténdese ata o centro da terra e está en estado sólido.
  • Núcleo externo: pénsase que se atopa en estado líquido, alcanza as 3.700 millas de profundidade e os seus compoñentes están sometidos a moita presión e temperatura.

Calor[editar | editar a fonte]

A calor interna da Terra provén dunha combinación da calor residual da acreción planetaria (20 %) e da calor producida pola desintegración radioactiva (80 %).[32] Os isótopos con maior produción de calor na Terra son o potasio-40, o uranio-238, uranio-235 e torio-232.[33] No centro do planeta, a temperatura pode chegar ata os 7000 °K e a presión pode alcanzar os 360 GPa.[34] Debido a que gran parte da calor é proporcionado pola desintegración radioactiva, os científicos creen que na historia temperá da Terra, antes de que os isótopos de reducida vida media se esgotaran, a produción de calor da Terra foi moito maior. Esta produción de calor extra, que fai aproximadamente 3000 millóns de anos era o dobre que a produción actual,[32] puido incrementar os gradientes de temperatura dentro da Terra, incrementando a convección do manto e a tectónica de placas, permitindo a produción de rochas ígneas como as komatitas que non se forman na actualidade.[35]

Isotopos actuais de maior produción de calor[36]
Isótopo Calor emitido
Vatios/kg isótopo
Vida media
anos
Concentración media do manto
kg isótopo/kg manto
Calor emitido
W/kg manto
238U 9,46 × 10-5 4,47 × 109 30,8 × 10-9 2,91 × 10-12
235U 5,69 × 10-4 7,04 × 108 0,22 × 10-9 1,25 × 10-13
232Th 2,64 × 10-5 1,40 × 1010 124 × 10-9 3,27 × 10-12
40K 2,92 × 10-5 1,25 × 109 36,9 × 10-9 1,08 × 10-12

A media de perda de calor da Terra é de 87 mW m-2, que supon unha perda global de 4,42 × 1013 W.[37] Unha parte da enerxía térmica do núcleo é transportada cara á codia por plumas do manto; unha forma de convección que consiste en afloramentos de rocha a altas temperaturas. Estas plumas poden producir puntos quentes e coadas de basalto.[38] A maior parte da calor que perde a Terra fíltrase entre as placas tectónicas, nas surxencias do manto asociadas ás dorsais oceánicas. Case todas as perdas restantes prodúcense por condución a través da litosfera, principalmente nos océanos, xa que alí a codia é moito máis delgada que nos continentes.[39]

Placas tectónicas da Terra[40]
Mostra da extensión e os límites das placas tectónicas, con superposición de contornos nos continentes que se apoian
Nome da placa Área
106 km²
     Placa africana[nota 5] 78,0
     Placa antártica 60,9
          Placa Indoaustraliana 47,2
     Placa euroasiática 67,8
     Placa norteamericana 75,9
     Placa suramericana 43,6
     Placa pacífica 103,3

Placas tectónicas[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Tectónica de placas.

A mecanicamente ríxida capa externa da Terra, a litosfera, está fragmentada en pezas chamadas placas tectónicas. Estas placas son elementos ríxidos que se moven en relación un con outro seguindo un destes tres patróns: bordos converxentes, no que dúas placas se aproximan; bordos diverxentes, no que dúas placas se separan, e bordos transformantes, no que dúas placas se deslizan lateralmente entre si. Ao longo destes bordos de placa prodúcense os terremotos, a actividade volcánica, a formación de montañas e a formación de fosas oceánicas.[42] As placas tectónicas deslízanse sobre a parte superior da astenosfera, a sólida pero menos viscosa sección superior do manto, que pode fluír e moverse xunto coas placas,[43] e cuxo movemento está fortemente asociado aos patróns de convección dentro do manto terrestre.

A medida que as placas tectónicas migran a través do planeta, o fondo oceánico se subduce baixo os bordos das placas nos límites converxentes. Ao mesmo tempo, o afloramento de material do manto nos límites diverxentes crea as dorsais oceánicas. A combinación destes procesos recicla continuamente a codia oceánica novamente no manto. Debido a este proceso de reciclaxe, a maior parte do chan mariño ten menos de 100 millóns de anos de idade. A codia oceánica máis antiga atópase no Pacífico Occidental, e ten unha idade estimada duns 200 millóns de anos.[44][45] En comparación, a codia continental máis antiga rexistrada ten 4030 millóns de anos de idade.[46]

As 7 placas máis grandes son a Pacífica, Norteamericana, Euroasiática, Africana, Antártica, Indoaustraliana e Suramericana. Outras placas notables son a Placa indica, a Placa arábiga, a Placa do Caribe, a Placa de Naza na costa occidental de América do Sur, e a Placa de Scotia no sur do Océano Atlántico. A placa de Australia fusionouse coa placa da India fai entre 50 e 55 millóns de anos. As placas con movemento máis rápido son as placas oceánicas, coa Placa de Cocos avanzando a unha velocidade de 75 mm/ano[47] e a Placa do Pacífico movéndose entre 52 a 69 mm/ano. No outro extremo, a placa con movemento máis lento é a placa eurasiática, que avanza a unha velocidade típica de aproximadamente 21 mm/ano.[48]

Superficie[editar | editar a fonte]

Altimetría e batimetría actual. Datos do Modelo Dixital de Terreo do National Geophysical Data Center de Estados Unidos.
Artigos principais: Accidente xeográfico e Litosfera.

O relevo da Terra varía enormemente dun lugar a outro. Cerca de o 70,8 %[49] da superficie está cuberta por auga, con gran parte da plataforma continental por baixo do nivel do mar. A superficie mergullada ten características montañosas, incluíndo un sistema de dorsais oceánicas, así como volcans submarinos,[14] fosas oceánicas, canóns submarinos, mesetas e chairas abisais. O restante 29,2 % non cuberto pola auga componse de montañas, desertos, chairas, mesetas e outras xeomorfoloxías.

A superficie do planeta moldéase ao longo de períodos de tempo xeolóxicos, debido á o feito da erosión e da tectónica. As características desta superficie formada ou deformada mediante a tectónica de placas están suxeitas a unha constante erosión por mor das precipitacións, os ciclos térmicos e os efectos químicos. A glaciación, a erosión costeira, a acumulación dos arrecifes de coral e os grandes impactos de meteoritos[50] tamén actúan para remodelar a paisaxe.

A codia continental componse de material de menor densidade, como as rochas ígneas, o granito e a andesita. Menos común é o basalto, unha densa rocha volcánica que é o compoñente principal dos fondos oceánicos.[51] As rochas sedimentarias fórmanse pola acumulación de sedimentos compactados. Case o 75 % da superficie continental está cuberta por rochas sedimentarias, a pesar de que estas solo forman un 5 % da codia.[52] O terceiro material rochoso máis abundante na Terra son as rochas metamórficas, creadas a partir da transformación de tipos de rocha xa existentes mediante altas presións, altas temperaturas, ou ambas. Os minerais de silicato máis abundantes na superficie da Terra inclúen o cuarzo, os feldespatos, o anfíbolo, a mica, o piroxeno e a olivina.[53] Os minerais de carbonato máis comúns son a calcita (que se atopa en pedra calcaria) e a dolomita.[54]

A pedosfera é a capa máis externa da Terra. Está composta de terra e está suxeita aos procesos de formación do chan. Existe no encontro entre a litosfera, a atmosfera, a hidrosfera e a biosfera. Actualmente o 13,31 % do total da superficie terrestre é terra cultivable, e só o 4,71 % soporta cultivos permanentes.[55] Cerca do 40 % da superficie emergida utilízase actualmente como terras de cultivo e prados, estimándose un total de 1,3X107 km² para terras de cultivo e 3,4X107 km² para terras de pastoreo.[56]

A elevación da superficie terrestre varía entre o punto máis baixo de -418 m no Mar Morto a unha altitude máxima, estimada en 2005, de 8848 m na cima do monte Everest. A altura media da terra sobre o nivel do mar é de 840 m.[57]

Imaxes satelitais da Terra[editar | editar a fonte]

Véxase tamén: Cartografía.
Planisferio terrestre (composición de fotos satelitais).

O satélite ambiental Envisat da ESA desenvolveu un retrato detallado da superficie da Terra. A través do proxecto GLOBCOVER desenvolveuse a creación dun mapa global da cobertura terrestre cunha resolución tres veces superior á de calquera outro mapa por satélite ata aquel momento. Utilizou reflectores radar con antenas de ancho sintéticas, capturando cos seus sensores a radiación reflectida.[58]

A NASA completou un novo mapa tridimensional, que é a topografía máis precisa do planeta, elaborada durante catro anos cos datos transmitidos polo transbordador espacial Endeavour. Os datos analizados corresponden ao 80 % da masa terrestre. Cobre os territorios de Australia e Nova Zelanda con detalles sen precedentes. Tamén inclúe máis de mil illas da Polinesia e a Melanesia no Pacífico sur, así como illas do Índico e o Atlántico. Moitas desas illas apenas se levantan uns metros sobre o nivel do mar e son moi vulnerables aos efectos das marejadas e tormentas, polo que o seu coñecemento axudará a evitar catástrofes; os datos proporcionados pola misión do Endeavour terán unha ampla variedade de usos, como a exploración virtual do planeta.[59]

Hidrosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Hidrosfera.
Histograma da elevación da codia terrestre.

A abundancia de auga na Terra é un dos factores que distinguen o "Planeta Azul" do resto de planetas do sistema solar. Aproximadamente o 70,8% da Terra esta cuberta de auga e soamente un 29,2 % da mesma é terra firme.

A hidrosfera da Terra abarca os océanos principalmente, pero tamén se inclúen nela tódalas augas que existen no planeta, incluíndo os mares, lagos, ríos e augas soterradas ata unha profundidade de 2000 m. O lugar máis profundo baixo a auga é o Abismo Challenger da Foxa das Marianas, no Océano Pacífico, cunha profundidade de -10.911,4 m.[nota 6][60]

A masa dos océanos é de aproximadamente 1,35x1018 toneladas métricas, ou aproximadamente 1/4400 da masa total da Terra. Os océanos cobren un área de 361,84x106 km² cunha profundidade media de 3682,2 m, o que resulta nun volume estimado de 1,3324x109 km³.[61] Se se nivelase toda a superficie terrestre, a auga cubriría a superficie do planeta ata unha altura de máis de 2,7 km. A área total da Terra é de 5,1x108 km². Para a primeira aproximación, a profundidade media sería a relación entre os dous, ou de 2,7 km. Aproximadamente o 97,5 % do auga é salgada, mentres que o restante 2,5 % é auga doce. A maior parte do auga doce, aproximadamente o 68,7 %, atópase actualmente en estado de xeo.[62]

A salinidade media dos océanos é duns 35 gramos de sal por quilogramo de auga (35 ).[63] A maior parte deste sal foi liberada pola actividade volcánica, ou extraída das rochas ígneas xa arrefriadas.[64] Os océanos son tamén un reservorio de gases atmosféricos disoltos, sendo estes esenciais para a supervivencia de moitas formas de vida acuática.[65] A auga dos océanos ten unha influencia importante sobre o clima do planeta, actuando como un foco calórico de gran tamaño.[66] Os cambios na distribución da temperatura oceánica poden causar alteracións climáticas, tales como a Oscilación Sur, El Niño.[67]

Atmosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Atmosfera terrestre.
atmosfera vista do espazo

A atmosfera terrestre divídese nas seguintes partes: troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera.

A presión atmosférica media o nivel do mar da Terra é de 101.325 kPa con unha escala de altura de aproximadamente 8,5 km.[68] Está composta nun 78% por nitróxeno e nun 21% por osíxeno, ademais de cantidades menores de outras moléculas gasosas coma por exemplo vapor de auga.

A biosfera da Terra alterou significativamente a atmosfera. A atmosfera protexe as formas de vida presentes na Terra absorbendo a radiación solar ultravioleta, moderando a temperatura, transportando o vapor de auga (nubes) e proporcionando gases útiles para a vida (osíxeno). A fotosíntese oxixénica evolucionó fai 2700 millóns de anos, formando principalmente a atmosfera actual de nitróxeno-osíxeno. Este cambio permitiu a proliferación dos organismos aeróbicos, así como a formación da capa de ozono que bloquea a radiación ultravioleta proveniente do Sol, permitindo a vida fora da auga. Outras funcións importantes da atmosfera para a vida na Terra inclúen o transporte de vapor de auga, proporcionar gases útiles, queimar os meteoritos pequenos antes de que alcancen a superficie, e moderar a temperatura.[69] Este último fenómeno coñécese como o efecto invernadoiro: trazas de moléculas presentes na atmosfera capturan a enerxía térmica emitida desde o chan, aumentando así a temperatura media. O dióxido de carbono, o vapor de auga, o metano e o ozono son os principais gases de efecto invernadoiro da atmosfera da Terra. Sen este efecto de retención da calor, a temperatura superficial media sería de -18 °C e a vida probablemente non existiría.[49]

Clima e tempo atmosférico[editar | editar a fonte]

Artigos principais: Clima e Tempo atmosférico.
Imaxe satelital da nubosidade da Terra usando o espectroradiómetro de imaxes de media resolución da NASA.

A Terra ten dúas grandes rexións polares, dúas estreitas zonas temperadas e unha ampla rexión tropical. As precipitacións varían moito dunhas zonas a outras, podendo ser de varios metros de auga por ano nunha zona ata menos dun milímetro de auga por ano noutras.

A atmosfera da Terra non ten un límite definido, senón que vai sendo máis fina ata esvaecerse no espazo a medida que se atopa máis lonxe da Terra. Tres cuartas partes da masa atmosférica están contidas dentro dos primeiros 11 km da superficie do planeta. Esta capa inferior chámase troposfera. A altura da troposfera varía coa latitude, entre 8 km nos polos e 17 km no ecuador, con algunhas variacións debido á climatoloxía e os factores estacionais.[70] A enerxía do Sol quenta esta capa e a superficie baixo esta, causando a expansión do aire. O aire quente elévase debido a súa menor densidade, sendo substituído por aire de maior densidade, é dicir, aire máis frío. Isto dá como resultado a circulación atmosférica que xera o tempo e o clima a través da redistribución da enerxía térmica.[71]

As liñas principais de circulación atmosférica constitúenas os ventos alisios na rexión ecuatorial por baixo dos 30° de latitude, e os ventos do oeste en latitudes medias entre os 30° e os 60°.[72] As correntes oceánicas tamén son factores importantes para determinar o clima, especialmente a circulación termohalina que distribúe a enerxía térmica dos océanos ecuatoriais ás rexións polares.[73]

O vapor de auga xerado a través da evaporación superficial é transportado segundo os patróns de circulación da atmosfera. Cando as condicións atmosféricas permiten a elevación do aire quente e húmido, a auga condensase e deposítase na superficie en forma de precipitacións.[71] A maior parte do auga é transportada a altitudes máis baixas mediante os sistemas fluviales e polo xeral regresa aos océanos ou é depositada nos lagos. Este ciclo do auga é un mecanismo vital para sustentar a vida na terra e é un factor primario da erosión que modela a superficie terrestre ao longo de períodos xeolóxicos. Os patróns de precipitación varían enormemente, desde varios metros de auga por ano a menos dun milímetro. A circulación atmosférica, as características topolóxicas e as diferenzas de temperatura determinan as precipitacións medias de cada rexión.[74]

A cantidade de enerxía solar que chega á Terra diminúe ao aumentar a latitude. Nas latitudes máis altas a luz solar incide na superficie nun ángulo menor, tendo que atravesar grosas columnas de atmosfera. Como resultado, a temperatura media anual do aire a nivel do mar redúcese en aproximadamente 0,4 °C por cada grado de latitude afastándose do ecuador.[75] A Terra pode ser subdividida en franxas latitudinais máis ou menos homoxéneas cun clima específico. Desde o ecuador ata as rexións polares, atópanse a zona intertropical (ou ecuatorial), o clima subtropical, o clima temperado e os climas polares.[76] O clima tamén pode ser clasificado en función da temperatura e as precipitacións, en rexións climáticas caracterizadas por masas de aire bastante uniformes. A metodoloxía de clasificación máis usada é a clasificación climática de Köppen (modificada polo estudante de Wladimir Peter Köppen, Rudolph Geiger), que conta con cinco grandes grupos (zonas tropicais húmidas, zonas aridas, zonas húmidas con latitude media, clima continental e frío polar), que se dividen en subtipos máis específicos.[72]

Atmósfera superior[editar | editar a fonte]

Desde este punto de vista obsérvase a Lúa parcialmente escurecida e deformada pola atmosfera da Terra. Imaxe da NASA.
Artigo principal: Espazo exterior.

Por encima da troposfera, a atmosfera adoita dividirse en estratosfera, mesosfera e termosfera.[69] Cada capa ten un gradiente adiabático diferente, que define a taxa de cambio da temperatura con respecto á altura. Máis aló destas atópase a exosfera, que se atenúa ata penetrar na magnetosfera, onde os campos magnéticos da Terra interactúan co vento solar.[77] Dentro da estratosfera atópase a capa de ozono; un compoñente que protexe parcialmente a superficie terrestre da luz ultravioleta, sendo un elemento importante para a vida na Terra. A liña de Kármán, definida nos 100 km sobre a superficie da Terra, é unha definición práctica usada para establecer o límite entre a atmosfera e o espazo exterior.[78]

A enerxía térmica fai que algunhas das moléculas no bordo exterior da atmosfera da Terra incrementen a súa velocidade ata o punto de poder escapar da gravidade do planeta. Isto dá lugar a unha perda lenta pero constante da atmosfera cara ao espazo. Debido a que o hidróxeno non fixado ten un baixo peso molecular pode alcanzar a velocidade de escape máis fácilmente, escapando así ao espazo exterior a un ritmo maior que outros gases.[79] A perda de hidróxeno cara ao espazo contribúe á transformación da Terra desde o seu inicial estado reductor ao seu actual estado oxidante. A fotosíntese proporcionou unha fonte de osíxeno libre, pero crese que a perda de axentes reductores como o hidróxeno foi unha condición previa necesaria para a acumulación xeneralizada de osíxeno na atmosfera.[80] Xa que logo, a capacidade do hidróxeno para escapar da atmosfera da Terra pode influír na natureza da vida desenvolvida no planeta.[81] Na atmosfera actual, rica en osíxeno, a maior parte do hidróxeno convértese en auga antes de ter a oportunidade de escapar. En cambio, a maior parte da perda de hidróxeno actual provén da destrución do metano na atmosfera superior.[82]

Campo magnético[editar | editar a fonte]

Diagrama que mostra as liñas do campo magnético da magnetosfera da Terra. As liñas son arrastradas de volta no sentido contrario ás solares baixo a influencia do vento solar.
Esquema da magnetosfera da Terra. Os fluxos de vento solar, de esquerda a dereita
Artigo principal: Campo magnético terrestre.

O campo magnético da Terra ten unha forma similar a un dipolo magnético, cos polos actualmente localizados preto dos polos xeográficos do planeta. No campo magnético do ecuador, a forza do campo magnético na superficie é 3,05 × 10-5T, cun momento magnético dipolar global de 7,91 × 1015 T m³.[83] Segundo a teoría do dínamo, o campo xérase no núcleo externo fundido, rexión onde a calor crea movementos de convección en materiais condutores, xerando correntes eléctricas. Estas correntes inducen á súa vez o campo magnético da Terra. Os movementos de convección no núcleo son caóticos; os polos magnéticos móvense e periódicamente cambian de orientación. Isto dá lugar a reversións xeomagnéticas a intervalos de tempo irregulares, unhas poucas veces cada millón de anos. O investimento máis recente tivo lugar fai aproximadamente 700 000 anos.[84][85]

O campo magnético forma a magnetosfera, que desvía as partículas de vento solar. En dirección ao Sol, o arco de choque entre o vento solar e a magnetosfera atópase a unhas 13 veces o radio da Terra. A colisión entre o campo magnético e o vento solar forma os cintos de radiación de Van Allen; un par de rexións concéntricas, con forma tórica, formadas por partículas cargadas moi enerxéticas. Cando o plasma entra na atmosfera da Terra polos polos magnéticos créanse as auroras polares.[86]

Órbita e rotación[editar | editar a fonte]

Véxase tamén: Movementos da Terra.

A Terra realiza os seguintes movementos de forma simultánea:

  • Translación sobre a súa órbita ao redor do Sol
  • Rotación sobre o seu propio eixe, movemento que determina o día e a noite.
  • Precesión asociada ao xiro respecto ao eixe instantáneo de rotación da Terra, debido á súa lixeira inclinación.
  • Nutación, unha lixeira vibración perpendicular á precesión e que vén dada pola influencia gravitatoria da Lúa ao virar en torno á Terra.

Rotación[editar | editar a fonte]

Inclinación do eixe da Terra (ou oblicuidade) e a súa relación co eixe de rotación e o plano orbital.
Artigo principal: Rotación da Terra.

O período de rotación da Terra con respecto ao Sol, é dicir, un día solar, é do redor de 86.400 segundos de tempo solar (86.400,0025 segundos SIU).[87] O día solar da Terra é agora un pouco máis longo do que era durante o século XIX debido á aceleración de marea, os días duran entre 0 e 2 ms SIU máis.[88][89]

Dirección de rotación (Acelerado unhas 23 000 veces)

O período de rotación da Terra en relación ás estrelas fixas, chamado día estelar polo Servizo Internacional de Rotación da Terra e Sistemas de Referencia (IERS polas súas siglas en inglés), é de 86 164,098903691 segundos do tempo solar medio (UT1), ou de 23h 56m 4,098903691s.[90][nota 7] O período de rotación da Terra en relación co equinoccio vernal, mal chamado o día sidéreo, é de 86 164,09053083288 segundos do tempo solar medio (UT1) (23h 56m 4,09053083288s).[90] Xa que logo, o día sidéreo é máis curto que o día estelar en torno a 8,4 ms.[92] A lonxitude do día solar medio en segundos SIU está dispoñible no IERS para os períodos 1623-2005[93] e 1962-2005.[94]

Separadamente dos meteoros na atmosfera e dos satélites en órbita baixa, o movemento aparente dos corpos celestes vistos desde a Terra realízase cara á o oeste, a unha velocidade de 15°/h = 15'/min. Para as masas próximas ao ecuador celeste, isto é equivalente a un diámetro aparente do Sol ou da Lúa cada dous minutos (desde a superficie do planeta, os tamaños aparentes do Sol e da Lúa son aproximadamente iguais).[95][96]

Órbita[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Translación da Terra.
Galaxia espiral barrada
Ilustración da galaxia Vía Láctea, mostrando a posición do Sol

A Terra orbita o Sol a unha distancia media duns 150 millóns de quilómetros, completando unha órbita cada 365,2564 días solares, ou un ano sideral. Desde a Terra, isto xera un movemento aparente do Sol cara ao leste, desprazándose con respecto ás estrelas a un ritmo de ao redor de 1°/día, ou un diámetro do Sol ou da Lúa cada 12 horas. Debido a este movemento, por termo medio a Terra tarda 24 horas (un día solar) en completar unha rotación sobre o seu eixe ata que o sol regresa ao meridiano. A velocidade orbital da Terra é de aproximadamente 29,8 km/s (107 000 km/h), que é o suficientemente rápida como para percorrer o diámetro do planeta (12 742 km) en sete minutos, ou a distancia entre a Terra e a Lúa (384 000 km) en catro horas.[68]

A Lúa xira coa Terra en torno a un baricentro común, debido a que este atópase dentro da Terra, a 4541 km do seu centro, o sistema Terra-Lúa non é un planeta dobre, a Lúa completa un xiro cada 27,32 días con respecto ás estrelas de fondo. Cando se combina coa revolución común do sistema Terra-Lúa ao redor do Sol, o período do mes sinódico, desde unha lúa nova á seguinte, é de 29,53 días. Visto desde o polo norte celeste, o movemento da Terra, a Lúa e as súas rotaciós axiales son todas contrarias á dirección das agullas do reloxo (sentido anti-horario). Visto desde un punto de vista situado sobre os polos norte do Sol e a Terra, a Terra parecería virar en sentido anti-horario ao redor do Sol. Os planos orbitales e axiales non están alineados: O eixe da Terra está inclinado uns 23,4 grados con respecto á perpendicular ao plano Terra-Sol, e o plano entre a Terra e a Lúa está inclinado uns 5 grados con respecto ao plano Terra-Sol. Sen esta inclinación, habería un eclipse cada dúas semanas, alternando entre os eclipses lunares e eclipses solares.[68][97]

A esfera de Hill, ou a esfera de influencia gravitatoria, da Terra ten aproximadamente 1,5 Gm (o 1 500 000 quilómetros) de radio.[98][nota 8] Esta é a distancia máxima na que a influencia gravitatoria da Terra é máis forte que a dos máis distantes Sol e resto de planetas. Os obxectos deben orbitar a Terra dentro deste radio, ou terminarán atrapados pola perturbación gravitatoria do Sol.

Desde o ano de 1772, estableceuse que corpos pequenos poden orbitar de xeito estable na mesma órbita que un planeta, se esta permanece preto dun punto triangular de Lagrange (tamén coñecido como «punto troiano») os cales están situados 60° diante e 60° detrás do planeta na súa órbita. A Terra é o cuarto planeta cun asteroide troiano (2010 TK7) logo de Xúpiter, Marte e Neptuno de acordo á data do seu descubrimento[nota 9] Este foi difícil de localizar debido ao posicionamento xeométrico da observación, este foi descuberto no 2010 grazas ao telescopio WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) da NASA, pero foi en abril do 2011 co telescopio «Canadá-Francia-Hawái» cando se confirmou a súa natureza troiana,[101] e estímase que a súa órbita permaneza estable dentro dos próximos 10 000 anos.[102]

A Terra, xunto co Sistema Solar, está situada na galaxia Vía Láctea, orbitando a ao redor de 28 000 anos luz do centro da galaxia. Na actualidade atópase uns 20 anos luz por encima do plano ecuatorial da galaxia, no brazo espiral de Orión.[103]

Estacións e inclinación axial[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Oblicuidade da eclíptica.
Debido á inclinación do eixe, prodúcense as estacións. Na ilustración é inverno no hemisferio norte e verán no hemisferio sur.
(A distancia e o tamaño entre os corpos non está a escala).

Debido á inclinación do eixe da Terra, a cantidade de luz solar que chega a un punto calquera na superficie varía ao longo do ano. Isto ocasiona os cambios estacionais no clima, sendo verán no hemisferio norte cando o polo norte está apuntando cara ao Sol, e inverno cando apunta en dirección oposta. Durante o verán, o día ten unha duración máis longa e a luz solar incide máis perpendicularmente na superficie. Durante o inverno, o clima vólvese máis frío e os días máis curtos. Na zona do Círculo Polar Ártico dáse o caso extremo de non recibir luz solar durante unha parte do ano; fenómeno coñecido como a noite polar. No hemisferio sur dáse a mesma situación pero de xeito inversa, coa orientación do Polo Sur oposta á dirección do Polo Norte.

Terra e a Lúa desde o Orbitador de Recoñecemento de Marte tomada por HiRISE.
A Terra e a Lúa vistas desde Marte, imaxe do Mars Reconnaissance Orbiter. Desde o espazo, a Terra pode verse en fases similares ás fases lunares.

Por convenio astronómico, as catro estacións están determinadas por solsticios (puntos da órbita nos que o eixe de rotación terrestre alcanza a máxima inclinación cara ao Sol -solsticio de verán- ou cara ao lado oposto -solsticio de inverno-) e por equinoccios, cando a inclinación do eixe terrestre é perpendicular ao Sol. No hemisferio norte, o solsticio de inverno prodúcese ao redor do 21 de decembro, o solsticio de verán o 21 de xuño, o equinoccio de primavera o 20 de marzo e o equinoccio de outono o 23 de setembro. No hemisferio sur a situación invístese, co verán e os solsticios de inverno en datas contrarias á do hemisferio norte. De igual xeito sucede co equinoccio de primavera e de outono.[104]

O ángulo de inclinación da Terra é relativamente estable durante longos períodos de tempo. Con todo, a inclinación sométese a nutacións; un lixeiro movemento irregular, cun período de 18,6 anos. A orientación (en lugar do ángulo) do eixe da Terra tamén cambia co tempo, precesando un círculo completo en cada ciclo de 25 800 anos. Esta precesión é a razón da diferenza entre o ano sidéreo e o ano tropical. Ambos os movementos son causados pola atracción variante do Sol e a Lúa sobre o abultamento ecuatorial da Terra. Desde a perspectiva da Terra, os polos tamén migran uns poucos metros sobre a superficie. Este movemento polar ten varios compoñentes cíclicos, que en conxunto reciben o nome de movementos cuasiperiódicos. Ademais do compoñente anual deste movemento, existe outro movemento con ciclos de 14 meses chamado o bamboleo de Chandler. A velocidade de rotación da Terra tamén varía nun fenómeno coñecido como variación de duración do día.[105]

En tempos modernos, o perihelio da Terra prodúcese ao redor do 3 de xaneiro e o afelio ao redor do 4 de xullo. Con todo, estas datas cambian co tempo debido á precesión orbital e outros factores, que seguen patróns cíclicos coñecidos como ciclos de Milankovitch. A variación da distancia entre a Terra e o Sol da como resultado un aumento de o redor do 6,9 %[nota 10] da enerxía solar que chega á Terra no perihelio en relación co afelio. Posto que o hemisferio sur está inclinado cara ao Sol no momento en que a Terra alcanza a máxima aproximación ao Sol, ao longo do ano o hemisferio sur recibe algo máis de enerxía do Sol que o hemisferio norte. Con todo, este efecto é moito menos importante que o cambio total de enerxía debido á inclinación do eixe, e a maior parte deste exceso de enerxía é absorbido pola superficie oceánica, que se estende en maior proporción no hemisferio sur.[106]

Habitabilidade[editar | editar a fonte]

O cráter Pingualui agora cheo de auga, é unha marca na superficie da Terra

Un planeta que poida soster vida denomínase habitable, aínda que nel non se orixinase vida. A Terra proporciona as (actualmente entendidas como) condicións necesarias, tales como a auga líquida, un ambiente que permite o ensamblaxe de moléculas orgánicas complexas, e a enerxía suficiente para manter un metabolismo.[107] Hai outras características que se cre que tamén contribúen á capacidade do planeta para orixinar e manter a vida: a distancia entre a Terra e o Sol, así como a súa excentricidade orbital, a velocidade de rotación, a inclinación axial, a historia xeolóxica, a permanencia da atmosfera, asi como a protección ofrecida polo campo magnético.[108]

Biosfera[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Biosfera.
Planisferio evidenciando as rexións terrestres e mariñas de maior produtividade.

Denomínase "biosfera" ao conxunto dos diferentes tipos de vida do planeta xunto coa súa contorna física, modificado pola presenza dos primeiros. Xeralmente enténdese que esta biosfera comezou a evolucionar aproximadamente hai 3.500 millóns de anos. A Terra é o único lugar onde se sabe que existe vida. A biosfera divídese nunha serie de biomas, habitados por plantas e animais esencialmente similares. En terra, os biomas sepáranse principalmente polas diferenzas en latitude, a altura sobre o nivel do mar e a humidade. Os biomas terrestres situados nos círculos ártico ou antártico, en gran altura ou en zonas extremadamente áridas son relativamente estériles de vida vexetal e animal; a diversidade de especies alcanza o seu máximo en terras baixas e húmidas e en latitudes ecuatoriais.[109]

Recursos naturais e uso da terra[editar | editar a fonte]

Artigo principal: Recurso natural.
Uso estimado da Terra polos humanos, 2000[110]
Uso da Terra Mha
Terra agrícola 1,510–1,611
Pastos 2,500–3,410
Bosques naturais 3,143–3,871
Plantación de árboles 126–215
Areas urbanas 66–351
Non utilizado, terra produtiva 356–445

A Terra proporciona recursos que son explotados polos seres humanos con diversos fins. Algúns destes son recursos non renovables, tales como os combustibles fósiles, que son difícilmente renovables a curto prazo.

Da cortiza terrestre obtéñense grandes depósitos de combustibles fósiles, consistentes en carbón, petróleo e gas natural. Estes depósitos son utilizados polos seres humanos para a produción de enerxía, e tamén como materia prima para a produción de sustancias químicas. Os corpos minerales tamén se formaron na cortiza terrestre a través de distintos procesos de mineraloxénese, como consecuencia da erosión e dos procesos implicados na tectónica de placas.[111] Estes corpos albergan fontes concentradas de varios metais e outros elementos útiles.

A biosfera da Terra produce moitos produtos biolóxicos útiles para os seres humanos, incluíndo (entre moitos outros) alimentos, madeira, fármacos, osíxeno, e o reciclaxe de moitos residuos orgánicos. O ecosistema terrestre depende da capa superior do chan e do auga doce, e o ecosistema oceánico depende do aporte de nutrientes disoltos desde terra firme.[112] Os seres humanos tamén habitan a terra usando materiais de construción para construír refuxios.

Medio ambiente e riscos[editar | editar a fonte]

Grandes áreas da superficie da Terra están suxeitas a condicións climáticas extremas, tales como ciclóns tropicais, furacáns, ou tifóns que dominan a vida nesas zonas, desde 1980 ata 2000, estos feitos produciron unha media de 11.800 mortes ao ano.[113] Moitos lugares están suxeitos a terremotos, deslizamentos, tsunamis, erupcións volcánicas, tornados, dolinas, ventiscas, inundacións, secas e outros desastres naturais.

Moitas áreas concretas están suxeitas á contaminación, causada polo home, do aire e do auga, á choiva ácida, a sustancias tóxicas, á perda de vexzetación (sobrepastoreo, deforestación, desertización), á perda de vida salvaxe, a extinción de especies, a degradación do chan e o seu esgotamento, á erosión e á introdución de especies invasoras.

Segundo as Nacións Unidas, existe un consenso científico que vincula as actividades humanas co quecemento global, debido ás emisións industriais de dióxido de carbono. Prevese que isto produza cambios tales como o derretemento dos glaciares e superficies xeadas, temperaturas máis extremas, cambios significativos no clima e un aumento global do nivel do mar.[114][115]

A Terra vista dende o espazo[editar | editar a fonte]

Espacialmente, a Terra non é máis ca un planeta do Sistema Solar interno, caracterizado pola cantidade de auga que alberga e a vida que se desenvolve na súa superficie.

Chama a atención vista dende o espazo sendo iluminada polo Sol, a súa cor azulada, amosando os océanos como principal característica visual.

Composición dunha imaxe de toda a superficie terrestre a partir de imaxes de satélite, en proxección plana.

A representación da superficie terrestre non é doada de facer sobre un papel, pois necesita dalgún tipo de proxección, o que deforma a imaxe, superficies ou ángulos.

Imaxe composta da Terra en vista nocturna, realizada a partir de imaxes de satélite tomadas entre outubro de 1994 e marzo de 1995.

De noite, o que máis chama a atención é a actividade humana manifestada polas luces das cidades.

Imaxe da Terra destacando os detalles físicos

Se nos afastamos no espazo, a Terra é inseparable da Lúa, que só deixa de ser visible cando queda detrás dela. Nesta imaxe vese o tamaño relativo da Terra e da Lúa, así como a súa distancia nun momento dado:

Earth-Moon.jpg

Planisferio:

Planisferio

Situación da Terra no universo[editar | editar a fonte]

Polos datos recopilados pola astronomía, a Terra ten deixado de ser o centro do universo, da galaxia o de calquera outra estrutura a nivel universal coma ben se pode observar na imaxe.

Posición da Terra no Universo coñecido.

Día da Terra[editar | editar a fonte]

En moitos países celébrase o 22 de abril o Día da Terra, co obxectivo de facer conciencia das condicións ambientais do planeta.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. Na actualidade, os outros planetas do Sistema Solar son ou demasiado quentes ou demasiado fríos para que a auga líquida na superficie alcance un equilibrio "líquido-vapor". En 2007 detectouse vapor de auga na atmosfera dun só planeta extrasolar, e é un xigante gaseoso.[8]
  2. O número de días solares é un menos que o número de días siderales porque a órbita da Terra ao redor do Sol require un xiro adicional do planeta sobre o seu eixe.
  3. Localmente varía entre 5 e 200 km.
  4. Localmente varia entre 5 e 70 km.
  5. Incluíndo a placa somalí, que actualmente está en proceso de formación desde a placa africana.[41]
  6. Esta é a medida tomada polo buque Kaik? en marzo de 1995, e crese que é a medición máis precisa ata a data. Véxase o artigo Abismo Challenger para máis detalles.
  7. Aoki, a fonte última destas cifras, usa o término "segundos de UT1" en lugar de "segundos de tempo solar medio".[91]
  8. Para a Terra, a esfera de Hill é de
    \begin{smallmatrix} R_{H} = a\sqrt[3]{\frac{m}{3M}} \end{smallmatrix},
    donde m é a masa da Terra, a é a unidade astronómica, e M é a masa do Sol. Sendo o radio en U.A. cercano a: \begin{smallmatrix} \sqrt[3]{\frac{1}{3 \cdot 332,946}}= 0.01 \end{smallmatrix}.
  9. O primeiro asteroide troiano que se descubriu pertence a Xúpiter e foi no ano de 1906, máis tarde en 1990 descubriuse o primeiro troiano nun planeta distinto de Xúpiter; (5261) Eureka, un troiano pertencente a Marte,a en 2001, achouse o primeiro troiano de Neptuno: 2001 QR322b e no 2011 estableceuse que o TK7 2010 é un troiano da Terra.[99][100]
  10. O afelio ten o 103,4 % da distancia do perihelio. Debido á lei do cadrado inverso, a radiación no perihelio é ao redor do 106,9 % da enerxía no afelio.
Referencias
  1. terra Dicionario da Real Academia Galega
  2. Véase:
  3. Robert M., May (1988) (en inglés). How many species are there on earth? (Cántas especies hai na Terra). 4872. 241. Science. pp. 1441–1449. Bibcode 1988Sci...241.1441M. DOI:10.1126/science.241.4872.1441. PMID 17790039.
  4. Harrison, Roy M.; Hester, Ronald E. (2002) (en inglés). Causes and Environmental Implications of Increased UV-B Radiation. Royal Society of Chemistry. ISBN 0-85404-265-2.
  5. Harrison, T.; Blichert-Toft, J.; Müller, W.; Albarede, F.; Holden, P.; Mojzsis, S. (decembro 2005) (en inglés). Heterogeneous Hadean hafnium: evidence of continental crust at 4.4 to 4.5 ga. 310. Science. pp. 1947–50. Bibcode 2005Sci...310.1947H. DOI:10.1126/science.1117926. PMID 16293721.
  6. Hong, D. (2004). "Continental crustal growth and the supercontinental cycle: evidence from the Central Asian Orogenic Belt" (en inglés). Journal of Asian Earth Sciences 23 (5): 799. Bibcode 2004JAESc..23..799H. DOI:10.1016/S1367-9120(3)00134-2.
  7. Armstrong, R. L. (1991). "The persistent myth of crustal growth" (en inglés). Australian Journal of Earth Sciences 38 (5): 613–630. Bibcode 1991AuJES..38..613A. DOI:10.1080/08120099108727995.
  8. Tinetti, G.; Vidal-Madjar, A.; Liang, M.C.; Beaulieu, J. P.; Yung, Y.; Carey, S.; Barber, R. J.; Tennyson, J.; Ribas, I (xullo 2007). "Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet" (en inglés). Nature 448 (7150): 169–171. Bibcode 2007Natur.448..169T. DOI:10.1038/nature06002. PMID 17625559. http://www.nature.com/nature/journal/v448/n7150/abs/nature06002.html. Consultado o 12/12/2014.
  9. "Diez datos fascinantes sobre el planeta Tierra" (en castelán). diario La nación. 23 de abril de 2013. http://www.lanacion.com.ar/1575470-diez-datos-fascinantes-sobre-el-planeta-tierra. Consultado o 12/12/2014.
  10. Stern, David P. (25 de novembro de 2001). "Planetary Magnetism" (en inglés). NASA. http://astrogeology.usgs.gov/HotTopics/index.php?/archives/147-Names-for-the-Columbia-astronauts-provisionally-approved.html. Consultado o 12/12/2014.
  11. Tackley, Paul J. (16 de xuño de 2000). "Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory" (en inglés). Science 288 (5473): 2002–2007. Bibcode 2000Sci...288.2002T. DOI:10.1126/science.288.5473.2002. PMID 10856206.
  12. "Diez datos fascinantes sobre el planeta Tierra" (en castelán). diario La nación. http://www.lanacion.com.ar/1575470-diez-datos-fascinantes-sobre-el-planeta-tierra. Consultado o 12/12/2014.
  13. Milbert, D. G.; Smith, D. A. "Converting GPS Height into NAVD88 Elevation with the GEOID96 Geoid Height Model" (en inglés). National Geodetic Survey, NOAA. http://www.ngs.noaa.gov/PUBS_LIB/gislis96.html. Consultado o 12/12/2014.
  14. 14,0 14,1 Sandwell, D. T.; Smith, W. H. F. (7de xullo de 2006). "Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data" (en inglés). NOAA/NGDC. http://www.ngdc.noaa.gov/mgg/bathymetry/predicted/explore.HTML. Consultado o 12/12/2014.
  15. Gammon, Katharine (27 de xullo de 2011) (en inglés). Earth Is Getting Fatter. Inside Science News Service. http://www.insidescience.org/content/earth-getting-fatter/1130. Consultado o 12/12/2014.
  16. Staff (novembro 2001). "WPA Tournament Table & Equipment Specifications" (en inglés). World Pool-Billiards Association. http://www.wpa-pool.com/index.asp?content=rules_spec. Consultado o 12/12/2014.
  17. Senne, Joseph H. (2000). "Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain" (en inglés). Professional Surveyor 20 (5): 16–21.
  18. "Chimborazo and the old kilogram" (en inglés). The Lancet 365 (9462): 831–832. 5 de marzo de 2005. DOI:10.1016/S0140-6736(5)71021-7.
  19. "Tall Tales about Highest Peaks" (en inglés). Australian Broadcasting Corporation. http://www.abc.net.au/science/k2/moments/s1086384.htm. Consultado o 12/12/2014.
  20. Páxina web Cool Cosmos, «Pregúntale a un astrónomo, para niños», datos sobre el tamaño de la tierra. [1] Consultado o 12/12/2014 (en castelán)
  21. Mohr, P.J.; Taylor, B.N. (outubro 2000). "Unit of length (meter)" (en inglés). NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST Physics Laboratory. http://physics.nist.gov/cuu/Units/meter.html. Consultado o 12/12/2014.
  22. 22,0 22,1 Asimov, 1984, Aproximadamente no sitio 3,8% do libro
  23. Asimov, 1984, Aproximadamente no sitio 3,9% do libro
  24. Brown, Geoff C.; Mussett, Alan E. (1981) (en inglés). The Inaccessible Earth (2nd ed.). Taylor & Francis. p. 166. ISBN 0-04-550028-2. Note: After Ronov and Yaroshevsky (1969).
  25. Morgan, J. W.; Anders, E. (1980). "Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury" Proceedings of the National Academy of Science 71 (12): pp. 6973–6977.
  26. Morgan, J. W.; Anders, E. (1980). "Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury" (en inglés). Proceedings of the National Academy of Science 71 (12): 6973–6977. Bibcode 1980PNAS...77.6973M. DOI:10.1073/pnas.77.12.6973. PMC 350422. PMID 16592930. //www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?tool=pmcentrez&artid=350422.
  27. Tanimoto, Toshiro (1995) (en inglés) (PDF). Crustal Structure of the Earth. Washington, DC: Thomas J. Ahrens. ISBN 0-87590-851-9. Arquivado do orixinal o 16 de outubro de 2006. http://web.archive.org/web/20061016194153/http://www.agu.org/reference/gephys/15_tanimoto.pdf. Consultado o 12/12/2014.
  28. Kerr, Richard A. (26 de setembro de 2005). "Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet" (en inglés). Science 309 (5739): 1313. DOI:10.1126/science.309.5739.1313a. PMID 16123276.
  29. Jordan, T. H. (1979). "Structural Geology of the Earth's Interior" (en inglés). Proceedings National Academy of Science 76 (9): 4192–4200. Bibcode 1979PNAS...76.4192J. DOI:10.1073/pnas.76.9.4192. PMC 411539. PMID 16592703. //www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?tool=pmcentrez&artid=411539.
  30. Robertson, Eugene C. (26 de xullo de 2001). "The Interior of the Earth" (en inglés). USGS. http://pubs.usgs.gov/gip/interior/. Consultado o 12/12/2014.
  31. 32,0 32,1 Turcotte, D. L.; Schubert, G. (2002). "4" (en inglés). Geodynamics. 2. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press. pp. 136–137. ISBN 978-0-521-66624-4.
  32. Sanders, Robert (10 de decembro de 2003). "Radioactive potassium may be major heat source in Earth's core" (en inglés). UC Berkeley News. http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2003/12/10_heat.shtml. Consultado o 12/12/2014.
  33. Alfè, D.; Gillan, M. J.; Vocadlo, L.; Brodholt, J; Price, G. D. (2002). "The ab initio simulation of the Earth's core" (en inglés) (PDF). Philosophical Transaction of the Royal Society of London 360 (1795): 1227–1244. http://chianti.geol.ucl.ac.uk/~dario/pubblicazioni/PTRSA2002.pdf.
  34. Vlaar, N; Vankeken, P.; Vandenberg, A. (1994). "Cooling of the Earth in the Archaean: Consequences of pressure-release melting in a hotter mantle" (en inglés) (PDF). Earth and Planetary Science Letters 121 (1-2): 1. Bibcode 1994E&PSL.121....1V. DOI:10.1016/0012-821X(94)90028-0. http://www.geo.lsa.umich.edu/~keken/papers/Vlaar_EPSL94.pdf.
  35. Turcotte, D. L.; Schubert, G. (2002). "4" (en inglés). Geodynamics. Cambridge, England, UK: Cambridge University Press. p. 137. ISBN 978-0-521-66624-4.
  36. Pollack, Henry N.; Hurter, Suzanne J.; Johnson, Jeffrey R. (agosto 1993). "Heat flow from the Earth's interior: Analysis of the global data set" (en inglés). Reviews of Geophysics 31 (3): 267–280. Bibcode 1993RvGeo..31..267P. DOI:10.1029/93RG01249. http://www.agu.org/journals/ABS/1993/93RG01249.shtml.
  37. Richards, M. A.; Duncan, R. A.; Courtillot, V. E. (1989). "Flood Basalts and Hot-Spot Tracks: Plume Heads and Tails" (en inglés). Science 246 (4926): 103–107. Bibcode 1989Sci...246..103R. DOI:10.1126/science.246.4926.103. PMID 17837768.
  38. Sclater, John G; Parsons, Barry; Jaupart, Claude (1981). "Oceans and Continents: Similarities and Differences in the Mechanisms of Heat Loss" (en inglés). Journal of Geophysical Research 86 (B12): 11535. Bibcode 1981JGR....8611535S. DOI:10.1029/JB086iB12p11535.
  39. Brown, W. K.; Wohletz, K. H. (2005). "SFT and the Earth's Tectonic Plates" (en inglés). Los Alamos National Laboratory. http://www.ees1.lanl.gov/Wohletz/SFT-Tectonics.htm. Consultado o 13/12/2014.
  40. Chorowicz, Jean (outubro 2005). "The East African rift system" (en inglés). Journal of African Earth Sciences 43 (1–3): 379–410. Bibcode 2005JAfES..43..379C. DOI:10.1016/j.jafrearsci.2005.07.019.
  41. Kious, W. J.; Tilling, R. I. (5 de maio de 1999). "Understanding plate motions" (en inglés). USGS. http://pubs.usgs.gov/gip/dynamic/understanding.html. Consultado o 13/12/2014.
  42. Seligman, Courtney (2008). "The Structure of the Terrestrial Planets" (en inglés). Online Astronomy eText Table of Contents. cseligman.com. http://cseligman.com/text/planets/innerstructure.htm. Consultado o 13/12/2014.
  43. Duennebier, Fred (12 de agosto de 1999). "Pacific Plate Motion" (en inglés). Universidade de Hawaii. http://www.soest.hawaii.edu/GG/ASK/plate-tectonics2.html. Consultado o 13/12/2014.
  44. Mueller, R.D.; Roest, W.R.; Royer, J.-Y.; Gahagan, L.M.; Sclater, J.G. (7 de marzo de 2007). "Age of the Ocean Floor Poster" (en inglés). NOAA. https://data.noaa.gov/dataset/crustal-ages-of-the-ocean-floor-poster. Consultado o 13/12/2014.
  45. Bowring, Samuel A.; Williams, Ian S. (1999). "Priscoan (4.00–4.3 Ga) orthogneisses from northwestern Canada" (en inglés). Contributions to Mineralogy and Petrology 134 (1): 3. Bibcode 1999CoMP..134....3B. DOI:10.1007/s004100050465.
  46. Meschede, M.; Udo Barckhausen, U. (20 de novembro de 2000). "Plate Tectonic Evolution of the Cocos-Nazca Spreading Center" (en inglés) (PDF). Proceedings of the Ocean Drilling Program. Texas A&M University. http://www-odp.tamu.edu/publications/170_SR/VOLUME/CHAPTERS/SR170_07.PDF. Consultado o 13/12/2014.
  47. Staff. "GPS Time Series" (en inglés). NASA JPL. http://sideshow.jpl.nasa.gov/mbh/series.html. Consultado o 13/12/2014.
  48. 49,0 49,1 Pidwirny, Michael (2006). "Fundamentals of Physical Geography (2nd Edition)" (en inglés). PhysicalGeography.net. http://www.physicalgeography.net/fundamentals/7h.html. Consultado o 13/12/2014.
  49. Kring, David A. "Terrestrial Impact Cratering and Its Environmental Effects" (en inglés). Lunar and Planetary Laboratory. http://www.lpi.usra.edu/science/kring/epo_web/impact_cratering/intro/. Consultado o 13/12/2014.
  50. Staff. "Layers of the Earth" (en inglés). Volcano World. http://volcano.oregonstate.edu/earths-layers-lesson-1. Consultado o 15/12/2014.
  51. Ward Aber, Susan. "Introduction to Sedimentary Rock" (en inglés). Emporia State University. http://academic.emporia.edu/abersusa/go324/sediment.htm. Consultado o 15/12/2014.
  52. de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2010) (en inglés). Planetary Sciences (2nd ed.). Cambridge University Press. p. 154. ISBN 0-521-85371-0.
  53. Wenk, Hans-Rudolf; Bulakh, Andreĭ Glebovich (2004) (en inglés). Minerals: their constitution and origin. Cambridge University Press. p. 359. ISBN 0-521-52958-1.
  54. Staff (24 de xullo de 2008). "World" (en inglés). The World Factbook. Central Intelligence Agency. https://www.cia.gov/library/publications/the-world-factbook/geos/xx.html. Consultado o 15/12/2014.
  55. FAO Staff (1995) (en inglés). FAO Production Yearbook 1994 (Volume 48 ed.). Rome, Italy: Food and Agriculture Organization of the United Nations. ISBN 92-5-003844-5.
  56. Sverdrup, H. U.; Fleming, Richard H. (1 de xaneiro de 1942) (en inglés). The oceans, their physics, chemistry, and general biology. Scripps Institution of Oceanography Archives. ISBN 0-13-630350-1. http://escholarship.org/uc/item/49n9x3t4?query=The%20oceans,%20their%20physics,%20chemistry,%20and%20general%20biology;hitNum=1#page-1. Consultado o 13 de junio de 2008.
  57. "Envisat realiza el mapa de la Tierra más preciso" (en castelán). European Space Agency. 9 de maio de 2005. http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html. Consultado o 14/12/2014.
  58. "La NASA termina el mapa tridimensional más completo de la Tierra" (en castelàn). LaFlecha.net. http://laflecha.net/archivo/canales/ciencia/noticias/200501102. Consultado o 14/12/2014.
  59. "7,000 m Class Remotely Operated Vehicle KAIKO 7000" (en inglés). Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology (JAMSTEC). http://www.jamstec.go.jp/e/about/equipment/ships/kaiko7000.html. Consultado o 15/12/2014.
  60. "The Volume of Earth's Ocean" (en inglés). NOAA 23 (2): 112–114. xunio 2010. http://www.tos.org/oceanography/archive/23-2_charette.html.
  61. Shiklomanov, Igor A.; et al. (1999). "World Water Resources and their use Beginning of the 21st century Prepared in the Framework of IHP UNESCO" (en inglés). State Hydrological Institute, St. Petersburg. http://webworld.unesco.org/water/ihp/db/shiklomanov/. Consultado o 15/12/2014.
  62. Kennish, Michael J. (2001) (en inglés). Practical handbook of marine science. Marine science series (3era ed.). CRC Press. p. 35. ISBN 0-8493-2391-6.
  63. "Salt of the Early Earth" (en inglés). NASA Astrobiology Magazine. 11 de xuño de 2002. http://www.astrobio.net/news/article223.html. Consultado o 15/12/2014.
  64. "Oceanic Processes" (en inglés). NASA Astrobiology Magazine. http://replay.waybackmachine.org/20090415082741/http://seis.natsci.csulb.edu/rmorris/oxy/oxy4.html. Consultado o 15/12/2014.
  65. "Earth's Big heat Bucket" (en inglés). NASA Earth Observatory. 24 de abril de 2006. http://earthobservatory.nasa.gov/Study/HeatBucket/. Consultado o 15/12/2014.
  66. "Sea Surface Temperature" (en inglés). NASA. 21 de xuño de2005. http://science.hq.nasa.gov/oceans/physical/SST.html. Consultado o 15/12/2014.
  67. 68,0 68,1 68,2 Williams, David R. (1 de setembro de 2004). "Earth Fact Sheet" (en inglés). NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/earthfact.html. Consultado o 12/12/2014.
  68. 69,0 69,1 Staff (8 de outubro de 2003). "Earth's Atmosphere" (en inglés). NASA. http://www.nasa.gov/audience/forstudents/9-12/features/912_liftoff_atm.html. Consultado o 15/12/2014.
  69. "The height of the tropopause" (en inglés). Resources in Atmospheric Sciences. University of Wyoming. Novembro 1997. http://www-das.uwyo.edu/~geerts/cwx/notes/chap01/tropo.html. Consultado o 15/12/2014.
  70. 71,0 71,1 Moran, Joseph M. (2005). "Weather" (en inglés). World Book Online Reference Center. NASA/World Book, Inc. http://www.nasa.gov/worldbook/weather_worldbook.html. Consultado o 16 de marzo de 2007.
  71. 72,0 72,1 Berger (2002). "The Earth's Climate System" (en inglés). University of California, San Diego. http://earthguide.ucsd.edu/virtualmuseum/climatechange1/cc1syllabus.shtml.
  72. Rahmstorf (2003). "The Thermohaline Ocean Circulation" (en inglés). Potsdam Institute for Climate Impact Research. http://www.pik-potsdam.de/~stefan/thc_fact_sheet.html. Consultado o 16/12/2014.
  73. Various (21 de julio de 1997). "The Hydrologic Cycle" (en inglés). University of Illinois. http://ww2010.atmos.uiuc.edu/(Gh)/guides/mtr/hyd/home.rxml. Consultado o 16/12/2014.
  74. Sadava, David E.; Heller, H. Craig; Orians, Gordon H. (2006) (en inglés). Life, the Science of Biology (8va ed.). MacMillan. p. 1114. ISBN 0-7167-7671-5.
  75. Staff. "Climate Zones" (en inglés). UK Department for Environment, Food and Rural Affairs. http://www.ace.mmu.ac.uk/eae/Climate/Older/Climate_Zones.html. Consultado o 16/12/2014.
  76. Staff (2004). "Stratosphere and Weather; Discovery of the Stratosphere" (en inglés). Science Week. http://scienceweek.com/2004/rmps-23.htm. Consultado o 16/12/2014.
  77. de Córdoba, S. Sanz Fernández (21 de xuño de 2004). "Presentation of the Karman separation line, used as the boundary separating Aeronautics and Astronautics" (en inglés). Fédération Aéronautique Internationale. http://www.fai.org/astronautics/100km.asp. Consultado o 16/12/2014.
  78. Liu, S. C.; Donahue, T. M. (1974). "The Aeronomy of Hydrogen in the Atmosphere of the Earth" (en inglés). Journal of Atmospheric Sciences 31 (4): 1118–1136. Bibcode 1974JAtS...31.1118L. DOI:10.1175/1520-0469(1974)031<1118:TAOHIT>2.0.CO;2.
  79. Catling, David C.; Zahnle, Kevin J.; McKay, Christopher P.. "Biogenic Methane, Hydrogen Escape, and the Irreversible Oxidation of Early Earth" (en inglés). Science 293 (5531): 839–843. Bibcode 2001Sci...293..839C. DOI:10.1126/science.1061976. PMID 11486082. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/293/5531/839.
  80. Abedon, Stephen T. (31 de marzo de1997). "History of Earth" (en inglés). Ohio State University. http://www.mansfield.ohio-state.edu/~sabedon/biol1010.htm. Consultado o 16/12/2014.
  81. Hunten, D. M.; Donahue, T. M (1976). "Hydrogen loss from the terrestrial planets" (en inglés). Annual review of earth and planetary sciences 4 (1): 265–292. Bibcode 1976AREPS...4..265H. DOI:10.1146/annurev.ea.4.050176.001405.
  82. Lang, Kenneth R. (2003) (en inglés). The Cambridge guide to the solar system. Cambridge University Press. p. 92. ISBN 0-521-81306-9.
  83. Fitzpatrick, Richard (16 de febreiro de 2006). "MHD dynamo theory" (en inglés). NASA WMAP. http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/node69.html. Consultado o 16/12/2014.
  84. Campbell, Wallace Hall (2003) (en inglés). Introduction to Geomagnetic Fields. New York: Cambridge University Press. p. 57. ISBN 0-521-82206-8.
  85. Stern, David P. (8 de xullo de 2005). "Exploration of the Earth's Magnetosphere" (en inglés). NASA. http://www-spof.gsfc.nasa.gov/Education/wmap.html. Consultado o 16/12/2014.
  86. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. (novembro 2008). "The Physical Basis of the Leap Second" (en inglés). The Astronomical Journal 136 (5): 1906–1908. Bibcode 2008AJ....136.1906M. DOI:10.1088/0004-6256/136/5/1906.
  87. "Leap seconds" (en inglés). Time Service Department, USNO. http://tycho.usno.navy.mil/leapsec.html. Consultado o 17/12/2014.
  88. http://maia.usno.navy.mil/ser7/ser7.dat
  89. 90,0 90,1 Staff (7 de agosto de 2007). "Useful Constants" (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service. http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/models/constants.html. Consultado o 17/12/2014.
  90. Aoki, S. (1982). "The new definition of universal time". Astronomy and Astrophysics 105 (2): 359–361. Bibcode 1982A&A...105..359A.
  91. Seidelmann, P. Kenneth (1992) (en inglés). Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac. Mill Valley, CA: University Science Books. pp. 48. ISBN 0-935702-68-7.
  92. Staff. "IERS Excess of the duration of the day to 86400s ... since 1623" (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/earthor/ut1lod/lod-1623.html. Consultado o 17/12/2014.—Graph at end.
  93. Staff. "IERS Variations in the duration of the day 1962–2005" (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/earthor/ut1lod/figure3.html. Consultado o 17/12/2014.
  94. Zeilik; Gregory, S. A. (1998) (en inglés). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 56. ISBN 0-3-006228-4.
  95. Williams (10 de febrero de 2006). "Planetary Fact Sheets" (en inglés). NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html. Consultado o 17/12/2014.—Véxase os diámetros aparentes nas páxinas do Sol e da Lúa.
  96. Williams (1 de setembro de 2004). "Moon Fact Sheet" (en inglés). NASA. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/moonfact.html.
  97. Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palle, E. (2006). "The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets" (en inglés) (PDF). Instituto de Astrofísica de Canarias. http://www.iac.es/folleto/research/preprints/files/PP06024.pdf. Consultado o 17/12/2014.
  98. Bowell, Edward (1991). "The 1990 MB: The first Mars Trojan". NASA, Reports of Planetary Astronomy: 147. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991plas.rept..147B. Consultado o 217/12/2014.
  99. National Optical Astronomy Observatory (NOAO). "First Neptune Trojan Discovered". http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0302.html.
  100. "Confirman asteroide "compañero" de la Tierra" (en castelán). Azteca Noticias. 28 de julio de 2011. http://www.aztecanoticias.com.mx/notas/tecnologia/64555/confirman-asteroide-companero-de-la-tierra. Consultado o 17/12/2014.
  101. Martin Connors, Paul Wiegert & Christian Veillet (27 de xullo de 2011) (en inglés). Earth’s Trojan asteroid. Nature. pp. 481–483. DOI:10.1038/nature10233. http://www.nature.com/nature/journal/v475/n7357/full/nature10233.html. Consultado o 17/12/2014.
  102. Astrophysicist team (1 de decembro de 2005). "Earth's location in the Milky Way" (en inglés). NASA. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/030827a.html. Consultado o 17/12/2014.
  103. Bromberg, Irv (1 de maio de 2008). "The Lengths of the Seasons (on Earth)" (en inglés). University of Toronto. http://www.sym454.org/seasons/. Consultado o 17/12/2014.
  104. Fisher, Rick (5 de febreiro de1996). "Earth Rotation and Equatorial Coordinates" (en inglés). National Radio Astronomy Observatory. http://www.cv.nrao.edu/~rfisher/Ephemerides/earth_rot.html. Consultado o 17/12/2014.
  105. Williams, Jack (20 de decembro de 2005). "Earth's tilt creates seasons" (en inglés). USAToday. http://www.usatoday.com/weather/tg/wseason/wseason.htm. Consultado o 17/12/2014.
  106. Staff (setembro 2003). "Astrobiology Roadmap" (en inglés). NASA, Lockheed Martin. http://astrobiology.arc.nasa.gov/roadmap/g1.html. Consultado o 16/12/2012.
  107. Dole, Stephen H. (1970) (en inglés). Habitable Planets for Man (2nd ed.). American Elsevier Publishing Co. ISBN 0-444-00092-5. http://www.rand.org/pubs/reports/R414/. Consultado o 16/12/2014.
  108. Hillebrand, Helmut. "On the Generality of the Latitudinal Gradient" (en inglés). American Naturalist 163 (2): 192–211. DOI:10.1086/381004. PMID 14970922.
  109. Lambin, Eric F.; Meyfroidt, Patrick (March 1, 2011). "Global land use change, economic globalization, and the looming land scarcity". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America (National Academy of Sciences) 108 (9): 3465–3472. Bibcode 2011PNAS..108.3465L. DOI:10.1073/pnas.1100480108. http://www.pnas.org/content/108/9/3465.full.pdf. Consultado o 2014-08-30. See Table 1.
  110. Staff (24 de noviembre de 2006). "Mineral Genesis: How do minerals form?" (en inglés). Non-vertebrate Paleontology Laboratory, Texas Memorial Museum. http://www.utexas.edu/tmm/npl/mineralogy/mineral_genesis/. Consultado o 18/12/2014.
  111. Rona, Peter A.. "Resources of the Sea Floor" (en inglés). Science 299 (5607): 673–674. DOI:10.1126/science.1080679. PMID 12560541. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/299/5607/673?ijkey=AHVbRrqUsmdHY&keytype=ref&siteid=sci.
  112. Patrick J., Walsh (1997-05-16). Oceans and human health: risks and remedies from the seas. Academic Press, 2008. p. 212. ISBN 0-12-372584-4. http://books.google.com/books?id=c6J5hlcjFaAC&pg=PA212. Consultado o 17/12/2014.
  113. Staff (2 de febreiro de 2007). "Evidence is now 'unequivocal' that humans are causing global warming – UN report" (en inglés). United Nations. Arquivado do orixinal o 21 de decembro de 2008. http://replay.waybackmachine.org/20081221031717/http://www.un.org/apps/news/story.asp?NewsID=21429&Cr=climate&Cr1=change. Consultado o 17/12/2014.
  114. "A partir de hoy estamos sobreexplotando al planeta Tierra" (en castelán). Excelsior. 20 de Agosto de 2014. http://www.excelsior.com.mx/global/2014/08/20/977260. Consultado o 18/12/2014.

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Terra

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]