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Tierra

Para otros usos de este término, véase Tierra (desambiguación).
«Planeta Tierra» redirige aquí. Para la serie documental, véase Planeta Tierra (documental).

La Tierra (del latín Terra,deidad romana equivalente a Gea, diosa griega de la feminidad y la fecundidad) es un planeta del sistema solar que gira alrededor de su estrella —el Sol— en la tercera órbita más interna. Es el más denso y el quinto mayor de los ocho planetas del sistema solar. También es el mayor de los cuatro terrestres o rocosos.

Tierra

Imagen de la Tierra tomada por la NASA durante la misión Apolo 8
Descubrimiento
Categoría Planeta
Estrella Sol
Distancia estelar 0
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente 348,73936°
Inclinación 7,155° con el ecuador del Sol
1,57869°
respecto al plano invariable
Argumento del periastro 114,20783°
Semieje mayor 149 598 261 km
1,00000261 AU
Excentricidad 0,01671123
Anomalía media 357,51716°
Elementos orbitales derivados
Época J2000,0
Periastro o perihelio 147 098 290 km
0,98329134 UA
Apoastro o afelio 152 098 232 km
1,01671388 UA
Período orbital sideral 365,256363004 días
1,000017421 AJ
Velocidad orbital media 29,78 km/s
107 200 km/h
Radio orbital medio 0,999855 ua
149 597 870,691 km
Satélites 1 natural (la Luna)
Más de 8 300 artificiales (para el primero de marzo de 2001)
Características físicas
Masa 5,9736×1024 kg
Volumen 1,08321×1012 km³
Densidad 5,515 g/cm³
Área de superficie

510 072 000 km²148 940 000 km² tierra (29,2 %)

361 132 000 km² agua (70,8 %)
Radio
Ecuatorial6378,1 km
Polar6356,8 km
Medio6371,0 km
Gravedad 9,80665 m/s²
Velocidad de escape 11,186 km/s
Periodo de rotación 0,99726968 d
23h 56m 4.100s
Inclinación axial 23°26′21″ 0,4119
Albedo 0,367 (geométrico)
0,306 (de Bond)
Características atmosféricas
Presión 101,325 kPa (m s. n. m.)
Temperatura
Mínima184 K,​ -89,15 °C
Media287,2 K,​ 14,05 °C
Máxima331 K,​ 56,7 °C
Composición
Nitrógeno78,08 % (N2)
Oxígeno20,95 % (O2)
Argón0,93 % v/v
CO2400 ppmv (2015)
Neón18,2 ppmv
Hidrógeno5 ppmv
Helio5,24 ppmv
Metano1,72 ppmv
Kriptón1 ppmv
Óxido nitroso0,31 ppmv
Xenón0,08 ppmv
CO0,05 ppmv
Ozono0,03 – 0,02 ppmv (variable)
CFC0,3 – 0,2 ppbv (variable)
Vapor de agua1 % (variable)
No computable para el aire seco.
Cuerpo celeste
Anterior Venus
Siguiente Marte
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La Tierra se formó hace aproximadamente 4550 millones de años y la vida surgió unos mil millones de años después.​ Es el hogar de millones de especies, incluidos los seres humanos y actualmente el único cuerpo astronómico donde se conoce la existencia de vida.​ La atmósfera y otras condiciones abióticas han sido alteradas significativamente por la biosfera del planeta, favoreciendo la proliferación de organismos aerobios, así como la formación de una capa de ozono que junto con el campo magnético terrestre bloquean la radiación solar dañina, permitiendo así la vida en la Tierra.​ Las propiedades físicas de la Tierra, la historia geológica y su órbita han permitido que la vida siga existiendo. Se estima que el planeta seguirá siendo capaz de sustentar vida durante otros 5000 millones de años, ya que según las previsiones actuales, pasado ese tiempo la creciente luminosidad del Sol terminará causando la extinción de la biosfera.

La superficie terrestre o corteza está dividida en varias placas tectónicas que se deslizan sobre el magma durante periodos de varios millones de años. La superficie está cubierta por continentes e islas; estos poseen varios lagos, ríos y otras fuentes de agua, que junto con los océanos de agua salada que representan cerca del 71 % de la superficie constituyen la hidrósfera. No se conoce ningún otro planeta con este equilibrio de agua líquida,​ que es indispensable para cualquier tipo de vida conocida. Los polos de la Tierra están cubiertos en su mayoría de hielo sólido (indlandsis de la Antártida) o de banquisas (casquete polar ártico). El interior del planeta es geológicamente activo, con una gruesa capa de manto relativamente sólido, un núcleo externo líquido que genera un campo magnético, y un sólido núcleo interior compuesto por aproximadamente un 88 % de hierro.

La Tierra interactúa gravitatoriamente con otros objetos en el espacio, especialmente el Sol y la Luna. En la actualidad, la Tierra completa una órbita alrededor del Sol cada vez que realiza 366,26 giros sobre su eje, lo cual es equivalente a 365,26 días solares o un año sideral.​ El eje de rotación de la Tierra se encuentra inclinado 23,4° con respecto a la perpendicular a su plano orbital, lo que produce las variaciones estacionales en la superficie del planeta con un período de un año tropical (365,24 días solares).​ La Tierra posee un único satélite natural, la Luna, que comenzó a orbitar la Tierra hace 4530 millones de años; esta produce las mareas, estabiliza la inclinación del eje terrestre y reduce gradualmente la velocidad de rotación del planeta. Hace aproximadamente3800 a 4100 millones de años, durante el llamado bombardeo intenso tardío, numerosos asteroides impactaron en la Tierra, causando significativos cambios en la mayor parte de su superficie.

Tanto los minerales del planeta como los productos de la biosfera aportan recursos que se utilizan para sostener a la población humana mundial. Sus habitantes están agrupados en unos 200 estados soberanos independientes, que interactúan a través de la diplomacia, los viajes, el comercio y la acción militar. Las culturas humanas han desarrollado muchas ideas sobre el planeta, incluida la personificación de una deidad, la creencia en una Tierra plana o en la Tierra como centro del universo, y una perspectiva moderna del mundo como un entorno integrado que requiere administración.

Índice

Los científicos han podido reconstruir información detallada sobre el pasado de la Tierra. Según estos estudios el material más antiguo del sistema solar se formó hace4567,2 ± 0,6 millones de años,​ y en torno a unos 4550 millones de años atrás (con una incertidumbre del 1 %)​ se habían formado ya la Tierra y los otros planetas del sistema solar a partir de la nebulosa solar, una masa en forma de disco compuesta del polvo y gas remanente de la formación del Sol. Este proceso de formación de la Tierra a través de la acreción tuvo lugar mayoritariamente en un plazo de10-20 millones de años.​ La capa exterior del planeta, inicialmente fundida, se enfrió hasta formar una corteza sólida cuando el agua comenzó a acumularse en la atmósfera. La Luna se formó poco antes, hace unos 4530 millones de años.

Representación gráfica de la teoría del gran impacto.

El actual modelo consensuado​ sobre la formación de la Luna es la teoría del gran impacto, que postula que la Luna se creó cuando un objeto del tamaño de Marte, con cerca del 10 % de la masa de la Tierra,​ impactó tangencialmente contra esta.​ En este modelo, parte de la masa de este cuerpo podría haberse fusionado con la Tierra, mientras otra parte habría sido expulsada al espacio, proporcionando suficiente material en órbita como para desencadenar nuevamente un proceso de aglutinamiento por fuerzas gravitatorias, y formando así la Luna.

La desgasificación de la corteza y la actividad volcánica produjeron la atmósfera primordial de la Tierra. La condensación de vapor de agua, junto con el hielo y el agua líquida aportada por los asteroides y por protoplanetas, cometas y objetos transneptunianos, produjeron los océanos.​ El recién formado Sol solo tenía el 70 % de su luminosidad actual: sin embargo, existen evidencias que muestran que los primitivos océanos se mantuvieron en estado líquido; una contradicción denominada la «paradoja del joven Sol débil», ya que aparentemente el agua no debería ser capaz de permanecer en ese estado líquido, sino en el sólido, debido a la poca energía solar recibida.​ Sin embargo, una combinación de gases de efecto invernadero y mayores niveles de actividad solar contribuyeron a elevar la temperatura de la superficie terrestre, impidiendo así que los océanos se congelaran.​ Hace 3500 millones de años se formó el campo magnético de la Tierra, lo que ayudó a evitar que la atmósfera fuese arrastrada por el viento solar.

Se han propuesto dos modelos para el crecimiento de los continentes:​ el modelo de crecimiento constante,​ y el modelo de crecimiento rápido en una fase temprana de la historia de la Tierra.​ Las investigaciones actuales sugieren que la segunda opción es más probable, con un rápido crecimiento inicial de la corteza continental,​ seguido de un largo período de estabilidad.​ En escalas de tiempo de cientos de millones de años de duración, la superficie terrestre ha estado en constante remodelación, formando y fragmentando continentes. Estos continentes se han desplazado por la superficie, combinándose en ocasiones para formar un supercontinente. Hace aproximadamente 750 millones de años (Ma), uno de los primeros supercontinentes conocidos, Rodinia, comenzó a resquebrajarse. Los continentes más tarde se recombinaron nuevamente para formar Pannotia, entre600 a 540 Ma, y finalmente Pangea, que se fragmentó hace 180 Ma hasta llegar a la configuración continental actual.

Evolución de la vida


Artículo principal: Historia de la vida

La Tierra proporciona el único ejemplo conocido de un entorno que ha dado lugar a la evolución de la vida.​ Se presume que procesos químicos altamente energéticos produjeron una molécula auto-replicante hace alrededor de 4000 millones de años, y hace entre 3500 y 3800 millones de años existió el último antepasado común universal.​ El desarrollo de la fotosíntesis permitió que los seres vivos recogiesen de forma directa la energía del Sol; el oxígeno resultante acumulado en la atmósfera formó una capa de ozono (una forma de oxígeno molecular [O3]) en la atmósfera superior. La incorporación de células más pequeñas dentro de las más grandes dio como resultado el desarrollo de las células complejas llamadas eucariotas.​ Los verdaderos organismos multicelulares se formaron cuando las células dentro de colonias se hicieron cada vez más especializadas. La vida colonizó la superficie de la Tierra en parte gracias a la absorción de la radiación ultravioleta por parte de la capa de ozono.

En la década de 1960 surgió una hipótesis que afirmaba que durante el período Neoproterozoico, desde 750 hasta los 580 Ma, se produjo una intensa glaciación en la que gran parte del planeta fue cubierto por una capa de hielo. Esta hipótesis ha sido denominada la "Glaciación global", y es de particular interés, ya que este suceso precedió a la llamada explosión del Cámbrico, en la que las formas de vida multicelulares comenzaron a proliferar.

Tras la explosión del Cámbrico, hace unos 535 Ma se han producido cinco extinciones en masa.​ De ellas, el evento más reciente ocurrió hace 65 Ma, cuando el impacto de un asteroide provocó la extinción de los dinosaurios no aviarios, así como de otros grandes reptiles, sobreviviendo algunos pequeños animales como los mamíferos, que por aquel entonces eran similares a las actuales musarañas. Durante los últimos 65 millones de años los mamíferos se diversificaron, hasta que hace varios millones de años, un animal africano con aspecto de simio conocido como el orrorin tugenensis adquirió la capacidad de mantenerse en pie.​ Esto le permitió utilizar herramientas y favoreció su capacidad de comunicación, proporcionando la nutrición y la estimulación necesarias para desarrollar un cerebro más grande, y permitiendo así la evolución de la especie humana. El desarrollo de la agricultura y de la civilización permitió a los humanos alterar la Tierra en un corto espacio de tiempo como no lo había hecho ninguna otra especie,​ afectando tanto a la naturaleza como a la diversidad y cantidad de formas de vida.

El presente patrón de edades de hielo comenzó hace alrededor de 40 Ma y luego se intensificó durante el Pleistoceno, hace alrededor de 3 Ma. Desde entonces las regiones en latitudes altas han sido objeto de repetidos ciclos de glaciación y deshielo, en ciclos de 40-100 mil años. La última glaciación continental terminó hace 10 000 años.

Futuro

Artículo principal: Futuro de la Tierra
Ciclo de la vida solar.

El futuro del planeta está estrechamente ligado al del Sol. Como resultado de la acumulación constante de helio en el núcleo del Sol, la luminosidad total de la estrella irá poco a poco en aumento. La luminosidad del Sol crecerá en un 10 % en los próximos 1,1 Ga(1100 millones de años) y en un 40 % en los próximos 3,5 Ga.​ Los modelos climáticos indican que el aumento de la radiación podría tener consecuencias nefastas en la Tierra, incluyendo la pérdida de los océanos del planeta.

Se espera que la Tierra sea habitable por alrededor de otros500 millones de años a partir de este momento,​ aunque este período podría extenderse hasta2300 millones de años si se elimina el nitrógeno de la atmósfera.​ El aumento de temperatura en la superficie terrestre acelerará el ciclo del CO2 inorgánico, lo que reducirá su concentración hasta niveles letalmente bajos para las plantas (10 ppm para la fotosíntesis C4) dentro de aproximadamente 500​ a 900 millones de años. La falta de vegetación resultará en la pérdida de oxígeno en la atmósfera, lo que provocará la extinción de la vida animal a lo largo de varios millones de años más.​ Después de otros mil millones de años, todas las aguas superficiales habrán desaparecido​ y la temperatura media global alcanzará los 70 °C.​ Incluso si el Sol fuese eterno y estable, el continuo enfriamiento interior de la Tierra se traduciría en una gran pérdida de CO2 debido a la reducción de la actividad volcánica,​ y el 35 % del agua de los océanos podría descender hasta el manto debido a la disminución del vapor de ventilación en las dorsales oceánicas.

El Sol, siguiendo su evolución natural, se convertirá en una gigante roja en unos 5 Ga. Los modelos predicen que el Sol se expandirá hasta unas 250 veces su tamaño actual, alcanzando un radio cercano a 1 UA (unos 150 millones de km).​ El destino que sufrirá la Tierra entonces no está claro. Siendo una gigante roja, el Sol perderá aproximadamente el 30 % de su masa, por lo que sin los efectos de las mareas, la Tierra se moverá a una órbita de 1,7 UA (unos 250 millones de km) del Sol cuando la estrella alcance su radio máximo. Por lo tanto se espera que el planeta escape inicialmente de ser envuelto por la tenue atmósfera exterior expandida del Sol. Aun así, cualquier forma de vida restante sería destruida por el aumento de la luminosidad del Sol (alcanzando un máximo de cerca de 5000 veces su nivel actual).​ Sin embargo, una simulación realizada en 2008 indica que la órbita de la Tierra decaerá debido a los efectos de marea y arrastre, ocasionando que el planeta penetre en la atmósfera estelar y se vaporice.

Artículo principal: Ciencias de la Tierra

La Tierra es un planeta terrestre, lo que significa que es un cuerpo rocoso y no un gigante gaseoso como Júpiter. Es el más grande de los cuatro planetas terrestres del sistema solar en tamaño y masa, y también es el que tiene la mayor densidad, la mayor gravedad superficial, el campo magnético más fuerte y la rotación más rápida de los cuatro.​ También es el único planeta terrestre con placas tectónicas activas.​ El movimiento de estas placas produce que la superficie terrestre esté en constante cambio, siendo responsables de la formación de montañas, de la sismicidad y del vulcanismo. El ciclo de estas placas también juega un papel preponderante en la regulación de la temperatura terrestre, contribuyendo al reciclaje de gases con efecto invernadero como el dióxido de carbono, por medio de la renovación permanente de los fondos oceánicos.

Forma

Comparación de tamaño de los planetas interiores (de izquierda a derecha): Mercurio, Venus, Tierra y Marte.

La forma de la Tierra es muy parecida a la de un esferoide oblato, una esfera achatada por los polos, resultando en un abultamiento alrededor del ecuador.​ Este abultamiento está causado por la rotación de la Tierra, y ocasiona que el diámetro en el ecuador sea 43 km más largo que el diámetro de un polo a otro.​ Hace aproximadamente 22 000 años la Tierra tenía una forma más esférica, la mayor parte del hemisferio norte se encontraba cubierto por hielo, y a medida que el hielo se derretía causaba una menor presión en la superficie terrestre en la que se sostenía, causando esto un tipo de «rebote».​ Este fenómeno siguió ocurriendo hasta mediados de los años noventa, cuando los científicos se percataron de que este proceso se había invertido, es decir, el abultamiento aumentaba.​ Las observaciones del satélite GRACE muestran que, al menos desde 2002, la pérdida de hielo de Groenlandia y de la Antártida ha sido la principal responsable de esta tendencia.

Volcán Chimborazo, el punto terrestre más alejado del centro de la tierra.

La topografía local se desvía de este esferoide idealizado, aunque las diferencias a escala global son muy pequeñas: la Tierra tiene una desviación de aproximadamente una parte entre 584, o el 0,17 %, desde el esferoide de referencia, que es menor que la tolerancia del 0,22 % permitida en las bolas de billar.​ Las mayores desviaciones locales en la superficie rocosa de la Tierra son el monte Everest (8 848 m sobre el nivel local del mar) y el abismo Challenger, al sur de la fosa de las Marianas (10 911 m bajo el nivel local del mar). Debido a la protuberancia ecuatorial, el punto terrestre más alejado del centro de la tierra es el volcán Chimborazo en Ecuador.

Tamaño

La circunferencia en el ecuador es de40 091 km. El diámetro en el ecuador es de12 756 km y en los polos de12 730 km.

El diámetro medio de referencia para el esferoide es de unos12 742 km, que es aproximadamente40 000 km/π, ya que el metro se definió originalmente como la diezmillonésima parte de la distancia desde el ecuador hasta el Polo Norte por París, Francia.

La primera medición del tamaño de la Tierra fue hecha por Eratóstenes, el 240 a. C.. En esa época se aceptaba que la Tierra era esférica. Eratóstenes calculó el tamaño de la Tierra midiendo el ángulo con que alumbraba el Sol en el solsticio, tanto en Alejandría como en Siena, distante 750 km. El tamaño que obtuvo fue de un diámetro de12 000 km y una circunferencia de40 000 km,​ es decir, con un error de solo el 6 % respecto a los datos actuales.

Posteriormente Posidonio de Apamea repitió las mediciones en el año 100 a. C., obteniendo el dato de29 000 km para la circunferencia, considerablemente más impreciso respecto a los datos actuales. Este último valor fue el que aceptó Ptolomeo, por lo que prevaleció ese valor en los siglos siguientes.

Cuando Magallanes dio la vuelta a todo el planeta en 1521, se restableció el dato calculado por Eratóstenes.

Composición química de la corteza
Compuesto 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 hierro (II) FeO 3,8 % 6,2 %
óxido de sodio Na2O 3,0 % 2,6 %
óxido de potasio K2O 2,8 % 0,4 %
óxido de hierro (III) Fe2O3 2,5 % 2,3 %
agua 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

La masa de la Tierra es aproximadamente de 5,98×1024 kg. Se compone principalmente de hierro (32,1 %), oxígeno (30,1 %), silicio (15,1 %), magnesio (13,9 %), azufre (2,9 %), níquel (1,8 %), calcio (1,5 %) y aluminio (1,4 %), con el 1,2 % restante formado por pequeñas cantidades de otros elementos. Debido a la segregación de masa, se cree que la zona del núcleo está compuesta principalmente de hierro (88,8 %), con pequeñas cantidades de níquel (5,8 %), azufre (4,5 %), y menos del 1 % formado por trazas de otros elementos.

El geoquímico F. W. Clarke (1847-1931), llamado «el padre de la geoquímica por haber determinado la composición de la corteza de la Tierra», calculó que un poco más del 47 % de la corteza terrestre se compone de oxígeno. Los componentes de las rocas más comunes de la corteza de la Tierra son casi todos los óxidos. Cloro, azufre y flúor son las únicas excepciones significativas, y su presencia total en cualquier roca es generalmente mucho menor del 1 %. Los principales óxidos son los de sílice, alúmina, hierro, cal, magnesia, potasa y sosa. La sílice actúa principalmente como un ácido, formando silicatos, y los minerales más comunes de las rocas ígneas son de esta naturaleza. A partir de un cálculo sobre la base de 1672 análisis de todo tipo de rocas, Clarke dedujo que un 99,22 % de las rocas están compuestas por 11 óxidos (véase el cuadro a la derecha). Todos los demás compuestos aparecen solo en cantidades muy pequeñas.

Estructura interna

El interior de la Tierra, al igual que el de los otros planetas terrestres, está dividido en capas según su composición química o sus propiedades físicas (reológicas), pero, a diferencia de los otros planetas terrestres, tiene un núcleo interno y externo distintos. Su capa externa es una corteza de silicato sólido, químicamente diferenciado, bajo la cual se encuentra un manto sólido de alta viscosidad. La corteza está separada del manto por la discontinuidad de Mohorovičić, variando el espesor de la misma desde un promedio de 6 km en los océanos a entre 30 y 50 km en los continentes. La corteza y la parte superior fría y rígida del manto superior se conocen comúnmente como la litosfera, y es de la litosfera de lo que están compuestas las placas tectónicas. Debajo de la litosfera se encuentra la astenosfera, una capa de relativamente baja viscosidad sobre la que flota la litosfera. Dentro del manto, entre los 410 y 660 km bajo la superficie, se producen importantes cambios en la estructura cristalina. Estos cambios generan una zona de transición que separa la parte superior e inferior del manto. Bajo el manto se encuentra un núcleo externo líquido de viscosidad extremadamente baja, descansando sobre un núcleo interno sólido.​ El núcleo interno puede girar con una velocidad angular ligeramente superior que el resto del planeta, avanzando de 0,1 a 0,5° por año.

Capas geológicas de la Tierra


Corte de la Tierra desde el núcleo hasta la exosfera (no está a escala).
Profundidad
km
Componentes de las capas Densidad
g/cm³
0-60 Litosfera
0-35 Corteza 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

Calor

El calor interno de la Tierra proviene de una combinación del calor residual de la acreción planetaria (20 %) y el calor producido por la desintegración radiactiva (80 %).​ Los isótopos con mayor producción de calor en la Tierra son el potasio-40, el uranio-238, el uranio-235 y el torio-232.​ En el centro del planeta, la temperatura puede llegar hasta los 7000 K y la presión puede alcanzar los 360 GPa.​ Debido a que gran parte del calor es proporcionado por la desintegración radiactiva, los científicos creen que en la historia temprana de la Tierra, antes de que los isótopos de reducida vida media se agotaran, la producción de calor de la Tierra fue mucho mayor. Esta producción de calor extra, que hace aproximadamente 3000 millones de años era el doble que la producción actual,​ pudo haber incrementado los gradientes de temperatura dentro de la Tierra, incrementando la convección del manto y la tectónica de placas, permitiendo la producción de rocas ígneas como las komatitas que no se forman en la actualidad.

Isotopos actuales de mayor producción de calor
Isótopo Calor emitido
Vatios/kg isótopo
Vida media
años
Concentración media del 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

El promedio de pérdida de calor de la Tierra es de87 mW m-2, que supone una pérdida global de4,42 × 1013 W.​ Una parte de la energía térmica del núcleo es transportada hacia la corteza por plumas del manto, una forma de convección que consiste en afloramientos de roca a altas temperaturas. Estas plumas pueden producir puntos calientes y coladas de basalto.​ La mayor parte del calor que pierde la Tierra se filtra entre las placas tectónicas, en las surgencias del manto asociadas a las dorsales oceánicas. Casi todas las pérdidas restantes se producen por conducción a través de la litosfera, principalmente en los océanos, ya que allí la corteza es mucho más delgada que en los continentes.

Placas tectónicas

Artículo principal: Tectónica de placas

La mecánicamente rígida capa externa de la Tierra, la litosfera, está fragmentada en piezas llamadas placas tectónicas. Estas placas son elementos rígidos que se mueven en relación uno con otro siguiendo uno de estos tres patrones: bordes convergentes, en los que dos placas se aproximan; bordes divergentes, en los que dos placas se separan, y bordes transformantes, en los que dos placas se deslizan lateralmente entre sí. A lo largo de estos bordes de placa se producen los terremotos, la actividad volcánica, la formación de montañas y la formación de fosas oceánicas.​ Las placas tectónicas se deslizan sobre la parte superior de la astenosfera, la sólida pero menos viscosa sección superior del manto, que puede fluir y moverse junto con las placas,​ y cuyo movimiento está fuertemente asociado a los patrones de convección dentro del manto terrestre.

A medida que las placas tectónicas migran a través del planeta, el fondo oceánico se subduce bajo los bordes de las placas en los límites convergentes. Al mismo tiempo, el afloramiento de material del manto en los límites divergentes crea las dorsales oceánicas. La combinación de estos procesos recicla continuamente la corteza oceánica nuevamente en el manto. Debido a este proceso de reciclaje, la mayor parte del suelo marino tiene menos de100 millones de años de edad. La corteza oceánica más antigua se encuentra en el Pacífico Occidental, y tiene una edad estimada de unos200 millones de años.​ En comparación, la corteza continental más antigua registrada tiene4030 millones de años de edad.

Las siete placas más grandes son la Pacífica, Norteamericana, Euroasiática, Africana Antártica, Indoaustraliana y Sudamericana. Otras placas notables son la placa Índica, la placa arábiga, la placa del Caribe, la placa de Nazca en la costa occidental de América del Sur y la placa Escocesa en el sur del océano Atlántico. La placa de Australia se fusionó con la placa de la India hace entre 50 y 55 millones de años. Las placas con movimiento más rápido son las placas oceánicas, con la placa de Cocos avanzando a una velocidad de 75 mm/año​ y la placa del Pacífico moviéndose 52-69 mm/año. En el otro extremo, la placa con movimiento más lento es la placa eurasiática, que avanza a una velocidad típica de aproximadamente 21 mm/año.

Superficie

Histograma de elevación de la corteza terrestre.

El relieve de la Tierra varía enormemente de un lugar a otro. Cerca del 70,8 %​ de la superficie está cubierta por agua, con gran parte de la plataforma continental por debajo del nivel del mar. La superficie sumergida tiene características montañosas, incluyendo un sistema de dorsales oceánicas, así como volcanes submarinos,fosas oceánicas, cañones submarinos, mesetas y llanuras abisales. El restante 29,2 % no cubierto por el agua se compone de montañas, desiertos, llanuras, mesetas y otras geomorfologías.

La superficie del planeta se moldea a lo largo de períodos de tiempo geológicos, debido a la erosión tectónica. Las características de esta superficie formada o deformada mediante la tectónica de placas están sujetas a una constante erosión a causa de las precipitaciones, los ciclos térmicos y los efectos químicos. La glaciación, la erosión costera, la acumulación de los arrecifes de coral y los grandes impactos de meteoritos​ también actúan para remodelar el paisaje.

Altimetría y batimetría actual. Datos del del National Geophysical Data Center de Estados Unidos.

La corteza continental se compone de material de menor densidad, como las rocas ígneas, el granito y la andesita. Menos común es el basalto, una densa roca volcánica que es el componente principal de los fondos oceánicos.​ Las rocas sedimentarias se forman por la acumulación de sedimentos compactados. Casi el 75 % de la superficie continental está cubierta por rocas sedimentarias, a pesar de que estas solo forman un 5 % de la corteza.​ El tercer material rocoso más abundante en la Tierra son las rocas metamórficas, creadas a partir de la transformación de tipos de roca ya existentes mediante altas presiones, altas temperaturas, o ambas. Los minerales de silicato más abundantes en la superficie de la Tierra incluyen el cuarzo, los feldespatos, el anfíbol, la mica, el piroxeno y el olivino.​ Los minerales de carbonato más comunes son la calcita (que se encuentra en piedra caliza) y la dolomita.

La pedosfera es la capa más externa de la Tierra. Está compuesta de tierra y está sujeta a los procesos de formación del suelo. Existe en el encuentro entre la litosfera, la atmósfera, la hidrosfera y la biosfera. Actualmente el 13,31 % del total de la superficie terrestre es tierra cultivable, y solo el 4,71 % soporta cultivos permanentes.​ Cerca del 40 % de la superficie emergida se utiliza actualmente como tierras de cultivo y pastizales, estimándose un total de 1,3×107 km² para tierras de cultivo y 3,4×107 km² para tierras de pastoreo.

La elevación de la superficie terrestre varía entre el punto más bajo de –418 m en el mar Muerto a una altitud máxima, estimada en 2005, de 8848 m en la cima del monte Everest. La altura media de la tierra sobre el nivel del mar es de 840 m.

Imágenes satelitales de la Tierra

Véase también: Cartografía
Planisferio terrestre (composición de fotos satelitales).

El satélite ambiental Envisat de la ESA desarrolló un retrato detallado de la superficie de la Tierra. A través del proyecto GLOBCOVER se desarrolló la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta aquel momento. Utilizó reflectores radar con antenas de ancho sintéticas, capturando con sus sensores la radiación reflejada.

La NASA completó un nuevo mapa tridimensional, que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80 % de la masa terrestre. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Índico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento ayudará a evitar catástrofes; los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración virtual del planeta.

Hidrosfera

Los océanos poseen el mayor volumen de agua en la Tierra.
Artículo principal: Hidrosfera

La abundancia de agua en la superficie de la Tierra es una característica única que distingue al "Planeta Azul" de otros en el Sistema Solar. La hidrosfera de la Tierra está compuesta fundamentalmente por océanos, pero técnicamente incluye todas las superficies de agua en el mundo, incluidos los mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas hasta una profundidad de 2000 m. El lugar más profundo bajo el agua es el abismo Challenger de la fosa de las Marianas, en el océano Pacífico, con una profundidad de –10 911,4 m.

La masa de los océanos es de aproximadamente 1,35×1018 toneladas métricas, o aproximadamente 1/4400 de la masa total de la Tierra. Los océanos cubren un área de 361,84×106 km² con una profundidad media de 3682,2 m, lo que resulta en un volumen estimado de 1,3324×109 km³.​ Si se nivelase toda la superficie terrestre, el agua cubriría la superficie del planeta hasta una altura de más de 2,7 km. El área total de la Tierra es de 5,1×108 km². Para la primera aproximación, la profundidad media sería la relación entre los dos, o de 2,7 km. Aproximadamente el 97,5 % del agua es salada, mientras que el restante 2,5 % es agua dulce. La mayor parte del agua dulce, aproximadamente el 68,7 %, se encuentra actualmente en estado de hielo.

La salinidad media de los océanos es de unos 35 gramos de sal por kilogramo de agua (35 ).​ La mayor parte de esta sal fue liberada por la actividad volcánica, o extraída de las rocas ígneas ya enfriadas.​ Los océanos son también un reservorio de gases atmosféricos disueltos, siendo estos esenciales para la supervivencia de muchas formas de vida acuática.​ El agua de los océanos tiene una influencia importante sobre el clima del planeta, actuando como un foco calórico de gran tamaño.​ Los cambios en la distribución de la temperatura oceánica pueden causar alteraciones climáticas, tales como la Oscilación del Sur, El Niño.

Atmósfera

Artículo principal: Atmósfera terrestre

La presión atmosférica media al nivel del mar se sitúa en torno a los 101,325 kPa, con una escala de altura de aproximadamente 8,5 km.​ Está compuesta principalmente de un 78 % de nitrógeno y un 21 % de oxígeno, con trazas de vapor de agua, dióxido de carbono y otras moléculas gaseosas. La altura de la troposfera varía con la latitud, entre 8 km en los polos y 17 km en el ecuador, con algunas variaciones debido a la climatología y los factores estacionales.

La biosfera de la Tierra ha alterado significativamente la atmósfera. La fotosíntesis oxigénica evolucionó hace 2700 millones de años, formando principalmente la atmósfera actual de nitrógeno-oxígeno. Este cambio permitió la proliferación de los organismos aeróbicos, así como la formación de la capa de ozono que bloquea la radiación ultravioleta proveniente del Sol, permitiendo la vida fuera del agua. Otras funciones importantes de la atmósfera para la vida en la Tierra incluyen el transporte de vapor de agua, proporcionar gases útiles, quemar los meteoritos pequeños antes de que alcancen la superficie, y moderar la temperatura.​ Este último fenómeno se conoce como el efecto invernadero: trazas de moléculas presentes en la atmósfera capturan la energía térmica emitida desde el suelo, aumentando así la temperatura media. El dióxido de carbono, el vapor de agua, el metano y el ozono son los principales gases de efecto invernadero de la atmósfera de la Tierra. Sin este efecto de retención del calor, la temperatura superficial media sería de –18 °C y la vida probablemente no existiría.

Clima y tiempo atmosférico

Artículos principales: Clima y Tiempo atmosférico.
Imagen satelital de la nubosidad de la Tierra usando el espectroradiómetro de imágenes de media resolución de la NASA.

La atmósfera terrestre no tiene unos límites definidos, haciéndose poco a poco más delgada hasta desvanecerse en el espacio exterior. Tres cuartas partes de la masa atmosférica están contenidas dentro de los primeros 11 km de la superficie del planeta. Esta capa inferior se llama troposfera. La energía del Sol calienta esta capa y la superficie bajo esta, causando la expansión del aire. El aire caliente se eleva debido a su menor densidad, siendo sustituido por aire de mayor densidad, es decir, aire más frío. Esto da como resultado la circulación atmosférica que genera el tiempo y el clima a través de la redistribución de la energía térmica.

Las líneas principales de circulación atmosférica las constituyen los vientos alisios en la región ecuatorial por debajo de los 30° de latitud, y los vientos del oeste en latitudes medias entre los 30° y 60°.​ Las corrientes oceánicas también son factores importantes para determinar el clima, especialmente la circulación termohalina que distribuye la energía térmica de los océanos ecuatoriales a las regiones polares.

El vapor de agua generado a través de la evaporación superficial es transportado según los patrones de circulación de la atmósfera. Cuando las condiciones atmosféricas permiten la elevación del aire caliente y húmedo, el agua se condensa y se deposita en la superficie en forma de precipitaciones.​ La mayor parte del agua es transportada a altitudes más bajas mediante los sistemas fluviales y por lo general regresa a los océanos o es depositada en los lagos. Este ciclo del agua es un mecanismo vital para sustentar la vida en la tierra y es un factor primario de la erosión que modela la superficie terrestre a lo largo de períodos geológicos. Los patrones de precipitación varían enormemente, desde varios metros de agua por año a menos de un milímetro. La circulación atmosférica, las características topológicas y las diferencias de temperatura determinan las precipitaciones medias de cada región.

La cantidad de energía solar que llega a la Tierra disminuye al aumentar la latitud. En las latitudes más altas la luz solar incide en la superficie en un ángulo menor, teniendo que atravesar gruesas columnas de atmósfera. Como resultado, la temperatura media anual del aire a nivel del mar se reduce en aproximadamente 0,4 °C por cada grado de latitud alejándose del ecuador.​ La Tierra puede ser subdividida en franjas latitudinales más o menos homogéneas con un clima específico. Desde el ecuador hasta las regiones polares, se encuentran la zona intertropical (o ecuatorial), el clima subtropical, el clima templado y los climas polares.​ El clima también puede ser clasificado en función de la temperatura y las precipitaciones, en regiones climáticas caracterizadas por masas de aire bastante uniformes. La metodología de clasificación más usada es la clasificación climática de Köppen (modificada por el estudiante de Wladimir Peter Köppen, Rudolph Geiger), que cuenta con cinco grandes grupos (zonas tropicales húmedas, zonas áridas, zonas húmedas con latitud media, clima continental y frío polar), que se dividen en subtipos más específicos.

Atmósfera superior

Desde este punto de vista se observa la Luna parcialmente oscurecida y deformada por la atmósfera de la Tierra. Imagen de la NASA.
Artículo principal: Espacio exterior

Por encima de la troposfera, la atmósfera suele dividir en estratosfera, mesosfera y termosfera.​ Cada capa tiene un gradiente adiabático diferente, que define la tasa de cambio de la temperatura con respecto a la altura. Más allá de éstas se encuentra la exosfera, que se atenúa hasta penetrar en la magnetosfera, donde los campos magnéticos de la Tierra interactúan con el viento solar.​ Dentro de la estratosfera se encuentra la capa de ozono; un componente que protege parcialmente la superficie terrestre de la luz ultravioleta, siendo un elemento importante para la vida en la Tierra. La línea de Kármán, definida en los 100 km sobre la superficie de la Tierra, es una definición práctica usada para establecer el límite entre la atmósfera y el espacio.

La energía térmica hace que algunas de las moléculas en el borde exterior de la atmósfera de la Tierra incrementen su velocidad hasta el punto de poder escapar de la gravedad del planeta. Esto da lugar a una pérdida lenta pero constante de la atmósfera hacia el espacio. Debido a que el hidrógeno no fijado tiene un bajo peso molecular puede alcanzar la velocidad de escape más fácilmente, escapando así al espacio exterior a un ritmo mayor que otros gases.​ La pérdida de hidrógeno hacia el espacio contribuye a la transformación de la Tierra desde su inicial estado reductor a su actual estado oxidante. La fotosíntesis proporcionó una fuente de oxígeno libre, pero se cree que la pérdida de agentes reductores como el hidrógeno fue una condición previa necesaria para la acumulación generalizada de oxígeno en la atmósfera.​ Por tanto, la capacidad del hidrógeno para escapar de la atmósfera de la Tierra puede haber influido en la naturaleza de la vida desarrollada en el planeta.​ En la atmósfera actual, rica en oxígeno, la mayor parte del hidrógeno se convierte en agua antes de tener la oportunidad de escapar. En cambio, la mayor parte de la pérdida de hidrógeno actual proviene de la destrucción del metano en la atmósfera superior.

Campo magnético

Esquema de la magnetosfera de la Tierra. Los flujos de viento solar, de izquierda a derecha
Artículo principal: Campo magnético terrestre

El campo magnético de la Tierra tiene una forma similar a un dipolo magnético, con los polos actualmente localizados cerca de los polos geográficos del planeta. En el ecuador del campo magnético (ecuador magnético), la fuerza del campo magnético en la superficie es3,05 × 10-5T, con un momento magnético dipolar global de7,91 × 1015 T m³.​ Según la teoría del dínamo, el campo se genera en el núcleo externo fundido, región donde el calor crea movimientos de convección en materiales conductores, generando corrientes eléctricas. Estas corrientes inducen a su vez el campo magnético de la Tierra. Los movimientos de convección en el núcleo son caóticos; los polos magnéticos se mueven y periódicamente cambian de orientación. Esto da lugar a reversiones geomagnéticas a intervalos de tiempo irregulares, unas pocas veces cada millón de años. La inversión más reciente tuvo lugar hace aproximadamente 700 000 años.

El campo magnético forma la magnetosfera, que desvía las partículas de viento solar. En dirección al Sol, el arco de choque entre el viento solar y la magnetosfera se encuentra a unas 13 veces el radio de la Tierra. La colisión entre el campo magnético y el viento solar forma los cinturones de radiación de Van Allen; un par de regiones concéntricas, con forma tórica, formadas por partículas cargadas muy energéticas. Cuando el plasma entra en la atmósfera de la Tierra por los polos magnéticos se crean las auroras polares.

Rotación

Inclinación del eje de la Tierra (u oblicuidad) y su relación con el eje de rotación y el plano orbital.
Artículo principal: Rotación de la Tierra

El período de rotación de la Tierra con respecto al Sol, es decir, un día solar, es de alrededor de 86 400 segundos de tiempo solar (86 400,0025 segundos SIU).​ El día solar de la Tierra es ahora un poco más largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la aceleración de marea, los días duran entre 0 y 2 ms SIU más.

La rotación de la Tierra fotografiada por DSCOVR EPIC el 29 de mayo de 2016, unas semanas antes del solsticio.

El período de rotación de la Tierra en relación a las estrellas fijas, llamado día estelar por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra y Sistemas de Referencia (IERS por sus siglas en inglés), es de86 164,098903691 segundos del tiempo solar medio (UT1), o de23h 56m 4,098903691s.​ El período de rotación de la Tierra en relación con el equinoccio vernal, mal llamado el día sidéreo, es de86 164,09053083288 segundos del tiempo solar medio (UT1)(23h 56m 4,09053083288s).​ Por tanto, el día sidéreo es más corto que el día estelar en torno a 8,4 ms.​ La longitud del día solar medio en segundos SIU está disponible en el IERS para los períodos 1623-2005​ y 1962-2005.

Aparte de los meteoros en la atmósfera y de los satélites en órbita baja, el movimiento aparente de los cuerpos celestes vistos desde la Tierra se realiza hacia al oeste, a una velocidad de 15°/h = 15'/min. Para las masas cercanas al ecuador celeste, esto es equivalente a un diámetro aparente del Sol o de la Luna cada dos minutos (desde la superficie del planeta, los tamaños aparentes del Sol y de la Luna son aproximadamente iguales).

Órbita

Artículo principal: Traslación de la Tierra
Ilustración de la galaxia Vía Láctea, mostrando la posición del Sol

La Tierra orbita alrededor del Sol a una distancia media de unos 150 millones de kilómetros, completando una órbita cada 365,2564 días solares, o un año sideral. Desde la Tierra, esto genera un movimiento aparente del Sol hacia el este, desplazándose con respecto a las estrellas a un ritmo de alrededor de 1°/día, o un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas. Debido a este movimiento, en promedio la Tierra tarda 24 horas (un día solar) en completar una rotación sobre su eje hasta que el sol regresa al meridiano. La velocidad orbital de la Tierra es de aproximadamente 29,8 km/s (107 000 km/h), que es lo suficientemente rápida como para recorrer el diámetro del planeta (12 742 km) en siete minutos, o la distancia entre la Tierra y la Luna (384 000 km) en cuatro horas.

La Luna gira con la Tierra en torno a un baricentro común, debido a que este se encuentra dentro de la Tierra, a 4541 km de su centro, el sistema Tierra-Luna no es un planeta doble, la Luna completa un giro cada 27,32 días con respecto a las estrellas de fondo. Cuando se combina con la revolución común del sistema Tierra-Luna alrededor del Sol, el período del mes sinódico, desde una luna nueva a la siguiente, es de 29,53 días. Visto desde el polo norte celeste, el movimiento de la Tierra, la Luna y sus rotaciones axiales son todas contrarias a la dirección de las manecillas del reloj (sentido anti-horario). Visto desde un punto de vista situado sobre los polos norte del Sol y la Tierra, la Tierra parecería girar en sentido anti-horario alrededor del Sol. Los planos orbitales y axiales no están alineados: El eje de la Tierra está inclinado unos 23,4 grados con respecto a la perpendicular al plano Tierra-Sol, y el plano entre la Tierra y la Luna está inclinado unos 5 grados con respecto al plano Tierra-Sol. Sin esta inclinación, habría un eclipse cada dos semanas, alternando entre los eclipses lunares y eclipses solares.

La esfera de Hill, o la esfera de influencia gravitatoria, de la Tierra tiene aproximadamente 1,5 Gm (o 1 500 000 kilómetros) de radio.​ Esta es la distancia máxima en la que la influencia gravitatoria de la Tierra es más fuerte que la de los más distantes Sol y resto de planetas. Los objetos deben orbitar la Tierra dentro de este radio, o terminarán atrapados por la perturbación gravitatoria del Sol.

Desde el año de 1772, se estableció que cuerpos pequeños pueden orbitar de manera estable la misma órbita que un planeta, si esta permanece cerca de un punto triangular de Lagrange (también conocido como «punto troyano») los cuales están situados 60° delante y 60° detrás del planeta en su órbita. La Tierra es el cuarto planeta con un asteroide troyano (2010 TK7) después de Júpiter, Marte y Neptuno de acuerdo a la fecha de su descubrimiento​ Este fue difícil de localizar debido al posicionamiento geométrico de la observación, este fue descubierto en el 2010 gracias al telescopio WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) de la NASA, pero fue en abril de 2011 con el telescopio «Canadá-Francia-Hawái» cuando se confirmó su naturaleza troyana,​ y se estima que su órbita permanezca estable dentro de los próximos 10 000 años.

La Tierra, junto con el Sistema Solar, está situada en la galaxia Vía Láctea, orbitando a alrededor de 28 000 años luz del centro de la galaxia. En la actualidad se encuentra unos 20 años luz por encima del plano ecuatorial de la galaxia, en el brazo espiral de Orión.

Estaciones e inclinación axial

Artículo principal: Oblicuidad de la eclíptica
Las estaciones se producen en la Tierra debido a la inclinación de su eje de rotación respecto al plano definido por su órbita (de la eclíptica). En la ilustración es invierno en el hemisferio norte y verano en el hemisferio sur. (La distancia y el tamaño entre los cuerpos no está a escala).

Debido a la inclinación del eje de la Tierra, la cantidad de luz solar que llega a un punto cualquiera en la superficie varía a lo largo del año. Esto ocasiona los cambios estacionales en el clima, siendo verano en el hemisferio norte ocurre cuando el Polo Norte está apuntando hacia el Sol, e invierno cuando apunta en dirección opuesta. Durante el verano, el día tiene una duración más larga y la luz solar incide más perpendicularmente en la superficie. Durante el invierno, el clima se vuelve más frío y los días más cortos. En la zona del Círculo Polar Ártico se da el caso extremo de no recibir luz solar durante una parte del año; fenómeno conocido como la noche polar. En el hemisferio sur se da la misma situación pero de manera inversa, con la orientación del Polo Sur opuesta a la dirección del Polo Norte.

La Tierra y la Luna vistas desde Marte, imagen del Mars Reconnaissance Orbiter. Desde el espacio, la Tierra puede verse en fases similares a las fases lunares.

Por convenio astronómico, las cuatro estaciones están determinadas por solsticios (puntos de la órbita en los que el eje de rotación terrestre alcanza la máxima inclinación hacia el Sol —solsticio de verano— o hacia el lado opuesto —solsticio de invierno—) y por equinoccios, cuando la inclinación del eje terrestre es perpendicular a la dirección del Sol. En el hemisferio norte, el solsticio de invierno se produce alrededor del 21 de diciembre, el solsticio de verano el 21 de junio, el equinoccio de primavera el 20 de marzo y el equinoccio de otoño el 23 de septiembre. En el hemisferio sur la situación se invierte, con el verano y los solsticios de invierno en fechas contrarias a la del hemisferio norte. De igual manera sucede con el equinoccio de primavera y de otoño.

El ángulo de inclinación de la Tierra es relativamente estable durante largos períodos de tiempo. Sin embargo, la inclinación se somete a nutaciones; un ligero movimiento irregular, con un período de 18,6 años.​ La orientación (en lugar del ángulo) del eje de la Tierra también cambia con el tiempo, precesando un círculo completo en cada ciclo de 25 800 años. Esta precesión es la razón de la diferencia entre el año sidéreo y el año tropical. Ambos movimientos son causados por la atracción variante del Sol y la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. Desde la perspectiva de la Tierra, los polos también migran unos pocos metros sobre la superficie. Este movimiento polar tiene varios componentes cíclicos, que en conjunto reciben el nombre de movimientos cuasiperiódicos. Además del componente anual de este movimiento, existe otro movimiento con ciclos de 14 meses llamado el bamboleo de Chandler. La velocidad de rotación de la Tierra también varía en un fenómeno conocido como variación de duración del día.

En tiempos modernos, el perihelio de la Tierra se produce alrededor del 3 de enero y el afelio alrededor del 4 de julio. Sin embargo, estas fechas cambian con el tiempo debido a la precesión orbital y otros factores, que siguen patrones cíclicos conocidos como ciclos de Milankovitch. La variación de la distancia entre la Tierra y el Sol resulta en un aumento de alrededor del 6,9 %​ de la energía solar que llega a la Tierra en el perihelio en relación con el afelio. Puesto que el hemisferio sur está inclinado hacia el Sol en el momento en que la Tierra alcanza la máxima aproximación al Sol, a lo largo del año el hemisferio sur recibe algo más de energía del Sol que el hemisferio norte. Sin embargo, este efecto es mucho menos importante que el cambio total de energía debido a la inclinación del eje, y la mayor parte de este exceso de energía es absorbido por la superficie oceánica, que se extiende en mayor proporción en el hemisferio sur.

Características
Diámetro 3474,8 km
Masa 7,349×1022 kg
Semieje mayor 384 400 km
Periodo orbital 27 d 7 h 43,7 m

Luna

Artículos principales: Luna y Sistema Tierra-Luna.

La Luna es el satélite natural de la Tierra. Es un cuerpo del tipo terrestre relativamente grande: con un diámetro de alrededor de la cuarta parte del de la Tierra, es el segundo satélite más grande del Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta, después del satélite Caronte de su planeta enano Plutón. Los satélites naturales que orbitan los demás planetas se denominan "lunas" en referencia a la Luna de la Tierra.

Detalles del sistema Tierra-Luna. Además del radio de cada objeto, de la distancia entre ellos, y de la inclinación del eje de cada uno, se muestra la distancia del baricentro del sistema Tierra-Luna al centro de la Tierra (4641 km). e de la NASA. El eje de la Luna se localiza por la tercera ley de Cassini.

La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna ha dado lugar a su acoplamiento de marea, lo que significa que su período de rotación es idéntico a su periodo de traslación alrededor de la Tierra. Como resultado, la luna siempre presenta la misma cara hacia nuestro planeta. A medida que la Luna orbita la Tierra, diferentes partes de su cara son iluminadas por el Sol, dando lugar a las fases lunares. La parte oscura de la cara está separada de la parte iluminada del terminador solar.

Debido a la interacción de las mareas, la Luna se aleja de la Tierra a una velocidad de aproximadamente 38 mm al año. Acumuladas durante millones de años, estas pequeñas modificaciones, así como el alargamiento del día terrestre en alrededor de 23 µs, han producido cambios significativos.​ Durante el período devónico, por ejemplo, (hace aproximadamente 410 millones de años) un año tenía 400 días, cada uno con una duración de 21,8 horas.

Secuencia de imágenes que muestran la rotación de la Tierra y la traslación de la Luna vistas desde la sonda espacial Galileo.

La Luna pudo haber afectado dramáticamente el desarrollo de la vida, moderando el clima del planeta. Evidencias paleontológicas y simulaciones computarizadas muestran que la inclinación del eje terrestre está estabilizada por las interacciones de marea con la Luna.​ Algunos teóricos creen que sin esta estabilización frente al momento ejercido por el Sol y los planetas sobre la protuberancia ecuatorial de la Tierra, el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, mostrando cambios caóticos durante millones de años, como parece ser el caso de Marte.

Vista desde la Tierra, la Luna está justo a una distancia que la hace que el tamaño aparente de su disco sea casi idéntico al del Sol. El diámetro angular (o ángulo sólido) de estos dos cuerpos coincide porque aunque el diámetro del Sol es unas 400 veces más grande que el de la Luna, también está 400 veces más distante.​ Esto permite que en la Tierra se produzcan los eclipses solares totales y anulares.

La teoría más ampliamente aceptada sobre el origen de la Luna, la teoría del gran impacto, afirma que esta se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte, llamado Tea, con la Tierra primitiva. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la relativa escasez de hierro y elementos volátiles en la Luna, y el hecho de que su composición sea casi idéntica a la de la corteza terrestre.

  • Representación a escala del tamaño y distancia relativa entre la Tierra y la Luna.

Otros elementos orbitales

A fecha de 2016, el planeta Tierra tiene nueve cuasisatélites naturales o asteroides coorbitales conocidos: el (3753) Cruithne, el 2002 AA29,2003 YN107, 2004 GU9,2006 FV35, 2010 SO162013 LX28, 2014 OL339 y 2016 HO3.​ El 15 de febrero de 2020 se descubrió que 2020 CD3 es un satélite natural temporal terrestre.

A fecha de 2011, existen 931 satélites operativos creados por el hombre orbitando la Tierra.


Artículo principal: Habitabilidad planetaria

Un planeta que pueda sostener vida se denomina habitable, incluso aunque en él no se originara vida. La Tierra proporciona las (actualmente entendidas como) condiciones necesarias, tales como el agua líquida, un ambiente que permite el ensamblaje de moléculas orgánicas complejas, y la energía suficiente para mantener un metabolismo.​ Hay otras características que se cree que también contribuyen a la capacidad del planeta para originar y mantener la vida: la distancia entre la Tierra y el Sol, así como su excentricidad orbital, la velocidad de rotación, la inclinación axial, la historia geológica, la permanencia de la atmósfera, y la protección ofrecida por el campo magnético.

Biosfera

Artículo principal: Biosfera

Se denomina "biosfera" al conjunto de los diferentes tipos de vida del planeta junto con su entorno físico, modificado por la presencia de los primeros. Generalmente se entiende que la biosfera empezó a evolucionar hace 3500 millones de años. La Tierra es el único lugar donde se sabe que existe vida. La biosfera se divide en una serie de biomas, habitados por plantas y animales esencialmente similares. En tierra, los biomas se separan principalmente por las diferencias en latitud, la altura sobre el nivel del mar y la humedad. Los biomas terrestres situados en los círculos ártico o antártico, en gran altura o en zonas extremadamente áridas son relativamente estériles de vida vegetal y animal; la diversidad de especies alcanza su máximo en tierras bajas y húmedas, en latitudes ecuatoriales.

Recursos naturales y uso de la tierra

Artículo principal: Recurso natural

La Tierra proporciona recursos que son explotados por los seres humanos con diversos fines. Algunos de estos son recursos no renovables, tales como los combustibles fósiles, que son difícilmente renovables a corto plazo.

De la corteza terrestre se obtienen grandes depósitos de combustibles fósiles, consistentes en carbón, petróleo, gas natural y clatratos de metano. Estos depósitos son utilizados por los seres humanos para la producción de energía, y también como materia prima para la producción de sustancias químicas. Los cuerpos minerales también se han formado en la corteza terrestre a través de distintos procesos de mineralogénesis, como consecuencia de la erosión y de los procesos implicados en la tectónica de placas.​ Estos cuerpos albergan fuentes concentradas de varios metales y otros elementos útiles.

La biosfera de la Tierra produce muchos productos biológicos útiles para los seres humanos, incluyendo (entre muchos otros) alimentos, madera, fármacos, oxígeno, y el reciclaje de muchos residuos orgánicos. El ecosistema terrestre depende de la capa superior del suelo y del agua dulce, y el ecosistema oceánico depende del aporte de nutrientes disueltos desde tierra firme.​ Los seres humanos también habitan la tierra usando materiales de construcción para construir refugios. Para 1993, el aprovechamiento de la tierra por los humanos era de aproximadamente:

Uso de la tierra Tierra cultivable Cultivos permanentes Pastos permanentes Bosques y tierras arboladas Áreas urbanas Otros
Porcentaje 13,13 % 4,71 % 26 % 32 % 1,5 % 30 %

La cantidad de tierras de regadío en 1993 se estimaban en 2 481 250 km².

Medio ambiente y riesgos

Grandes áreas de la superficie de la Tierra están sujetas a condiciones climáticas extremas, tales como ciclones tropicales, huracanes, o tifones que dominan la vida en esas zonas. Muchos lugares están sujetos a terremotos, deslizamientos, tsunamis, erupciones volcánicas, tornados, dolinas, ventiscas, inundaciones, sequías y otros desastres naturales.

Muchas áreas concretas están sujetas a la contaminación causada por el hombre del aire y del agua, a la lluvia ácida, a sustancias tóxicas, a la pérdida de vegetación (sobrepastoreo, deforestación, desertificación), a la pérdida de vida salvaje, la extinción de especies, la degradación del suelo y su agotamiento, a la erosión y a la introducción de especies invasoras.

Según las Naciones Unidas, existe un consenso científico que vincula las actividades humanas con el calentamiento global, debido a las emisiones industriales de dióxido de carbono y el calor residual antropogénico. Se prevé que esto produzca cambios tales como el derretimiento de los glaciares y superficies heladas, temperaturas más extremas, cambios significativos en el clima y un aumento global del nivel del mar.

Geografía humana

Artículo principal: Geografía humana
Véase también: Mundo

La cartografía —el estudio y práctica de la elaboración de mapas—, y subsidiariamente la geografía, han sido históricamente las disciplinas dedicadas a describir la Tierra. La topografía o determinación de lugares y distancias, y en menor medida la navegación, o determinación de la posición y de la dirección, se han desarrollado junto con la cartografía y la geografía, suministrando y cuantificando la información necesaria.

La Tierra tiene aproximadamente 7 000 000 000 de habitantes al mes de octubre de 2011.​ Las proyecciones indicaban que la población humana mundial llegaría a siete mil millones a principios de 2012, pero esta cifra fue superada a mediados de octubre de 2011​ y se espera llegar a 9200 millones en 2050.​ Se piensa que la mayor parte de este crecimiento tendrá lugar en los países en vías de desarrollo. La región del África subsahariana tiene la tasa de natalidad más alta del mundo. La densidad de población varía mucho en las distintas partes del mundo, pero la mayoría de la población vive en Asia. Está previsto que para el año 2020 el 60 % de la población mundial se concentre en áreas urbanas, frente al 40 % en áreas rurales.

Se estima que solo una octava parte de la superficie de la Tierra es apta para su ocupación por los seres humanos; tres cuartas partes está cubierta por océanos, y la mitad de la superficie terrestre es: desierto (14 %),​ alta montaña (27 %),​ u otros terrenos menos adecuados. El asentamiento permanente más septentrional del mundo es Alert, en la Isla de Ellesmere en Nunavut, Canadá.​ (82°28'N). El más meridional es la Base Amundsen-Scott, en la Antártida, casi exactamente en el Polo Sur. (90°S)

La Tierra de noche. Imagen compuesta a partir de los datos de iluminación del DMSP/OLS, representando una imagen simulada del mundo de noche. Esta imagen no es fotográfica y muchas características son más brillantes de lo que le parecería a un observador directo.

Las naciones soberanas independientes reclaman la totalidad de la superficie de tierra del planeta, a excepción de algunas partes de la Antártida y la zona no reclamada de Bir Tawil entre Egipto y Sudán. En el año 2011 existen 204 Estados soberanos, incluidos los 192 estados miembros de las Naciones Unidas. Hay también 59 territorios dependientes, y una serie de áreas autónomas, territorios en disputa y otras entidades.​ Históricamente, la Tierra nunca ha tenido un gobierno soberano con autoridad sobre el mundo entero, a pesar de que una serie de estados-nación han intentado dominar el mundo, sin éxito.

Las Naciones Unidas es una organización mundial intergubernamental que se creó con el objetivo de intervenir en las disputas entre las naciones, a fin de evitar los conflictos armados.​ Sin embargo, no es un gobierno mundial. La ONU sirve principalmente como un foro para la diplomacia y el derecho internacional. Cuando el consenso de sus miembros lo permite, proporciona un mecanismo para la intervención armada.

La Tierra de noche. El vídeo de la ISS comienza justo al sur-este de Alaska. La primera ciudad que pasa por encima de la Estación Espacial Internacional (vista unos 10 segundos en el vídeo) es la de San Francisco y sus alrededores. Si se mira con mucho cuidado, se puede ver que en el puente Golden Gate se encuentra: una franja más pequeña de luces justo antes de la cercana ciudad de San Francisco, nubes a la derecha de la imagen. También se pueden ver tormentas eléctricas muy evidentes en la costa del océano Pacífico, con nubes. A medida que el video avanza, la ISS pasa por encima de América Central (las luces verdes se pueden ver aquí), con la península de Yucatán a la izquierda. El paseo termina en la Estación Espacial Internacional es la ciudad capital de Bolivia, La Paz.

El primer humano en orbitar la Tierra fue Yuri Gagarin el 12 de abril de 1961.​ Hasta el 2004, alrededor de 400 personas visitaron el espacio exterior y alcanzado la órbita de la Tierra. De estos, doce han caminado sobre la Luna.​ En circunstancias normales, los únicos seres humanos en el espacio son los de la Estación Espacial Internacional. La tripulación de la estación, compuesta en la actualidad por seis personas, suele ser reemplazada cada seis meses.​ Los seres humanos que más se han alejado de la Tierra se distanciaron 400 171 kilómetros, alcanzados en la década de 1970 durante la misión Apolo 13.

La primera fotografía hecha por astronautas del "amanecer de la Tierra", tomada desde el Apolo 8.

La palabra Tierra proviene del latín Tellus o Terra​ que era equivalente en griego a Gea, nombre asignado a una deidad, al igual que los nombres de los demás planetas del Sistema Solar. El símbolo astronómico estándar de la Tierra consiste en una cruz circunscrita por un círculo.

A diferencia de lo sucedido con el resto de los planetas del Sistema Solar, la humanidad no comenzó a ver la Tierra como un objeto en movimiento, en órbita alrededor del Sol, hasta alcanzado el siglo XVI.​ La Tierra a menudo se ha personificado como una deidad, en particular, una diosa. En muchas culturas la diosa madre también es retratada como una diosa de la fertilidad. En muchas religiones los mitos sobre la creación recuerdan una historia en la que la Tierra es creada por una deidad o deidades sobrenaturales. Varios grupos religiosos, a menudo asociados a las ramas fundamentalistas del protestantismo​ o el islam,​ afirman que sus interpretaciones sobre estos mitos de creación, relatados en sus respectivos textos sagrados son la verdad literal, y que deberían ser consideradas junto a los argumentos científicos convencionales de la formación de la Tierra y el desarrollo y origen de la vida, o incluso reemplazarlos.​ Tales afirmaciones son rechazadas por la comunidad científica​ y otros grupos religiosos.​ Un ejemplo destacado es la controversia entre el creacionismo y la teoría de la evolución.

En el pasado hubo varias creencias en una Tierra plana,​ pero esta creencia fue desplazada por el concepto de una Tierra esférica, debido a la observación y a la circunnavegación.​ La perspectiva humana acerca de la Tierra ha cambiado tras el comienzo de los vuelos espaciales, y actualmente la biosfera se interpreta desde una perspectiva global integrada.​ Esto se refleja en el creciente movimiento ecologista, que se preocupa por los efectos que causa la humanidad sobre el planeta.

En muchos países se celebra el 22 de abril el Día de la Tierra, con el objetivo de hacer conciencia de las condiciones ambientales del planeta.

  1. En las listas de referencia, la longitud del nodo ascendente como -11,26064°, que es equivalente a 348,73936 ° por el hecho de que cualquier ángulo es igual a sí mismo más 360°.
  2. En las listas de referencia de la longitud del perihelio, es la suma de la longitud del nodo ascendente y el argumento del perihelio. Es decir, 114,20783° + (-11,26064°) = 102,94719°.
  3. Todas las cantidades astronómicas varían, tanto secular como periódicamente. Las cantidades indicadas son los valores del instante J2000.0 de la variación secular, haciendo caso omiso de todas las variaciones periódicas.
  4. Afelio = a × (1 + e); perihelio = a × (1 - e), donde a es el semieje mayor y e es la excentricidad.
  5. Debido a las fluctuaciones naturales, las ambigüedades que rodean las plataformas de hielo, y los convenios de asignación para los datums verticales, los valores exactos de la tierra y la cobertura del océano no son significativos. Sobre la base de datos del Mapa de vectores y de el 26 de marzo de 2015 en Wayback Machine., los valores extremos para la cobertura de los lagos y arroyos son del 0,6 % y 1,0 % de la superficie de la Tierra. Los recubrimientos de hielo de la Antártida y Groenlandia se cuentan como tierra, a pesar de que gran parte de la roca en la que se apoyan se encuentra por debajo del nivel del mar.
  6. En la actualidad, los otros planetas del Sistema Solar son o demasiado calientes o demasiado fríos para que el agua líquida en la superficie alcance un equilibrio "líquido-vapor". En 2007 se detectó vapor de agua en la atmósfera de un solo planeta extrasolar, y es un gigante gaseoso.
  7. El número de días solares es uno menos que el número de días siderales porque la órbita de la Tierra alrededor del Sol requiere un giro adicional del planeta sobre su eje.
  8. Incluyendo la Placa Somalí, que actualmente está en proceso de formación desde la placa africana.
  9. Localmente varía entre 5 y 200 km.
  10. Localmente varia entre 5 y 70 km.
  11. Esta es la medida tomada por el buque Kaikō en marzo de 1995, y se cree que es la medición más precisa hasta la fecha. Véase el artículo Abismo Challenger para más detalles.
  12. Aoki, la fuente última de estas cifras, usa el término "segundos de UT1" en lugar de "segundos de tiempo solar medio".—Aoki, S. (1982). «The new definition of universal time». Astronomy and Astrophysics 105 (2): 359-361. Bibcode:.
  13. Para la Tierra, la esfera de Hill es de
    R H = a m 3 M 3 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}R_{H}=a{\sqrt[{3}]{\frac {m}{3M}}}\end{smallmatrix}}} ,
    donde m es la masa de la Tierra, a es la unidad astronómica, y M es la masa del Sol. Siendo el radio en U.A. cercano a: 1 3 332946 3 = 0 , 01 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\sqrt[{3}]{\frac {1}{3\cdot 332946}}}=0,01\end{smallmatrix}}} .
  14. El primer asteroide troyano que se descubrió pertenece a Júpiter y fue en el año de 1906, más tarde en 1990 se descubrió el primer troyano en un planeta distinto de Júpiter; (5261) Eureka, un troyano perteneciente a Marte, a en 2001, se halló el primer troyano de Neptuno: 2001 QR322b y en el 2011 se estableció que el TK7 2010 es un troyano de la Tierra.
  15. El afelio tiene el 103,4 % de la distancia del perihelio. Debido a la ley del cuadrado inverso, la radiación en el perihelio es alrededor del 106,9 % de la energía en el afelio.
  1. Williams, David R. (1º de septiembre de 2004). (en inglés). NASA. Consultado el 9 de agosto de 2010.
  2. Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). (en inglés). Springer. p. 294. ISBN 0387987460.
  3. Standish, E. Myles; Williams, James C. (PDF)(en inglés). International Astronomical Union Commission 4: (Ephemerides). Archivado desde el 27 de mayo de 2010. Consultado el 3 de abril de 2010. Véase tabla 8.10.2. Cálculo basado en 1 AU = 149,597,870,700(3) m.
  4. Staff (7 de agosto de 2007). (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service. Consultado el 23 de septiembre de 2008.
  5. Comando espacial de Estados Unidos (1 de marzo de 2001). . SpaceRef Interactive. Consultado el 7 de mayo de 2011.
  6. Pidwirny, Michael (2 de febrero de 2006). (en inglés). University of British Columbia, Okanagan. Archivado desde el 9 de diciembre de 2006. Consultado el 26 de noviembre de 2007.
  7. Staff (24 de julio de 2008). . The World Factbook(en inglés). Central Intelligence Agency. Consultado el 5 de agosto de 2008.
  8. . The Astronomical Almanac(en inglés). Archivado desde el 13 de mayo de 2011. Consultado el 25 de febrero de 2011.
  9. Sistema de coordenadas cartográficas mundial (WGS-84). de la Agencia Nacional de Inteligencia-Geoespacial.
  10. Cazenave, Anny (1995). «Geoid, Topography and Distribution of Landforms». En Ahrens, Thomas J, ed. . Archivado desde el 16 de octubre de 2006.(PDF|formato= requiere |url= (ayuda))(en inglés). Washington, DC: American Geophysical Union. ISBN 0-87590-851-9.|fechaacceso= requiere |url= (ayuda)
  11. Various (2000). David R. Lide, ed. Handbook of Chemistry and Physics(en inglés) (81st edición). CRC. ISBN 0-8493-0481-4.
  12. Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). (en inglés). Springer. p. 296. ISBN 0-387-98746-0. Consultado el 17 de agosto de 2010.
  13. . WMO Weather and Climate Extremes Archive(en inglés). Arizona State University. Archivado desde el 16 de junio de 2010. Consultado el 7 de agosto de 2010.
  14. Kinver, Mark (10 de diciembre de 2009). . BBC Online(en inglés). Consultado el 22 de abril de 2010.
  15. . WMO Weather and Climate Extremes Archive(en inglés). Arizona State University. Archivado desde el 4 de enero de 2013. Consultado el 7 de agosto de 2010.
  16. NOAA, ed. (6 de mayo de 2015). (en inglés). Consultado el 19 de diciembre de 2015.
  17. Real Academia Española y Asociación de Academias de la Lengua Española. . Diccionario de la lengua española (23.ª edición).
  18. Véase:
    • Dalrymple, G.B. The Age of the Earth (La edad de la Tierra)(en inglés). California: Stanford University Press. ISBN 0-8047-1569-6.
    • Newman, William L. (9 de julio de 2007). (en inglés). Publications Services, USGS. Consultado el 30 de mayo de 2011.
    • Dalrymple, G. Brent (2001). . Geological Society, London, Special Publications(en inglés) 190 (1): 205-221. doi:. Consultado el 30 de mayo de 2011.
    • Stassen, Chris (10 de septiembre de 2005). (en inglés). TalkOrigins Archive. Consultado el 30 de mayo de 2011.
  19. Robert M., May (1988). How many species are there on earth? (Cuántas especies hay en la Tierra). 4872(en inglés) 241. Science. pp. 1441-1449. Bibcode:. PMID . doi:.
  20. Harrison, Roy M.; Hester, Ronald E. (2002). Causes and Environmental Implications of Increased UV-B Radiation(en inglés). Royal Society of Chemistry. ISBN 0-85404-265-2.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  21. Harrison, T.; Blichert-Toft, J.; Müller, W.; Albarede, F.; Holden, P.; Mojzsis, S. (diciembre de 2005). «Heterogeneous Hadean hafnium: evidence of continental crust at 4.4 to 4.5 ga». Science(en inglés) 310 (5756): 1947-50. Bibcode:. PMID . doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  22. Hong, D. (2004). «Continental crustal growth and the supercontinental cycle: evidence from the Central Asian Orogenic Belt». Journal of Asian Earth Sciences(en inglés) 23 (5): 799. Bibcode:. doi:.
  23. Armstrong, R. L. (1991). «The persistent myth of crustal growth». Australian Journal of Earth Sciences(en inglés) 38 (5): 613-630. Bibcode:. doi:.
  24. Tinetti, G.; Vidal-Madjar, A.; Liang, M. C.; Beaulieu, J. P.; Yung, Y.; Carey, S.; Barber, R. J.; Tennyson, J.; Ribas, I (julio de 2007). . Nature(en inglés) 448 (7150): 169-171. Bibcode:. PMID . doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda);La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  25. . La Nación. 23 de abril de 2013. Consultado el 23 de abril de 2013.
  26. Yoder, Charles F. (1995). T. J. Ahrens, ed. (en inglés). Washington: American Geophysical Union. p. 8. ISBN 0-87590-851-9. Archivado desde el 21 de abril de 2009. Consultado el 17 de marzo de 2007.
  27. Bowring, S.; Housh, T. (1995). «The Earth's early evolution». Science(en inglés) 269 (5230): 1535. Bibcode:. PMID . doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  28. Yin, Qingzhu; Jacobsen, S. B.; Yamashita, K.; Blichert-Toft, J.; Télouk, P.; Albarède, F. (2002). «A short timescale for terrestrial planet formation from Hf-W chronometry of meteorites». Nature(en inglés) 418 (6901): 949-952. Bibcode:. PMID . doi:.
  29. Kleine, Thorsten; Palme, Herbert; Mezger, Klaus; Halliday, Alex N. (24 de noviembre de 2005). «Hf-W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon». Science(en inglés) 310 (5754): 1671-1674. Bibcode:. PMID . doi:.
  30. Reilly, Michael (22 de octubre de 2009). (en inglés). Consultado el 30 de enero de 2010.
  31. Canup, R. M.; Asphaug, E. (Fall Meeting 2001). «An impact origin of the Earth-Moon system». Abstract #U51A-2(en inglés). American Geophysical Union. Bibcode:.|fechaacceso= requiere |url= (ayuda)
  32. Canup, R.; Asphaug, E. (2001). . Nature(en inglés) 412 (6848): 708-712. Bibcode:. PMID . doi:.
  33. Morbidelli, A.; Chambers, J.; Lunine, J. I.; Petit, J. M.; Robert, F.; Valsecchi, G. B.; Cyr, K. E. (2000). «Source regions and time scales for the delivery of water to Earth». Meteoritics & Planetary Science(en inglés) 35 (6): 1309-1320. Bibcode:. doi:.
  34. . Madri+d. Consultado el 1º de julio de 2011.
  35. Guinan, E. F.; Ribas, I. «Our Changing Sun: The Role of Solar Nuclear Evolution and Magnetic Activity on Earth's Atmosphere and Climate». En Benjamin Montesinos, Alvaro Gimenez y Edward F. Guinan, ed. ASP Conference Proceedings: The Evolving Sun and its Influence on Planetary Environments(en inglés). San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:. ISBN 1-58381-109-5.|fechaacceso= requiere |url= (ayuda)
  36. Staff (4 de marzo de 2010). . Physorg.news(en inglés). Consultado el 27 de marzo de 2010.
  37. Rogers, John James William; Santosh, M. (2004). (en inglés). Oxford University Press US. p. . ISBN 0-19-516589-6.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  38. Hurley, P. M.; Rand, J. R. (Junio de 1969). «Pre-drift continental nuclei». Science(en inglés) 164 (3885): 1229-1242. Bibcode:. PMID . doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  39. Armstrong, R. L. (1968). «A model for the evolution of strontium and lead isotopes in a dynamic earth». Reviews of Geophysics(en inglés) 6 (2): 175-199. Bibcode:. doi:.
  40. De Smet, J. (2000). «Early formation and long-term stability of continents resulting from decompression melting in a convecting mantle». Tectonophysics(en inglés) 322 (1-2): 19. Bibcode:. doi:.
  41. Chorowicz, Jean (octubre de 2005). «The East African rift system». Journal of African Earth Sciences(en inglés) 43 (1–3): 379-410. Bibcode:. doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  42. Murphy, J. B.; Nance, R. D. (1965). . American Scientist(en inglés) 92 (4): 324-33. doi:. Archivado desde el 13 de julio de 2007. Consultado el 5 de marzo de 2007.
  43. Purves, William Kirkwood; Sadava, David; Orians, Gordon H.; Heller, Craig (2001). (en inglés). Macmillan. p. . ISBN 0-7167-3873-2.
  44. Doolittle, W. Ford; Worm, Boris (febrero de 2000). . Scientific American(en inglés) 282 (6): 90-95. Archivado desde el 24 de julio de 2011.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  45. Berkner, L. V.; Marshall, L. C. (1965). «On the Origin and Rise of Oxygen Concentration in the Earth's Atmosphere». Journal of Atmospheric Sciences(en inglés) 22 (3): 225-261. Bibcode:. doi:.
  46. Burton, Kathleen (29 de noviembre de 2002). (en inglés). NASA. Consultado el 5 de marzo de 2007.
  47. Kirschvink, J. L. (1992). Schopf, J. W.; Klein, C. y Des Maris, D, ed. Late Proterozoic low-latitude global glaciation: the Snowball Earth. The Proterozoic Biosphere: A Multidisciplinary Study(en inglés). Cambridge University Press. pp. 51-52. ISBN 0-521-36615-1.
  48. Raup, D. M.; Sepkoski, J. J. (1982). «Mass Extinctions in the Marine Fossil Record». Science(en inglés) 215 (4539): 1501-1503. Bibcode:. PMID . doi:.
  49. Gould, Stephan J. (Octubre de 1994). . Scientific American(en inglés). Consultado el 5 de marzo de 2007.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  50. Wilkinson, B. H.; McElroy, B. J. (2007). . Bulletin of the Geological Society of America(en inglés) 119 (1–2): 140-156. doi:. Consultado el 22 de abril de 2007.
  51. Staff. (en inglés). Page Paleontology Science Center. Consultado el 2 de marzo de 2007.
  52. Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal(PDF|formato= requiere |url= (ayuda))(en inglés) 418: 457-468. Bibcode:. doi:.
  53. Kasting, J. F. (1988). «Runaway and Moist Greenhouse Atmospheres and the Evolution of Earth and Venus». Icarus(en inglés) 74 (3): 472-494. Bibcode:. PMID . doi:.
  54. Britt, Robert (25 de febrero de 2000). (en inglés). Archivado desde el 5 de junio de 2009.
  55. Li, King-Fai; Pahlevan, Kaveh; Kirschvink, Joseph L.; Yung, Yuk L. (2009). . Proceedings of the National Academy of Sciences(en inglés). 1-6 (24): 9576-9579. Bibcode:. PMC . PMID . doi:. Consultado el 19 de julio de 2009.
  56. Ward, Peter D.; Brownlee, Donald (2002). (en inglés). New York: Times Books, Henry Holt and Company. ISBN 0-8050-6781-7.
  57. Carrington, Damian (21 de febrero de 2000). (en inglés). BBC News. Consultado el 31 de marzo de 2007.
  58. Guillemot, H.; Greffoz, V. (marzo de 2002). «Ce que sera la fin du monde». Science et Vie(en francés). N° 1014.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  59. Bounama, Christine; Franck, S.; Von Bloh, W. (2001). . Hydrology and Earth System Sciences(en inglés) (Germany: Potsdam Institute for Climate Impact Research) 5 (4): 569-575. Bibcode:. doi:. Consultado el 3 de julio de 2009.
  60. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008). «Distant future of the Sun and Earth revisited». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society(en inglés) 386 (1): 155. Bibcode:. arXiv:. doi:.
    Véase tambiénPalmer, Jason (22 de febrero de 2008). . NewScientist.com news service(en inglés). Archivado desde el 17 de marzo de 2008. Consultado el 24 de marzo de 2008.
  61. Stern, David P. (25 de noviembre de 2001). (en inglés). NASA. Archivado desde el 30 de junio de 2006. Consultado el 1º de abril de 2007.
  62. Tackley, Paul J. (16 de junio de 2000). «Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory». Science(en inglés) 288 (5473): 2002-2007. Bibcode:. PMID . doi:.
  63. . La Nación. Consultado el 23 de abril de 2013.
  64. Milbert, D. G.; Smith, D. A. (en inglés). National Geodetic Survey, NOAA. Consultado el 7 de marzo de 2007.
  65. Sandwell, D. T.; Smith, W. H. F. (7 de julio de 2006). (en inglés). NOAA/NGDC. Consultado el 21 de abril de 2007.
  66. Gammon, Katharine (27 de julio de 2011). (en inglés). Inside Science News Service. Archivado desde el 26 de septiembre de 2011. Consultado el 31 de julio de 2011.
  67. Nerem, R. S., y J. Wahr (2011). (en inglés) 38 (L13501). Geophysical research letters,. p. 6. doi:. Consultado el 31 de julio de 2011.
  68. Staff (noviembre de 2001). (en inglés). World Pool-Billiards Association. Archivado desde el 2 de febrero de 2007. Consultado el 10 de marzo de 2007.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  69. Senne, Joseph H. (2000). «Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain». Professional Surveyor(en inglés) 20 (5): 16-21.
  70. Sharp, David (5 de marzo de 2005). «Chimborazo and the old kilogram». The Lancet(en inglés) 365 (9462): 831-832. doi:.
  71. (en inglés). Australian Broadcasting Corporation. Consultado el 29 de diciembre de 2008.
  72. Página web Cool Cosmos, «Pregúntale a un astrónomo, para niños», datos sobre el tamaño de la tierra. Consultado el 9 de noviembre de 2014.
  73. Mohr, P. J.; Taylor, B. N. (octubre de 2000). . NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty(en inglés). NIST Physics Laboratory. Consultado el 23 de abril de 2007.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  74. Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 3,8 % del libro
  75. Asimov, 1984, Aproximadamente en el sitio 3,9 % del libro
  76. Brown, Geoff C.; Mussett, Alan E. (1981). The Inaccessible Earth(en inglés) (2nd edición). Taylor & Francis. p. 166. ISBN 0-04-550028-2. Note: After Ronov and Yaroshevsky (1969).
  77. Morgan, J. W.; Anders, E. (1980). . Proceedings of the National Academy of Science(en inglés) 71 (12): 6973-6977. Bibcode:. PMC . PMID . doi:. Consultado el 4 de febrero de 2007.
  78. Este artículo incorpora texto de una publicación sin restricciones conocidas de derecho de autor:Varios autores (1910-1911). «Encyclopædia Britannica». En Chisholm, Hugh, ed. Encyclopædia Britannica. A Dictionary of Arts, Sciences, Literature, and General information(en inglés) (11.ª edición). Encyclopædia Britannica, Inc.; actualmente en dominio público.
  79. Tanimoto, Toshiro (1995). Thomas J. Ahrens, ed. (PDF)(en inglés). Washington, DC: American Geophysical Union. ISBN 0-87590-851-9. Archivado desde el 16 de octubre de 2006. Consultado el 3 de febrero de 2007.
  80. Kerr, Richard A. (26 de septiembre de 2005). «Earth's Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet». Science(en inglés) 309 (5739): 1313. PMID . doi:.
  81. Jordan, T. H. (1979). . Proceedings National Academy of Science(en inglés) 76 (9): 4192-4200. Bibcode:. PMC . PMID . doi:. Consultado el 24 de marzo de 2007.
  82. Robertson, Eugene C. (26 de julio de 2001). (en inglés). USGS. Consultado el 24 de marzo de 2007.
  83. Turcotte, D. L.; Schubert, G. (2002). . Geodynamics(en inglés) (2 edición). Cambridge, England, UK: Cambridge University Press. pp. -137. ISBN 978-0-521-66624-4.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  84. Sanders, Robert (10 de diciembre de 2003). (en inglés). UC Berkeley News. Consultado el 28 de febrero de 2007.
  85. Alfè, D.; Gillan, M. J.; Vocadlo, L.; Brodholt, J; Price, G. D. (2002). (PDF). Philosophical Transaction of the Royal Society of London(en inglés) 360 (1795): 1227-1244. Consultado el 28 de febrero de 2007.
  86. Vlaar, N; Vankeken, P.; Vandenberg, A. (1994). (PDF). Earth and Planetary Science Letters(en inglés) 121 (1-2): 1. Bibcode:. doi:. Archivado desde el 30 de abril de 2011.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  87. Turcotte, D. L.; Schubert, G. (2002). . Geodynamics(en inglés) (2 edición). Cambridge, England, UK: Cambridge University Press. p. . ISBN 978-0-521-66624-4.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  88. Pollack, Henry N.; Hurter, Suzanne J.; Johnson, Jeffrey R. (agosto de 1993). . Reviews of Geophysics(en inglés) 31 (3): 267-280. Bibcode:. doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  89. Richards, M. A.; Duncan, R. A.; Courtillot, V. E. (1989). «Flood Basalts and Hot-Spot Tracks: Plume Heads and Tails». Science(en inglés) 246 (4926): 103-107. Bibcode:. PMID . doi:.
  90. Sclater, John G; Parsons, Barry; Jaupart, Claude (1981). «Oceans and Continents: Similarities and Differences in the Mechanisms of Heat Loss». Journal of Geophysical Research(en inglés) 86 (B12): 11535. Bibcode:. doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  91. Brown, W. K.; Wohletz, K. H. (2005). (en inglés). Los Alamos National Laboratory. Archivado desde el 17 de febrero de 2013. Consultado el 2 de marzo de 2007.
  92. Kious, W. J.; Tilling, R. I. (5 de mayo de 1999). (en inglés). USGS. Consultado el 2 de marzo de 2007.
  93. Seligman, Courtney (2008). . Online Astronomy eText Table of Contents(en inglés). cseligman.com. Consultado el 28 de febrero de 2008.
  94. Duennebier, Fred (12 de agosto de 1999). (en inglés). University of Hawaii. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  95. Mueller, R.D.; Roest, W.R.; Royer, J.-Y.; Gahagan, L.M.; Sclater, J.G. (7 de marzo de 2007). (en inglés). NOAA. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  96. Bowring, Samuel A.; Williams, Ian S. (1999). «Priscoan (4.00–4.3 Ga) orthogneisses from northwestern Canada». Contributions to Mineralogy and Petrology(en inglés) 134 (1): 3. Bibcode:. doi:.
  97. Meschede, M.; Udo Barckhausen, U. (20 de noviembre de 2000). . Proceedings of the Ocean Drilling Program(en inglés). Texas A&M University. Consultado el 2 de abril de 2007.
  98. Staff. (en inglés). NASA JPL. Consultado el 2 de abril de 2007.
  99. Pidwirny, Michael (2006). (en inglés). PhysicalGeography.net. Consultado el 19 de marzo de 2007.
  100. Kring, David A. (en inglés). Lunar and Planetary Laboratory. Consultado el 22 de marzo de 2007.
  101. Staff. (en inglés). Volcano World. Archivado desde el 29 de enero de 2009. Consultado el 11 de marzo de 2007.
  102. Jessey, David. (en inglés). Cal Poly Pomona. Archivado desde el 26 de febrero de 2007. Consultado el 20 de marzo de 2007.
  103. de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2010). Planetary Sciences(en inglés) (2nd edición). Cambridge University Press. p. 154. ISBN 0-521-85371-0.
  104. Wenk, Hans-Rudolf; Bulakh, Andreĭ Glebovich (2004). Minerals: their constitution and origin(en inglés). Cambridge University Press. p. 359. ISBN 0-521-52958-1.
  105. FAO Staff (1995). FAO Production Yearbook 1994(en inglés) (Volume 48 edición). Rome, Italy: Food and Agriculture Organization of the United Nations. ISBN 92-5-003844-5.
  106. Sverdrup, H. U.; Fleming, Richard H. (1º de enero de 1942). (en inglés). Scripps Institution of Oceanography Archives. ISBN 0-13-630350-1. Consultado el 13 de junio de 2008.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  107. . European Space Agency. 9 de mayo de 2005. Consultado el 12 de febrero de 2010.
  108. . LaFlecha.net. 10 de enero de 2005. Consultado el 12 de febrero de 2010.
  109. (en inglés). Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology (JAMSTEC). Consultado el 7 de junio de 2008.
  110. Charette, Matthew A.; Smith, Walter H. F. (junio de 2010). . Oceanography(en inglés) 23 (2): 112-114. Archivado desde el 13 de junio de 2010. Consultado el 4 de junio de 2010.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda);La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  111. Shiklomanov, Igor A.; et al. (1999). (en inglés). State Hydrological Institute, St. Petersburg. Archivado desde el 3 de abril de 2013. Consultado el 10 de agosto de 2006.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  112. Kennish, Michael J. (2001). . Marine science series(en inglés) (3era edición). CRC Press. p. . ISBN 0-8493-2391-6.
  113. Mullen, Leslie (11 de junio de 2002). (en inglés). NASA Astrobiology Magazine. Archivado desde el 22 de julio de 2007. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  114. Morris, Ron M. (en inglés). NASA Astrobiology Magazine. Archivado desde el 15 de abril de 2009. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  115. Scott, Michon (24 de abril de 2006). (en inglés). NASA Earth Observatory. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  116. Sample, Sharron (21 de junio de 2005). (en inglés). NASA. Consultado el 21 de abril de 2007.
  117. Geerts, B.; Linacre, E. (noviembre de 1997). . Resources in Atmospheric Sciences(en inglés). University of Wyoming. Consultado el 10 de agosto de 2006.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda);La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  118. Staff (8 de octubre de 2003). (en inglés). NASA. Consultado el 21 de marzo de 2007.
  119. Moran, Joseph M. (2005). . World Book Online Reference Center(en inglés). NASA/World Book, Inc. Archivado desde el 10 de marzo de 2013. Consultado el 17 de marzo de 2007.
  120. Berger, Wolfgang H. (2002). (en inglés). University of California, San Diego. Consultado el 24 de marzo de 2007.
  121. Rahmstorf, Stefan (2003). (en inglés). Potsdam Institute for Climate Impact Research. Consultado el 21 de abril de 2007.
  122. Various (21 de julio de 1997). (en inglés). University of Illinois. Consultado el 24 de marzo de 2007.
  123. Sadava, David E.; Heller, H. Craig; Orians, Gordon H. (2006). (en inglés) (8va edición). MacMillan. p. . ISBN 0-7167-7671-5.
  124. Staff. (en inglés). UK Department for Environment, Food and Rural Affairs. Archivado desde el 22 de marzo de 2007. Consultado el 24 de marzo de 2007.
  125. Staff (2004). (en inglés). Science Week. Archivado desde el 13 de julio de 2007. Consultado el 14 de marzo de 2007.
  126. de Córdoba, S. Sanz Fernández (21 de junio de 2004). (en inglés). Fédération Aéronautique Internationale. Archivado desde el 3 de abril de 2007. Consultado el 21 de abril de 2007.
  127. Liu, S. C.; Donahue, T. M. (1974). «The Aeronomy of Hydrogen in the Atmosphere of the Earth». Journal of Atmospheric Sciences(en inglés) 31 (4): 1118-1136. Bibcode:. doi:.
  128. Catling, David C.; Zahnle, Kevin J.; McKay, Christopher P. (2001). . Science(en inglés) 293 (5531): 839-843. Bibcode:. PMID . doi:.
  129. Abedon, Stephen T. (31 de marzo de 1997). (en inglés). Ohio State University. Archivado desde el 1 de abril de 2007. Consultado el 19 de marzo de 2007.
  130. Hunten, D. M.; Donahue, T. M (1976). «Hydrogen loss from the terrestrial planets». Annual review of earth and planetary sciences(en inglés) 4 (1): 265-292. Bibcode:. doi:.
  131. Lang, Kenneth R. (2003). (en inglés). Cambridge University Press. p. . ISBN 0-521-81306-9.
  132. Fitzpatrick, Richard (16 de febrero de 2006). (en inglés). NASA WMAP. Consultado el 27 de febrero de 2007.
  133. Campbell, Wallace Hall (2003). Introduction to Geomagnetic Fields(en inglés). New York: Cambridge University Press. p. 57. ISBN 0-521-82206-8.
  134. Stern, David P. (8 de julio de 2005). (en inglés). NASA. Consultado el 21 de marzo de 2007.
  135. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. (noviembre de 2008). «The Physical Basis of the Leap Second». The Astronomical Journal(en inglés) 136 (5): 1906-1908. Bibcode:. doi:.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  136. (en inglés). Time Service Department, USNO. Consultado el 23 de septiembre de 2008.
  137. (en inglés). 26 de mayo de 2016. Consultado el 27 de mayo de 2016.
  138. Seidelmann, P. Kenneth (1992). Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac(en inglés). Mill Valley, CA: University Science Books. p. 48. ISBN 0-935702-68-7.
  139. Staff. (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). Archivado desde el 3 de octubre de 2008. Consultado el 23 de septiembre de 2008.—Graph at end.
  140. Staff. (en inglés). International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). Archivado desde el 13 de agosto de 2007. Consultado el 23 de septiembre de 2008.
  141. Zeilik, M.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics(en inglés) (4ta edición). Saunders College Publishing. p. 56. ISBN 0-03-006228-4.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
  142. Williams, David R. (10 de febrero de 2006). (en inglés). NASA. Consultado el 28 de septiembre de 2008.—Véase los diámetros aparentes en las páginas del Sol y la Luna.
  143. Williams, David R. (1º de septiembre de 2004). (en inglés). NASA. Consultado el 21 de marzo de 2007.
  144. Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palle, E. (2006). (PDF)(en inglés). Instituto de Astrofísica de Canarias. Archivado desde el 22 de agosto de 2011. Consultado el 21 de marzo de 2007.
  145. Bowell, Edward (1991). . NASA, Reports of Planetary Astronomy: 147. Consultado el 20 de diciembre de 2009.
  146. National Optical Astronomy Observatory (NOAO) (2003). (en inglés). Consultado el 20 de diciembre de 2009.
  147. . Azteca Noticias. 28 de julio de 2011. Archivado desde el 17 de diciembre de 2014. Consultado el 28 de julio de 2011.
  148. Martin Connors, Paul Wiegert & Christian Veillet (27 de julio de 2011). (en inglés). Nature. pp. 481-483. doi:. Archivado desde el 28 de julio de 2011. Consultado el 28 de julio de 2011.
  149. Astrophysicist team (1º de diciembre de 2005). (en inglés). NASA. Consultado el 11 de junio de 2008.
  150. Bromberg, Irv (1º de mayo de 2008). (en inglés). University of Toronto. Archivado desde el 18 de diciembre de 2008. Consultado el 8 de noviembre de 2008.
  151. Lin, Haosheng (2006). . Survey of Astronomy AST110-6. University of Hawaii at Manoa. Consultado el 10 de septiembre de 2010.
  152. Fisher, Rick (5 de febrero de 1996). (en inglés). National Radio Astronomy Observatory. Consultado el 21 de marzo de 2007.
  153. Williams, Jack (20 de diciembre de 2005). (en inglés). USAToday. Consultado el 17 de marzo de 2007.
  154. Espenak, F.; Meeus, J. (7 de febrero de 2007). (en inglés). NASA. Archivado desde el 22 de agosto de 2011. Consultado el 20 de abril de 2007.
  155. Poropudas, Hannu K. J. (16 de diciembre de 1991). (en inglés). Skeptic Tank. Archivado desde el 14 de octubre de 2012. Consultado el 20 de abril de 2007.
  156. Laskar, J.; Robutel, P.; Joutel, F.; Gastineau, M.; Correia, A. C. M.; Levrard, B. (2004). «A long-term numerical solution for the insolation quantities of the Earth». Astronomy and Astrophysics(en inglés) 428 (1): 261-285. Bibcode:. doi:.
  157. Murray, N.; Holman, M (2001). «The role of chaotic resonances in the solar system». Nature(en inglés) 410 (6830): 773-779. PMID . arXiv:. doi:.|fechaacceso= requiere |url= (ayuda)
  158. Canup, R.; Asphaug, E. (2001). «Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation». Nature(en inglés) 412 (6848): 708-712. Bibcode:. PMID . doi:.
  159. Whitehouse, David (21 de octubre de 2002). (en inglés). BBC News. Consultado el 31 de marzo de 2007.
  160. Christou, Apostolos A.; Asher, David J. (31 de marzo de 2011). «A long-lived horseshoe companion to the Earth» (en inglés). arXiv:. Véase tabla 2, p. 5.
  161. Brasser, R. (2004). Transient co-orbital asteroids 171 (1). pp. 102-109. doi:.|fechaacceso= requiere |url= (ayuda)
  162. Braconnier, Deborah (16 de abril de 2011). . PhysOrg. Consultado el 31 de julio de 2011.
  163. .
  164. . Nuclear Weapons & Global Security(en inglés). Union of Concerned Scientists. 31 de enero de 2011. Consultado el 12 de mayo de 2011.
  165. Staff (septiembre de 2003). (en inglés). NASA, Lockheed Martin. Archivado desde el 10 de abril de 2007. Consultado el 10 de marzo de 2007.La referencia utiliza el parámetro obsoleto |mes= (ayuda)
  166. Dole, Stephen H. (1970). (en inglés) (2nd edición). American Elsevier Publishing Co. ISBN 0-444-00092-5. Consultado el 11 de marzo de 2007.
  167. Hillebrand, Helmut (2004). «On the Generality of the Latitudinal Gradient». American Naturalist(en inglés) 163 (2): 192--211. PMID . doi:.
  168. Staff (24 de noviembre de 2006). (en inglés). Non-vertebrate Paleontology Laboratory, Texas Memorial Museum. Consultado el 1º de abril de 2007.
  169. Rona, Peter A. (2003). . Science(en inglés) 299 (5607): 673-674. PMID . doi:. Consultado el 4 de febrero de 2007.
  170. Staff (2 de febrero de 2007). (en inglés). United Nations. Archivado desde el 21 de diciembre de 2008. Consultado el 7 de marzo de 2007.
  171. . Telenews. 20 de agosto de 2014. Consultado el 20 de agosto de 2014.
  172. Laurance, William F.; Mahmoud, Mahmoud I.; Crist, Eileen; Alamgir, Mohammed; Galetti, Mauro; Newsome, Thomas M.; Wolf, Christopher; Ripple, William J. (1 de diciembre de 2017). . BioScience(en inglés) 67 (12): 1026-1028. ISSN . doi:. Consultado el 14 de abril de 2019.
  173. . El País. Consultado el 8 de noviembre de 2011.
  174. Staff. (en inglés). United Nations. Archivado desde el 5 de septiembre de 2009. Consultado el 7 de marzo de 2007.
  175. Staff (2007). (en inglés). Population Reference Bureau. Archivado desde el 3 de julio de 2007. Consultado el 31 de marzo de 2007.
  176. Peel, M. C.; Finlayson, B. L.; McMahon, T. A. (2007). . Hydrology and Earth System Sciences Discussions(en inglés) 4 (2): 439-473. doi:. Consultado el 31 de marzo de 2007.
  177. Staff. (en inglés). Secretariat of the Convention on Biological Diversity. Archivado desde el 7 de abril de 2007. Consultado el 29 de marzo de 2007.
  178. Staff (15 de agosto de 2006). (en inglés). Information Management Group. Consultado el 31 de marzo de 2007.
  179. Kennedy, Paul (1989). El auge y caída de las grandes potencias (Primera edición). Vintage. ISBN 0-679-72019-7.
  180. (en inglés). United Nations. Archivado desde el 20 de febrero de 2009. Consultado el 23 de diciembre de 2008.
  181. Staff. (en inglés). United Nations. Archivado desde el 31 de diciembre de 2008. Consultado el 27 de marzo de 2007.
  182. Kuhn, Betsy (2006). (en inglés). Twenty-First Century Books. p. . ISBN 0-8225-5984-6.
  183. Ellis, Lee (2004). (en inglés). Americana Group Publishing. ISBN 0-9667961-4-4.
  184. Shayler, David; Vis, Bert (2005). Russia's Cosmonauts: Inside the Yuri Gagarin Training Center(en inglés). Birkhäuser. ISBN 0-387-21894-7.
  185. Wade, Mark (30 de junio de 2008). (en inglés). Encyclopedia Astronautica. Consultado el 23 de diciembre de 2008.
  186. (en inglés). NASA. 16 de enero de 2007. Consultado el 23 de diciembre de 2008.
  187. Cramb, Auslan (28 de octubre de 2007). (en inglés). Telegraph. Consultado el 23 de marzo de 2009.
  188. DRAE. . Consultado el 10 de junio de 2011.
  189. Liungman, Carl G. (2004). «Group 29: Multi-axes symmetric, both soft and straight-lined, closed signs with crossing lines». Symbols – Encyclopedia of Western Signs and Ideograms(en inglés). New York: Ionfox AB. pp. 281-282. ISBN 91-972705-0-4.
  190. Arnett, Bill (16 de julio de 2006). . The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System: one star, eight planets, and more(en inglés). Consultado el 9 de marzo de 2010.
  191. Dutch, S. I. (2002). (PDF). Journal of Geoscience Education(en inglés) 50 (2): 137-144. Consultado el 2008de abril de28.
  192. Edis, Taner (2003). (PDF)(en inglés). Amherst: Prometheus. ISBN 1-59102-064-6. Archivado desde el 27 de mayo de 2008. Consultado el 28 de abril de 2008.
  193. Ross, M.R. (2005). (PDF). Journal of Geoscience Education(en inglés) 53 (3): 319. Consultado el 28 de abril de 2008.
  194. Pennock, R. T. (2003). «Creationism and intelligent design». Annual Review of Genomics Human Genetics(en inglés) 4 (1): 143-63. PMID . doi:.
  195. (en inglés). Washington, D.C: National Academies Press. 2008. ISBN 0-309-10586-2. Consultado el 13 de marzo de 2011.
  196. Colburn,, A.; Henriques, Laura (2006). «Clergy views on evolution, creationism, science, and religion». Journal of Research in Science Teaching(en inglés) 43 (4): 419-442. Bibcode:. doi:.
  197. Frye, Roland Mushat (1983). (en inglés). Scribner's. ISBN 0-684-17993-8.
  198. Gould, S. J. (1997). (PDF). Natural History(en inglés) 106 (2): 16-22. Consultado el 28 de abril de 2008.
  199. Russell, Jeffrey B. (en inglés). American Scientific Affiliation. Consultado el 14 de marzo de 2007.; pero véase también Cosmas Indicopleustes.
  200. Jacobs, James Q. (1º de febrero de 1998). (en inglés). Archivado desde el 23 de abril de 2007. Consultado el 21 de abril de 2007.
  201. Fuller, R. Buckminster (1963). (en inglés) (Primera edición). New York: E.P. Dutton & Co. ISBN 0-525-47433-1. Archivado desde el 18 de abril de 2007. Consultado el 21 de abril de 2007.
  202. Lovelock, James E. (1979). (en inglés) (Primera edición). Oxford: Oxford University Press. ISBN 0-19-286030-5.
  203. Por ejemplo:McMichael, Anthony J. (1993). (en inglés). Cambridge University Press. ISBN 0-521-45759-9.
  • Asimov, Isaac (1984). «El universo». Nueva guía de la ciencia.
  • Wikimedia Commons alberga una galería multimedia sobre Tierra.
  • Wikiquote alberga frases célebres de o sobre Tierra.
  • Wikcionario tiene definiciones y otra información sobre tierra.
  • Mapa tridimensional de la Tierra. Descargable gratuitamente (184,3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más.
  • (imágenes basadas en fotografías aéreas y satelitales de la Tierra, en Flash).

Tierra
tierra, tercer, planeta, desde, sistema, solar, idioma, vigilar, editar, para, otros, usos, este, término, véase, desambiguación, planeta, redirige, aquí, para, serie, documental, véase, planeta, documental, latín, terra, deidad, romana, equivalente, diosa, gr. Tierra tercer planeta desde el Sol en el Sistema solar Idioma Vigilar Editar Para otros usos de este termino vease Tierra desambiguacion Planeta Tierra redirige aqui Para la serie documental vease Planeta Tierra documental La Tierra del latin Terra 17 deidad romana equivalente a Gea diosa griega de la feminidad y la fecundidad es un planeta del sistema solar que gira alrededor de su estrella el Sol en la tercera orbita mas interna Es el mas denso y el quinto mayor de los ocho planetas del sistema solar Tambien es el mayor de los cuatro terrestres o rocosos TierraImagen de la Tierra tomada por la NASA durante la mision Apolo 8DescubrimientoCategoriaPlanetaEstrellaSolDistancia estelar0Elementos orbitalesLongitud del nodo ascendente348 73936 1 nota 1 Inclinacion7 155 con el ecuador del Sol 1 57869 2 respecto al plano invariableArgumento del periastro114 20783 1 nota 2 Semieje mayor149 598 261 km 1 00000261 AU 3 Excentricidad0 01671123 3 Anomalia media357 51716 1 Elementos orbitales derivadosEpocaJ2000 0 nota 3 Periastro o perihelio147 098 290 km 0 98329134 UA nota 4 Apoastro o afelio152 098 232 km 1 01671388 UA nota 4 Periodo orbital sideral365 256363004 dias 4 1 000017421 AJVelocidad orbital media29 78 km s 1 107 200 km hRadio orbital medio0 999855 ua 149 597 870 691 kmSatelites1 natural la Luna Mas de 8 300 artificiales para el primero de marzo de 2001 5 Caracteristicas fisicasMasa5 9736 1024 kg 1 Volumen1 08321 1012 km 1 Densidad5 515 g cm 1 Area de superficie510 072 000 km 6 7 nota 5 148 940 000 km tierra 29 2 361 132 000 km agua 70 8 RadioEcuatorial6378 1 km 8 9 Polar6356 8 km 10 Medio6371 0 km 11 Gravedad9 80665 m s Velocidad de escape11 186 km s 1 Periodo de rotacion0 99726968 d 12 23h 56m 4 100sInclinacion axial23 26 21 0 4119 4 Albedo0 367 geometrico 1 0 306 de Bond 1 Caracteristicas atmosfericasPresion101 325 kPa m s n m TemperaturaMinima184 K 13 89 15 CMedia287 2 K 14 14 05 CMaxima331 K 15 56 7 CComposicionNitrogeno78 08 N2 1 Oxigeno20 95 O2 Argon0 93 v vCO2400 ppmv 2015 16 Neon18 2 ppmvHidrogeno5 ppmvHelio5 24 ppmvMetano1 72 ppmvKripton1 ppmvoxido nitroso0 31 ppmvXenon0 08 ppmvCO0 05 ppmvOzono0 03 0 02 ppmv variable CFC0 3 0 2 ppbv variable Vapor de agua1 variable No computable para el aire seco Cuerpo celesteAnteriorVenusSiguienteMarte editar datos en Wikidata Escucha este articulo1 ª parte source source 2 ª parte source source 3 ª parte source source 4 ª parte source source Esta narracion de audio fue creada a partir de una version especifica de este articulo concretamente del 7 de junio de 2019 y no refleja las posibles ediciones subsiguientes Mas articulos grabados Problemas al reproducir estos archivos La Tierra se formo hace aproximadamente 4550 millones de anos y la vida surgio unos mil millones de anos despues 18 Es el hogar de millones de especies incluidos los seres humanos y actualmente el unico cuerpo astronomico donde se conoce la existencia de vida 19 La atmosfera y otras condiciones abioticas han sido alteradas significativamente por la biosfera del planeta favoreciendo la proliferacion de organismos aerobios asi como la formacion de una capa de ozono que junto con el campo magnetico terrestre bloquean la radiacion solar danina permitiendo asi la vida en la Tierra 20 Las propiedades fisicas de la Tierra la historia geologica y su orbita han permitido que la vida siga existiendo Se estima que el planeta seguira siendo capaz de sustentar vida durante otros 5000 millones de anos ya que segun las previsiones actuales pasado ese tiempo la creciente luminosidad del Sol terminara causando la extincion de la biosfera 21 22 23 La superficie terrestre o corteza esta dividida en varias placas tectonicas que se deslizan sobre el magma durante periodos de varios millones de anos La superficie esta cubierta por continentes e islas estos poseen varios lagos rios y otras fuentes de agua que junto con los oceanos de agua salada que representan cerca del 71 de la superficie constituyen la hidrosfera No se conoce ningun otro planeta con este equilibrio de agua liquida nota 6 que es indispensable para cualquier tipo de vida conocida Los polos de la Tierra estan cubiertos en su mayoria de hielo solido indlandsis de la Antartida o de banquisas casquete polar artico El interior del planeta es geologicamente activo con una gruesa capa de manto relativamente solido un nucleo externo liquido que genera un campo magnetico y un solido nucleo interior compuesto por aproximadamente un 88 de hierro 25 La Tierra interactua gravitatoriamente con otros objetos en el espacio especialmente el Sol y la Luna En la actualidad la Tierra completa una orbita alrededor del Sol cada vez que realiza 366 26 giros sobre su eje lo cual es equivalente a 365 26 dias solares o un ano sideral nota 7 El eje de rotacion de la Tierra se encuentra inclinado 23 4 con respecto a la perpendicular a su plano orbital lo que produce las variaciones estacionales en la superficie del planeta con un periodo de un ano tropical 365 24 dias solares 26 La Tierra posee un unico satelite natural la Luna que comenzo a orbitar la Tierra hace 4530 millones de anos esta produce las mareas estabiliza la inclinacion del eje terrestre y reduce gradualmente la velocidad de rotacion del planeta Hace aproximadamente 3800 a 4100 millones de anos durante el llamado bombardeo intenso tardio numerosos asteroides impactaron en la Tierra causando significativos cambios en la mayor parte de su superficie Tanto los minerales del planeta como los productos de la biosfera aportan recursos que se utilizan para sostener a la poblacion humana mundial Sus habitantes estan agrupados en unos 200 estados soberanos independientes que interactuan a traves de la diplomacia los viajes el comercio y la accion militar Las culturas humanas han desarrollado muchas ideas sobre el planeta incluida la personificacion de una deidad la creencia en una Tierra plana o en la Tierra como centro del universo y una perspectiva moderna del mundo como un entorno integrado que requiere administracion Indice 1 Cronologia 1 1 Evolucion de la vida 1 2 Futuro 2 Composicion y estructura 2 1 Forma 2 2 Tamano 2 3 Composicion quimica 2 4 Estructura interna 2 5 Calor 2 6 Placas tectonicas 2 7 Superficie 2 7 1 Imagenes satelitales de la Tierra 2 8 Hidrosfera 2 9 Atmosfera 2 9 1 Clima y tiempo atmosferico 2 9 2 Atmosfera superior 2 10 Campo magnetico 3 Rotacion y orbita 3 1 Rotacion 3 2 orbita 3 3 Estaciones e inclinacion axial 4 Satelite natural y otros elementos orbitales 4 1 Luna 4 2 Otros elementos orbitales 5 Localizacion de la Tierra 6 Habitabilidad 6 1 Biosfera 6 2 Recursos naturales y uso de la tierra 6 3 Medio ambiente y riesgos 6 4 Geografia humana 7 Perspectiva cultural 8 Dia de la Tierra 9 Vease tambien 10 Notas 11 Referencias 12 Bibliografia 13 Enlaces externosCronologiaArticulos principales Historia de la Tierray Edad de la Tierra Los cientificos han podido reconstruir informacion detallada sobre el pasado de la Tierra Segun estos estudios el material mas antiguo del sistema solar se formo hace 4567 2 0 6 millones de anos 27 y en torno a unos 4550 millones de anos atras con una incertidumbre del 1 18 se habian formado ya la Tierra y los otros planetas del sistema solar a partir de la nebulosa solar una masa en forma de disco compuesta del polvo y gas remanente de la formacion del Sol Este proceso de formacion de la Tierra a traves de la acrecion tuvo lugar mayoritariamente en un plazo de 10 20 millones de anos 28 La capa exterior del planeta inicialmente fundida se enfrio hasta formar una corteza solida cuando el agua comenzo a acumularse en la atmosfera La Luna se formo poco antes hace unos 4530 millones de anos 29 Representacion grafica de la teoria del gran impacto El actual modelo consensuado 30 sobre la formacion de la Luna es la teoria del gran impacto que postula que la Luna se creo cuando un objeto del tamano de Marte con cerca del 10 de la masa de la Tierra 31 impacto tangencialmente contra esta 32 En este modelo parte de la masa de este cuerpo podria haberse fusionado con la Tierra mientras otra parte habria sido expulsada al espacio proporcionando suficiente material en orbita como para desencadenar nuevamente un proceso de aglutinamiento por fuerzas gravitatorias y formando asi la Luna La desgasificacion de la corteza y la actividad volcanica produjeron la atmosfera primordial de la Tierra La condensacion de vapor de agua junto con el hielo y el agua liquida aportada por los asteroides y por protoplanetas cometas y objetos transneptunianos produjeron los oceanos 33 El recien formado Sol solo tenia el 70 de su luminosidad actual sin embargo existen evidencias que muestran que los primitivos oceanos se mantuvieron en estado liquido una contradiccion denominada la paradoja del joven Sol debil ya que aparentemente el agua no deberia ser capaz de permanecer en ese estado liquido sino en el solido debido a la poca energia solar recibida 34 Sin embargo una combinacion de gases de efecto invernadero y mayores niveles de actividad solar contribuyeron a elevar la temperatura de la superficie terrestre impidiendo asi que los oceanos se congelaran 35 Hace 3500 millones de anos se formo el campo magnetico de la Tierra lo que ayudo a evitar que la atmosfera fuese arrastrada por el viento solar 36 Se han propuesto dos modelos para el crecimiento de los continentes 37 el modelo de crecimiento constante 38 y el modelo de crecimiento rapido en una fase temprana de la historia de la Tierra 39 Las investigaciones actuales sugieren que la segunda opcion es mas probable con un rapido crecimiento inicial de la corteza continental 40 seguido de un largo periodo de estabilidad 21 nota 8 23 En escalas de tiempo de cientos de millones de anos de duracion la superficie terrestre ha estado en constante remodelacion formando y fragmentando continentes Estos continentes se han desplazado por la superficie combinandose en ocasiones para formar un supercontinente Hace aproximadamente 750 millones de anos Ma uno de los primeros supercontinentes conocidos Rodinia comenzo a resquebrajarse Los continentes mas tarde se recombinaron nuevamente para formar Pannotia entre 600 a 540 Ma y finalmente Pangea que se fragmento hace 180 Ma hasta llegar a la configuracion continental actual 42 Evolucion de la vida Historia de la vidaver discusion editar 4500 4000 3500 3000 2500 2000 1500 1000 500 0 aguaVida unicelularfotosintesisEucariotasVida multicelularVida terrestreDinosaurios MamiferosFlores Tierra primitiva 4540 Primeras aguas Vida temprana Meteoritos LHB Primeras evidencias de oxigeno Oxigeno atmosferico Crisis del oxigeno Primeras evidencias de reproduccion sexual Biota ediacara Explosion cambrica Primeros humanosF a n e r o z o i c oP r o t e r o z o i c oA r c a i c oH a d i c oPongolanoHuronianoCriogenicoAndinoKarooCuaternarioEscala vertical millones de anos Etiquetas color naranja eras de hielo conocidas Articulo principal Historia de la vida Vease tambien Cronologia de la historia evolutiva de la vida La Tierra proporciona el unico ejemplo conocido de un entorno que ha dado lugar a la evolucion de la vida 43 Se presume que procesos quimicos altamente energeticos produjeron una molecula auto replicante hace alrededor de 4000 millones de anos y hace entre 3500 y 3800 millones de anos existio el ultimo antepasado comun universal 44 El desarrollo de la fotosintesis permitio que los seres vivos recogiesen de forma directa la energia del Sol el oxigeno resultante acumulado en la atmosfera formo una capa de ozono una forma de oxigeno molecular O3 en la atmosfera superior La incorporacion de celulas mas pequenas dentro de las mas grandes dio como resultado el desarrollo de las celulas complejas llamadas eucariotas 45 Los verdaderos organismos multicelulares se formaron cuando las celulas dentro de colonias se hicieron cada vez mas especializadas La vida colonizo la superficie de la Tierra en parte gracias a la absorcion de la radiacion ultravioleta por parte de la capa de ozono 46 En la decada de 1960 surgio una hipotesis que afirmaba que durante el periodo Neoproterozoico desde 750 hasta los 580 Ma se produjo una intensa glaciacion en la que gran parte del planeta fue cubierto por una capa de hielo Esta hipotesis ha sido denominada la Glaciacion global y es de particular interes ya que este suceso precedio a la llamada explosion del Cambrico en la que las formas de vida multicelulares comenzaron a proliferar 47 Tras la explosion del Cambrico hace unos 535 Ma se han producido cinco extinciones en masa 48 De ellas el evento mas reciente ocurrio hace 65 Ma cuando el impacto de un asteroide provoco la extincion de los dinosaurios no aviarios asi como de otros grandes reptiles sobreviviendo algunos pequenos animales como los mamiferos que por aquel entonces eran similares a las actuales musaranas Durante los ultimos 65 millones de anos los mamiferos se diversificaron hasta que hace varios millones de anos un animal africano con aspecto de simio conocido como el orrorin tugenensis adquirio la capacidad de mantenerse en pie 49 Esto le permitio utilizar herramientas y favorecio su capacidad de comunicacion proporcionando la nutricion y la estimulacion necesarias para desarrollar un cerebro mas grande y permitiendo asi la evolucion de la especie humana El desarrollo de la agricultura y de la civilizacion permitio a los humanos alterar la Tierra en un corto espacio de tiempo como no lo habia hecho ninguna otra especie 50 afectando tanto a la naturaleza como a la diversidad y cantidad de formas de vida El presente patron de edades de hielo comenzo hace alrededor de 40 Ma y luego se intensifico durante el Pleistoceno hace alrededor de 3 Ma Desde entonces las regiones en latitudes altas han sido objeto de repetidos ciclos de glaciacion y deshielo en ciclos de 40 100 mil anos La ultima glaciacion continental termino hace 10 000 anos 51 Futuro Articulo principal Futuro de la Tierra Veanse tambien Fin de los Tiempos hipotesis y Fin de la civilizacion Ciclo de la vida solar El futuro del planeta esta estrechamente ligado al del Sol Como resultado de la acumulacion constante de helio en el nucleo del Sol la luminosidad total de la estrella ira poco a poco en aumento La luminosidad del Sol crecera en un 10 en los proximos 1 1 Ga 1100 millones de anos y en un 40 en los proximos 3 5 Ga 52 Los modelos climaticos indican que el aumento de la radiacion podria tener consecuencias nefastas en la Tierra incluyendo la perdida de los oceanos del planeta 53 Se espera que la Tierra sea habitable por alrededor de otros 500 millones de anos a partir de este momento 54 aunque este periodo podria extenderse hasta 2300 millones de anos si se elimina el nitrogeno de la atmosfera 55 El aumento de temperatura en la superficie terrestre acelerara el ciclo del CO2 inorganico lo que reducira su concentracion hasta niveles letalmente bajos para las plantas 10 ppm para la fotosintesis C4 dentro de aproximadamente 500 54 a 900 millones de anos La falta de vegetacion resultara en la perdida de oxigeno en la atmosfera lo que provocara la extincion de la vida animal a lo largo de varios millones de anos mas 56 Despues de otros mil millones de anos todas las aguas superficiales habran desaparecido 57 y la temperatura media global alcanzara los 70 C 56 Incluso si el Sol fuese eterno y estable el continuo enfriamiento interior de la Tierra se traduciria en una gran perdida de CO2 debido a la reduccion de la actividad volcanica 58 y el 35 del agua de los oceanos podria descender hasta el manto debido a la disminucion del vapor de ventilacion en las dorsales oceanicas 59 El Sol siguiendo su evolucion natural se convertira en una gigante roja en unos 5 Ga Los modelos predicen que el Sol se expandira hasta unas 250 veces su tamano actual alcanzando un radio cercano a 1 UA unos 150 millones de km 52 60 El destino que sufrira la Tierra entonces no esta claro Siendo una gigante roja el Sol perdera aproximadamente el 30 de su masa por lo que sin los efectos de las mareas la Tierra se movera a una orbita de 1 7 UA unos 250 millones de km del Sol cuando la estrella alcance su radio maximo Por lo tanto se espera que el planeta escape inicialmente de ser envuelto por la tenue atmosfera exterior expandida del Sol Aun asi cualquier forma de vida restante seria destruida por el aumento de la luminosidad del Sol alcanzando un maximo de cerca de 5000 veces su nivel actual 52 Sin embargo una simulacion realizada en 2008 indica que la orbita de la Tierra decaera debido a los efectos de marea y arrastre ocasionando que el planeta penetre en la atmosfera estelar y se vaporice 60 Composicion y estructuraArticulo principal Ciencias de la Tierra La Tierra es un planeta terrestre lo que significa que es un cuerpo rocoso y no un gigante gaseoso como Jupiter Es el mas grande de los cuatro planetas terrestres del sistema solar en tamano y masa y tambien es el que tiene la mayor densidad la mayor gravedad superficial el campo magnetico mas fuerte y la rotacion mas rapida de los cuatro 61 Tambien es el unico planeta terrestre con placas tectonicas activas 62 El movimiento de estas placas produce que la superficie terrestre este en constante cambio siendo responsables de la formacion de montanas de la sismicidad y del vulcanismo El ciclo de estas placas tambien juega un papel preponderante en la regulacion de la temperatura terrestre contribuyendo al reciclaje de gases con efecto invernadero como el dioxido de carbono por medio de la renovacion permanente de los fondos oceanicos 63 Forma Comparacion de tamano de los planetas interiores de izquierda a derecha Mercurio Venus Tierra y Marte La forma de la Tierra es muy parecida a la de un esferoide oblato una esfera achatada por los polos resultando en un abultamiento alrededor del ecuador 64 Este abultamiento esta causado por la rotacion de la Tierra y ocasiona que el diametro en el ecuador sea 43 km mas largo que el diametro de un polo a otro 65 Hace aproximadamente 22 000 anos la Tierra tenia una forma mas esferica la mayor parte del hemisferio norte se encontraba cubierto por hielo y a medida que el hielo se derretia causaba una menor presion en la superficie terrestre en la que se sostenia causando esto un tipo de rebote 66 Este fenomeno siguio ocurriendo hasta mediados de los anos noventa cuando los cientificos se percataron de que este proceso se habia invertido es decir el abultamiento aumentaba 67 Las observaciones del satelite GRACE muestran que al menos desde 2002 la perdida de hielo de Groenlandia y de la Antartida ha sido la principal responsable de esta tendencia Volcan Chimborazo el punto terrestre mas alejado del centro de la tierra La topografia local se desvia de este esferoide idealizado aunque las diferencias a escala global son muy pequenas la Tierra tiene una desviacion de aproximadamente una parte entre 584 o el 0 17 desde el esferoide de referencia que es menor que la tolerancia del 0 22 permitida en las bolas de billar 68 Las mayores desviaciones locales en la superficie rocosa de la Tierra son el monte Everest 8 848 m sobre el nivel local del mar y el abismo Challenger al sur de la fosa de las Marianas 10 911 m bajo el nivel local del mar Debido a la protuberancia ecuatorial el punto terrestre mas alejado del centro de la tierra es el volcan Chimborazo en Ecuador 69 70 71 Tamano La circunferencia en el ecuador es de 40 091 km El diametro en el ecuador es de 12 756 km y en los polos de 12 730 km 72 El diametro medio de referencia para el esferoide es de unos 12 742 km que es aproximadamente 40 000 km p ya que el metro se definio originalmente como la diezmillonesima parte de la distancia desde el ecuador hasta el Polo Norte por Paris Francia 73 La primera medicion del tamano de la Tierra fue hecha por Eratostenes el 240 a C En esa epoca se aceptaba que la Tierra era esferica Eratostenes calculo el tamano de la Tierra midiendo el angulo con que alumbraba el Sol en el solsticio tanto en Alejandria como en Siena distante 750 km El tamano que obtuvo fue de un diametro de 12 000 km y una circunferencia de 40 000 km 74 es decir con un error de solo el 6 respecto a los datos actuales Posteriormente Posidonio de Apamea repitio las mediciones en el ano 100 a C obteniendo el dato de 29 000 km para la circunferencia considerablemente mas impreciso respecto a los datos actuales Este ultimo valor fue el que acepto Ptolomeo por lo que prevalecio ese valor en los siglos siguientes 74 Cuando Magallanes dio la vuelta a todo el planeta en 1521 se restablecio el dato calculado por Eratostenes 75 Composicion quimica de la corteza 76 Compuesto Formula ComposicionContinental Oceanicasilice SiO2 60 2 48 6 alumina Al2O3 15 2 16 5 cal CaO 5 5 12 3 magnesio MgO 3 1 6 8 oxido de hierro II FeO 3 8 6 2 oxido de sodio Na2O 3 0 2 6 oxido de potasio K2O 2 8 0 4 oxido de hierro III Fe2O3 2 5 2 3 agua H2O 1 4 1 1 dioxido de carbono CO2 1 2 1 4 oxido de titanio TiO2 0 7 1 4 oxido de fosforo P2O5 0 2 0 3 Total 99 6 99 9 Composicion quimica Vease tambien Abundancia de los elementos en la Tierra La masa de la Tierra es aproximadamente de 5 98 1024 kg Se compone principalmente de hierro 32 1 oxigeno 30 1 silicio 15 1 magnesio 13 9 azufre 2 9 niquel 1 8 calcio 1 5 y aluminio 1 4 con el 1 2 restante formado por pequenas cantidades de otros elementos Debido a la segregacion de masa se cree que la zona del nucleo esta compuesta principalmente de hierro 88 8 con pequenas cantidades de niquel 5 8 azufre 4 5 y menos del 1 formado por trazas de otros elementos 77 El geoquimico F W Clarke 1847 1931 llamado el padre de la geoquimica por haber determinado la composicion de la corteza de la Tierra calculo que un poco mas del 47 de la corteza terrestre se compone de oxigeno Los componentes de las rocas mas comunes de la corteza de la Tierra son casi todos los oxidos Cloro azufre y fluor son las unicas excepciones significativas y su presencia total en cualquier roca es generalmente mucho menor del 1 Los principales oxidos son los de silice alumina hierro cal magnesia potasa y sosa La silice actua principalmente como un acido formando silicatos y los minerales mas comunes de las rocas igneas son de esta naturaleza A partir de un calculo sobre la base de 1672 analisis de todo tipo de rocas Clarke dedujo que un 99 22 de las rocas estan compuestas por 11 oxidos vease el cuadro a la derecha Todos los demas compuestos aparecen solo en cantidades muy pequenas 78 Estructura interna Articulo principal Estructura interna de la Tierra El interior de la Tierra al igual que el de los otros planetas terrestres esta dividido en capas segun su composicion quimica o sus propiedades fisicas reologicas pero a diferencia de los otros planetas terrestres tiene un nucleo interno y externo distintos Su capa externa es una corteza de silicato solido quimicamente diferenciado bajo la cual se encuentra un manto solido de alta viscosidad La corteza esta separada del manto por la discontinuidad de Mohorovicic variando el espesor de la misma desde un promedio de 6 km en los oceanos a entre 30 y 50 km en los continentes La corteza y la parte superior fria y rigida del manto superior se conocen comunmente como la litosfera y es de la litosfera de lo que estan compuestas las placas tectonicas Debajo de la litosfera se encuentra la astenosfera una capa de relativamente baja viscosidad sobre la que flota la litosfera Dentro del manto entre los 410 y 660 km bajo la superficie se producen importantes cambios en la estructura cristalina Estos cambios generan una zona de transicion que separa la parte superior e inferior del manto Bajo el manto se encuentra un nucleo externo liquido de viscosidad extremadamente baja descansando sobre un nucleo interno solido 79 El nucleo interno puede girar con una velocidad angular ligeramente superior que el resto del planeta avanzando de 0 1 a 0 5 por ano 80 Capas geologicas de la Tierra 81 Corte de la Tierra desde el nucleo hasta la exosfera no esta a escala Profundidad 82 km Componentes de las capas Densidad g cm 0 60 Litosfera nota 9 0 35 Corteza nota 10 2 2 2 935 60 Manto superior 3 4 4 4 35 2890 Manto 3 4 5 6100 700 Astenosfera 2890 5100 Nucleo externo 9 9 12 25100 6378 Nucleo interno 12 8 13 1Calor El calor interno de la Tierra proviene de una combinacion del calor residual de la acrecion planetaria 20 y el calor producido por la desintegracion radiactiva 80 83 Los isotopos con mayor produccion de calor en la Tierra son el potasio 40 el uranio 238 el uranio 235 y el torio 232 84 En el centro del planeta la temperatura puede llegar hasta los 7000 K y la presion puede alcanzar los 360 GPa 85 Debido a que gran parte del calor es proporcionado por la desintegracion radiactiva los cientificos creen que en la historia temprana de la Tierra antes de que los isotopos de reducida vida media se agotaran la produccion de calor de la Tierra fue mucho mayor Esta produccion de calor extra que hace aproximadamente 3000 millones de anos era el doble que la produccion actual 83 pudo haber incrementado los gradientes de temperatura dentro de la Tierra incrementando la conveccion del manto y la tectonica de placas permitiendo la produccion de rocas igneas como las komatitas que no se forman en la actualidad 86 Isotopos actuales de mayor produccion de calor 87 Isotopo Calor emitido Vatios kg isotopo Vida media anos Concentracion media del manto kg isotopo kg manto Calor emitido W kg manto238U 9 46 10 5 4 47 109 30 8 10 9 2 91 10 12235U 5 69 10 4 7 04 108 0 22 10 9 1 25 10 13232Th 2 64 10 5 1 40 1010 124 10 9 3 27 10 1240K 2 92 10 5 1 25 109 36 9 10 9 1 08 10 12 El promedio de perdida de calor de la Tierra es de 87 mW m 2 que supone una perdida global de 4 42 1013 W 88 Una parte de la energia termica del nucleo es transportada hacia la corteza por plumas del manto una forma de conveccion que consiste en afloramientos de roca a altas temperaturas Estas plumas pueden producir puntos calientes y coladas de basalto 89 La mayor parte del calor que pierde la Tierra se filtra entre las placas tectonicas en las surgencias del manto asociadas a las dorsales oceanicas Casi todas las perdidas restantes se producen por conduccion a traves de la litosfera principalmente en los oceanos ya que alli la corteza es mucho mas delgada que en los continentes 90 Placas tectonicas Placas tectonicas 91 Nombre de la placa Area 106 km Placa Africana nota 8 78 0 Placa Antartica 60 9 Placa Indoaustraliana 47 2 Placa Euroasiatica 67 8 Placa Norteamericana 75 9 Placa Sudamericana 43 6 Placa Pacifica 103 3Articulo principal Tectonica de placas La mecanicamente rigida capa externa de la Tierra la litosfera esta fragmentada en piezas llamadas placas tectonicas Estas placas son elementos rigidos que se mueven en relacion uno con otro siguiendo uno de estos tres patrones bordes convergentes en los que dos placas se aproximan bordes divergentes en los que dos placas se separan y bordes transformantes en los que dos placas se deslizan lateralmente entre si A lo largo de estos bordes de placa se producen los terremotos la actividad volcanica la formacion de montanas y la formacion de fosas oceanicas 92 Las placas tectonicas se deslizan sobre la parte superior de la astenosfera la solida pero menos viscosa seccion superior del manto que puede fluir y moverse junto con las placas 93 y cuyo movimiento esta fuertemente asociado a los patrones de conveccion dentro del manto terrestre A medida que las placas tectonicas migran a traves del planeta el fondo oceanico se subduce bajo los bordes de las placas en los limites convergentes Al mismo tiempo el afloramiento de material del manto en los limites divergentes crea las dorsales oceanicas La combinacion de estos procesos recicla continuamente la corteza oceanica nuevamente en el manto Debido a este proceso de reciclaje la mayor parte del suelo marino tiene menos de 100 millones de anos de edad La corteza oceanica mas antigua se encuentra en el Pacifico Occidental y tiene una edad estimada de unos 200 millones de anos 94 95 En comparacion la corteza continental mas antigua registrada tiene 4030 millones de anos de edad 96 Las siete placas mas grandes son la Pacifica Norteamericana Euroasiatica Africana Antartica Indoaustraliana y Sudamericana Otras placas notables son la placa Indica la placa arabiga la placa del Caribe la placa de Nazca en la costa occidental de America del Sur y la placa Escocesa en el sur del oceano Atlantico La placa de Australia se fusiono con la placa de la India hace entre 50 y 55 millones de anos Las placas con movimiento mas rapido son las placas oceanicas con la placa de Cocos avanzando a una velocidad de 75 mm ano 97 y la placa del Pacifico moviendose 52 69 mm ano En el otro extremo la placa con movimiento mas lento es la placa eurasiatica que avanza a una velocidad tipica de aproximadamente 21 mm ano 98 Superficie Histograma de elevacion de la corteza terrestre Articulos principales Superficie terrestre Accidente geograficoy Anexo Puntos extremos del mundo El relieve de la Tierra varia enormemente de un lugar a otro Cerca del 70 8 99 de la superficie esta cubierta por agua con gran parte de la plataforma continental por debajo del nivel del mar La superficie sumergida tiene caracteristicas montanosas incluyendo un sistema de dorsales oceanicas asi como volcanes submarinos 65 fosas oceanicas canones submarinos mesetas y llanuras abisales El restante 29 2 no cubierto por el agua se compone de montanas desiertos llanuras mesetas y otras geomorfologias La superficie del planeta se moldea a lo largo de periodos de tiempo geologicos debido a la erosion tectonica Las caracteristicas de esta superficie formada o deformada mediante la tectonica de placas estan sujetas a una constante erosion a causa de las precipitaciones los ciclos termicos y los efectos quimicos La glaciacion la erosion costera la acumulacion de los arrecifes de coral y los grandes impactos de meteoritos 100 tambien actuan para remodelar el paisaje Altimetria y batimetria actual Datos del Modelo Digital de Terreno del National Geophysical Data Center de Estados Unidos La corteza continental se compone de material de menor densidad como las rocas igneas el granito y la andesita Menos comun es el basalto una densa roca volcanica que es el componente principal de los fondos oceanicos 101 Las rocas sedimentarias se forman por la acumulacion de sedimentos compactados Casi el 75 de la superficie continental esta cubierta por rocas sedimentarias a pesar de que estas solo forman un 5 de la corteza 102 El tercer material rocoso mas abundante en la Tierra son las rocas metamorficas creadas a partir de la transformacion de tipos de roca ya existentes mediante altas presiones altas temperaturas o ambas Los minerales de silicato mas abundantes en la superficie de la Tierra incluyen el cuarzo los feldespatos el anfibol la mica el piroxeno y el olivino 103 Los minerales de carbonato mas comunes son la calcita que se encuentra en piedra caliza y la dolomita 104 La pedosfera es la capa mas externa de la Tierra Esta compuesta de tierra y esta sujeta a los procesos de formacion del suelo Existe en el encuentro entre la litosfera la atmosfera la hidrosfera y la biosfera Actualmente el 13 31 del total de la superficie terrestre es tierra cultivable y solo el 4 71 soporta cultivos permanentes 7 Cerca del 40 de la superficie emergida se utiliza actualmente como tierras de cultivo y pastizales estimandose un total de 1 3 107 km para tierras de cultivo y 3 4 107 km para tierras de pastoreo 105 La elevacion de la superficie terrestre varia entre el punto mas bajo de 418 m en el mar Muerto a una altitud maxima estimada en 2005 de 8848 m en la cima del monte Everest La altura media de la tierra sobre el nivel del mar es de 840 m 106 Imagenes satelitales de la Tierra Vease tambien Cartografia Planisferio terrestre composicion de fotos satelitales El satelite ambiental Envisat de la ESA desarrollo un retrato detallado de la superficie de la Tierra A traves del proyecto GLOBCOVER se desarrollo la creacion de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolucion tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satelite hasta aquel momento Utilizo reflectores radar con antenas de ancho sinteticas capturando con sus sensores la radiacion reflejada 107 La NASA completo un nuevo mapa tridimensional que es la topografia mas precisa del planeta elaborada durante cuatro anos con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour Los datos analizados corresponden al 80 de la masa terrestre Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes Tambien incluye mas de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacifico sur asi como islas del Indico y el Atlantico Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas por lo que su conocimiento ayudara a evitar catastrofes los datos proporcionados por la mision del Endeavour tendran una amplia variedad de usos como la exploracion virtual del planeta 108 Hidrosfera Los oceanos poseen el mayor volumen de agua en la Tierra Articulo principal Hidrosfera La abundancia de agua en la superficie de la Tierra es una caracteristica unica que distingue al Planeta Azul de otros en el Sistema Solar La hidrosfera de la Tierra esta compuesta fundamentalmente por oceanos pero tecnicamente incluye todas las superficies de agua en el mundo incluidos los mares interiores lagos rios y aguas subterraneas hasta una profundidad de 2000 m El lugar mas profundo bajo el agua es el abismo Challenger de la fosa de las Marianas en el oceano Pacifico con una profundidad de 10 911 4 m nota 11 109 La masa de los oceanos es de aproximadamente 1 35 1018 toneladas metricas o aproximadamente 1 4400 de la masa total de la Tierra Los oceanos cubren un area de 361 84 106 km con una profundidad media de 3682 2 m lo que resulta en un volumen estimado de 1 3324 109 km 110 Si se nivelase toda la superficie terrestre el agua cubriria la superficie del planeta hasta una altura de mas de 2 7 km El area total de la Tierra es de 5 1 108 km Para la primera aproximacion la profundidad media seria la relacion entre los dos o de 2 7 km Aproximadamente el 97 5 del agua es salada mientras que el restante 2 5 es agua dulce La mayor parte del agua dulce aproximadamente el 68 7 se encuentra actualmente en estado de hielo 111 La salinidad media de los oceanos es de unos 35 gramos de sal por kilogramo de agua 35 112 La mayor parte de esta sal fue liberada por la actividad volcanica o extraida de las rocas igneas ya enfriadas 113 Los oceanos son tambien un reservorio de gases atmosfericos disueltos siendo estos esenciales para la supervivencia de muchas formas de vida acuatica 114 El agua de los oceanos tiene una influencia importante sobre el clima del planeta actuando como un foco calorico de gran tamano 115 Los cambios en la distribucion de la temperatura oceanica pueden causar alteraciones climaticas tales como la Oscilacion del Sur El Nino 116 Atmosfera Articulo principal Atmosfera terrestre La presion atmosferica media al nivel del mar se situa en torno a los 101 325 kPa con una escala de altura de aproximadamente 8 5 km 1 Esta compuesta principalmente de un 78 de nitrogeno y un 21 de oxigeno con trazas de vapor de agua dioxido de carbono y otras moleculas gaseosas La altura de la troposfera varia con la latitud entre 8 km en los polos y 17 km en el ecuador con algunas variaciones debido a la climatologia y los factores estacionales 117 La biosfera de la Tierra ha alterado significativamente la atmosfera La fotosintesis oxigenica evoluciono hace 2700 millones de anos formando principalmente la atmosfera actual de nitrogeno oxigeno Este cambio permitio la proliferacion de los organismos aerobicos asi como la formacion de la capa de ozono que bloquea la radiacion ultravioleta proveniente del Sol permitiendo la vida fuera del agua Otras funciones importantes de la atmosfera para la vida en la Tierra incluyen el transporte de vapor de agua proporcionar gases utiles quemar los meteoritos pequenos antes de que alcancen la superficie y moderar la temperatura 118 Este ultimo fenomeno se conoce como el efecto invernadero trazas de moleculas presentes en la atmosfera capturan la energia termica emitida desde el suelo aumentando asi la temperatura media El dioxido de carbono el vapor de agua el metano y el ozono son los principales gases de efecto invernadero de la atmosfera de la Tierra Sin este efecto de retencion del calor la temperatura superficial media seria de 18 C y la vida probablemente no existiria 99 Clima y tiempo atmosferico Articulos principales Climay Tiempo atmosferico Imagen satelital de la nubosidad de la Tierra usando el espectroradiometro de imagenes de media resolucion de la NASA La atmosfera terrestre no tiene unos limites definidos haciendose poco a poco mas delgada hasta desvanecerse en el espacio exterior Tres cuartas partes de la masa atmosferica estan contenidas dentro de los primeros 11 km de la superficie del planeta Esta capa inferior se llama troposfera La energia del Sol calienta esta capa y la superficie bajo esta causando la expansion del aire El aire caliente se eleva debido a su menor densidad siendo sustituido por aire de mayor densidad es decir aire mas frio Esto da como resultado la circulacion atmosferica que genera el tiempo y el clima a traves de la redistribucion de la energia termica 119 Las lineas principales de circulacion atmosferica las constituyen los vientos alisios en la region ecuatorial por debajo de los 30 de latitud y los vientos del oeste en latitudes medias entre los 30 y 60 120 Las corrientes oceanicas tambien son factores importantes para determinar el clima especialmente la circulacion termohalina que distribuye la energia termica de los oceanos ecuatoriales a las regiones polares 121 El vapor de agua generado a traves de la evaporacion superficial es transportado segun los patrones de circulacion de la atmosfera Cuando las condiciones atmosfericas permiten la elevacion del aire caliente y humedo el agua se condensa y se deposita en la superficie en forma de precipitaciones 119 La mayor parte del agua es transportada a altitudes mas bajas mediante los sistemas fluviales y por lo general regresa a los oceanos o es depositada en los lagos Este ciclo del agua es un mecanismo vital para sustentar la vida en la tierra y es un factor primario de la erosion que modela la superficie terrestre a lo largo de periodos geologicos Los patrones de precipitacion varian enormemente desde varios metros de agua por ano a menos de un milimetro La circulacion atmosferica las caracteristicas topologicas y las diferencias de temperatura determinan las precipitaciones medias de cada region 122 La cantidad de energia solar que llega a la Tierra disminuye al aumentar la latitud En las latitudes mas altas la luz solar incide en la superficie en un angulo menor teniendo que atravesar gruesas columnas de atmosfera Como resultado la temperatura media anual del aire a nivel del mar se reduce en aproximadamente 0 4 C por cada grado de latitud alejandose del ecuador 123 La Tierra puede ser subdividida en franjas latitudinales mas o menos homogeneas con un clima especifico Desde el ecuador hasta las regiones polares se encuentran la zona intertropical o ecuatorial el clima subtropical el clima templado y los climas polares 124 El clima tambien puede ser clasificado en funcion de la temperatura y las precipitaciones en regiones climaticas caracterizadas por masas de aire bastante uniformes La metodologia de clasificacion mas usada es la clasificacion climatica de Koppen modificada por el estudiante de Wladimir Peter Koppen Rudolph Geiger que cuenta con cinco grandes grupos zonas tropicales humedas zonas aridas zonas humedas con latitud media clima continental y frio polar que se dividen en subtipos mas especificos 120 Atmosfera superior Desde este punto de vista se observa la Luna parcialmente oscurecida y deformada por la atmosfera de la Tierra Imagen de la NASA Articulo principal Espacio exterior Por encima de la troposfera la atmosfera suele dividir en estratosfera mesosfera y termosfera 118 Cada capa tiene un gradiente adiabatico diferente que define la tasa de cambio de la temperatura con respecto a la altura Mas alla de estas se encuentra la exosfera que se atenua hasta penetrar en la magnetosfera donde los campos magneticos de la Tierra interactuan con el viento solar 125 Dentro de la estratosfera se encuentra la capa de ozono un componente que protege parcialmente la superficie terrestre de la luz ultravioleta siendo un elemento importante para la vida en la Tierra La linea de Karman definida en los 100 km sobre la superficie de la Tierra es una definicion practica usada para establecer el limite entre la atmosfera y el espacio 126 La energia termica hace que algunas de las moleculas en el borde exterior de la atmosfera de la Tierra incrementen su velocidad hasta el punto de poder escapar de la gravedad del planeta Esto da lugar a una perdida lenta pero constante de la atmosfera hacia el espacio Debido a que el hidrogeno no fijado tiene un bajo peso molecular puede alcanzar la velocidad de escape mas facilmente escapando asi al espacio exterior a un ritmo mayor que otros gases 127 La perdida de hidrogeno hacia el espacio contribuye a la transformacion de la Tierra desde su inicial estado reductor a su actual estado oxidante La fotosintesis proporciono una fuente de oxigeno libre pero se cree que la perdida de agentes reductores como el hidrogeno fue una condicion previa necesaria para la acumulacion generalizada de oxigeno en la atmosfera 128 Por tanto la capacidad del hidrogeno para escapar de la atmosfera de la Tierra puede haber influido en la naturaleza de la vida desarrollada en el planeta 129 En la atmosfera actual rica en oxigeno la mayor parte del hidrogeno se convierte en agua antes de tener la oportunidad de escapar En cambio la mayor parte de la perdida de hidrogeno actual proviene de la destruccion del metano en la atmosfera superior 130 Campo magnetico Esquema de la magnetosfera de la Tierra Los flujos de viento solar de izquierda a derecha Articulo principal Campo magnetico terrestre El campo magnetico de la Tierra tiene una forma similar a un dipolo magnetico con los polos actualmente localizados cerca de los polos geograficos del planeta En el ecuador del campo magnetico ecuador magnetico la fuerza del campo magnetico en la superficie es 3 05 10 5T con un momento magnetico dipolar global de 7 91 1015 T m 131 Segun la teoria del dinamo el campo se genera en el nucleo externo fundido region donde el calor crea movimientos de conveccion en materiales conductores generando corrientes electricas Estas corrientes inducen a su vez el campo magnetico de la Tierra Los movimientos de conveccion en el nucleo son caoticos los polos magneticos se mueven y periodicamente cambian de orientacion Esto da lugar a reversiones geomagneticas a intervalos de tiempo irregulares unas pocas veces cada millon de anos La inversion mas reciente tuvo lugar hace aproximadamente 700 000 anos 132 133 El campo magnetico forma la magnetosfera que desvia las particulas de viento solar En direccion al Sol el arco de choque entre el viento solar y la magnetosfera se encuentra a unas 13 veces el radio de la Tierra La colision entre el campo magnetico y el viento solar forma los cinturones de radiacion de Van Allen un par de regiones concentricas con forma torica formadas por particulas cargadas muy energeticas Cuando el plasma entra en la atmosfera de la Tierra por los polos magneticos se crean las auroras polares 134 Rotacion y orbitaRotacion Inclinacion del eje de la Tierra u oblicuidad y su relacion con el eje de rotacion y el plano orbital Articulo principal Rotacion de la Tierra El periodo de rotacion de la Tierra con respecto al Sol es decir un dia solar es de alrededor de 86 400 segundos de tiempo solar 86 400 0025 segundos SIU 135 El dia solar de la Tierra es ahora un poco mas largo de lo que era durante el siglo XIX debido a la aceleracion de marea los dias duran entre 0 y 2 ms SIU mas 136 137 La rotacion de la Tierra fotografiada por DSCOVR EPIC el 29 de mayo de 2016 unas semanas antes del solsticio El periodo de rotacion de la Tierra en relacion a las estrellas fijas llamado dia estelar por el Servicio Internacional de Rotacion de la Tierra y Sistemas de Referencia IERS por sus siglas en ingles es de 86 164 098903691 segundos del tiempo solar medio UT1 o de 23h 56m 4 098903691s 4 nota 12 El periodo de rotacion de la Tierra en relacion con el equinoccio vernal mal llamado el dia sidereo es de 86 164 09053083288 segundos del tiempo solar medio UT1 23h 56m 4 09053083288s 4 Por tanto el dia sidereo es mas corto que el dia estelar en torno a 8 4 ms 138 La longitud del dia solar medio en segundos SIU esta disponible en el IERS para los periodos 1623 2005 139 y 1962 2005 140 Aparte de los meteoros en la atmosfera y de los satelites en orbita baja el movimiento aparente de los cuerpos celestes vistos desde la Tierra se realiza hacia al oeste a una velocidad de 15 h 15 min Para las masas cercanas al ecuador celeste esto es equivalente a un diametro aparente del Sol o de la Luna cada dos minutos desde la superficie del planeta los tamanos aparentes del Sol y de la Luna son aproximadamente iguales 141 142 orbita Articulo principal Traslacion de la Tierra Ilustracion de la galaxia Via Lactea mostrando la posicion del Sol La Tierra orbita alrededor del Sol a una distancia media de unos 150 millones de kilometros completando una orbita cada 365 2564 dias solares o un ano sideral Desde la Tierra esto genera un movimiento aparente del Sol hacia el este desplazandose con respecto a las estrellas a un ritmo de alrededor de 1 dia o un diametro del Sol o de la Luna cada 12 horas Debido a este movimiento en promedio la Tierra tarda 24 horas un dia solar en completar una rotacion sobre su eje hasta que el sol regresa al meridiano La velocidad orbital de la Tierra es de aproximadamente 29 8 km s 107 000 km h que es lo suficientemente rapida como para recorrer el diametro del planeta 12 742 km en siete minutos o la distancia entre la Tierra y la Luna 384 000 km en cuatro horas 1 La Luna gira con la Tierra en torno a un baricentro comun debido a que este se encuentra dentro de la Tierra a 4541 km de su centro el sistema Tierra Luna no es un planeta doble la Luna completa un giro cada 27 32 dias con respecto a las estrellas de fondo Cuando se combina con la revolucion comun del sistema Tierra Luna alrededor del Sol el periodo del mes sinodico desde una luna nueva a la siguiente es de 29 53 dias Visto desde el polo norte celeste el movimiento de la Tierra la Luna y sus rotaciones axiales son todas contrarias a la direccion de las manecillas del reloj sentido anti horario Visto desde un punto de vista situado sobre los polos norte del Sol y la Tierra la Tierra pareceria girar en sentido anti horario alrededor del Sol Los planos orbitales y axiales no estan alineados El eje de la Tierra esta inclinado unos 23 4 grados con respecto a la perpendicular al plano Tierra Sol y el plano entre la Tierra y la Luna esta inclinado unos 5 grados con respecto al plano Tierra Sol Sin esta inclinacion habria un eclipse cada dos semanas alternando entre los eclipses lunares y eclipses solares 1 143 La esfera de Hill o la esfera de influencia gravitatoria de la Tierra tiene aproximadamente 1 5 Gm o 1 500 000 kilometros de radio 144 nota 13 Esta es la distancia maxima en la que la influencia gravitatoria de la Tierra es mas fuerte que la de los mas distantes Sol y resto de planetas Los objetos deben orbitar la Tierra dentro de este radio o terminaran atrapados por la perturbacion gravitatoria del Sol Desde el ano de 1772 se establecio que cuerpos pequenos pueden orbitar de manera estable la misma orbita que un planeta si esta permanece cerca de un punto triangular de Lagrange tambien conocido como punto troyano los cuales estan situados 60 delante y 60 detras del planeta en su orbita La Tierra es el cuarto planeta con un asteroide troyano 2010 TK7 despues de Jupiter Marte y Neptuno de acuerdo a la fecha de su descubrimiento nota 14 Este fue dificil de localizar debido al posicionamiento geometrico de la observacion este fue descubierto en el 2010 gracias al telescopio WISE Wide Field Infrared Survey Explorer de la NASA pero fue en abril de 2011 con el telescopio Canada Francia Hawai cuando se confirmo su naturaleza troyana 147 y se estima que su orbita permanezca estable dentro de los proximos 10 000 anos 148 La Tierra junto con el Sistema Solar esta situada en la galaxia Via Lactea orbitando a alrededor de 28 000 anos luz del centro de la galaxia En la actualidad se encuentra unos 20 anos luz por encima del plano ecuatorial de la galaxia en el brazo espiral de Orion 149 Estaciones e inclinacion axial Articulo principal Oblicuidad de la ecliptica Las estaciones se producen en la Tierra debido a la inclinacion de su eje de rotacion respecto al plano definido por su orbita de la ecliptica En la ilustracion es invierno en el hemisferio norte y verano en el hemisferio sur La distancia y el tamano entre los cuerpos no esta a escala Debido a la inclinacion del eje de la Tierra la cantidad de luz solar que llega a un punto cualquiera en la superficie varia a lo largo del ano Esto ocasiona los cambios estacionales en el clima siendo verano en el hemisferio norte ocurre cuando el Polo Norte esta apuntando hacia el Sol e invierno cuando apunta en direccion opuesta Durante el verano el dia tiene una duracion mas larga y la luz solar incide mas perpendicularmente en la superficie Durante el invierno el clima se vuelve mas frio y los dias mas cortos En la zona del Circulo Polar Artico se da el caso extremo de no recibir luz solar durante una parte del ano fenomeno conocido como la noche polar En el hemisferio sur se da la misma situacion pero de manera inversa con la orientacion del Polo Sur opuesta a la direccion del Polo Norte La Tierra y la Luna vistas desde Marte imagen del Mars Reconnaissance Orbiter Desde el espacio la Tierra puede verse en fases similares a las fases lunares Por convenio astronomico las cuatro estaciones estan determinadas por solsticios puntos de la orbita en los que el eje de rotacion terrestre alcanza la maxima inclinacion hacia el Sol solsticio de verano o hacia el lado opuesto solsticio de invierno y por equinoccios cuando la inclinacion del eje terrestre es perpendicular a la direccion del Sol En el hemisferio norte el solsticio de invierno se produce alrededor del 21 de diciembre el solsticio de verano el 21 de junio el equinoccio de primavera el 20 de marzo y el equinoccio de otono el 23 de septiembre En el hemisferio sur la situacion se invierte con el verano y los solsticios de invierno en fechas contrarias a la del hemisferio norte De igual manera sucede con el equinoccio de primavera y de otono 150 El angulo de inclinacion de la Tierra es relativamente estable durante largos periodos de tiempo Sin embargo la inclinacion se somete a nutaciones un ligero movimiento irregular con un periodo de 18 6 anos 151 La orientacion en lugar del angulo del eje de la Tierra tambien cambia con el tiempo precesando un circulo completo en cada ciclo de 25 800 anos Esta precesion es la razon de la diferencia entre el ano sidereo y el ano tropical Ambos movimientos son causados por la atraccion variante del Sol y la Luna sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra Desde la perspectiva de la Tierra los polos tambien migran unos pocos metros sobre la superficie Este movimiento polar tiene varios componentes ciclicos que en conjunto reciben el nombre de movimientos cuasiperiodicos Ademas del componente anual de este movimiento existe otro movimiento con ciclos de 14 meses llamado el bamboleo de Chandler La velocidad de rotacion de la Tierra tambien varia en un fenomeno conocido como variacion de duracion del dia 152 En tiempos modernos el perihelio de la Tierra se produce alrededor del 3 de enero y el afelio alrededor del 4 de julio Sin embargo estas fechas cambian con el tiempo debido a la precesion orbital y otros factores que siguen patrones ciclicos conocidos como ciclos de Milankovitch La variacion de la distancia entre la Tierra y el Sol resulta en un aumento de alrededor del 6 9 nota 15 de la energia solar que llega a la Tierra en el perihelio en relacion con el afelio Puesto que el hemisferio sur esta inclinado hacia el Sol en el momento en que la Tierra alcanza la maxima aproximacion al Sol a lo largo del ano el hemisferio sur recibe algo mas de energia del Sol que el hemisferio norte Sin embargo este efecto es mucho menos importante que el cambio total de energia debido a la inclinacion del eje y la mayor parte de este exceso de energia es absorbido por la superficie oceanica que se extiende en mayor proporcion en el hemisferio sur 153 Satelite natural y otros elementos orbitalesCaracteristicas Diametro 3474 8 kmMasa 7 349 1022 kgSemieje mayor 384 400 kmPeriodo orbital 27 d 7 h 43 7 mLuna Articulos principales Lunay Sistema Tierra Luna La Luna es el satelite natural de la Tierra Es un cuerpo del tipo terrestre relativamente grande con un diametro de alrededor de la cuarta parte del de la Tierra es el segundo satelite mas grande del Sistema Solar en relacion al tamano de su planeta despues del satelite Caronte de su planeta enano Pluton Los satelites naturales que orbitan los demas planetas se denominan lunas en referencia a la Luna de la Tierra Detalles del sistema Tierra Luna Ademas del radio de cada objeto de la distancia entre ellos y de la inclinacion del eje de cada uno se muestra la distancia del baricentro del sistema Tierra Luna al centro de la Tierra 4641 km Imagenes e informacion de la NASA El eje de la Luna se localiza por la tercera ley de Cassini La atraccion gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra El mismo efecto en la Luna ha dado lugar a su acoplamiento de marea lo que significa que su periodo de rotacion es identico a su periodo de traslacion alrededor de la Tierra Como resultado la luna siempre presenta la misma cara hacia nuestro planeta A medida que la Luna orbita la Tierra diferentes partes de su cara son iluminadas por el Sol dando lugar a las fases lunares La parte oscura de la cara esta separada de la parte iluminada del terminador solar Debido a la interaccion de las mareas la Luna se aleja de la Tierra a una velocidad de aproximadamente 38 mm al ano Acumuladas durante millones de anos estas pequenas modificaciones asi como el alargamiento del dia terrestre en alrededor de 23 µs han producido cambios significativos 154 Durante el periodo devonico por ejemplo hace aproximadamente 410 millones de anos un ano tenia 400 dias cada uno con una duracion de 21 8 horas 155 Secuencia de imagenes que muestran la rotacion de la Tierra y la traslacion de la Luna vistas desde la sonda espacial Galileo La Luna pudo haber afectado dramaticamente el desarrollo de la vida moderando el clima del planeta Evidencias paleontologicas y simulaciones computarizadas muestran que la inclinacion del eje terrestre esta estabilizada por las interacciones de marea con la Luna 156 Algunos teoricos creen que sin esta estabilizacion frente al momento ejercido por el Sol y los planetas sobre la protuberancia ecuatorial de la Tierra el eje de rotacion podria ser caoticamente inestable mostrando cambios caoticos durante millones de anos como parece ser el caso de Marte 157 Vista desde la Tierra la Luna esta justo a una distancia que la hace que el tamano aparente de su disco sea casi identico al del Sol El diametro angular o angulo solido de estos dos cuerpos coincide porque aunque el diametro del Sol es unas 400 veces mas grande que el de la Luna tambien esta 400 veces mas distante 142 Esto permite que en la Tierra se produzcan los eclipses solares totales y anulares La teoria mas ampliamente aceptada sobre el origen de la Luna la teoria del gran impacto afirma que esta se formo por la colision de un protoplaneta del tamano de Marte llamado Tea con la Tierra primitiva Esta hipotesis explica entre otras cosas la relativa escasez de hierro y elementos volatiles en la Luna y el hecho de que su composicion sea casi identica a la de la corteza terrestre 158 Representacion a escala del tamano y distancia relativa entre la Tierra y la Luna Otros elementos orbitales A fecha de 2016 el planeta Tierra tiene nueve cuasisatelites naturales o asteroides coorbitales conocidos el 3753 Cruithne el 2002 AA29 159 160 2003 YN107 2004 GU9 161 2006 FV35 2010 SO16 162 2013 LX28 2014 OL339 y 2016 HO3 163 El 15 de febrero de 2020 se descubrio que 2020 CD3 es un satelite natural temporal terrestre A fecha de 2011 existen 931 satelites operativos creados por el hombre orbitando la Tierra 164 Localizacion de la TierraLocalizacion de la Tierra Tierra Sistema Tierra Luna Sistema solar Vecindario solar Cinturon de Gould Brazo de Orion Via Lactea Grupo Local Hoja Local Supercumulo de Virgo Laniakea SCl Universo observableHabitabilidadArticulo principal Habitabilidad planetaria Un planeta que pueda sostener vida se denomina habitable incluso aunque en el no se originara vida La Tierra proporciona las actualmente entendidas como condiciones necesarias tales como el agua liquida un ambiente que permite el ensamblaje de moleculas organicas complejas y la energia suficiente para mantener un metabolismo 165 Hay otras caracteristicas que se cree que tambien contribuyen a la capacidad del planeta para originar y mantener la vida la distancia entre la Tierra y el Sol asi como su excentricidad orbital la velocidad de rotacion la inclinacion axial la historia geologica la permanencia de la atmosfera y la proteccion ofrecida por el campo magnetico 166 Biosfera Articulo principal Biosfera Se denomina biosfera al conjunto de los diferentes tipos de vida del planeta junto con su entorno fisico modificado por la presencia de los primeros Generalmente se entiende que la biosfera empezo a evolucionar hace 3500 millones de anos La Tierra es el unico lugar donde se sabe que existe vida La biosfera se divide en una serie de biomas habitados por plantas y animales esencialmente similares En tierra los biomas se separan principalmente por las diferencias en latitud la altura sobre el nivel del mar y la humedad Los biomas terrestres situados en los circulos artico o antartico en gran altura o en zonas extremadamente aridas son relativamente esteriles de vida vegetal y animal la diversidad de especies alcanza su maximo en tierras bajas y humedas en latitudes ecuatoriales 167 Recursos naturales y uso de la tierra Articulo principal Recurso natural La Tierra proporciona recursos que son explotados por los seres humanos con diversos fines Algunos de estos son recursos no renovables tales como los combustibles fosiles que son dificilmente renovables a corto plazo De la corteza terrestre se obtienen grandes depositos de combustibles fosiles consistentes en carbon petroleo gas natural y clatratos de metano Estos depositos son utilizados por los seres humanos para la produccion de energia y tambien como materia prima para la produccion de sustancias quimicas Los cuerpos minerales tambien se han formado en la corteza terrestre a traves de distintos procesos de mineralogenesis como consecuencia de la erosion y de los procesos implicados en la tectonica de placas 168 Estos cuerpos albergan fuentes concentradas de varios metales y otros elementos utiles La biosfera de la Tierra produce muchos productos biologicos utiles para los seres humanos incluyendo entre muchos otros alimentos madera farmacos oxigeno y el reciclaje de muchos residuos organicos El ecosistema terrestre depende de la capa superior del suelo y del agua dulce y el ecosistema oceanico depende del aporte de nutrientes disueltos desde tierra firme 169 Los seres humanos tambien habitan la tierra usando materiales de construccion para construir refugios Para 1993 el aprovechamiento de la tierra por los humanos era de aproximadamente Uso de la tierra Tierra cultivable Cultivos permanentes Pastos permanentes Bosques y tierras arboladas Areas urbanas OtrosPorcentaje 13 13 7 4 71 7 26 32 1 5 30 La cantidad de tierras de regadio en 1993 se estimaban en 2 481 250 km 7 Medio ambiente y riesgos Grandes areas de la superficie de la Tierra estan sujetas a condiciones climaticas extremas tales como ciclones tropicales huracanes o tifones que dominan la vida en esas zonas Muchos lugares estan sujetos a terremotos deslizamientos tsunamis erupciones volcanicas tornados dolinas ventiscas inundaciones sequias y otros desastres naturales Muchas areas concretas estan sujetas a la contaminacion causada por el hombre del aire y del agua a la lluvia acida a sustancias toxicas a la perdida de vegetacion sobrepastoreo deforestacion desertificacion a la perdida de vida salvaje la extincion de especies la degradacion del suelo y su agotamiento a la erosion y a la introduccion de especies invasoras Segun las Naciones Unidas existe un consenso cientifico que vincula las actividades humanas con el calentamiento global debido a las emisiones industriales de dioxido de carbono y el calor residual antropogenico Se preve que esto produzca cambios tales como el derretimiento de los glaciares y superficies heladas temperaturas mas extremas cambios significativos en el clima y un aumento global del nivel del mar 170 171 172 Geografia humana Articulo principal Geografia humana Vease tambien Mundo La cartografia el estudio y practica de la elaboracion de mapas y subsidiariamente la geografia han sido historicamente las disciplinas dedicadas a describir la Tierra La topografia o determinacion de lugares y distancias y en menor medida la navegacion o determinacion de la posicion y de la direccion se han desarrollado junto con la cartografia y la geografia suministrando y cuantificando la informacion necesaria La Tierra tiene aproximadamente 7 000 000 000 de habitantes al mes de octubre de 2011 173 Las proyecciones indicaban que la poblacion humana mundial llegaria a siete mil millones a principios de 2012 pero esta cifra fue superada a mediados de octubre de 2011 173 y se espera llegar a 9200 millones en 2050 174 Se piensa que la mayor parte de este crecimiento tendra lugar en los paises en vias de desarrollo La region del Africa subsahariana tiene la tasa de natalidad mas alta del mundo La densidad de poblacion varia mucho en las distintas partes del mundo pero la mayoria de la poblacion vive en Asia Esta previsto que para el ano 2020 el 60 de la poblacion mundial se concentre en areas urbanas frente al 40 en areas rurales 175 Se estima que solo una octava parte de la superficie de la Tierra es apta para su ocupacion por los seres humanos tres cuartas partes esta cubierta por oceanos y la mitad de la superficie terrestre es desierto 14 176 alta montana 27 177 u otros terrenos menos adecuados El asentamiento permanente mas septentrional del mundo es Alert en la Isla de Ellesmere en Nunavut Canada 178 82 28 N El mas meridional es la Base Amundsen Scott en la Antartida casi exactamente en el Polo Sur 90 S La Tierra de noche Imagen compuesta a partir de los datos de iluminacion del DMSP OLS representando una imagen simulada del mundo de noche Esta imagen no es fotografica y muchas caracteristicas son mas brillantes de lo que le pareceria a un observador directo Las naciones soberanas independientes reclaman la totalidad de la superficie de tierra del planeta a excepcion de algunas partes de la Antartida y la zona no reclamada de Bir Tawil entre Egipto y Sudan En el ano 2011 existen 204 Estados soberanos incluidos los 192 estados miembros de las Naciones Unidas Hay tambien 59 territorios dependientes y una serie de areas autonomas territorios en disputa y otras entidades 7 Historicamente la Tierra nunca ha tenido un gobierno soberano con autoridad sobre el mundo entero a pesar de que una serie de estados nacion han intentado dominar el mundo sin exito 179 Las Naciones Unidas es una organizacion mundial intergubernamental que se creo con el objetivo de intervenir en las disputas entre las naciones a fin de evitar los conflictos armados 180 Sin embargo no es un gobierno mundial La ONU sirve principalmente como un foro para la diplomacia y el derecho internacional Cuando el consenso de sus miembros lo permite proporciona un mecanismo para la intervencion armada 181 Reproducir contenido multimedia La Tierra de noche El video de la ISS comienza justo al sur este de Alaska La primera ciudad que pasa por encima de la Estacion Espacial Internacional vista unos 10 segundos en el video es la de San Francisco y sus alrededores Si se mira con mucho cuidado se puede ver que en el puente Golden Gate se encuentra una franja mas pequena de luces justo antes de la cercana ciudad de San Francisco nubes a la derecha de la imagen Tambien se pueden ver tormentas electricas muy evidentes en la costa del oceano Pacifico con nubes A medida que el video avanza la ISS pasa por encima de America Central las luces verdes se pueden ver aqui con la peninsula de Yucatan a la izquierda El paseo termina en la Estacion Espacial Internacional es la ciudad capital de Bolivia La Paz El primer humano en orbitar la Tierra fue Yuri Gagarin el 12 de abril de 1961 182 Hasta el 2004 alrededor de 400 personas visitaron el espacio exterior y alcanzado la orbita de la Tierra De estos doce han caminado sobre la Luna 183 184 185 En circunstancias normales los unicos seres humanos en el espacio son los de la Estacion Espacial Internacional La tripulacion de la estacion compuesta en la actualidad por seis personas suele ser reemplazada cada seis meses 186 Los seres humanos que mas se han alejado de la Tierra se distanciaron 400 171 kilometros alcanzados en la decada de 1970 durante la mision Apolo 13 187 Perspectiva cultural La primera fotografia hecha por astronautas del amanecer de la Tierra tomada desde el Apolo 8 La palabra Tierra proviene del latin Tellus o Terra 188 que era equivalente en griego a Gea nombre asignado a una deidad al igual que los nombres de los demas planetas del Sistema Solar El simbolo astronomico estandar de la Tierra consiste en una cruz circunscrita por un circulo 189 A diferencia de lo sucedido con el resto de los planetas del Sistema Solar la humanidad no comenzo a ver la Tierra como un objeto en movimiento en orbita alrededor del Sol hasta alcanzado el siglo XVI 190 La Tierra a menudo se ha personificado como una deidad en particular una diosa En muchas culturas la diosa madre tambien es retratada como una diosa de la fertilidad En muchas religiones los mitos sobre la creacion recuerdan una historia en la que la Tierra es creada por una deidad o deidades sobrenaturales Varios grupos religiosos a menudo asociados a las ramas fundamentalistas del protestantismo 191 o el islam 192 afirman que sus interpretaciones sobre estos mitos de creacion relatados en sus respectivos textos sagrados son la verdad literal y que deberian ser consideradas junto a los argumentos cientificos convencionales de la formacion de la Tierra y el desarrollo y origen de la vida o incluso reemplazarlos 193 Tales afirmaciones son rechazadas por la comunidad cientifica 194 195 y otros grupos religiosos 196 197 198 Un ejemplo destacado es la controversia entre el creacionismo y la teoria de la evolucion En el pasado hubo varias creencias en una Tierra plana 199 pero esta creencia fue desplazada por el concepto de una Tierra esferica debido a la observacion y a la circunnavegacion 200 La perspectiva humana acerca de la Tierra ha cambiado tras el comienzo de los vuelos espaciales y actualmente la biosfera se interpreta desde una perspectiva global integrada 201 202 Esto se refleja en el creciente movimiento ecologista que se preocupa por los efectos que causa la humanidad sobre el planeta 203 Dia de la TierraEn muchos paises se celebra el 22 de abril el Dia de la Tierra con el objetivo de hacer conciencia de las condiciones ambientales del planeta Vease tambien Portal Sistema solar Contenido relacionado con Sistema solar Portal Ciencias de la Tierra Contenido relacionado con Ciencias de la Tierra Anexo Planetas del sistema solar Anexo Datos de los planetas y objetos redondeados del sistema solar Clima Edad de la Tierra Ubicacion de la Tierra en el Universo Ecuacion del tiempo Extremos en la Tierra Geografia Geologia Geologia historica Poblacion mundial Tectonica de placasNotas En las listas de referencia la longitud del nodo ascendente como 11 26064 que es equivalente a 348 73936 por el hecho de que cualquier angulo es igual a si mismo mas 360 En las listas de referencia de la longitud del perihelio es la suma de la longitud del nodo ascendente y el argumento del perihelio Es decir 114 20783 11 26064 102 94719 Todas las cantidades astronomicas varian tanto secular como periodicamente Las cantidades indicadas son los valores del instante J2000 0 de la variacion secular haciendo caso omiso de todas las variaciones periodicas a b Afelio a 1 e perihelio a 1 e donde a es el semieje mayor y e es la excentricidad Debido a las fluctuaciones naturales las ambiguedades que rodean las plataformas de hielo y los convenios de asignacion para los datums verticales los valores exactos de la tierra y la cobertura del oceano no son significativos Sobre la base de datos del Mapa de vectores y de Global Landcover Archivado el 26 de marzo de 2015 en Wayback Machine los valores extremos para la cobertura de los lagos y arroyos son del 0 6 y 1 0 de la superficie de la Tierra Los recubrimientos de hielo de la Antartida y Groenlandia se cuentan como tierra a pesar de que gran parte de la roca en la que se apoyan se encuentra por debajo del nivel del mar En la actualidad los otros planetas del Sistema Solar son o demasiado calientes o demasiado frios para que el agua liquida en la superficie alcance un equilibrio liquido vapor En 2007 se detecto vapor de agua en la atmosfera de un solo planeta extrasolar y es un gigante gaseoso 24 El numero de dias solares es uno menos que el numero de dias siderales porque la orbita de la Tierra alrededor del Sol requiere un giro adicional del planeta sobre su eje a b Incluyendo la Placa Somali que actualmente esta en proceso de formacion desde la placa africana 41 Localmente varia entre 5 y 200 km Localmente varia entre 5 y 70 km Esta es la medida tomada por el buque Kaikō en marzo de 1995 y se cree que es la medicion mas precisa hasta la fecha Vease el articulo Abismo Challenger para mas detalles Aoki la fuente ultima de estas cifras usa el termino segundos de UT1 en lugar de segundos de tiempo solar medio Aoki S 1982 The new definition of universal time Astronomy and Astrophysics 105 2 359 361 Bibcode 1982A amp A 105 359A Para la Tierra la esfera de Hill es de R H a m 3 M 3 displaystyle begin smallmatrix R H a sqrt 3 frac m 3M end smallmatrix donde m es la masa de la Tierra a es la unidad astronomica y M es la masa del Sol Siendo el radio en U A cercano a 1 3 332946 3 0 01 displaystyle begin smallmatrix sqrt 3 frac 1 3 cdot 332946 0 01 end smallmatrix El primer asteroide troyano que se descubrio pertenece a Jupiter y fue en el ano de 1906 mas tarde en 1990 se descubrio el primer troyano en un planeta distinto de Jupiter 5261 Eureka un troyano perteneciente a Marte a en 2001 se hallo el primer troyano de Neptuno 2001 QR322b y en el 2011 se establecio que el TK7 2010 es un troyano de la Tierra 145 146 El afelio tiene el 103 4 de la distancia del perihelio Debido a la ley del cuadrado inverso la radiacion en el perihelio es alrededor del 106 9 de la energia en el afelio Referencias a b c d e f g h i j k l m n Williams David R 1º de septiembre de 2004 Earth Fact Sheet en ingles NASA Consultado el 9 de agosto de 2010 Allen Clabon Walter Cox Arthur N 2000 Allen s Astrophysical Quantities en ingles Springer p 294 ISBN 0387987460 a b Standish E Myles Williams James C Orbital Ephemerides of the Sun Moon and Planets PDF en ingles International Astronomical Union Commission 4 Ephemerides Archivado desde el original el 27 de mayo de 2010 Consultado el 3 de abril de 2010 Vease tabla 8 10 2 Calculo basado en 1 AU 149 597 870 700 3 m a b c d Staff 7 de agosto de 2007 Useful Constants en ingles International Earth Rotation and Reference Systems Service Consultado el 23 de septiembre de 2008 Comando espacial de Estados Unidos 1 de marzo de 2001 Reentry Assessment US Space Command Fact Sheet SpaceRef Interactive Consultado el 7 de mayo de 2011 Pidwirny Michael 2 de febrero de 2006 Surface area of our planet covered by oceans and continents Table 8o 1 en ingles University of British Columbia Okanagan Archivado desde el original el 9 de diciembre de 2006 Consultado el 26 de noviembre de 2007 a b c d e f Staff 24 de julio de 2008 World The World Factbook en ingles Central Intelligence Agency Consultado el 5 de agosto de 2008 Selected Astronomical Constants 2011 The Astronomical Almanac en ingles Archivado desde el original el 13 de mayo de 2011 Consultado el 25 de febrero de 2011 Sistema de coordenadas cartograficas mundial WGS 84 Disponible en linea ingles de la Agencia Nacional de Inteligencia Geoespacial Cazenave Anny 1995 Geoid Topography and Distribution of Landforms En Ahrens Thomas J ed Global earth physics a handbook of physical constants Archivado desde el original el 16 de octubre de 2006 PDF formato requiere url ayuda en ingles Washington DC American Geophysical Union ISBN 0 87590 851 9 fechaacceso requiere url ayuda Various 2000 David R Lide ed Handbook of Chemistry and Physics en ingles 81st edicion CRC ISBN 0 8493 0481 4 Allen Clabon Walter Cox Arthur N 2000 Allen s Astrophysical Quantities en ingles Springer p 296 ISBN 0 387 98746 0 Consultado el 17 de agosto de 2010 World Lowest Temperature WMO Weather and Climate Extremes Archive en ingles Arizona State University Archivado desde el original el 16 de junio de 2010 Consultado el 7 de agosto de 2010 Kinver Mark 10 de diciembre de 2009 Global average temperature may hit record level in 2010 BBC Online en ingles Consultado el 22 de abril de 2010 World Highest Temperature WMO Weather and Climate Extremes Archive en ingles Arizona State University Archivado desde el original el 4 de enero de 2013 Consultado el 7 de agosto de 2010 NOAA ed 6 de mayo de 2015 Greenhouse gas benchmark reached en ingles Consultado el 19 de diciembre de 2015 Real Academia Espanola y Asociacion de Academias de la Lengua Espanola tierra Diccionario de la lengua espanola 23 ª edicion a b Vease Dalrymple G B The Age of the Earth La edad de la Tierra en ingles California Stanford University Press ISBN 0 8047 1569 6 Newman William L 9 de julio de 2007 Age of the Earth en ingles Publications Services USGS Consultado el 30 de mayo de 2011 Dalrymple G Brent 2001 The age of the Earth in the twentieth century a problem mostly solved Geological Society London Special Publications en ingles 190 1 205 221 doi 10 1144 GSL SP 2001 190 01 14 Consultado el 30 de mayo de 2011 Stassen Chris 10 de septiembre de 2005 The Age of the Earth en ingles TalkOrigins Archive Consultado el 30 de mayo de 2011 Robert M May 1988 How many species are there on earth Cuantas especies hay en la Tierra 4872 en ingles 241 Science pp 1441 1449 Bibcode 1988Sci 241 1441M PMID 17790039 doi 10 1126 science 241 4872 1441 Harrison Roy M Hester Ronald E 2002 Causes and Environmental Implications of Increased UV B Radiation en ingles Royal Society of Chemistry ISBN 0 85404 265 2 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda a b Harrison T Blichert Toft J Muller W Albarede F Holden P Mojzsis S diciembre de 2005 Heterogeneous Hadean hafnium evidence of continental crust at 4 4 to 4 5 ga Science en ingles 310 5756 1947 50 Bibcode 2005Sci 310 1947H PMID 16293721 doi 10 1126 science 1117926 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Hong D 2004 Continental crustal growth and the supercontinental cycle evidence from the Central Asian Orogenic Belt Journal of Asian Earth Sciences en ingles 23 5 799 Bibcode 2004JAESc 23 799H doi 10 1016 S1367 9120 3 00134 2 a b Armstrong R L 1991 The persistent myth of crustal growth Australian Journal of Earth Sciences en ingles 38 5 613 630 Bibcode 1991AuJES 38 613A doi 10 1080 08120099108727995 Tinetti G Vidal Madjar A Liang M C Beaulieu J P Yung Y Carey S Barber R J Tennyson J Ribas I julio de 2007 Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet Nature en ingles 448 7150 169 171 Bibcode 2007Natur 448 169T PMID 17625559 doi 10 1038 nature06002 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Diez datos fascinantes sobre el planeta Tierra La Nacion 23 de abril de 2013 Consultado el 23 de abril de 2013 Yoder Charles F 1995 T J Ahrens ed Global Earth Physics A Handbook of Physical Constants en ingles Washington American Geophysical Union p 8 ISBN 0 87590 851 9 Archivado desde el original el 21 de abril de 2009 Consultado el 17 de marzo de 2007 Bowring S Housh T 1995 The Earth s early evolution Science en ingles 269 5230 1535 Bibcode 1995Sci 269 1535B PMID 7667634 doi 10 1126 science 7667634 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Yin Qingzhu Jacobsen S B Yamashita K Blichert Toft J Telouk P Albarede F 2002 A short timescale for terrestrial planet formation from Hf W chronometry of meteorites Nature en ingles 418 6901 949 952 Bibcode 2002Natur 418 949Y PMID 12198540 doi 10 1038 nature00995 Kleine Thorsten Palme Herbert Mezger Klaus Halliday Alex N 24 de noviembre de 2005 Hf W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon Science en ingles 310 5754 1671 1674 Bibcode 2005Sci 310 1671K PMID 16308422 doi 10 1126 science 1118842 Reilly Michael 22 de octubre de 2009 Controversial Moon Origin Theory Rewrites History en ingles Consultado el 30 de enero de 2010 Canup R M Asphaug E Fall Meeting 2001 An impact origin of the Earth Moon system Abstract U51A 2 en ingles American Geophysical Union Bibcode 2001AGUFM U51A 02C fechaacceso requiere url ayuda Canup R Asphaug E 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth s formation Nature en ingles 412 6848 708 712 Bibcode 2001Natur 412 708C PMID 11507633 doi 10 1038 35089010 Morbidelli A Chambers J Lunine J I Petit J M Robert F Valsecchi G B Cyr K E 2000 Source regions and time scales for the delivery of water to Earth Meteoritics amp Planetary Science en ingles 35 6 1309 1320 Bibcode 2000M amp PS 35 1309M doi 10 1111 j 1945 5100 2000 tb01518 x La paradoja del Sol debil todavia sin resolver segun la NASA Madri d Consultado el 1º de julio de 2011 Guinan E F Ribas I Our Changing Sun The Role of Solar Nuclear Evolution and Magnetic Activity on Earth s Atmosphere and Climate En Benjamin Montesinos Alvaro Gimenez y Edward F Guinan ed ASP Conference Proceedings The Evolving Sun and its Influence on Planetary Environments en ingles San Francisco Astronomical Society of the Pacific Bibcode 2002ASPC 269 85G ISBN 1 58381 109 5 fechaacceso requiere url ayuda Staff 4 de marzo de 2010 Oldest measurement of Earth s magnetic field reveals battle between Sun and Earth for our atmosphere Physorg news en ingles Consultado el 27 de marzo de 2010 Rogers John James William Santosh M 2004 Continents and Supercontinents en ingles Oxford University Press US p 48 ISBN 0 19 516589 6 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Hurley P M Rand J R Junio de 1969 Pre drift continental nuclei Science en ingles 164 3885 1229 1242 Bibcode 1969Sci 164 1229H PMID 17772560 doi 10 1126 science 164 3885 1229 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Armstrong R L 1968 A model for the evolution of strontium and lead isotopes in a dynamic earth Reviews of Geophysics en ingles 6 2 175 199 Bibcode 1968RvGSP 6 175A doi 10 1029 RG006i002p00175 De Smet J 2000 Early formation and long term stability of continents resulting from decompression melting in a convecting mantle Tectonophysics en ingles 322 1 2 19 Bibcode 2000Tectp 322 19D doi 10 1016 S0040 1951 00 00055 X Chorowicz Jean octubre de 2005 The East African rift system Journal of African Earth Sciences en ingles 43 1 3 379 410 Bibcode 2005JAfES 43 379C doi 10 1016 j jafrearsci 2005 07 019 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Murphy J B Nance R D 1965 How do supercontinents assemble American Scientist en ingles 92 4 324 33 doi 10 1511 2004 4 324 Archivado desde el original el 13 de julio de 2007 Consultado el 5 de marzo de 2007 Purves William Kirkwood Sadava David Orians Gordon H Heller Craig 2001 Life the Science of Biology The Science of Biology en ingles Macmillan p 455 ISBN 0 7167 3873 2 Doolittle W Ford Worm Boris febrero de 2000 Uprooting the tree of life Scientific American en ingles 282 6 90 95 Archivado desde el original el 24 de julio de 2011 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Berkner L V Marshall L C 1965 On the Origin and Rise of Oxygen Concentration in the Earth s Atmosphere Journal of Atmospheric Sciences en ingles 22 3 225 261 Bibcode 1965JAtS 22 225B doi 10 1175 1520 0469 1965 022 lt 0225 OTOARO gt 2 0 CO 2 Burton Kathleen 29 de noviembre de 2002 Astrobiologists Find Evidence of Early Life on Land en ingles NASA Consultado el 5 de marzo de 2007 Kirschvink J L 1992 Schopf J W Klein C y Des Maris D ed Late Proterozoic low latitude global glaciation the Snowball Earth The Proterozoic Biosphere A Multidisciplinary Study en ingles Cambridge University Press pp 51 52 ISBN 0 521 36615 1 Raup D M Sepkoski J J 1982 Mass Extinctions in the Marine Fossil Record Science en ingles 215 4539 1501 1503 Bibcode 1982Sci 215 1501R PMID 17788674 doi 10 1126 science 215 4539 1501 Gould Stephan J Octubre de 1994 The Evolution of Life on Earth Scientific American en ingles Consultado el 5 de marzo de 2007 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Wilkinson B H McElroy B J 2007 The impact of humans on continental erosion and sedimentation Bulletin of the Geological Society of America en ingles 119 1 2 140 156 doi 10 1130 B25899 1 Consultado el 22 de abril de 2007 Staff Paleoclimatology The Study of Ancient Climates en ingles Page Paleontology Science Center Consultado el 2 de marzo de 2007 a b c Sackmann I J Boothroyd A I Kraemer K E 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal PDF formato requiere url ayuda en ingles 418 457 468 Bibcode 1993ApJ 418 457S doi 10 1086 173407 Kasting J F 1988 Runaway and Moist Greenhouse Atmospheres and the Evolution of Earth and Venus Icarus en ingles 74 3 472 494 Bibcode 1988Icar 74 472K PMID 11538226 doi 10 1016 0019 1035 88 90116 9 a b Britt Robert 25 de febrero de 2000 Freeze Fry or Dry How Long Has the Earth Got en ingles Archivado desde el original el 5 de junio de 2009 Li King Fai Pahlevan Kaveh Kirschvink Joseph L Yung Yuk L 2009 Atmospheric Pressure as a Natural Climate Regulator for a Terrestrial Planet with a Biosphere Proceedings of the National Academy of Sciences en ingles 1 6 24 9576 9579 Bibcode 2009PNAS 106 9576L PMC 2701016 PMID 19487662 doi 10 1073 pnas 0809436106 Consultado el 19 de julio de 2009 a b Ward Peter D Brownlee Donald 2002 The Life and Death of Planet Earth How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World en ingles New York Times Books Henry Holt and Company ISBN 0 8050 6781 7 Carrington Damian 21 de febrero de 2000 Date set for desert Earth en ingles BBC News Consultado el 31 de marzo de 2007 Guillemot H Greffoz V marzo de 2002 Ce que sera la fin du monde Science et Vie en frances N 1014 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Bounama Christine Franck S Von Bloh W 2001 The fate of Earth s ocean Hydrology and Earth System Sciences en ingles Germany Potsdam Institute for Climate Impact Research 5 4 569 575 Bibcode 2001HESS 5 569B doi 10 5194 hess 5 569 2001 Consultado el 3 de julio de 2009 a b Schroder K P Connon Smith Robert 2008 Distant future of the Sun and Earth revisited Monthly Notices of the Royal Astronomical Society en ingles 386 1 155 Bibcode 2008MNRAS 386 155S arXiv 0801 4031 doi 10 1111 j 1365 2966 2008 13022 x Vease tambien Palmer Jason 22 de febrero de 2008 Hope dims that Earth will survive Sun s death NewScientist com news service en ingles Archivado desde el original el 17 de marzo de 2008 Consultado el 24 de marzo de 2008 Stern David P 25 de noviembre de 2001 Planetary Magnetism en ingles NASA Archivado desde el original el 30 de junio de 2006 Consultado el 1º de abril de 2007 Tackley Paul J 16 de junio de 2000 Mantle Convection and Plate Tectonics Toward an Integrated Physical and Chemical Theory Science en ingles 288 5473 2002 2007 Bibcode 2000Sci 288 2002T PMID 10856206 doi 10 1126 science 288 5473 2002 Diez datos fascinantes sobre el planeta Tierra La Nacion Consultado el 23 de abril de 2013 Milbert D G Smith D A Converting GPS Height into NAVD88 Elevation with the GEOID96 Geoid Height Model en ingles National Geodetic Survey NOAA Consultado el 7 de marzo de 2007 a b Sandwell D T Smith W H F 7 de julio de 2006 Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data en ingles NOAA NGDC Consultado el 21 de abril de 2007 Gammon Katharine 27 de julio de 2011 Earth Is Getting Fatter en ingles Inside Science News Service Archivado desde el original el 26 de septiembre de 2011 Consultado el 31 de julio de 2011 Nerem R S y J Wahr 2011 Recent changes in the Earth s oblateness driven by Greenland and Antarctic ice mass loss en ingles 38 L13501 Geophysical research letters p 6 doi 10 1029 2011GL047879 Consultado el 31 de julio de 2011 Staff noviembre de 2001 WPA Tournament Table amp Equipment Specifications en ingles World Pool Billiards Association Archivado desde el original el 2 de febrero de 2007 Consultado el 10 de marzo de 2007 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Senne Joseph H 2000 Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain Professional Surveyor en ingles 20 5 16 21 Sharp David 5 de marzo de 2005 Chimborazo and the old kilogram The Lancet en ingles 365 9462 831 832 doi 10 1016 S0140 6736 5 71021 7 Tall Tales about Highest Peaks en ingles Australian Broadcasting Corporation Consultado el 29 de diciembre de 2008 Pagina web Cool Cosmos Preguntale a un astronomo para ninos datos sobre el tamano de la tierra 1 Consultado el 9 de noviembre de 2014 Mohr P J Taylor B N octubre de 2000 Unit of length meter NIST Reference on Constants Units and Uncertainty en ingles NIST Physics Laboratory Consultado el 23 de abril de 2007 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda a b Asimov 1984 Aproximadamente en el sitio 3 8 del libro Asimov 1984 Aproximadamente en el sitio 3 9 del libro Brown Geoff C Mussett Alan E 1981 The Inaccessible Earth en ingles 2nd edicion Taylor amp Francis p 166 ISBN 0 04 550028 2 Note After Ronov and Yaroshevsky 1969 Morgan J W Anders E 1980 Chemical composition of Earth Venus and Mercury Proceedings of the National Academy of Science en ingles 71 12 6973 6977 Bibcode 1980PNAS 77 6973M PMC 350422 PMID 16592930 doi 10 1073 pnas 77 12 6973 Consultado el 4 de febrero de 2007 Este articulo incorpora texto de una publicacion sin restricciones conocidas de derecho de autor Varios autores 1910 1911 Encyclopaedia Britannica En Chisholm Hugh ed Encyclopaedia Britannica A Dictionary of Arts Sciences Literature and General information en ingles 11 ª edicion Encyclopaedia Britannica Inc actualmente en dominio publico Tanimoto Toshiro 1995 Thomas J Ahrens ed Crustal Structure of the Earth PDF en ingles Washington DC American Geophysical Union ISBN 0 87590 851 9 Archivado desde el original el 16 de octubre de 2006 Consultado el 3 de febrero de 2007 Kerr Richard A 26 de septiembre de 2005 Earth s Inner Core Is Running a Tad Faster Than the Rest of the Planet Science en ingles 309 5739 1313 PMID 16123276 doi 10 1126 science 309 5739 1313a Jordan T H 1979 Structural Geology of the Earth s Interior Proceedings National Academy of Science en ingles 76 9 4192 4200 Bibcode 1979PNAS 76 4192J PMC 411539 PMID 16592703 doi 10 1073 pnas 76 9 4192 Consultado el 24 de marzo de 2007 Robertson Eugene C 26 de julio de 2001 The Interior of the Earth en ingles USGS Consultado el 24 de marzo de 2007 a b Turcotte D L Schubert G 2002 4 Geodynamics en ingles 2 edicion Cambridge England UK Cambridge University Press pp 136 137 ISBN 978 0 521 66624 4 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Sanders Robert 10 de diciembre de 2003 Radioactive potassium may be major heat source in Earth s core en ingles UC Berkeley News Consultado el 28 de febrero de 2007 Alfe D Gillan M J Vocadlo L Brodholt J Price G D 2002 The ab initio simulation of the Earth s core PDF Philosophical Transaction of the Royal Society of London en ingles 360 1795 1227 1244 Consultado el 28 de febrero de 2007 Vlaar N Vankeken P Vandenberg A 1994 Cooling of the Earth in the Archaean Consequences of pressure release melting in a hotter mantle PDF Earth and Planetary Science Letters en ingles 121 1 2 1 Bibcode 1994E amp PSL 121 1V doi 10 1016 0012 821X 94 90028 0 Archivado desde el original el 30 de abril de 2011 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Turcotte D L Schubert G 2002 4 Geodynamics en ingles 2 edicion Cambridge England UK Cambridge University Press p 137 ISBN 978 0 521 66624 4 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Pollack Henry N Hurter Suzanne J Johnson Jeffrey R agosto de 1993 Heat flow from the Earth s interior Analysis of the global data set Reviews of Geophysics en ingles 31 3 267 280 Bibcode 1993RvGeo 31 267P doi 10 1029 93RG01249 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Richards M A Duncan R A Courtillot V E 1989 Flood Basalts and Hot Spot Tracks Plume Heads and Tails Science en ingles 246 4926 103 107 Bibcode 1989Sci 246 103R PMID 17837768 doi 10 1126 science 246 4926 103 Sclater John G Parsons Barry Jaupart Claude 1981 Oceans and Continents Similarities and Differences in the Mechanisms of Heat Loss Journal of Geophysical Research en ingles 86 B12 11535 Bibcode 1981JGR 8611535S doi 10 1029 JB086iB12p11535 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Brown W K Wohletz K H 2005 SFT and the Earth s Tectonic Plates en ingles Los Alamos National Laboratory Archivado desde el original el 17 de febrero de 2013 Consultado el 2 de marzo de 2007 Kious W J Tilling R I 5 de mayo de 1999 Understanding plate motions en ingles USGS Consultado el 2 de marzo de 2007 Seligman Courtney 2008 The Structure of the Terrestrial Planets Online Astronomy eText Table of Contents en ingles cseligman com Consultado el 28 de febrero de 2008 Duennebier Fred 12 de agosto de 1999 Pacific Plate Motion en ingles University of Hawaii Consultado el 14 de marzo de 2007 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 ingles NOAA Consultado el 14 de marzo de 2007 Bowring Samuel A Williams Ian S 1999 Priscoan 4 00 4 3 Ga orthogneisses from northwestern Canada Contributions to Mineralogy and Petrology en ingles 134 1 3 Bibcode 1999CoMP 134 3B doi 10 1007 s004100050465 Meschede M Udo Barckhausen U 20 de noviembre de 2000 Plate Tectonic Evolution of the Cocos Nazca Spreading Center Proceedings of the Ocean Drilling Program en ingles Texas A amp M University Consultado el 2 de abril de 2007 Staff GPS Time Series en ingles NASA JPL Consultado el 2 de abril de 2007 a b Pidwirny Michael 2006 Fundamentals of Physical Geography 2nd Edition en ingles PhysicalGeography net Consultado el 19 de marzo de 2007 Kring David A Terrestrial Impact Cratering and Its Environmental Effects en ingles Lunar and Planetary Laboratory Consultado el 22 de marzo de 2007 Staff Layers of the Earth en ingles Volcano World Archivado desde el original el 29 de enero de 2009 Consultado el 11 de marzo de 2007 Jessey David Weathering and Sedimentary Rocks en ingles Cal Poly Pomona Archivado desde el original el 26 de febrero de 2007 Consultado el 20 de marzo de 2007 de Pater Imke Lissauer Jack J 2010 Planetary Sciences en ingles 2nd edicion Cambridge University Press p 154 ISBN 0 521 85371 0 Wenk Hans Rudolf Bulakh Andreĭ Glebovich 2004 Minerals their constitution and origin en ingles Cambridge University Press p 359 ISBN 0 521 52958 1 FAO Staff 1995 FAO Production Yearbook 1994 en ingles Volume 48 edicion Rome Italy Food and Agriculture Organization of the United Nations ISBN 92 5 003844 5 Sverdrup H U Fleming Richard H 1º de enero de 1942 The oceans their physics chemistry and general biology en ingles Scripps Institution of Oceanography Archives ISBN 0 13 630350 1 Consultado el 13 de junio de 2008 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Envisat realiza el mapa de la Tierra mas preciso European Space Agency 9 de mayo de 2005 Consultado el 12 de febrero de 2010 La NASA termina el mapa tridimensional mas completo de la Tierra LaFlecha net 10 de enero de 2005 Consultado el 12 de febrero de 2010 7 000 m Class Remotely Operated Vehicle KAIKO 7000 en ingles Japan Agency for Marine Earth Science and Technology JAMSTEC Consultado el 7 de junio de 2008 Charette Matthew A Smith Walter H F junio de 2010 The Volume of Earth s Ocean Oceanography en ingles 23 2 112 114 Archivado desde el original el 13 de junio de 2010 Consultado el 4 de junio de 2010 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda 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 ingles State Hydrological Institute St Petersburg Archivado desde el original el 3 de abril de 2013 Consultado el 10 de agosto de 2006 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda Kennish Michael J 2001 Practical handbook of marine science Marine science series en ingles 3era edicion CRC Press p 35 ISBN 0 8493 2391 6 Mullen Leslie 11 de junio de 2002 Salt of the Early Earth en ingles NASA Astrobiology Magazine Archivado desde el original el 22 de julio de 2007 Consultado el 14 de marzo de 2007 Morris Ron M Oceanic Processes en ingles NASA Astrobiology Magazine Archivado desde el original el 15 de abril de 2009 Consultado el 14 de marzo de 2007 Scott Michon 24 de abril de 2006 Earth s Big heat Bucket en ingles NASA Earth Observatory Consultado el 14 de marzo de 2007 Sample Sharron 21 de junio de 2005 Sea Surface Temperature en ingles NASA Consultado el 21 de abril de 2007 Geerts B Linacre E noviembre de 1997 The height of the tropopause Resources in Atmospheric Sciences en ingles University of Wyoming Consultado el 10 de agosto de 2006 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda a b Staff 8 de octubre de 2003 Earth s Atmosphere en ingles NASA Consultado el 21 de marzo de 2007 a b Moran Joseph M 2005 Weather World Book Online Reference Center en ingles NASA World Book Inc Archivado desde el original el 10 de marzo de 2013 Consultado el 17 de marzo de 2007 a b Berger Wolfgang H 2002 The Earth s Climate System en ingles University of California San Diego Consultado el 24 de marzo de 2007 Rahmstorf Stefan 2003 The Thermohaline Ocean Circulation en ingles Potsdam Institute for Climate Impact Research Consultado el 21 de abril de 2007 Various 21 de julio de 1997 The Hydrologic Cycle en ingles University of Illinois Consultado el 24 de marzo de 2007 Sadava David E Heller H Craig Orians Gordon H 2006 Life the Science of Biology en ingles 8va edicion MacMillan p 1114 ISBN 0 7167 7671 5 Staff Climate Zones en ingles UK Department for Environment Food and Rural Affairs Archivado desde el original el 22 de marzo de 2007 Consultado el 24 de marzo de 2007 Staff 2004 Stratosphere and Weather Discovery of the Stratosphere en ingles Science Week Archivado desde el original el 13 de julio de 2007 Consultado el 14 de marzo de 2007 de Cordoba S Sanz Fernandez 21 de junio de 2004 Presentation of the Karman separation line used as the boundary separating Aeronautics and Astronautics en ingles Federation Aeronautique Internationale Archivado desde el original el 3 de abril de 2007 Consultado el 21 de abril de 2007 Liu S C Donahue T M 1974 The Aeronomy of Hydrogen in the Atmosphere of the Earth Journal of Atmospheric Sciences en ingles 31 4 1118 1136 Bibcode 1974JAtS 31 1118L doi 10 1175 1520 0469 1974 031 lt 1118 TAOHIT gt 2 0 CO 2 Catling David C Zahnle Kevin J McKay Christopher P 2001 Biogenic Methane Hydrogen Escape and the Irreversible Oxidation of Early Earth Science en ingles 293 5531 839 843 Bibcode 2001Sci 293 839C PMID 11486082 doi 10 1126 science 1061976 Abedon Stephen T 31 de marzo de 1997 History of Earth en ingles Ohio State University Archivado desde el original el 1 de abril de 2007 Consultado el 19 de marzo de 2007 Hunten D M Donahue T M 1976 Hydrogen loss from the terrestrial planets Annual review of earth and planetary sciences en ingles 4 1 265 292 Bibcode 1976AREPS 4 265H doi 10 1146 annurev ea 4 050176 001405 Lang Kenneth R 2003 The Cambridge guide to the solar system en ingles Cambridge University Press p 92 ISBN 0 521 81306 9 Fitzpatrick Richard 16 de febrero de 2006 MHD dynamo theory en ingles NASA WMAP Consultado el 27 de febrero de 2007 Campbell Wallace Hall 2003 Introduction to Geomagnetic Fields en ingles New York Cambridge University Press p 57 ISBN 0 521 82206 8 Stern David P 8 de julio de 2005 Exploration of the Earth s Magnetosphere en ingles NASA Consultado el 21 de marzo de 2007 McCarthy Dennis D Hackman Christine Nelson Robert A noviembre de 2008 The Physical Basis of the Leap Second The Astronomical Journal en ingles 136 5 1906 1908 Bibcode 2008AJ 136 1906M doi 10 1088 0004 6256 136 5 1906 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Leap seconds en ingles Time Service Department USNO Consultado el 23 de septiembre de 2008 maia usno navy mil ser7 ser7 dat en ingles 26 de mayo de 2016 Consultado el 27 de mayo de 2016 Seidelmann P Kenneth 1992 Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac en ingles Mill Valley CA University Science Books p 48 ISBN 0 935702 68 7 Staff IERS Excess of the duration of the day to 86400s since 1623 en ingles International Earth Rotation and Reference Systems Service IERS Archivado desde el original el 3 de octubre de 2008 Consultado el 23 de septiembre de 2008 Graph at end Staff IERS Variations in the duration of the day 1962 2005 en ingles International Earth Rotation and Reference Systems Service IERS Archivado desde el original el 13 de agosto de 2007 Consultado el 23 de septiembre de 2008 Zeilik M Gregory S A 1998 Introductory Astronomy amp Astrophysics en ingles 4ta edicion Saunders College Publishing p 56 ISBN 0 03 006228 4 La referencia utiliza el parametro obsoleto coautores ayuda a b Williams David R 10 de febrero de 2006 Planetary Fact Sheets en ingles NASA Consultado el 28 de septiembre de 2008 Vease los diametros aparentes en las paginas del Sol y la Luna Williams David R 1º de septiembre de 2004 Moon Fact Sheet en ingles NASA Consultado el 21 de marzo de 2007 Vazquez M Montanes Rodriguez P Palle E 2006 The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets PDF en ingles Instituto de Astrofisica de Canarias Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011 Consultado el 21 de marzo de 2007 Bowell Edward 1991 The 1990 MB The first Mars Trojan NASA Reports of Planetary Astronomy 147 Consultado el 20 de diciembre de 2009 National Optical Astronomy Observatory NOAO 2003 First Neptune Trojan Discovered en ingles Consultado el 20 de diciembre de 2009 Confirman asteroide companero de la Tierra Azteca Noticias 28 de julio de 2011 Archivado desde el original el 17 de diciembre de 2014 Consultado el 28 de julio de 2011 Martin Connors Paul Wiegert amp Christian Veillet 27 de julio de 2011 Earth s Trojan asteroid Asteroide troyano de la Tierra en ingles Nature pp 481 483 doi 10 1038 nature10233 Archivado desde el original el 28 de julio de 2011 Consultado el 28 de julio de 2011 Astrophysicist team 1º de diciembre de 2005 Earth s location in the Milky Way en ingles NASA Consultado el 11 de junio de 2008 Bromberg Irv 1º de mayo de 2008 The Lengths of the Seasons on Earth en ingles University of Toronto Archivado desde el original el 18 de diciembre de 2008 Consultado el 8 de noviembre de 2008 Lin Haosheng 2006 Animation of precession of moon orbit Survey of Astronomy AST110 6 University of Hawaii at Manoa Consultado el 10 de septiembre de 2010 Fisher Rick 5 de febrero de 1996 Earth Rotation and Equatorial Coordinates en ingles National Radio Astronomy Observatory Consultado el 21 de marzo de 2007 Williams Jack 20 de diciembre de 2005 Earth s tilt creates seasons en ingles USAToday Consultado el 17 de marzo de 2007 Espenak F Meeus J 7 de febrero de 2007 Secular acceleration of the Moon en ingles NASA Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011 Consultado el 20 de abril de 2007 Poropudas Hannu K J 16 de diciembre de 1991 Using Coral as a Clock en ingles Skeptic Tank Archivado desde el original el 14 de octubre de 2012 Consultado el 20 de abril de 2007 Laskar J Robutel P Joutel F Gastineau M Correia A C M Levrard B 2004 A long term numerical solution for the insolation quantities of the Earth Astronomy and Astrophysics en ingles 428 1 261 285 Bibcode 2004A amp A 428 261L doi 10 1051 0004 6361 20041335 Murray N Holman M 2001 The role of chaotic resonances in the solar system Nature en ingles 410 6830 773 779 PMID 11298438 arXiv astro ph 0111602 doi 10 1038 35071000 fechaacceso requiere url ayuda Canup R Asphaug E 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth s formation Nature en ingles 412 6848 708 712 Bibcode 2001Natur 412 708C PMID 11507633 doi 10 1038 35089010 Whitehouse David 21 de octubre de 2002 Earth s little brother found en ingles BBC News Consultado el 31 de marzo de 2007 Christou Apostolos A Asher David J 31 de marzo de 2011 A long lived horseshoe companion to the Earth en ingles arXiv 1104 0036v1 Vease tabla 2 p 5 Brasser R 2004 Transient co orbital asteroids 171 1 pp 102 109 doi 10 1016 j icarus 2004 04 019 fechaacceso requiere url ayuda Braconnier Deborah 16 de abril de 2011 New horseshoe orbit Earth companion asteroid discovered PhysOrg Consultado el 31 de julio de 2011 Small Asteroid Is Earth s Constant Companion UCS Satellite Database Nuclear Weapons amp Global Security en ingles Union of Concerned Scientists 31 de enero de 2011 Consultado el 12 de mayo de 2011 Staff septiembre de 2003 Astrobiology Roadmap en ingles NASA Lockheed Martin Archivado desde el original el 10 de abril de 2007 Consultado el 10 de marzo de 2007 La referencia utiliza el parametro obsoleto mes ayuda Dole Stephen H 1970 Habitable Planets for Man en ingles 2nd edicion American Elsevier Publishing Co ISBN 0 444 00092 5 Consultado el 11 de marzo de 2007 Hillebrand Helmut 2004 On the Generality of the Latitudinal Gradient American Naturalist en ingles 163 2 192 211 PMID 14970922 doi 10 1086 381004 Staff 24 de noviembre de 2006 Mineral Genesis How do minerals form en ingles Non vertebrate Paleontology Laboratory Texas Memorial Museum Consultado el 1º de abril de 2007 Rona Peter A 2003 Resources of the Sea Floor Science en ingles 299 5607 673 674 PMID 12560541 doi 10 1126 science 1080679 Consultado el 4 de febrero de 2007 Staff 2 de febrero de 2007 Evidence is now unequivocal that humans are causing global warming UN report en ingles United Nations Archivado desde el original el 21 de diciembre de 2008 Consultado el 7 de marzo de 2007 A partir de hoy estamos sobreexplotando al planeta Tierra Telenews 20 de agosto de 2014 Consultado el 20 de agosto de 2014 Laurance William F Mahmoud Mahmoud I Crist Eileen Alamgir Mohammed Galetti Mauro Newsome Thomas M Wolf Christopher Ripple William J 1 de diciembre de 2017 World Scientists Warning to Humanity A Second Notice BioScience en ingles 67 12 1026 1028 ISSN 0006 3568 doi 10 1093 biosci bix125 Consultado el 14 de abril de 2019 a b La poblacion mundial alcanza los 7 000 millones de habitantes El Pais Consultado el 8 de noviembre de 2011 Staff World Population Prospects The 2006 Revision en ingles United Nations Archivado desde el original el 5 de septiembre de 2009 Consultado el 7 de marzo de 2007 Staff 2007 Human Population Fundamentals of Growth Growth en ingles Population Reference Bureau Archivado desde el original el 3 de julio de 2007 Consultado el 31 de marzo de 2007 Peel M C Finlayson B L McMahon T A 2007 Updated world map of the Koppen Geiger climate classification Hydrology and Earth System Sciences Discussions en ingles 4 2 439 473 doi 10 5194 hessd 4 439 2007 Consultado el 31 de marzo de 2007 Staff Themes amp Issues en ingles Secretariat of the Convention on Biological Diversity Archivado desde el original el 7 de abril de 2007 Consultado el 29 de marzo de 2007 Staff 15 de agosto de 2006 Canadian Forces Station CFS Alert en ingles Information Management Group Consultado el 31 de marzo de 2007 Kennedy Paul 1989 El auge y caida de las grandes potencias Primera edicion Vintage ISBN 0 679 72019 7 U N Charter Index en ingles United Nations Archivado desde el original el 20 de febrero de 2009 Consultado el 23 de diciembre de 2008 Staff International Law en ingles United Nations Archivado desde el original el 31 de diciembre de 2008 Consultado el 27 de marzo de 2007 Kuhn Betsy 2006 The race for space the United States and the Soviet Union compete for the new frontier en ingles Twenty First Century Books p 34 ISBN 0 8225 5984 6 Ellis Lee 2004 Who s who of NASA Astronauts en ingles Americana Group Publishing ISBN 0 9667961 4 4 Shayler David Vis Bert 2005 Russia s Cosmonauts Inside the Yuri Gagarin Training Center en ingles Birkhauser ISBN 0 387 21894 7 Wade Mark 30 de junio de 2008 Astronaut Statistics en ingles Encyclopedia Astronautica Consultado el 23 de diciembre de 2008 Reference Guide to the International Space Station en ingles NASA 16 de enero de 2007 Consultado el 23 de diciembre de 2008 Cramb Auslan 28 de octubre de 2007 Nasa s Discovery extends space station en ingles Telegraph Consultado el 23 de marzo de 2009 DRAE Definicion Tierra Consultado el 10 de junio de 2011 Liungman Carl G 2004 Group 29 Multi axes symmetric both soft and straight lined closed signs with crossing lines Symbols Encyclopedia of Western Signs and Ideograms en ingles New York Ionfox AB pp 281 282 ISBN 91 972705 0 4 Arnett Bill 16 de julio de 2006 Earth The Nine Planets A Multimedia Tour of the Solar System one star eight planets and more en ingles Consultado el 9 de marzo de 2010 Dutch S I 2002 Religion as belief versus religion as fact PDF Journal of Geoscience Education en ingles 50 2 137 144 Consultado el 2008de abril de28 Edis Taner 2003 A World Designed by God Science and Creationism in Contemporary Islam PDF en ingles Amherst Prometheus ISBN 1 59102 064 6 Archivado desde el original el 27 de mayo de 2008 Consultado el 28 de abril de 2008 Ross M R 2005 Who Believes What Clearing up Confusion over Intelligent Design and Young Earth Creationism PDF Journal of Geoscience Education en ingles 53 3 319 Consultado el 28 de abril de 2008 Pennock R T 2003 Creationism and intelligent design Annual Review of Genomics Human Genetics en ingles 4 1 143 63 PMID 14527300 doi 10 1146 annurev genom 4 070802 110400 Science Evolution and Creationism en ingles Washington D C National Academies Press 2008 ISBN 0 309 10586 2 Consultado el 13 de marzo de 2011 Colburn A Henriques Laura 2006 Clergy views on evolution creationism science and religion Journal of Research in Science Teaching en ingles 43 4 419 442 Bibcode 2006JRScT 43 419C doi 10 1002 tea 20109 Frye Roland Mushat 1983 Is God a Creationist The Religious Case Against Creation Science en ingles Scribner s ISBN 0 684 17993 8 Gould S J 1997 Nonoverlapping magisteria PDF Natural History en ingles 106 2 16 22 Consultado el 28 de abril de 2008 Russell Jeffrey B The Myth of the Flat Earth en ingles American Scientific Affiliation Consultado el 14 de marzo de 2007 pero vease tambien Cosmas Indicopleustes Jacobs James Q 1º de febrero de 1998 Archaeogeodesy a Key to Prehistory en ingles Archivado desde el original el 23 de abril de 2007 Consultado el 21 de abril de 2007 Fuller R Buckminster 1963 Manual de instrucciones para la Nave Tierra en ingles Primera edicion New York E P Dutton amp Co ISBN 0 525 47433 1 Archivado desde el original el 18 de abril de 2007 Consultado el 21 de abril de 2007 Lovelock James E 1979 Gaia A New Look at Life on Earth en ingles Primera edicion Oxford Oxford University Press ISBN 0 19 286030 5 Por ejemplo McMichael Anthony J 1993 Planetary Overload Global Environmental Change and the Health of the Human Species en ingles Cambridge University Press ISBN 0 521 45759 9 BibliografiaAsimov Isaac 1984 El universo Nueva guia de la ciencia Enlaces externos Wikimedia Commons alberga una galeria multimedia sobre Tierra Wikiquote alberga frases celebres de o sobre Tierra Wikcionario tiene definiciones y otra informacion sobre tierra Base de datos topografica de la Tierra de la Nasa WorldWind Arc NASA gov Mapa tridimensional de la Tierra Descargable gratuitamente 184 3 MB Alta resolucion nombres limites y muchas opciones mas FlashEarth com imagenes basadas en fotografias aereas y satelitales de la Tierra en Flash Esta obra contiene una traduccion completa derivada de Earth de Wikipedia en ingles concretamente de esta version publicada por sus editores bajo la Licencia de documentacion libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribucion CompartirIgual 3 0 Unported Datos Q2 Multimedia Earth Citas celebres TierraObtenido de https es wikipedia org w index php title Tierra amp oldid 135408206, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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