Planeta Tierra

Este elemento es una expansión del contenido de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema. [aioseo_breadcrumbs] Nota: Un texto relacionado es el de la Tierra en el Espacio. Véase también: La gravedad de la Tierra en esta plataforma digital.

Es el tercer planeta desde el Sol y el mayor de los cuatro planetas interiores o terrestres. El Sol es una estrella de tamaño medio situada en la Vía Láctea. Por lo que se sabe, la Tierra es el único del sistema solar que tiene vida. Se desconoce si existe vida en el universo más allá del sistema solar. Sin embargo, hay planetas en órbita alrededor de muchas estrellas cercanas, por lo que existe la posibilidad de que haya planetas parecidos a la Tierra en el universo en los que todavía se pueda descubrir vida. Véase también: Astrobiología; Biología; Exoplaneta; Galaxia; Galaxia de la Vía Láctea; Planeta; Sistema solar; Estrella; Sol; Universo

La Tierra tiene un satélite natural, la Luna. Por lo demás, los vecinos más cercanos de la Tierra en el espacio son Venus, que está a unos 108 millones de km del Sol, y Marte, a unos 228 millones de km del Sol. La Tierra está a unos 150 millones de kilómetros del Sol. Las distancias entre los planetas son tan inmensas que resulta difícil comprenderlas. Para poner el sistema solar en perspectiva, piensa en el Sol como una pelota de baloncesto. El planeta más cercano al Sol, Mercurio, tendría el tamaño de un grano de arena de algo menos de 1 mm de diámetro y estaría a 12 m del balón de baloncesto. Venus, el segundo planeta, sería un gránulo de 2,4 mm de diámetro, a 22 m de distancia, y la Tierra sería un gránulo de 2,5 mm de diámetro, a 30 m del balón de baloncesto. Véase también: Marte; Mercurio (planeta); Luna; Venus

Movimientos

Una persona de pie en la superficie de la Tierra experimenta un movimiento complejo a través del espacio. El movimiento tiene dos componentes principales: uno derivado del movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol y el otro de la rotación de la Tierra alrededor de su eje.

Movimiento orbital

La Tierra completa una órbita alrededor del Sol en 365 días, 5 h, 48 min, 46 s; la órbita define la duración del año. La duración del día viene determinada por el periodo de rotación de la Tierra alrededor de su eje. El hecho de que el año no sea un número entero de días ha afectado al desarrollo del calendario. Véase también: Calendario

La órbita es casi circular, pero en realidad es elíptica con el Sol en un foco. El mayor acercamiento de la Tierra al Sol (perihelio), que se produce alrededor del 3 de enero, hace que la Tierra se encuentre a 147 millones de km (91,5 millones de millas); la Tierra se encuentra en el afelio (el mayor alejamiento del Sol) alrededor del 4 de julio, cuando la Tierra se encuentra a 152 millones de km (94,5 millones de millas). La velocidad media de la Tierra en su órbita es de 107.000 km/h (66.600 mi/h), o 29,6 km/s (18,5 mi/s). Como la órbita es elíptica, la velocidad de la Tierra varía sistemáticamente, siendo mayor en el perihelio y menor en el afelio. El cambio de velocidad afecta a las mediciones del tiempo solar. Véase también: Mecánica celeste; Movimiento orbital

Rotación

La Tierra gira sobre su eje una vez al día. El eje de rotación es perpendicular al Ecuador, y éste está inclinado unos 23,5° respecto al plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. El eje de rotación norte de la Tierra, o polo geográfico norte, apunta en la dirección de la estrella Polaris, lo que la convierte en la estrella del norte o estrella polar. Uno de los resultados de la inclinación del Ecuador con respecto al plano orbital es que las diferentes partes de la Tierra reciben diferentes cantidades de luz solar a lo largo del año; ésta es la causa principal de las estaciones. Véase también: Ecuador; Polaris; Movimiento de rotación

El eje de rotación de la Tierra no siempre ha apuntado en la dirección de Polaris. La Tierra no es una esfera; se abomba en el Ecuador, de modo que el radio ecuatorial es 21 km mayor que el radio polar. La atracción gravitatoria del Sol y la Luna sobre la protuberancia ecuatorial hace que el eje de giro trace lentamente un cono en el espacio, es decir, con el paso del tiempo, el eje de giro norte dejará de apuntar hacia Polaris. Este lento movimiento cónico del eje de giro se denomina precesión, y un ciclo completo requiere 25.800 años. A la precesión se superpone una fluctuación mucho menor, llamada nutación, que resulta del movimiento del Sol dos veces al año, y de la Luna dos veces al mes, a través del plano del ecuador celeste. Véase también: Campo gravitatorio de la Tierra; Precesión de los equinoccios

El período de rotación de la Tierra, el día, se utiliza para definir el segundo, que es la unidad básica de tiempo. La duración del día varía irregularmente debido a la fricción de las mareas, los movimientos del núcleo de la Tierra y la circulación atmosférica estacional. Por esta razón, el segundo se definía anteriormente como 1/86,400 de un día solar medio promediado en un año. Para evitar los problemas obvios en la determinación de la duración del día solar medio, el segundo se define ahora de forma atómica. Véase también: Reloj atómico; Día; Tiempo

La velocidad de rotación de la Tierra alcanza un máximo a finales de julio y principios de agosto, y un mínimo en abril; la diferencia en la duración del día es de unos 0,0012 s. Desde aproximadamente 1900, la rotación de la Tierra ha disminuido a un ritmo de unos 1,7 s por año.Entre las Líneas En el pasado geológico, el periodo de rotación de la Tierra era mucho más rápido. Los anillos de crecimiento diarios, mensuales, de marea y anuales de los organismos marinos fósiles revelan que hace unos 350 millones de años (Período Devónico Medio) el año tenía 400-410 días, y hace 280 millones de años (Período Peninsular) el año tenía 390 días. Estas observaciones se acercan mucho a los valores calculados del efecto de la fricción de las mareas. La ralentización de la rotación de la Tierra está causada por la fricción de las mareas entre el fondo marino y el agua del océano. La Luna es la principal causa de las mareas, y la energía total de rotación en el sistema Tierra-Luna se conserva, de modo que la energía que pierde la Tierra la gana la Luna. Esto hace que la Luna se aleje de la Tierra, lo que a su vez alarga el periodo de la revolución lunar. Véase también: Devónico; Rotación de la Tierra y movimiento orbital; Pennsylvania; Marea

Satélites

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La masa de la Luna es 1/81,3 de la de la Tierra, y su distancia media a la Tierra es de 383.403 km. El centro de masa del sistema Tierra-Luna está dentro de la Tierra, a unos 4.645 km del centro de la Tierra, y es alrededor de este punto que el sistema Tierra-Luna gira.

El período de revolución y rotación de la Luna es de 27 días, 7 h, 43 min, 11,5 s. El plano orbital del sistema Tierra-Luna está inclinado respecto al plano orbital del sistema Tierra-Sol en un ángulo de 5°8′33′′.Entre las Líneas En ocasiones, el Sol, la Tierra y la Luna están en línea y se produce un eclipse de Sol o de Luna. Véase también: Eclipse; Satélite (astronomía)

Tamaño, forma, masa y densidad

La Tierra es un esferoide oblato. El radio ecuatorial medio es de 6378,139 km y el radio polar de 6356,779 km, con una diferencia de 21,360 km.

La masa de la Tierra es de 5,976 × 1024 kg, siendo la suma de 5,974 × 1024 kg para la Tierra sólida, 1,4 × 1021 kg para el océano y 5,1 × 1018 kg para la atmósfera. La densidad media de la Tierra es de 5,518 g/cm3, que es casi el doble de la densidad de las rocas comunes que se forman en la superficie terrestre, lo que indica que el interior de la Tierra es más denso que la superficie. Los estudios sísmicos han confirmado que la Tierra está estratificada tanto desde el punto de vista compositivo como mecánico. Véase también: Atmósfera; Densidad; Interior de la Tierra; Oceanografía; Sismología

Estructura interna

La capa de composición más profunda es el núcleo, que se divide en un núcleo interno sólido y un núcleo externo líquido. Tanto el núcleo interno como el externo tienen la misma composición, que se cree que es de níquel-hierro más una pequeña cantidad de elementos más ligeros como el azufre y el silicio. Se cree que las corrientes eléctricas que se mueven en el núcleo externo de metal fundido son el origen del campo magnético de la Tierra. Por encima del núcleo se encuentra el manto que, según la densidad de las muestras de rocas raras extraídas de las profundidades del manto en tubos de kimberlita, y otras pruebas, se cree que está compuesto por minerales de silicato, y en particular por olivino y piroxeno. Una roca compuesta mayoritariamente por olivino y piroxeno se denomina peridotita. Véase también: Núcleo terrestre; Olivino; Peridotita; Piroxeno; Minerales de silicato

En el manto hay dos discontinuidades sísmicas importantes, una a unos 400 km de profundidad y otra a unos 670 km. Las discontinuidades sísmicas están marcadas por cambios pronunciados en las velocidades de las ondas sísmicas. Se supone que la discontinuidad de 400 km se debe a la descomposición del piroxeno en granate más stishovita, y a la transformación del olivino en una estructura de espinela, con el consiguiente aumento de la densidad de aproximadamente un 5%. La discontinuidad sísmica de 670 km se cree que se debe a la descomposición de la espinela de olivino en perovskita y periclasa, y a la transformación del granate en una estructura de perovskita. El manto inferior, desde los 670 km hasta el límite entre el núcleo y el manto, a una profundidad de 2.885 km, no presenta ninguna discontinuidad sísmica pronunciada. Véase también: Granate; Perovskita; Stishovita

Por encima del manto se encuentra la corteza terrestre, y entre la corteza y el manto hay una pronunciada discontinuidad sísmica conocida como discontinuidad de Mohorovičić, o Moho. La corteza es de dos tipos, ambos menos densos y de composición diferente a la del manto peridotítico que se encuentra debajo. Bajo el océano, la corteza es de composición basáltica y tiene un grosor de unos 8 km. La corteza bajo los continentes es de composición granítica y tiene un grosor medio de 35 km, aunque puede llegar a los 80 km, como ocurre bajo el Tíbet. La corteza oceánica es geológicamente joven porque se crea y destruye continuamente a través del proceso de tectónica de placas. Todavía no se ha descubierto ninguna parte de la corteza oceánica que tenga más de 180 × 106 años. La corteza continental es mucho más antigua que la oceánica.Entre las Líneas En Canadá se han descubierto rocas continentales de hasta 4.000 millones de años, y el hecho de que estén muy deformadas indica una historia larga y agitada. Véase también: Corteza terrestre; Granito; Moho (discontinuidad de Mohorovicic); Tectónica de placas

Estratificación mecánica

La temperatura interna de la Tierra pasa de una media de 15°C (59°F) en la superficie a unos 5000°C (9032°F) en el centro del núcleo, aproximadamente la misma temperatura que la superficie del Sol. Las mediciones muestran que el gradiente térmico bajo el océano es de unos 13°C/km (37,7°F/mi), mientras que el de la corteza continental es de unos 6,7°C/km (19,4°F/mi). La influencia combinada de la temperatura y la presión es tal que las rocas de la corteza y el manto superior son mecánicamente fuertes y rígidas hasta una temperatura de unos 1300-1350°C (2372-2462°F), lo que equivale a una profundidad de unos 100 km bajo los océanos y 200 km bajo los continentes. La capa de rocas mecánicamente fuertes, que incluye los 92 km superiores del manto bajo la corteza oceánica y los 165 km superiores del manto bajo los continentes, se denomina litosfera. Por debajo de la litosfera, las rocas pierden fuerza y pueden deformarse fácilmente porque las temperaturas y la presión casi alcanzan las condiciones de fusión de las rocas del manto. Una capa de rocas débiles de unos 100 km de espesor, conocida como astenosfera, subyace a la litosfera. La fuerza mecánica de la litosfera es tal que el calor se mueve a través de ella por conducción, pero la fuerza de la astenosfera es tal que el calor puede moverse a través de ella por convección. Debajo de la astenosfera, tanto la temperatura como la presión aumentan con la profundidad, pero el gradiente de temperatura es sólo de unos 0,5°C/km (1,4°F/mi) porque está determinado por la convección.Entre las Líneas En consecuencia, la resistencia de las rocas del manto medio e inferior aumenta lentamente, pero a todas las profundidades por debajo de la litosfera las rocas del manto son capaces de fluir, de modo que el calor se desplaza hacia el exterior desde el núcleo hasta la base de la litosfera por convección. Véase también: Astenosfera; Conducción (calor); Convección en la Tierra; Evolución de los continentes; Litosfera

Estructuras de la corteza y características de la superficie

La superficie de la Tierra sólida presenta una distribución bimodal de elevaciones. Si se pudiera eliminar el agua del océano, se vería que los continentes se encuentran en lo alto (la elevación media es de 797 m o 2615 pies sobre el nivel del mar), mientras que el fondo del océano se encuentra en lo bajo (la elevación media es de 3686 m o 12.093 pies bajo el nivel del mar). Esta diferencia de elevación se debe a que la litosfera rígida flota sobre la débil astenosfera y a que la densidad de la litosfera oceánica (es decir, la litosfera cubierta por la corteza oceánica) es mayor que la densidad de la litosfera continental.

En los continentes, los cinturones montañosos son las características más dramáticas. Su altitud varía desde el Monte Everest, de 8.848 m, en la cordillera del Himalaya, hasta cordilleras más antiguas y profundamente erosionadas que apenas superan el nivel del mar. Las rocas graníticas y metamórficas suelen quedar expuestas en los núcleos de las cordilleras. Las rocas suprayacentes que cubren la mayor parte de la superficie terrestre son sedimentarias, principalmente de origen marino poco profundo, que pueden haber sido deformadas o no. La deformación es el resultado de la compresión y la tensión que provocan los pliegues y las fallas, y puede ir acompañada de intrusión y metamorfismo. Los movimientos y colisiones de las placas tectónicas son la causa principal de la construcción de montañas. Por lo general, las montañas se forman a lo largo de varias decenas de millones de años. Las rocas deformadas en el proceso suelen ser rocas sedimentarias marinas formadas a lo largo de los márgenes de los continentes. Véase también: Sedimentos marinos profundos; Sedimentos marinos; Rocas metamórficas; Orogenia; Rocas sedimentarias

Algunas montañas topográficas están formadas por volcanes. Las más llamativas son las largas cadenas de estratovolcanes andesíticos, como las cadenas de las Aleutianas y de los Andes, formadas como resultado de la fusión del manto inducida por el hundimiento de las placas tectónicas. Véase también: Volcán

Gran parte de la superficie de los continentes está cubierta por una fina capa de rocas sedimentarias. Cuando las rocas subyacentes de las llanuras y colinas que conforman la mayor parte de los continentes quedan al descubierto, las rocas y sus estructuras son similares a las que se encuentran en la mayoría de las cadenas montañosas. Esto lleva a la teoría de que los continentes están formados por los restos profundamente erosionados de cordilleras anteriores, y que los continentes actuales se han ensamblado por acreción y por colisión de placas.

Las características topográficas que subyacen a los océanos son igualmente diversas y revelan más pruebas de una Tierra dinámica. La plataforma continental, una zona cubierta por aguas poco profundas, generalmente de menos de 150 m, rodea los continentes en la mayoría de los lugares. Estas zonas suelen estar subyacentes a rocas graníticas continentales y son partes sumergidas de los continentes. Los taludes continentales son la transición entre la plataforma continental y los fondos oceánicos. Sus cimas suelen estar a menos de 150 m por debajo del nivel del mar y descienden hasta unos 4.400 m. Son rasgos estrechos y escarpados, con pendientes que suelen oscilar entre los 2 y los 6°, aunque algunas llegan a los 45°. Suelen estar subyacentes a gruesas acumulaciones (véase su concepto jurídico) de rocas sedimentarias. Véase también: Imágenes del fondo marino

Las fosas submarinas y los arcos volcánicos asociados a ellas se forman como resultado del hundimiento de una placa tectónica de litosfera en el manto bajo el borde de una placa que la sobrepasa. El lugar más profundo de la Tierra es la Fosa de las Marianas, a 11.022 m por debajo del nivel del mar.

El fondo oceánico es la característica superficial más extendida de la Tierra. Debajo de una media de 4,4 km de agua de mar hay unos 2,3 km de rocas sedimentarias con algunos basaltos intercalados, y debajo está la corteza oceánica, formada por 4-6 km de rocas basálticas.Entre las Líneas En muchos lugares, el fondo oceánico se ve interrumpido por montañas submarinas formadas por volcanes basálticos. Algunos de estos volcanes son muy grandes y forman islas oceánicas, como las islas hawaianas.Entre las Líneas En otros lugares, los movimientos verticales del fondo oceánico se revelan mediante islas hundidas cuyas cimas planas se formaron por la erosión de las olas (guyots) y atolones de coral.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

El fondo oceánico se eleva gradualmente hasta las dorsales oceánicas, un rasgo más o menos continuo a través de todos los océanos con algunas ramificaciones y desplazamientos. Las dorsales tienen una anchura de entre 480 y 4.800 km y son mucho más accidentadas e irregulares que los fondos oceánicos. Se elevan una media de 3000 m sobre su base. Las líneas de volcanes paralelos, las escarpas escarpadas y un valle central marcan las dorsales oceánicas. Las partes centrales de las dorsales, generalmente más o menos simétricas, son las más activas desde el punto de vista volcánico y sísmico. Véase también: Geología marina; Dorsal oceánica media

La fuente de la energía térmica que deforma las rocas de la superficie es la cristalización del núcleo líquido y la desintegración de los radioisótopos en el conjunto de la Tierra. La energía liberada en el fondo del manto puede ser la causa de la convección en el manto, que a su vez provoca la tectónica de placas y deforma así la corteza, pero los procesos reales son probablemente mucho más complejos y aún no se comprenden con claridad. Véase también: Radioisótopos (geoquímica)

Tectónica de placas

En las dorsales oceánicas se crea una nueva litosfera oceánica cubierta por corteza basáltica, y esta placa recién formada se aleja de las dorsales. Las placas tectónicas así formadas pueden llevar continentes sobre ellas, y son el mecanismo de la deriva continental. Los datos paleomagnéticos de los continentes indican que éstos se han desplazado unos respecto a otros. Las placas tectónicas cubiertas por placas de corteza basáltica se consumen en las zonas de arco de trinchera-isla volcánica. Véase también: Paleomagnetismo; Zonas de subducción

Además de la dorsal y la trinchera, hay un tercer tipo de límite de placas que se produce cuando dos placas se deslizan una junto a otra en una falla de transformación. Las placas en movimiento pueden colisionar de varias maneras. Estas colisiones dan lugar a las rocas deformadas que se encuentran en la corteza. Véase también: Falla de transformación

Las pruebas de la deriva continental en el pasado geológico incluyen la coincidencia de tipos de roca, edades, fósiles, climas y estructuras (cordilleras), así como los datos paleomagnéticos. Las pruebas que demuestran o sugieren los movimientos actuales consisten en terremotos poco profundos a lo largo de las dorsales oceánicas y las fallas de transformación que las desplazan; terremotos profundos asociados a las zonas de arco de trinchera-isla volcánica en aguas profundas; medición directa del movimiento; actividad volcánica en las dorsales oceánicas; y actividad volcánica en las zonas de arco de trinchera-isla. Véase también: Geodesia

Atmósfera

La temperatura y la gravitación de la Tierra son tales que existe una atmósfera. Los principales componentes son el nitrógeno y el oxígeno. La atmósfera, especialmente el oxígeno, y la presencia de agua, tanto en la superficie como en la atmósfera, hacen posible la vida. Las precipitaciones, principalmente la lluvia, dan lugar a aguas corrientes como los arroyos y los ríos en los continentes. El agua corriente es la principal causa de la erosión de los continentes, y la mayoría de los paisajes han sido erosionados por el agua, aunque algunos son erosionados por el viento o el hielo (glaciares). Véase también: Atmósfera; Erosión; Glaciología; Gravedad; Nitrógeno; Oxígeno; Agua

La atmósfera protege a la Tierra de la mayoría de los meteoritos. Los meteoritos se producen por el calor de la fricción cuando estos objetos de alta velocidad se mueven a través de la atmósfera. Algunos de estos objetos atraviesan la atmósfera y golpean la Tierra, provocando cráteres. Otros cuerpos, como la Luna, no están protegidos por una atmósfera y, por tanto, son golpeados con más frecuencia por los meteoritos. Los cráteres que se forman en la Luna se conservan, ya que sin atmósfera casi no se produce erosión. Véase también: Meteorito

Una fina capa de ozono en la atmósfera también protege a la Tierra de la letal radiación ultravioleta del Sol. Véase también: Ozono

Se cree que la Tierra, junto con el resto del sistema solar, se formó hace unos 4.550 millones de años. Esta edad se determina mediante la datación de isótopos radiactivos en meteoritos. Se cree que los meteoritos son fragmentos producidos por colisiones entre pequeños cuerpos formados por el mismo proceso que creó el sistema solar. Los estudios teóricos del Sol y otros estudios de isótopos radiactivos también sugieren una edad similar. Véase también: La edad de la Tierra en esta plataforma digital.

Datos verificados por: Thompson
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Recursos

Notas y Referencias

Véase También

Clima
Edad de la Tierra
Ubicación de la Tierra en el Universo
Esfera celeste
Fase terrestre
Tablas de características físicas de la Tierra
Ciencia de la Tierra
Esquema de la Tierra
Tabla de propiedades físicas de los planetas del Sistema Solar
Cronología de la historia natural
Ecuación del tiempo
Extremos en la Tierra
Geografía
Geología
Geología histórica
Población mundial
Tectónica de placas
Geografía Física, Geología, Interior en la Tierra, Astronomía, Biología, Ciencia Planetaria, Exoplanetología, Origen de la Vida, Origen del Mundo, Sistema Solar

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