Tèrra

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
exemple de tèxte
Pagina d'ajuda sus l'omonimia Pels articles omonims, vejatz Tèrra (omonimia).
Tèrra
The Earth seen from Apollo 17.jpg
La Tèrra vista d'Apollo 17.
Caracteristicas orbitalas
Semiaxe major 1,000 000 11 UA
149,597 870·106 km[1]
Perièli 0,983 UA
147,09·106 km
Afèli 1,017 UA
152,10·106 km
Excentricitat 0,0167[1]
Periòde orbital sideral 365,2564 d
Velocitat orbitala mejana 29,78 km/s
Inclinason 0,000 05°
Periòde de rotacion 23,934 19 h
Obliqüitat de l'ecliptica 23,45°[2]
Nombre de satellits 1
Caracteristicas fisicas
Diamètre equatorial 12 756 270 km
Diamètre polar 12 713 500 km[3]
Diamètre mejan 12 745 591 km
Superfícia 5,100 72·108 km2
Massa 5,9736·1024 kg
Densitat mejana 5515 kg/m3
Gravitat superficiala 9,780 327 m/s2
Velocitat d'escapament 11,186 km/s
Albedo 0,367
Caracteristicas atmosfericas
Temperatura de superfícia
min. mej. max.
182 K 282 K 333 K
Pression atmosferica 101,325 kPa
Composicion de l'atmosfèra
Azòt N2 78,084%
Oxigèn O2 20,946%
Argon Ar 0,934%
Dioxid de carbòni CO2 355 ppmv (variabla)
Neon Ne 18,18 ppmv
Èli He 5,24 ppmv
Metan CH4 1,72 ppmv
Cripton Kr 1,14 ppmv
Idrogèn H2 0,55 ppmv
Protoxid d'azòt N2O 0,31 ppmv
Xenon Xe 0,08 ppmv
Monoxid de carbòni CO 0,05 ppmv
Ozòn O3 0,02 - 0,03 ppmv (variable)
Clorofluorocarburs CFCs 0,2 - 0,3 ppbv
Vapor d'aiga H2O <4% (variabla)
pas computabla per l'aire sec

La Tèrra es la tresena planeta del Sistèma Solar per çò qu'es de sa proximitat al Solelh e la cinquena per son diamètre. Fa partida de las planetas terrèstras o telluricas e es lo solet còrs celèst ont es confirmada la preséncia de vida. Vira a l'entorn del Solelh long d'una orbita pas gaire excentrica (una ellipsa que sembla una circonferéncia) a una distància mejana de 149 600 000 km (1 UA) e a una velocitat de 29,8 km/s. Vira sus se e a un periòde de rotacion de 23 h 56 min 3,5 s, movement que determina lo jorn e la nuèch. Son diamètre equatorial es de 12 756 km. A sonque un satellit natural, la Luna.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

La Tèrra fa partida dei quatre planetas rocassosas dau Sistèma Solar ambé Mercuri, Vènus e Mart coma o indica sa densitat importanta egala a 5,515. Es la pus granda de categoriae tèn egalament la densitat la pus auta deis planetas dau Sistèma Solar. Sa massa es egala a 5,9736·1024 kg e a una forma quasi esferica.

Composicion[modificar | modificar la font]

La composicion de la Tèrra es en massa:

fèrre: 34,6  %
oxigèn: 29,5  %
silici: 15,2  %
magnèsi: 12,7  %
niquèl: 2,4  %
sofre: 1,9  %
titani: 0,05  %
autres elements: 3,65  %

Estructura intèrna[modificar | modificar la font]

La Tèrra se compausa de jaces divèrses qu'an de composicions quimicas e un compòrtament geologic diferents:

  • escòrça: es lo jaç superficial. A una prigondor que varia entre 12 km, dins los oceans, fins a 80 km dins los cratons (las porcions pus ancianas dels nuclèus continentals). Se compausa de basalte dins las concas oceanicas e de granit dins los continents.
  • mantèl: es un jaç intermediari entre l'escòrça e lo nuclèu. Arriba fins a una prigondor de 2900 km. Se compausa de peridotita.
  • litosfèra: es la partida superficiala qu'a un foncionar elastic. A una espessor de 250 km e compren l'escòrça e la porcion superiora del mantèl.
  • astenosfèra: es la porcion del mantèl que se compòrta d'un biais fluid.
  • nuclèu: es lo jaç mai fonzut de la planeta e a una espessor de 3475 km. Se compausa d'un aliatge de fèrre e de niquèl e es dins aquesta partida qu'es generat lo camp magnetic terrèstre. Lo nuclèu se sosdevesís el tanben en nuclèu intèrne, qu'es solid, e nuclèu extèrne, qu'es liquid.

Cal saber a mai que l'escòrça e una partida del mantèl superior forman la litosfèra.

L'idrosfèra[modificar | modificar la font]

De veire: Idrosfèra.

La Tèrra es la sola planeta del Sistèma Solar nòstre qu'a una superfícia liquida. L'aiga cobrís aperaquí 71% de la superfícia de la Tèrra (que 97% n'es d'aiga de mar e 3% d'aiga doça). Forma cinc oceans e sèt continents.

La Tèrra es realament a la distància del Solelh adeqüada per aver d'aiga liquida a sa superfícia. Pasmens, sens l'efièch de sèrra, l'aiga se gelariá sus Tèrra. Al començament lo Solelh emetiá mens de radiacion que ara, mas los oceans se gelèron pas perque l'atmosfèra primitiva de la Tèrra aviá fòrça mai de CO2 e per consequent un efècte de sèrra pus important. Dins d'autras planetas, coma Vènus, l'aiga desapareguèt perque la radiacion solara ultravioleta copa la molecula e l'ion idrogèn, qu'es leugièr, s'escapa de l'atmosfèra. Aqueste efècte es lent, mas inexorable. Aquò es una ipotèsi qu'explica perqué Vènus a pas d'aiga. Dins l'atmosfèra de la Tèrra, un jaç tèune d'ozòn dins l'estratosfèra absorbís la màger part de la radiacion ultravioleta en redusent l'efècte. L'ozòn apara la bioesfèra de l'efècte perniciós de la radiacion ultravioleta. La magnetosfèra tanben es un escut que nos apara del vent solar.

La massa totala de l'idrosfèra es aperaquí de 1,4·1021 kg.

Geologia de la superficia[modificar | modificar la font]

Activitat tectonica[modificar | modificar la font]

Representacion dei placas diferentas de la superficia terrèstra.
Frontiera entre doas placas au nivèu de la falha de San Andreas.

La Tèrra a una activitat tectonica importanta causada per lo movement de partidas de la litosfèra dichas placas. Aquelei movements son liats ambé lei movements de conveccion dau mantèu terrèstre mai an luòc de maniera divèrsa per lei diferentei placas[4]. En consequéncia, tres tipes d'interaccions existisson ai frontieras de placas :

  • lei zonas de convergéncia o de subduccion onte doas placas se rintran dedins. Generalament, un placa passa en dessota de l'autra e cabussa dins lo mantèu terrèstre.
  • lei zonas de divergéncia onte doas placas s'alunchan. I a generalament un apòrt de matèria entre lei doas placas.
  • lei zonas transformantas onte doas placas esquilhan lateralament.

La velocitat mejana dei movements tectonics principaus varia segon lei placas entre 9,5 mm/an per la placa Eurasia e 75 mm/an per la placa dei Cocos[5]. De mai, l'activitat tectonica es la fònt de la màger part dau volcanisme terrèstre, dei tèrratrems, de la formacion dei montanhas o dei fòssas oceanicas[6].

L'activitat tectonica de la Tèrra permet lo renovelament constant de la crosta oceanica. D'efèct, la crosta oceanica es facha de materiaus venent dei dorsalas oceanicas que dispareisson tornarmai dins lo mantèu au nivèu dei zonas de subduccion. Ansin, lo periòde de la crosta oceanica es generalament inferior a 100 milions d'annadas e lo pus ancian es d'environ 200 milions d'annadas[7] [8]. En revenge, lo renovelament de la crosta dei continents es pus lent e son periòde pòu montar a 4,03 miliards d'annadas[9].

Continents e oceans[modificar | modificar la font]

Environ 70,8% de la superficia de la Tèrra es recubèrta per d'oceans d'aiga. Lo rèsta de la superficia forma lei continents que son lei relèus pus auts de la planeta. Dos tipes de crosta existisson entre lei zonas oceanicas e continentalas. D'efèct, la crosta oceanica es principalament facha de basalte, una ròca densa, e a una espessor mejana de sièis quilomètres. De son caire, la crosta continentala es pus espessa, entre 30 e 50 quilomètres, mai compausada de materiaus pus leugiers coma lo granite.

Lei relèus oceanics principaus son lei dorsalas, lei fòssas, lei plans abissaus e lei ribas continentaus. Lei dorsalas son de zonas de divergéncia entre doas placas. Tènon un volcanisme actiu que crea de partidas novèlas de crosta oceanica. A l'invèrs, lei fòssas son situadas dins lei regions de subduccion ont una placa dispareis dins lo mantèu. Son lei ponchs pus bas de la planeta. Lei plans abissaus son lei regions relativament platas au fons deis oceans. Enfin, lei ribas continentaus forman la basa immergida dei continents.

Sus lei continents, lei relèus principaus son lei plans, lei platèus e lei cadenas de montanhas. Lei plans son de regions relativament platnests e situadas a una altitud febla. Lei planestèus son tanben de regions platas mai lor altitud es generalament pus auta. Son generalament la transicion entre lei plans e lei montanhas. Aquelei son lei ponchs pus auts de la planeta.

Circulacion d'aiga e erosion[modificar | modificar la font]

Una caracterista importanta e unica de la Tèrra dins lo Sistèma Solar es l'existéncia d'aiga sus leis estats gasós, liquid e solid. Ansin, tota la superficia terrèstra es somesa a una erosion importanta entraïnada per la circulacion d'aiga liquid. Aqueu fenomèn d'erosion, egalament renforçat per lo vent, causa la formacion de ròcas sedimentàrias que cuerbon la màger part dei superficias oceanicas e continentalas. 97,5% de l'aiga es salada amb una valor mejana egala a 35 g.L-1 [10].

La circulacion d'aiga forma un circuit dich cicle de l'aiga entre lei quatre sèrvas terrèstres que son :

  • leis oceans e lei mars.
  • lei fluvis, lei rius e lei lacs.
  • lei glacièrs e lei calòtas polaras.
  • l'aiga atmosfèrica.

La descripcion simplificada d'aqueu cicle pòu acomençar ambé l'evaporacion de l'aiga deis oceans caufada per lo raionament ultraviolet dau Soleu. Puei, aquela evaporacion causa la formacion de nívols e, après, de precipitacions. Enfin, l'aiga dei precipitacions regola a la superficia fins ais oceans.

Montanhas[modificar | modificar la font]

La Tèrra tèn divèrsei cadenas de montanhas. Lor formacion es generalament entraïnada per l'activitat tectonica a l'entorn d'una zona de subduccion entre doas placas coma per l'Imalaia. Dins aquò, la formacion es possibla a l'entorn dei frontieras entre lei placas dins lei zonas transformantas o de divergéncia. Enfin, lo volcanisme pòu egalament formar de montanhas importantas coma lo Mauna Kea.

Volcans[modificar | modificar la font]

La Tèrra tèn un volcanisme actiu que pren de formas diferentas segon lei mitans oceanics e continentaus. Lo volcanisme pus actiu es aqueu dau mitan oceanic, especialament a l'entorn dei dorsalas sota-marina. 75% dei materiaus volcanics son emés per lei dorsalas. Lor lava es fluida. Existís tanben de volcans sota-marins au dessús d'un ponch caud coma lo Loihi. Enfin, lo rèsta dei volcans sota-marins son de volcans de zona de subduccion coma lo Kick-'em-Jenny.

Lei volcans terrèstres son mens nombrós e lei proporcions entre lei volcans de zonas de divergéncia, de zonas de subduccion e de ponchs cauds son diferents. D'efèct, lei volcans de zonas de divergéncia son pus rars et principalament situats dins lei regions onte una dorsala es presenta au dessús deis oceans. Per exemple, es lo cas en Islàndia. Lo volcanisme de ponch caud es egalament relativament visible ambé d'erupcions importantas dins lei regions continentaus (Deccan) e d'illas dins leis oceans coma leis illas Kerguelen. Un nombre fòrça important dei volcans terrèstres son de volcans de zonas de subduccion, especialament a l'entorn de l'ocean Pacific. Certanei volcans dei zonas de subduccion an d'erupcions explosiva importanta accompanhadas per de plumachos de cendres e d'autrei manifestacions coma de lahars. Enfin, existís una categoria de volcans particulars e mau coneguts que son dichs super-volcans. Aquelei son de caldeiras o de volcans fòrça importanta coma lo Yellowstone o lo Cantal que pòdon entraïnar d'erupcions colossalas amb un periòde d'unei miliers d'annadas.

Cratèr d'impacte[modificar | modificar la font]

Cratèr d'impacte dau lac Manicouagan (72 km de diamètre).
Cratèr principau de Kaali (110 m de diamètre) envaït per un lac e per la vegetacion.

Lo nombre de cratèrs d'impacte importants sus la Tèrra es relativament feble en causa de l'erosion, dau renovelament de la superficia per lo volcanisme, de la vida especialament la vegetacion qu'escond lei traças d'impactes e de la preséncia d'aiga per amportir lo tuert sus 71% de la superficia de la planeta. Lo nombre de cratèrs de talha pichona es egalament limitat per la preséncia d'una atmosfèra espessa. La màger part dei cratèrs foguèron descubèrts dempuei l'invencion dei satellits. D'efèct, pòdon senhalar pus facilament lei vestigis d'un cratèr. Lo pus important e pus ancian es lo cratèr de Vredefort qu'a una estructura en anèus multiples d'un diamètre de 300 quilomètres e un periòde superior a 2 miliards d'annadas.

Geografia[modificar | modificar la font]

Altitud dei continents e deis oceans de la Tèrra.

La Tèrra tèn sièis continents e quatre oceans principaus. Lo continent pus important es Eurasia dins l'emisfèri nòrd. Africa se situa au sud-oèst d'aqueu continent e Oceania au sud-èst. L'Antartida es localizat a l'entorn dau pòl sud de la planeta. Enfin, leis autreis continets son l'America del Nòrd e l'America del Sud. Entre lei continents, leis oceans son l'ocean Atlantic entre Eurasia, Africa e America, l'ocean Pacific entre America, Eurasia e Oceania, l'Ocean Indian au sud d'Eurasia entre Africa e Oceania e l'ocean Arctic a l'entorn dau pòl nòrd.

Atmosfèra[modificar | modificar la font]

Composicion[modificar | modificar la font]

Composicion de l'atmosfèra.

La composicion de l'atmosfèra tèn principalament tres gas que son l'azòt (78,1%), l'oxigèn (20,9%)e l'argon (0,93%). I a de traças de dioxid de carbòni (386 ppm), de neon (18,2 ppm), d'èli (5,2 ppm), de metan (1,7 ppm) e de cripton (1,1 ppm). La proporcion d'aiga pòu variar considerablament mai es generalament situada entre 1 e 4%.

Estructura[modificar | modificar la font]

L'estructura de l'atmosfèra terrèstra tèn cinc jaç principaus que son[11] :

De mai, tèn egalament una ionosfèra.

Troposfèra[modificar | modificar la font]

La troposfèra es la region bassa de l'atmosfèra. Son espessor varia entre 8 km ai pòls e 15 km dins lei regions equätorialas[12]. Tèn 80 a 90% de la massa dei gas atmosferics e quasi la totalitat dei vapors d'aiga. Sa temperatura mejana varia de 20 °C a la superficia fins a -50 °C. la pression demenís egalament ambé l'altitud. Enterin, la pression mejana passa de 101 325 Pa a 22 632 Pa. La frontiera entre l'estratosfèra e la troposfèra es dicha tropopausa.

Estratosfèra[modificar | modificar la font]

L'estratosfèra es lo jaç situat entre la troposfèra e la mesosfèra. Sei frontieras son donc entre 8-15 km per lei regions bassas e 40-60 km per lei regions autas. Aqueleis altituds varian principalament ambé la latitud. La temperatura de l'estratosfèra varia de -50 °C au limit ambé la troposfèra a quasi 0 °C vèrs lo començament de la mesosfèra. La pression es environ egala a 5 474,9 Pa a 20 000 mètres d'altitud e 868,02 Pa a 32 000 mètres. De movements de gas e de reaccions quimicas an luòc de maniera importanta dins l'estratosfèra.

Jaç d'ozòn[modificar | modificar la font]

Lo jaç d'ozòn fa partida de l'estratosfèra mai es generalament considerada coma un jaç especiau. D'efèct, sa composicion quimica es diferenta d'aqula dau rèsta de l'estratosfèra car assosta lei reaccions de sintèsi de l'ozòn. Aquela molecula es importanta per la vida terrèstra car apara la superficia de la màger part dei rais ultraviolets dau Soleu[13].

Mesosfèra[modificar | modificar la font]

La mesosfèra es lo jaç situat entre 50 e 80 km a respèct de la superficia de la Tèrra. Tèn la temperatura pus freja de la Tèrra amb una valor egala a -100 °C e una valor mejana de -85 °C [14]. Es tanben la region onte lei meteorits son generalement brutlats e destruchs per lei fretaments atmosferics.

Termosfèra[modificar | modificar la font]

La termosfèra es lo jaç pus bas de l'atmosfèra exteriora onte la composicion es plus unifòrma. Acomença vèrs 90-100 km d'altitud mai son espessor varia dins lo temps. L'activitat solara a generalament una influéncia sus l'evolucion d'aquela espessor. La temperatura varia entre 300 e 1 600 °C. L'origina d'aquelei temperaturas depend de l'absorcion de radiacions ultravioletas de longors d'onda situadas entre 100 e 200 nm. Ansin, lei moleculas de dioxigèn son rompudas. L'oxigèn atomic es donc lo compausat principau de la termosfèra.

Ionosfèra[modificar | modificar la font]

L'ionosfèra es la region atmosferica ionizada per lei radiacions solaras. Se situa entre 50 e 1 000 km d'altitud, d'escambarlons sus la termosfèra e l'exosfèra. Es tanben la partida inferiora de la magnetosfèra. Sa composicion varia entre lo jorn e la nuech. Lei principaus jaç son :

  • lo jaç D, entre 60 e 90 km, existís solament de jorn. Sa ionizacion es relativament febla e principalament causada per l'accion dei radiacions ultravioletas de 121,5 nm sus lei moleculas d'oxid d'azòt NO.
  • lo jaç E, entre 90 e 120 km, a una ionizacion febla dei moleculas de dioxigèn entraïnada per lei radiacions X e ultravioletas entre lei longors d'onda 1-10 nm. Aqueu jaç existís de nuech e de jorn.
  • lo jaç F, entre 200 e 500 km, tèn una ionizacion importanta deis atòms d'oxigèn sus l'accion dei radiacions ultravioletas entre 10 e 100 nm. L'estructura dau jaç F evoluciona ambé l'esclairatge solar. D'efèct, tèn un jaç principau de nuech e dos de jorn dichs F1 e F2.
Exosfèra[modificar | modificar la font]

L'exosfèra es lo jaç superior de l'atmosfèra onte lei collisions entre lei particulas son raras e negligiblas. Es la transicion entre l'atmosfèra e lo mitan interplanetari. S'estend fins a 50 000 km de la superficia.

Clima[modificar | modificar la font]

Nuvola apps download manager2-70%.svg Article principal : Clima.
Climas terrèstres.

Lo clima terrèstre varia segon lei regions. La classificacion principala es dicha classificacion de Köppen[15]. Tèn tres nivèus per descriure lei climas diferents en foncion de la temperatura mejana, de la pluviositat e de variacions de temperatura[16]. Ansin, per la temperatura mejana, existís cinc categorias principalas :

  • A per lei climas tropicaus. Son caracterizats per una temperatura mejana egala a 18 °C cada mes, l'abséncia d'ivèrn e de precipitacions fòrça importantas e superioras a l'evaporacion naturala.
  • B per lei climas secs. Son caracterizats per l'abséncia de corrents d'aiga permanents e per una evaporacion naturala pus importanta que lei precipitacions.
  • C per lei climas subtropicaus. Son caracterizats per una temperatura situada entre -3 °C e 18 °C per lei tres mes pus fregs, una temperatura mejana superiora a 10 °C per lo mes pus caud e d'ivèrns e d'estius ben definits.
  • D per lei climas temperats. Son caracterizats per una temperatura mejana pus bassa que -3 °C que lo mes pus freg, una temperatura pus auta que 10 °C per lo mes pus caud e d'ivèrns e d'estius ben definits.
  • E per lei climas polars. Son caracterizats per una temperatura mejana inferiora a 10 °C per lo mes pus caud e d'estius quasi absents.

La pluviositat es devesida entre nòu nivèus :

  • S per lei climas d'estèpas ambé de precipitacions entre 380 e 760 mm. S'aplica unicament ai climas dau tipe B.
  • W per lei climas desertics ambé de precipitacions inferioras a 250 mm. S'aplica unicament ai climas dau tipe B.
  • f per lei climas umids ambé de precipitacions cada mese sensa sason seca. S'aplica ai climas dei tipes A, C e D.
  • w per lei climas amb una sason seca d'ivèrn. S'aplica ai climas dei tipes A, C e D.
  • s per lei climas amb una sason seca d'estiu. S'aplica ai climas dei tipes A, C e D.
  • m per lei climas de monson ambé de precipitacions annualas pus importantas que 1 500 mm e superioras a 60 mm per lo mes pus sec. S'aplica unicament ai climas dau tipe A.
  • T per lei climas amb una temperatura mejana entre 0 °C e 10 °C per lo mes pus caud. S'aplica unicament ai climas dau tipe E.
  • F per lei climas amb una temperatura mejana inferiora a 0 °C per lo mes pus caud. S'aplica unicament ai climas dau tipe E.
  • M per lei climas ambé de precipitacions importantas e una temperatura mejana dau mes pus greg superiora a -10 °C. S'aplica unicament ai climas dau tipe E.

Enfin, sièis nivèus depintan lei variacions de temperatura :

  • a per lei climas amb un estiu caud, es a dire que la temperatura mejana dau mes pus caud es superiora a 22 °C. S'aplica ai climas dei tipes C e D.
  • b per lei climas amb un estiu temperat. Es a dire que la temperatura mejana dau mes pus caud es inferiora a 22 °C mai que quatre mes an de mejanas superioras a 10 °C. S'aplica ai climas dei tipes C e D.
  • c per lei climas amb un estiu cort e freg. Es similara au tipe b aqueu clima tèn mens de quatre mes amb una temperatura superiora a 10 °C e lo mes pus freg amb una mejana pus auta que -38 °C. S'aplica ai climas dei tipes C e D.
  • d per lei climas amb un ivèrn fòrça freg. Es a dire que la temperatura mejana dau mes pus freg es pus bassa que -38 °C. S'aplica unicament ai climas dau tipe D.
  • h per lei climas secs e cauds amb una temperatura mejana annuala pus auta que 18 °C. S'aplica ai climas dau tipe D.
  • k per lei climas secs e fregs amb una temperatura mejana annuala pus bassa que 18 °C. S'aplica ai climas dau tipe D.

Camp magnetic e magnetosfèra[modificar | modificar la font]

La Tèrra tèn un camp magnetic causat per lei movements de conveccion dau nuclèu. A l'ora d'ara, lei pòls d'aqueu camp son situats pròches dei pòls geografics. Dins aquò, la localizacion dei pòls magnetics pòu variar car lei movements de conveccion dau nuclèu son generalament caotics. Ansin, lei pòls magnetics pòdon s'inversar unei còps per milion d'annadas[17] [18]. L'intensitat dau camp es actualament egala a 30 µT en America del Sud e de 60 µT dins certanei regions de Canadà vesinas dau pòl magnetic nòrd.

L'interaccion entre lo vent solar e lo camp magnetic terrèstre entraïna la formacion d'una magnetosfèra a l'entorn de la planeta que para la Tèrra contra lei particulas solaras. Un arc de tuert se situa entre la Tèrra e lo Soleu puei lo vent solar estira la magnetosfèra. De mai, lo vent solar a una influéncia preponderanta sus la densitat e l'orientacion de la magnetosfèra terrèstra. Enfin, aquela es responsabla de la formacion d'auròras polaras[19].

Orbita e rotacion[modificar | modificar la font]

La rotacion de la Tèrra

Rotacion[modificar | modificar la font]

Lo periòde de rotacion de la Tèrra a l'entorn de son axe a respèct dau Soleu es quasi 86 400 segondas[20]. Sa durada aumenta progressivament en causa dei fòrças de marèia. En consequéncia, lei segondas calculadas sus la rotacion terrèstra son fòrça leugierament pus longas que lei segondas dau sistèma SI. A respèct deis estèlas fixas dins lo cèu, la rotacion de la Tèrra, dicha jorn estellar, es egala a quasi 86 164 segondas.

Aqueu movement de rotacion es visible per l'observacion dei meteorits dins l'atmosfèra, per lei satellits en orbita bassa e subretot per lo movement aparent, de nuech, deis estèlas. Sa velocitat es d'environ 15°/h.

Orbita[modificar | modificar la font]

La Tèrra orbita a l'entorn dau Soleu a una distància mejana de quasi 150 milions de quilomètres amb un periòde de 365,2564 jorns. Sa velocitat orbita es environ 30 km/h. La zona d'influéncia gravitacionala de la Tèrra a un rai de 1,5 milions de quilomètres[21].

Axe de rotacion e sasons[modificar | modificar la font]

L'enclinason de l'axe de rotacion de la Tèrra es egala a 23,44°. Aquela enclinason entraïna l'aparicion de sasons marcadas per una partida importanta dei regions terrèstras. Aquelei sasons son definidas per lei solsticis e leis equinòccis :

  • equinòcci de prima lo 21 de març.
  • solstici d'estiu lo 21 de junh.
  • equinòcci d'autona lo 21 de setembre.
  • solstici d'ivèrn lo 21 de decembre.

L'enclinason es relativament constanta mai existís un movement de variacions feblas amb un periòde de 18,6 annadas.

Satellits[modificar | modificar la font]

Foto de la Luna.

La Tèrra a un satellit naturau qu'es la Luna. Aqueu satellit es un còrs dau tipe terrèstre amb un diamètre mejan de 3 475 quilomètres. A respèct de sa planeta, es lo pus grand satellit dau Sistèma Solar. Orbita a l'entorn de la Tèrra en 27 jorns 7 oras e 43,7 minutas a una distància mejana de 384 400 quilomètres. Existisson de fòrças de marèia importantas entre lei dos còrs e la rotacion de la Tèrra a l'entorn de son axe es alentida per l'influéncia lunara. Ansin, fa 410 milions d'annadas, lo jorn terrèstre durava solament 21,8 oras e l'annada durava 400 jorns[22].

La Tèrra tèn egalament dos satellits coorbitaus, dichs 3753 Cruithne e 2002 AA29, e dos quasi-satellits 2001 GO2 et (164207) 2004 GU9. Entre 2006 e 2007, la Tèrra tenguèt un segond satellit naturau provisòri dich 2006 RH120.

Formacion[modificar | modificar la font]

Lo periòde dau Sistèma Solar es estimat a 4,5672 miliards d'annadas e aqueu de la formacion dei planetas a 4,54 miliards[23] [24] [25]. La premiera fasa de la formacion de la Tèrra foguèt la fasa d'accrecion que durèt probablament 10 e 20 milions d'annadas. Lei materiaus formant la Tèrra foguèron inicialament en fusion. Puei, i a 4,53 miliards d'annadas, la Luna se formèt probablament après un impacte fòrça important sus la Tèrra[26] [27]. Lei desgatjaments volcanics entraïnèron la formacion de l'atmosfèra primitiva. L'aiga dei gas volcanics foguèt adonc probablament completada per lei quantitats portadas per lei cometas e leis asteroïdes per formar lei premiers oceans[28]. Lei gas a efèct de sèrra e l'activitat solara empachèron l'aiga de gelar[29]. Enfin, lo camp magnetic terrèstre se metèt en plaça fa 3,5 miliards d'annadas.

Existéncia de la vida[modificar | modificar la font]

Una planeta onte la vida existís es dicha abitabla. Ansin, la Tèrra es l'unica planeta coneguda que tèn lei condicions necessàrias per permetre lo desvolopament de moleculas organicas complèxas e fornir l'energia requesida per lo foncionament dau metabolisme[30]. La distància a respèct dau Soleu, l'excentricitat de l'orbita, la velocitat de rotacion, l'enclinason de l'axe de rotacion, una atmosfèra permanenta e un camp magnetic sufisent per parar la planeta dau vent solar fan partida dei condicions supausadas d'existéncia de la vida terrèstra[31].

Leis espècias viventas de la planeta forman la biosfèra. Son periòde seriá d'environ 3,5 miliards d'annadas. Es devesida entre de biòmas diferents abitats per d'espècias similaras. Lei biòmas son generalament definits per sei condicions d'umiditat, sa latitud e son altitud. Quasi totei lei regions terrèstras tènon de formas de vida. La màger part es situada dins lei regions eqüatorialas umidas[32]. Dins aquò, d'organismes vivents son estats detectats prefondament dins la crosta terrèstra o, a l'invèrs, dins lei jaç bas de l'estratosfèra[33] [34].

Provèrbis[modificar | modificar la font]

  • « Tèrra negra fa bon blat, tèrra blanca lo fa gamat ».

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. 1,0 1,1 Standish, E. Myles; Williams, James C. "Orbital Ephemerides of the Sun, Moon, and Planets" (PDF). International Astronomical Union Commission 4: (Ephemerides). [1]
  2. Staff (2007-08-07). "Useful Constants". International Earth Rotation and Reference Systems Service. [2]
  3. Cazenave, Anny (1995). "Geoid, Topography and Distribution of Landforms". In Ahrens, Thomas J (PDF). Global earth physics a handbook of physical constants. Washington, DC: American Geophysical Union. ISBN 0-87590-851-9.
  4. Seligman, Courtney (2008). "The Structure of the Terrestrial Planets". Online Astronomy eText Table of Contents.
  5. Meschede, M.; Udo Barckhausen, U. (2000-11-20). "Plate Tectonic Evolution of the Cocos-Nazca Spreading Center". Proceedings of the Ocean Drilling Program. Texas A&M University. [3]
  6. Kious, W. J.; Tilling, R. I. (1999-05-05). "Understanding plate motions". USGS. [4]
  7. Duennebier, Fred (1999-08-12). "Pacific Plate Motion". University of Hawaii. [5]
  8. Mueller, R.D.; Roest, W.R.; Royer, J.-Y.; Gahagan, L.M.; Sclater, J.G. (2007-03-07). "Age of the Ocean Floor Poster". NOAA. [6]
  9. Bowring, Samuel A.; Williams, Ian S. (1999). "Priscoan (4.00–4.03 Ga) orthogneisses from northwestern Canada". Contributions to Mineralogy and Petrology 134: 3. doi:10.1007/s004100050465
  10. DOE (1994). "5". In A.G. Dickson & C. Goyet. Handbook of methods for the analysis of the various parameters of the carbon dioxide system in sea water. 2. ORNL/CDIAC-74. http://cdiac.esd.ornl.gov/ftp/cdiac74/chapter5.pdf.
  11. Staff (8 d'octòvre de 2003). "Earth's Atmosphere". NASA. [7]
  12. Geerts, B.; Linacre, E. (November 1997). "The height of the tropopause". Resources in Atmospheric Sciences. University of Wyoming. [8]
  13. The ozone lauyser, NASA, [9]
  14. States, Robert J.; Gardner, Chester S. (January 2000), "Thermal Structure of the Mesopause Region (80–105 km) at 40°N Latitude. Part I: Seasonal Variations", Journal of the Atmospheric Sciences 2000 57: 66–77.
  15. Berger, Wolfgang H. (2002). "The Earth's Climate System". University of California, San Diego. [10]
  16. McKnight, Tom L; Hess, Darrel (2000). "Climate Zones and Types: The Köppen System". Physical Geography: A Landscape Appreciation. Upper Saddle River, NJ: Prentice Hall. pp. 200–1. ISBN 0-13-020263-0.
  17. Campbell, Wallace Hall (2003). Introduction to Geomagnetic Fields. New York: Cambridge University Press. p. 57. ISBN 0-521-82206-8.
  18. Fitzpatrick, Richard (16 de febrier de 2006). "MHD dynamo theory". NASA WMAP. [11]
  19. Stern, David P. (8 de julhet de 2005). "Exploration of the Earth's Magnetosphere". NASA. [12]
  20. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. (November 2008). "The Physical Basis of the Leap Second". The Astronomical Journal 136 (5): 1906–1908. doi:10.1088/0004-6256/136/5/1906
  21. Vázquez, M.; Montañés Rodríguez, P.; Palle, E. (2006). "The Earth as an Object of Astrophysical Interest in the Search for Extrasolar Planets" (PDF). Instituto de Astrofísica de Canarias. [13]
  22. Poropudas, Hannu K. J. (1991-12-16). "Using Coral as a Clock". Skeptic Tank. [14]
  23. Bowring, S.; Housh, T. (1995). "The Earth's early evolution". Science 269 (5230): 1535. doi:10.1126/science.7667634
  24. Dalrymple, G.B. (1991). The Age of the Earth. California: Stanford University Press. ISBN 0-8047-1569-6.
  25. Dalrymple, G. Brent (2001). "The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved". Geological Society, London, Special Publications 190: 205–221. doi:10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14
  26. Canup, R.; Asphaug, E. (2001). "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". Nature 412 (6848): 708–712. doi:10.1038/35089010
  27. Canup, R. M.; Asphaug, E. (Fall Meeting 2001). "An impact origin of the Earth-Moon system". Abstract #U51A-02
  28. 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 35 (6): 1309–1320. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x
  29. Guinan, E. F.; Ribas, I. "Our Changing Sun: The Role of Solar Nuclear Evolution and Magnetic Activity on Earth's Atmosphere and Climate". In Benjamin Montesinos, Alvaro Gimenez and Edward F. Guinan. ASP Conference Proceedings: The Evolving Sun and its Influence on Planetary Environments. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 1-58381-109-5. [15]
  30. Staff (September 2003). "Astrobiology Roadmap". NASA, Lockheed Martin. [16]
  31. Dole, Stephen H. (1970). Habitable Planets for Man (2nd ed.). American Elsevier Publishing Co. ISBN 0-444-00092-5. [17]
  32. Hillebrand, Helmut (2004). "On the Generality of the Latitudinal Gradient". American Naturalist 163 (2): 192–211. doi:10.1086/381004
  33. States, Robert J.; Gardner, Chester S. (January 2000), "Thermal Structure of the Mesopause Region (80–105 km) at 40°N Latitude. Part I: Seasonal Variations", Journal of the Atmospheric Sciences 2000 57: 66–77.
  34. Thomas Alerstam, David A. Christie, Astrid Ulfstrand. Bird Migration (1990). Page 276.


Sistèma Solar (estela : lo Solelh)
Solar System XXVII.png
Planetas :  Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun
Planetas nanas :  Cères · Pluton · Èris
Pichons còrses :  Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort
Satellits :  T (1) Luna · M  (2) Fòbos Deimos · J  (63) Io Euròpa Ganimèdes Callisto... ·
S   (62) Titan Rhea Mimas Enceladus Tethys Dione...  · U (27)  Miranda Ariel Umbriel Titània Oberó... · N (13) Triton...
Vejatz tanben la lista d'objèctes celèstes del Sistèma Solar · La galariá del Sistèma Solar