Diferencia entre revisiones de «Tierra»

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[[Archivo:Artist's concept of collision at HD 172555.jpg|thumb|left|Representación gráfica de la [[teoría del gran impacto]].]]
El actual modelo consensuado<ref name="reilly20091022"/> 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&nbsp;% de la masa de la Tierra,<ref name="canup_asphaug2001a"/> impactó tangencialmente contra éstasolo.<ref name="canup_asphaug2001b"/> 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 [[volcán]]ica 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 [[protoplaneta]]s, [[cometa]]s y [[Objeto transneptuniano|objetos transneptunianos]], produjeron los [[océanos]].<ref name="watersource"/> El recién formado Sol solo tenía el 70&nbsp;% de su [[Luminosidad solar|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.<ref name="Paradoja_Sol_débil"/> 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.<ref name="asp2002"/> 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]].<ref name="physorg20100304"/>
=== Tamaño ===
 
La [[circunferencia]] en el ecuador es de {{esd|40 091 km}}. El [[diámetro]] en el ecuador es de {{esd|12 756 km}} y en los polos de {{esd|12 730 km.}}<ref name="caltech">Página web Cool Cosmos, «Pregúntale a un astrónomo, para niños», datos sobre el tamaño de la tierra. [http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/askkids/earthsize.shtml.] Consultado el 9 de noviembre de 2014.</ref>
 
El diámetro medio de referencia para el [[esferoide]] es de unos {{esd|12 742 km}}, que es aproximadamente {{esd|40 000 km/[[Número π|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]].<ref name="nist_length2000"/>
 
La primera medición del tamaño de la Tierra fue hecha por [[Eratóstenes]], el [[240 a. C.|240&nbsp;a.&nbsp;C.]]. En esa época se aceptaba que la Tierra era [[Esfera|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{{esd}}km. El tamaño que obtuvo fue de un diámetro de {{esd|12 000 km}} y una circunferencia de {{esd|40 000 km}},<ref name=guia3,8>{{Harvsp|Asimov|1984|loc=Aproximadamente en el sitio 3,8{{esd}}% del libro}}</ref> es decir, con un error de sólosolo el 6{{esd}}% respecto a los datos actuales.
 
Posteriormente [[Posidonio|Posidonio de Apamea]] repitió las mediciones en el año [[100 a. C.|100&nbsp;a.&nbsp;C.]], obteniendo el dato de {{esd|29 000 km}} para la circunferencia, considerablemente más impreciso respecto a los datos actuales. Este último valor fue el que aceptó [[Claudio Ptolomeo|Ptolomeo]], por lo que prevaleció ese valor en los próximos siglos.<ref name=guia3,8 />
{{AP|Clima|Tiempo atmosférico}}
[[Archivo:MODIS Map.jpg|thumb|upright=1.5|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&nbsp;km de la superficie del planeta. Esta capa inferior se llama [[troposfera]]. La energía del Sol calienta esta capa y la superficie bajo éstasolo, 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.<ref name="moran2005"/>
 
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°.<ref name="berger2002"/> 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.<ref name="rahmstorf2003"/>
[[Archivo:Full moon partially obscured by atmosphere.jpg|thumb|Desde este punto de vista se observa la Luna parcialmente oscurecida y deformada por la atmósfera de la Tierra. ''Imagen de la [[NASA]]''.]]
{{AP|Espacio exterior}}
Por encima de la troposfera, la atmósfera suele dividir en [[estratosfera]], [[mesosfera]] y [[termosfera]].<ref name="atmosphere" /> Cada capa tiene un [[gradiente adiabático]] diferente, que define la tasa de cambio de la temperatura con respecto a la altura. Más allá de éstassolos se encuentra la [[exosfera]], que se atenúa hasta penetrar en la [[Magnetósfera de la Tierra|magnetosfera]], donde los campos magnéticos de la Tierra interactúan con el [[viento solar]].<ref name="sciweek2004"/> 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&nbsp;km sobre la superficie de la Tierra, es una definición práctica usada para establecer el límite entre la atmósfera y el espacio.<ref name="cordoba2004"/>
 
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 [[Velocidad de escape|escapar]] de la gravedad del planeta. Esto da lugar a una pérdida lenta pero constante de la [[Escape atmosférico|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.<ref name="jas31_4_1118"/> La pérdida de hidrógeno hacia el espacio contribuye a la transformación de la Tierra desde su inicial estado [[Reducción-oxidación|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.<ref name="sci293_5531_839"/> 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.<ref name="abedon1997"/> 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.<ref name="arwps4_265"/>
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.<ref name="angular" /> 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 éstasolo se formó por la colisión de un [[protoplaneta]] del tamaño de Marte, llamado [[Tea (planeta)|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.<ref name="nature412_708"/>
 
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