La Tierra. La Tierra es el tercer planeta del sistema Solar y está situada a una distancia de unos 150 millones de km del Sol. Nuestro planeta tarde 365,256 días (un año) en dar una vuelta sobre sí mismo. Su diámetro es de 12,712 km, y su masa es 5, 976 x 1027g.
La superficie sólida de la Tierra tiene una temperatura media de unos 22°C y la presión atmosférica media en su superficie es de 1,000 milibares.
Las características concretas de la Tierra son muy especiales, ya que se mantienen en delicado equilibrio entre determinados factores que, entre otras cosas, es lo que hace posible la vida en su superficie tal como hoy se le conoce. La rápida velocidad de rotación, así como el hecho de que el núcleo del planeta esté formado por hierro y níquel, producen un extenso campo magnético que, junto con la atmosfera, protege frente a las nocivas radiaciones que provienen del Sol y de otras estrellas. La atmosfera evita el impacto masivo de los meteoros, ya que la mayoría de ellos se hacen pedazo antes de llegar a la superficie, y permite que el clima terrestre sea favorable para la vida. Es importante ser conscientes de que estos factores y otros muchos, que permiten que la Tierra sea un planeta habitable, son únicos en el universo conocido.
Composición de la Tierra.
Comparada con los otros planetas del sistema solar, la característica más sobresaliente de la Tierra es su permanente actividad, por lo que no constituye un ejemplo representativo del universo. Los elementos gaseosos ligeros que componen la mayor parte de la materia cósmica apenas se encuentran en la Tierra y, al contrario, algunos elementos pesados escasamente abundantes en el cosmos aparecen en nuestro planeta en concentraciones elevadas. Durante su formación, la Tierra se enriqueció en hierro y se empobreció en elementos gaseosas ligeros. De todas maneras, resulta difícil calcular lo composición global del planeta, aceptadas las hipótesis acerca de su estructura interna, es posible extraer algunas conclusiones. La zona más interna de la Tierra, a la que se denomina núcleo, está formada por una aleación de hierro y níquel, encontrándose también silicio, carbono y azufre, aunque en menor cantidad; la zona intermedia o manto está formado por silicatos; por último, en la corteza terrestre prevalecen el oxígeno, el silicio y el aluminio.
Atmosfera y exosfera.
La atmosfera es la envoltura gaseosa que rodea la Tierra. Su espesor es de unos 1,000 km y su masa de 5,6 x 1015 toneladas, y ejerce una presión uniforme de 1.033 g/cm2 el gas más abundante en la atmosfera es el nitrógeno (78 por ciento de su volumen total), en tanto que el oxígeno representa el 21 por ciento del total; en menor medida se encuentra el argón (0,93 por ciento) y el anhídrido carbónico (0,001 por ciento). La atmosfera terrestre actual difiere significativamente de la de otros planetas. En el cosmos, los elementos que más abundan son el hidrógeno y el helio, que apenas existen en pequeñísimas cantidades en la atmosfera terrestre. Lo cierto es que la actual atmosfera es distinta de la que había en el protoplaneta. Esta última estaba formada por hidrógeno, helio, amoníaco (NH3) y metano (CH4), además de pequeñas cantidades de oxígeno y carbono. La primitiva atmósfera se perdió en el espacio debido al escape de casi todos sus componentes, sobre todo del hidrógeno y del helio. Los gases que no escaparon quedaron en forma de compuestos sólidos. El oxígeno, por ejemplo, fue retenido, en forma de agua y de silicatos; el nitrógeno, en forma de amoniaco y de nitratos metálicos.
Dado que la composición de la atmosfera varia notablemente al alejarse de la superficie, se divide en varios estratos superpuestos.
La troposfera se extiende desde la superficie terrestre hasta una altura de 16 km en las zonas ecuatoriales y de 10 km en las zonas polares, en su límite superior se encuentra la troposfera, zona en la que se alcanza las temperaturas más bajas. Por encima de la troposfera se halla la heterosfera, una zona de transición entre la atmósfera terrestre y el espacio.
Las capas atmosféricas más externas reciben el nombre de exosfera. La exosfera es la capa que se extiende por encima de la termopausa hasta alcanzar alturas en las que la densidad de la atmosfera es igual a la del gas que la rodea. Comienza a unos 90 km de altura, y la zona comprendida entre los 80 y 400 km se denomina ionosfera porque en ella se producen los procesos de ionización. Su característica fundamental es el hecho de que sus elementos gaseosos no forman moléculas eléctricamente neutras, sino que se presentan en formas de iones o, lo que lo mismo, de átomos y moléculas cargadas eléctricamente. Estos procesos se deben a la acción solar, ya que las moléculas y átomos de nitrógeno y oxígeno absorben los rayos X y γ procedentes del Sol y se ionizan la ionosfera es fundamental para las comunicaciones por radio y televisión ya que refleja ondas de diversa longitud emitida desde la Tierra, posibilitando, así su captación por parte de los receptores. También evita que la radiación ultravioleta alcance la superficie terrestre, dado que es absorbida por el oxígeno molecular de la estratosfera (a unos 48 km de altura) el resultado de dicha absorción es la formación es la formación de una capa de ozono (O3).
Principales características de la Tierra
| Edad | 4.500 millones de años |
| Masa | 5,976 x 1027 g |
| Volumen | 1,0832 x 1012 km3 |
| Densidad media | 5,517 g/cm3 |
| Radio ecuatorial | 6.378,18 km |
| Radio polar | 6.356,77 km |
| Radio medio | 6.371 km |
| Achatamiento | 1/297 |
| Área de la superficie terrestre | 510.082.000 km2 |
| Tierra emergida | 149.400.000 km2 |
| Área oceánica | 360.700.000 km2 |
| Velocidad media en movimiento de traslación | 29,8 km/s |
| Período de traslación | 365,256 días |
| Periodo de rotación | 23h 56’ 4” |
| Distancia del Sol | 149,6 millones de Km |
| Gravedad media en superficie | 9,81 gal |
| Temperatura media superficial | 22 °C |
| Potencia solar recibida | 147 x 104 kW/km2 |
El campo magnético terrestre.
Debido sobre todo a la rápida velocidad de rotación de nuestro planeta y a la naturaleza metálica de su núcleo, se genera un campo magnético muy importante cuyas líneas de fuerza están dispuestas en dirección norte-sur.
La zona del espacio exterior en la que se apareció la influencia del campo magnético terrestre es el llamado magnetosfera terrestre, que comienza a 64.000 km y llega hasta los 130.000 km de distancia de la Tierra. Sus límites externos reciben el nombre de magnetopausa. La magnetosfera no presenta una forma simétrica debido a la permanente acción del viento solar, un constante flujo de protones y electrones emitidos por el Sol que incrementan la fuerza del campo. De ahí que la magnetosfera se acerca a la Tierra en la parte que da al Sol. Por el contrario, en la puesta al Sol, sus líneas de fuerza se acentúan y la magnetopausa se pierde en el espacio.
La mayoría de las partículas procedentes del Sol no alcanzan la superficie terrestre, siendo desviadas y atrapadas en los llamados cinturones de Van Allen (áreas en forma de anillos en los que algunos protones y electrones se mueven en espiral entre los polos magnéticos de la Tierra).
Existen dos cinturones cuya intensidad de radiación depende de la actividad solar. Estas bandas fueron descubiertas al final de la década de 1950 por el científico estadunidense que les da nombre. Su origen es la acción combinada de las emisiones de materia por parte del Sol y el campo magnético terrestre.
| Las auroras polares Cuando incrementa la actividad solar y la concentración de partículas alcanzo un cierto nivel se produce el fenómeno de las auroras polares. Las auroras pueden ser boreales, si se observan en el norte y australes, si aparecen en el sur. Suelen formarse cerca de los polos, vienen acompañadas de un ruido semejante a chasquidos o zumbidos y adoptan formas variadas. Sus agentes desencadenantes, por así decirlo, son el viento solar y el campo magnético de la Tierra. El Sol emite continuamente partículas atómicas electrizadas, llamadas protones y electrones, los primeros tienen una carga eléctrica positiva, en tanto que los segundos la tienen negativa. Los protones que salen despedidos en dirección a la Tierra llegan hasta ella, si bien la fuerza del campo magnético obliga a casi todos ellos a bordear el planeta. Los que logran penetrar en la atmosfera superior son los que dan lugar a las auroras polares y a otra serie de fenómenos eléctricos. En el momento en que se producen una tormenta magnética y los protones y electrones se desbordan de los cinturones de Van Allen pueden contemplarse auroras incluso en zonas alejadas de los polos y en las cuales estos fenómenos no son frecuentes. Las auroras pueden presentar una gran variedad de formas: Arcos estáticos: arcos que se curvan hacia arriba en el cielo como un arco iris, suelen ser de color amarillo-verdoso o blanco. Arcos pulsantes: su color es verde-azulado y cambian repentinamente de luminosidad en forma de movimientos pulsantes. Bandas: no presentan forma regular de los arcos y jamás permanecen quietas moviéndose en ocasiones a gran velocidad. Cortinas: son bandas cruzadas verticalmente por áreas oscuras como sombras, tiene un color blanco-azulado-verdoso y se mueven lentamente. Rayos: suelen ser amarillos-verdosos y pueden aparecer por separado o unidos en grandes haces. Superficies luminosas: aparecen tras una intensa manifestación de cortinas o yayos. Son semejantes a una nube colorada rosa o rojo. Superficie pulsante: son manchas en forma de nubes que aparecen y desaparecen rítmicamente. Auroras llameantes: surgen tras una intensa manifestación de rayos o cortinas y suelen ir seguidas de una corona. Coronas: se componen de rayos o bandas que parecen converger en un determinado punto del firmamento. |
El campo magnético terrestre.
Debido sobre todo a la rápida velocidad de rotación de nuestro planeta y a la naturaleza metálica de su núcleo, se genera un campo magnético muy importante cuyas líneas de fuerza están dispuestas en dirección norte-sur. La zona del espacio exterior en la que se aprecia la influencia del campo magnético terrestre, que comienza a 64.000 km y llega hasta los 130.000 km de distancia de la Tierra. Sus límites externos reciben el nombre de magnetopausa. La magnetósfera no presenta una forma simétrica debido a la permanente acción del viento solar, un constante flujo de protones y electrones emitidos por el Sol que incrementa la fuerza del campo. De ahí que la magnetosfera se acerca a la Tierra en la parte que da al Sol. Por el contrario, en lo opuesto al Sol, sus líneas de fuerza se atenúan y la magnetopausa se pierde en el espacio.
La mayoría de las partículas procedentes del Sol no alcanzan la superficie terrestre, siendo desviadas y atrapadas en los llamados cinturones de Van Allen (Áreas en forma de anillos en las que algunos protones y electrones se mueven en espiral entre los polos magnéticos de la Tierra). Existen dos cinturones cuya intensidad de radiación depende de la actividad solar. Estas bandas fueron descubiertas al final de la década de 1950 por el científico estadounidense que les da nombre. Su origen es la acción combinada de las emisiones de materia por parte del Sol y el campo magnético terrestre.
Movimientos de la Tierra.
La Tierra como los restante planetas del sistema solar, está sometido a las leyes de la dinámica celeste. Esencialmente, son dos los movimientos que realiza nuestro planeta:
- La traslación alrededor del Sol.
- La rotación alrededor del eje de sus polos.
Estos movimientos determinan, por un lado, la sucesión de las estaciones, y, por el otro, la de los días y las noches.
Sin embargo, debido a diversas perturbaciones, presentan irregularidades conocidas como precesión y nutación.
- Traslación: es el movimiento de desplazamiento de la Tierra alrededor del Sol. Más exactamente, es el centro de gravedad del sistema Tierra-Luna lo que describe una órbita elíptica, en uno de cuyos focos se encuentra el Sol. La órbita terrestre tiene un semi eje que supera los 150 millones de km. Dicha distancia es la que se conoce con el nombre de unidad astronómica. Sin embargo, debido a la forma elíptica de la órbita la distancia varía desde los 152 millones de km cuando la Tierra está en la posición denominada afelio, hasta los 147 millones de km cuando está en el perihelio, o posición de máximo acercamiento y que se alcanza a primeros de enero. Así pues, la distancia media durante la traslación es de unos 149.675.000 km, su velocidad media de unos 29,6 km/seg y el tiempo que tarda en recorrer una órbita completa es un año sideral, alrededor de 365,256 días. La órbita terrestre es casi circular; su plano llamado eclíptica, y el ecuador forman un ángulo de 23° 37’, ángulo que se denomina oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación es la causa de que, al moverse la Tierra alrededor del Sol, se sucedan las estaciones. El plano del ecuador terrestre y la eclíptica solo revelan dos puntos de intersección, llamados equinoccios. Corresponden a la situación de la tierra el 21 de marzo y el 23 de septiembre. Son los días en el que el Sol cambia de hemisferio celeste, dado que pasa la mitad del año en el hemisferio norte y la otra mitad en el sur. Los días en los que el Sol alcanza máxima inclinación reciben el nombre de solsticios. Los solsticios son los puntos de la eclíptica definidos por un diámetro perpendicular a la línea de equinoccios y se alcanzan el 21 de junio y el 21 de diciembre, que es precisamente cuando el sol se encuentra en el zenit de los trópicos, círculos paralelos situados a 23° 27’ de latitud norte (trópico de cáncer) y a 23° 27’ de latitud sur (trópico de Capricornio). Durante el verano del hemisferio norte, el Sol calienta más al encontrarse más alto sobre el horizonte. El día del equinoccio de otoño, 23 de septiembre finaliza el verano. Entonces el Sol comienza a descender sobre el horizonte, alcanzando su altura mínima el 21 de diciembre, el día del solsticio de invierno. Éste es el momento en el que comienza el invierno en el hemisferio norte, invierno que se prolonga hasta el 21 de marzo. A partir de este día se inicia la primavera y el sol vuelve a alcanzar su máxima altura sobre el horizonte el 21 de junio día del solsticio de verano, cerrándose así el ciclo de las estaciones. En el hemisferio sur, las estaciones son opuestas a las del hemisferio norte.
- Rotación: se denomina rotación al movimiento de la Tierra alrededor de su eje polar. La Tierra gira alrededor del eje de sus polos en el sentido contario a las agujas del reloj, en sentido oeste-este, y da una vuelta completa sobre sí mismo en un día solar sideral. Es el denominados periodo de rotación que, sí se mide con respecto al Sol, es de 24 h, mientras que si se mide con respecto a las estrellas fijas es de 23 h 55 mínimo y 4 seg. De ahí las dos maneras de denominar al tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta completa sobre su eje. Se pensó durante mucho tiempo que la que giraba no era la Tierra, sino la esfera celeste. Aunque Copérnico fue el primero en afirmar que el movimiento real corresponde a la Tierra, no fue capaz de presentar pruebas que avalaran su tesis. Hasta 1851 no se pudo demostrar fehacientemente el hecho de que la Tierra gira. León Foucault realizó el experimento valiéndose de un péndulo que oscila en un solo plano si actúa sobre él exclusivamente la fuerza de gravedad. Demostró que el plano de oscilación de su péndulo parecía desviarse, lo que sólo podía explicarse por el movimiento de la Tierra. El movimiento de rotación de la Tierra determina la secesión de los días y las noches. No obstante, el periodo de rotación se ve afectada por la acción de las mareas, que tienden a aumentarlo. No es descabellado pensar que en nuestro pasado más remoto el periodo de rotación pudo ser mucho menor que el actual y que los días y las noches se sucedieron con intervalos de diez o doce horas. La alteración del movimiento de rotación de nuestro planeta sobre su propio eje se denomina precesión. La causa hay que buscarla en las atracciones newtonianos que ejercen el Sol y la Luna sobre el ensanchamiento ecuatorial terrestre. Los efectos que provocan la precesión son los siguientes:
- Los polos terrestres y celestes describen circunferencias completas en un lapso de tiempo de 25.785 años.
- Desplazamiento del eje terrestre en el mismo periodo de tiempo, de tal manera que la estrella α de la Osa Menor, o estrella Polar Norte y se producirá un lento cambio en el aspecto del cielo estrellado de un lugar determinado.
- Cambio en la duración de las estaciones.
El fenómeno de mutación consiste en un movimiento oscilatorio del eje de la Tierra. Ello determina una variación de la inclinación del plano del ecuador terrestre sobre la eclíptica de 18” cada 18 años.
Las mareas
Las mareas se deben a las fuerzas de atracción gravitatoria del Sol y la Luna. Esquemáticamente, el proceso es así: el agua de los océanos es atraída por el Sol y la Luna, y tiende a elevarse en el punto en el que la Luna se encuentra en su cenit, mientras que al mismo tiempo se produce una elevación menor en el lado opuesto de la Tierra.
La relación entre las mareas y la posición del Sol y de la Luna se conoce desde épocas remotas, pero su origen no pudo explicarse hasta que Isaac Newton enuncio su ley de la gravitación universal. Si se consideran dos puntos sobre la superficie terrestre, situado el uno a la menor distancia de la Luna y el otro opuesto al anterior, se observa que la atracción gravitatoria de la Luna es mayor sobre el segundo.
Este hecho apenas afecta a las masas continentales, pero se actúa sobre los océanos debido a su fluidez. El agua resulta desplazada hacia a ambos puntos, provocando una subida de su nivel la menor atracción gravitatoria de nuestro satélite sobre el segundo punto permite al agua desplazarse hacia el segundo punto opuesto a la Luna, ya que la propia disminución de la atracción gravitatoria lunar desde el primer punto hacia el segundo genera fuerzas horizontales de tracción que arrastra el agua hacia ellos. A estos dos puntos se le conoce como centre de aumento de nivel. Las mareas altas o pleamares, se producen en lugares cercanos a los centras, y las mareas bajas, o bajamares, en posiciones equidistantes de ambos centros.
La posición de los centros sobre la superficie cambia debido a la rotación de la Tierra. Como consecuencia, el periodo de mareas depende del de la rotación de la Tierra con respecto de la Luna y es de 24 h 50 m.
Hay dos factores que determinan las fuerzas de las mareas: por un lado, la distancia entre la Tierra y la Luna, y, por otro, la posición del Sol con respecto a la Luna. Cada 27 días y medio, la Luna está más próxima a la Tierra, siendo entonces cuando se producen mareas de una fuerza casi el 20 por ciento superior a la normal. Éstas son las denominadas mareas de perigeo. Las más débiles reciben el nombre de apogeo y tienen lugar cuando la Luna se encuentra más alejada de la Tierra. Por su parte, la atracción gravitatoria del Sol modifica la intensidad de las mareas en función de su posición con respecto a la Luna. Se sabe que, si la Luna y el Sol están alineados a un lado de la Tierra, sus respectivas fuerzas gravitatorias se suman, dando lugar a las mareas vivas (que se produce dos veces al mes), de gran intensidad. Otras posiciones del Sol hacen que las fuerzas gravitatorias se contrarresten y den lugar a mareas de baja intensidad, a las que se conoce como mareas muertas.
