Ziemia Astronomiczny symbol Ziemi
Kliknij obrazek aby go powiększyć
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość
od Słońca		 149 597 887 km
(1,00000011 j.a.)
Obwód orbity 0,940×109km
(6,283 j.a.)
Mimośród 0,01671022
Peryhelium 147 098 074 km
(0,9832899 j.a.)
Aphelium 152 097 701 km
(1,0167103 j.a.)
Rok gwiazdowy 365,25696 dni
(1,0000191 lat)
Obieg synodyczny nie dotyczy
Średnia prędkość
orbitalna		 29,783 km/s
Maks. prędkość 30,287 km/s
Min. prędkość 29,291 km/s
Nachylenie orbity
względem ekliptyki		 0,00005°
(7,25° względem
równika słonecznego)
Satelity naturalne 1 (Księżyc),
zobacz też
3753 Cruithne
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa 12 756,274 km
Średnica biegunowa 12 713,500 km
Przeciętna średnica 12 745,591 km
Spłaszczenie 0,003352861
Przeciętny obwód 40 041,455 km
Powierzchnia 510 072 000 km²[1][2]
148 940 000 km² lądu (29,2 %)

361 132 000 km² wody (70,8 %)
Objętość 1,0832×1012 km³
Masa 5,9736×1024 kg
Gęstość 5,515 g/cm³
Przyspieszenie
ziemskie
na równiku		 9,780 m/s² 1
(0,99732 g)
Prędkość ucieczki 11,186 km/s
Prędkość liniowa na równiku 1674,38 km/h
Prędkość kołowa 15°/h (7,272×10-5 rad/s)
Nachylenie równika
względem
płaszczyzny orbity		 23,439281°
Deklinacja 90°
Albedo 0,367
Temperatura
powierzchni
min. śred. maks.
185K 287K 331K
Ciśnienie
atmosferyczne
na powierzchni		 100 kPa
Skład atmosfery[3]
Azot 78,08%
Tlen 20,95%
Argon 0,93%
Dwutlenek węgla, Para wodna, inne gazy ilości śladowe, ok. 1% (zmienne)
Granice kontynentów
Mapa fizyczna świata

Ziemia - trzecia w kolejności (licząc od Słońca) i piąta co do wielkości planeta Układu Słonecznego. Pod względem średnicy, masy i gęstości jest to największa planeta skalista Układu. Inne określenia Ziemi to Świat oraz Terra[4].

Ziemia, zamieszkana przez miliony gatunków, wliczając w to człowieka[5], jest jedynym znanym miejscem we wszechświecie, w którym występuje życie. Dowody naukowe wykazują, że planeta uformowała się 4,54 ± 0,05 miliarda lat temu[6][7][8][9], a życie pojawiło się na jej powierzchni w ciągu miliarda lat. Następnie, biosfera ziemska wpłynęła na atmosferę i inne czynniki abiotyczne planety, umożliwiając rozwój organizmów aerobowych oraz powstanie ozonosfery. Powłoka ozonowa wraz z magnetosferą blokowały szkodliwe promieniowanie słoneczne, umożliwiając rozwinięcie się życia na na lądzie[10].

Skorupa ziemska podzielona jest na kilka segmentów nazywanych płytami tektonicznymi, które mogą przesuwać się względem siebie w skali milionów lat, co prowadzi do wędrówki kontynentów. Około 71% powierzchni zajmuje woda morska, zawarta w morzach i oceanach; pozostałe 21% stanowią wyspy oraz kontynenty. Niezbędnej do życia na Ziemi wody w stanie ciekłym nie wykryto na powierzchni innych ciał niebieskich[11][12]. Wnętrze Ziemi składa się z grubego płaszcza, płynnego jądra zewnętrznego, generującego pole magnetyczne, oraz żelaznego jądra wewnętrznego.

Ziemia oddziałuje z innymi obiektami w przestrzeni kosmicznej. Planeta orbituje obecnie Słońce raz na każde 366,26 rotacji wokół własnej osi. Okres potrzebny na jedno okrążenie wokół Słońca nazywa się rokiem gwiazdowym i odpowiada 365,26 dniom czasu słonecznego[13]. Nachylenie osi Ziemi do płaszczyzny orbity wynosi 23,4°[14], co prowadzi do wahań klimatu w roku zwrotnikowym, takich jak pory roku. Wokół Ziemi krąży jeden naturalny satelita – Księżyc, który orbituje ją od ok. 4,53 miliarda lat. Zapewnia on pływy morskie, stabilizację kąta nachylenia względem orbity oraz spowolnienie rotacji planety. Bombardowanie przez komety we wczesnej historii Ziemi miało udział w uformowaniu się oceanów[15], a upadki pojedynczych asteroidów kilkukrotnie były przyczyną masowych wymierań.

Spis treści

Historia Ziemi

Zobacz więcej w osobnych artykułach: Historia Ziemi, Tabela stratygraficzna, Ery i okresy geologiczne.

Naukowcy zrekonstruowali szczegółowe informacje o przeszłości planety. Ziemia oraz pozostałe planety Układu Słonecznego powstały 4,54 ± 0,05 mld lat temu[6] z mgławicy słonecznej - obłoku gazu i pyłu w kształcie dysku, uformowanego podczas powstawania Słońca. Początkowe bombardowanie przez planetoidy spowodowało, że powłoka zewnętrzna Ziemi była w fazie płynnej. Akumulacja pary wodnej i innych gazów w atmosferze doprowadziła jednak do powstania gęstych chmur, które przysłoniły promieniowanie słoneczne i wyzwoliły opady deszczu. W ten sposób powierzchnia zaczęła stygnąć, formując stałą skorupę[16]. Następnie, według teorii wielkiego zderzenia, nastąpiła kolizja planety z obiektem wielkości Marsa i masie 1/10 masy Ziemi, nazywanym czasami Theą[17]. Część masy ciała zintegrowała się z Ziemią, a niektóre odłamki uleciały w przestrzeń kosmiczną. Z części odłamków i fragmentów skorupy ziemskiej wyrzuconych przy zderzeniu w kosmos uformował Księżyc[18][19].

Odgazowanie[20] i aktywność wulkaniczna wytworzyły zasadniczą atmosferę. Skraplająca się para wodna wraz z lodem i wodą płynną pochodzącymi z asteroid, protoplanet, komet i transneptunów, doprowadziły do powstania ziemskich oceanów[15]. Spekuluje się, że ok. 4 mld lat temu w naładowanej energią chemiczną mieszance substancji organicznych (tzw. "pierwotnej zupie"), jedna z cząsteczek uzyskała możliwość powielania samej siebie, zapoczątkowując życie na planecie. Ok. 3,8 - 3,5 mld lat temu miał istnieć ostatni uniwersalny wspólny przodek żyjących obecnie na Ziemi organizmów[21][22].

Rozwój fotosyntezy u prokariot umożliwiał im wykorzystanie energii słonecznej jako źródła energii; wydalany przez nie tlen gromadził się w atmosferze i doprowadził do powstania powłoki ozonowej ( odmiany alotropowej tlenu, O3) w jej górnej warstwie. W wyniku wchłaniania mniejszych komórek przez większe w procesie endosymbiozy, rozwinęły się eukarioty[23]. Podział kolonii komórkowych na coraz bardziej wyspecjalizowane prowadził do ewolucji wielokomórkowców - początkowo roślin, a następnie zwierząt[24].

Mimo że planeta w eonie hadeiku praktycznie pozbawiona była suchego lądu[25], w kolejnych epokach ilość obszarów wznoszących się ponad poziom morza stopniowo wzrastała. W ciągu ostatnich 2 mld lat, powierzchnia wszystkich kontynentów zwiększyła się dwukrotnie[26]. Proces kształtowania się powierzchni powodował nieustanny rozpad i ponowne formowanie się kontynentów w skali setek milionów lat. Wskutek wędrówki kontynentów, kilkurotnie powstawał superkontynent. Około 750 mln lat temu rozpadła się Rodinia, jedna z najstarszych tego typu formacji. Później kontynenty złączyły się ponownie i w okresie 600-540 mln lat temu istniał superkontynent Pannocja. Następnie powstała Pangea, która rozpadła się ok. 180 mln lat temu[27].

W latach 60. zaproponowano hipotezę Ziemia-śnieżka, która sugeruje, że w erze neoproterozoiku, pomiędzy 750 a 580 mln lat temu, większość powierzchni planety pokrywał lód. Wydarzenie to poprzedziło eksplozję kambryjską, w której nastąpił gwałtowny wzrost liczby gatunków organizmów wielokomórkowych, w szczególności zwierząt[28].

W ciągu ostatnich 540 mln lat na Ziemi nastąpiło pięć masowych wymierań[29]. Najmłodsze z nich - wymieranie kredowe, ok. 65 mln lat temu - wywołane zostało upadkiem 10-kilometrowego meteorytu. Kolizja obiektu z Ziemią wyzwoliła duże ilości pary i pyłów, które osiadły w atmosferze i uniemożliwiły dotarcie na powierzchnię promieni słonecznych. Doprowadziło to do wyginięcia większości gatunków naziemnych (m.in. dinozaurów), choć mniejsze i bardziej liczebne ssaki przetrwały. Kolejne 65 mln lat historii Ziemi charakteryzowała ewolucja i wzrost różnorodności gatunkowej przedstawicieli gromady ssaków. Kilka milionów lat temu, afrykańska małpa człekokształtna wykształciła w sobie dwunożność i zdolność chodzenia w pozycji wyprostowanej[30]. Dalsza ewolucja jednego z gatunków z rodziny człowiekowatych faworyzowała zdolność korzystania z narzędzi i komunikację, które zapewniały pożywienie oraz stymulowały rozwój mózgu. Ostatecznie, powstał człowiek współczesny - Homo sapiens sapiens. Czynniki takie jak wytworzenie własnej kultury, rozwój rolnictwa i postęp technologiczny umożliwiły mu w krótkim okresie czasu stać się dominującym gatunkiem na Ziemi[31].

Ok. 3 mln lat temu nasiliły się wahania klimatu - po fali zimna (glacjał) następowało ocieplenie (interglacjał). Trend ten utrzymywał się przez całą epokę plejstoceńską, dlatego nazywana jest ona również epoką lodową. Strefy podbiegunowe przechodziły cykle zlodowacenia i topnienia, powtarzające się co 40–100 000 lat. Ostatnie zlodowacenie miało miejsce 10 000 lat temu. Ziemia jest obecnie w okresie interglacjału[32].

Geografia Ziemi

Największe głębiny oceaniczne:

Największe łańcuchy górskie:

Kartografia, sztuka sporządzania i badania map, oraz pośrednio geografia, historycznie poświęcone były próbom zobrazowania planety. Geodezja, badająca położenie i dystans, oraz nawigacja, zajmująca się pozycją i kierunkiem ruchu obiektów, dostarczyły danych liczbowych.

Według szacunków z 8 listopada 2008, Ziemię zamieszkuje ok. 6,735,000,000 ludzi[33]. Prognozy sugerują, że światowa populacja ludzka wzrośnie do 7 mld w 2013 i 9,2 miliardów w 2050[34], głównie poprzez zwiększanie się ludności krajów rozwijających się. Gęstość populacji waha się w zależności od regionu, jednak największe skupiska ludności występują w Azji, m.in. w Chinach i Indiach. W 2020, 60% światowej ludności zamieszkiwać będzie miasta, wskutek urbanizacji i przenoszenia się z rejonów wiejskich[35].

Biegun geograficzny

Biegun geograficzny jest miejscem przecięcia się osi obrotu Ziemi z jej powierzchnią. Biegun północny znajduje się na Oceanie Arktycznym, a południowy na Antarktydzie. Ze względu na niewielkie nachylenie osi ziemskiej do osi obiegu wokół Słońca, promienie słoneczne padają na bieguny pod niewielkim kątem, co uniemożliwia ich znaczne ogrzanie. Nawet w czasie dni polarnych, mimo wydłużonej ekspozycji na promieniowanie Słońca, temperatura nie podnosi się znacznie z uwagi na wysoki współczynnik odbicia promieni słonecznych od lodu i śniegu.

Nachylenie osi ziemskiej powoduje jeszcze jedno charakterystyczne zjawisko - dni i noce polarne. Polega ono na tym, że (z wyjątkiem 21 marca i 23 września) promienie słoneczne oświetlają obszar nad biegunem i przez pół roku panuje dzień (Słońce jest nad horyzontem), a przez kolejne pół roku - noc. Obszar wokół bieguna północnego nazywany jest Arktyką, a południowego - Antarktyką.

Pierwszym człowiekiem, który dotarł do bieguna północnego był Robert Peary. Na biegun południowy jako pierwszy dotarł Roald Amundsen.

Skład i struktura

Ziemia jak i pozostałe planety skaliste składa się głównie z krzemianów. Ziemia wyróżnia się wśród planet skalistych Układu Słonecznego; ma największą masę, średnicę. Ma również największą gęstość, najsilniejsze pole magnetyczne i grawitacyjne oraz najszybszy ruch obrotowy [36]. Jest to jedyna znana planeta, na której są aktywne płyty tektoniczne[37].

Kształt

Kształt Ziemi zbliżony jest do elipsoidy obrotowej - planeta jest sferą, z "wybrzuszeniem" na równiku. Bardziej odpowiadająca rzeczywistemu kształtowi planety jest jednak geoida, gdzie uwzględniony został brak zaburzeń poziomu morza przez prądy morskie i pogodę. Geoida wykazuje różnice od -106 m do 85 m w porównaniu z idealną elipsoidą[38]. Największe odchylenia pod względem wysokości to Mount Everest (8,848 m n.p.m.) i rów Mariański (10,911 m p.p.m.). W porównaniu do idealnej elipsoidy, Ziemia ma tolerancję ok. 1/584, czyli 0,17%. Jest to więc mniej niż wymagana tolerancja kuli bilardowych (0,22%)[39].

Ruch obrotowy Ziemi sprawia, że długość średnicy równika jest o 43 km większa niż długość średnicy pomiędzy biegunami[40]. Przeciętna średnica wynosi 12 745 591 km.

Skorupa

Zobacz więcej w osobnym artykule: Skorupa ziemska.
Planety skaliste (od lewej): Merkury, Wenus, Ziemia i Mars

Skorupa ziemska jest zewnętrzną powłoką Ziemi. Rozciąga się od nieciągłości Mohorovičicia (zwanej też powierzchnią Moho) aż do powierzchni Ziemi. Powierzchnia Moho znajduje się na głębokości około 50-60 km, a została odkryta przez chorwackiego geofizyka Andriję Mohorovičicia w 1910 r. Pomiędzy powierzchnią Ziemi a powierzchnią Moho znajduje się jeszcze jedna powierzchnia nieciągłości, zwana powierzchnią Conrada. Została ona odkryta w 1925 r. przez V. Conrada. Według najnowszych badań powierzchnia ta w wielu rejonach świata nie występuje lub jest bardzo niewyraźna. Skorupę ziemską możemy podzielić na skorupę kontynentalną i oceaniczną. Zewnętrzna warstwa skorupy ziemskiej zbudowana jest ze skał o gęstości 2,6 - 2,7 g/cm3 co odpowiada średniej gęstości skał granitowych. Prędkość rozchodzenia się fali 5,9 - 6,3 km/s. Pod centralnymi częściami oceanów ta skorupa nie występuje w ogóle. Jej miąższość wynosi 12 - 15 km. Pod wysokimi górami zanurza się do 30 km.

Płaszcz

Zobacz więcej w osobnym artykule: Płaszcz ziemski.

Płaszcz ziemski sięga do głębokości 2890 km. Ciśnienie u podstawy płaszcza wynosi ok. 140 GPa (1,4 Matm). Płaszcz, w którym rozróżnia się dwie warstwy, składa się głównie z substancji bogatych w żelazo i magnez.

Płaszcz górny, zwany zewnętrznym - budują go związki: chromu (Cr), żelaza (Fe), krzemu (Si) i magnezu (Mg) (tzw. crofesima). Średnia gęstość tej sfery wynosi 4,0 g/cm³. Górna część zewnętrznego płaszcza ma od 80 do 150 km głębokości; jest już warstwą o cechach plastycznych - stanowi jak gdyby podściółkę zapewniającą skorupie ziemskiej ruchliwość. Zachodzą w niej wszystkie procesy tektoniczne.

Płaszcz dolny, zwany też wewnętrznym - zbudowany głównie z niklu (Ni), żelaza (Fe), krzemu(Si) i magnezu (Mg) (tzw. nifesima). Średnia gęstość płaszcza wewnętrznego waha się w granicach 5,0-6,6 g/cm³. W płaszczu Ziemi zachodzą prawdopodobnie zjawiska związane z powolnym przemieszczaniem się w górę plastycznych mas materii pod wpływem ciepła (ruchy konwekcyjne).

Punkt topnienia substancji zależy od ciśnienia, jakiemu jest poddawana. Im głębiej, tym ciśnienie większe, zatem uważa się, że płaszcz dolny jest w stanie stałym, a górny – w stanie plastycznym (półpłynnym). Lepkość płaszcza górnego waha się między 1021 a 1024 Pa·s, w zależności od głębokości[potrzebne źródło]. Wobec tego płaszcz górny może pływać bardzo powoli.

Schemat poszczególnych warstw Ziemi.

Przyczyny, dla których uważa się, że jądro wewnętrzne jest w stanie stałym, jądro zewnętrzne – w stanie ciekłym, a płaszcz – w stałym lub plastycznym są następujące. Temperatury topnienia substancji bogatych w żelazo są wyższe niż czystego żelaza. Jądro Ziemi składa się prawie wyłącznie z czystego żelaza, podczas gdy substancje bogate w żelazo częściej występują poza jądrem. Zatem substancje żelazowe przy powierzchni są stałe, w płaszczu górnym – półpłynne (z powodu wysokiej temperatury i względnie niskiego ciśnienia), w płaszczu dolnym – stałe (poddawane są olbrzymiemu ciśnieniu), w jądrze zewnętrznym czyste żelazo jest płynne, jako że ma niską temperaturę topnienia (pomimo ogromnego ciśnienia), zaś jądro wewnętrzne jest stałe z powodu najwyższego ciśnienia występującego w centrum.

Jądro

Zobacz więcej w osobnym artykule: Jądro Ziemi.

Ciężar właściwy Ziemi wynosi 5515 kg/m³, czyniąc ją najgęstszą planetą w Układzie Słonecznym. Ciężar właściwy przy powierzchni wynosi tylko ok. 3000 kg/m³. Jądro składa się z bardziej gęstych substancji. W dawniejszych epokach, ok. 4,5 mld (4,5×109) lat temu, podczas formowania się planety, Ziemia stanowiła półpłynną stopioną masę. Cięższe substancje opadały w kierunku środka, podczas gdy lżejsze materiały odpływały ku powierzchni. W efekcie jądro składa się głównie z żelaza (80%), niklu i krzemu. Inne cięższe pierwiastki, jak ołów i uran, występują zbyt rzadko, żeby przewidzieć ich dokładne rozmieszczenie oraz mają tendencję do tworzenia wiązań z lżejszymi pierwiastkami, zatem pozostają w płaszczu.

Jądro podzielone jest zasadniczo na dwie części, stałe jądro wewnętrzne o promieniu ok. 1250 km i płynne jądro zewnętrzne wokół niego o promieniu sięgającym ok. 3500 km. Przyjmuje się, że wewnętrzne jądro jest w stanie stałym i składa się głównie z żelaza z domieszką niklu. Niektórzy uważają, że jądro wewnętrzne może tworzyć żelazny monokryształ. Jądro wewnętrzne jest otoczone przez jądro zewnętrzne i składa się przypuszczalnie z ciekłego żelaza zmieszanego z ciekłym niklem i śladowymi ilościami pierwiastków lekkich. Ogólnie uważa się, że konwekcja jądra zewnętrznego połączona z ruchem rotacyjnym Ziemi (zob.: Siła Coriolisa), wytwarza ziemskie pole magnetyczne przez proces znany jako efekt dynama. Stałe jądro wewnętrzne jest zbyt gorące aby utrzymać stałe pole magnetyczne (zob. Temperatura Curie) ale prawdopodobnie działa stabilizująco na pole magnetyczne wytwarzane przez ciekłe jądro zewnętrzne.

Ostatnie badania wskazują, że jądro wewnętrzne Ziemi obraca się szybciej niż reszta planety, około 2° rocznie (Comins DEU-s.82).

Istnieje również hipoteza, zaproponowana przez geochemika J. Marvina Herdona, mówiąca iż wewnętrzne jądro Ziemi może być wciąż działającym reaktorem jądrowym, w którym uran ulega rozszczepieniu w reakcji łańcuchowej[41]. Choć niewątpliwym jest, że uran i inne radioaktywne jądra rozpadają się, dając tym samym pewien wkład do bilansu cieplnego jądra Ziemi, to hipoteza ta budzi jednak wiele kontrowersji i nie jest uznawana przez geofizykę[42] (zobacz też: en:georeactor).

Dryf kontynentów

Zobacz więcej w osobnym artykule: Wędrówka kontynentów.

W XIX wieku, zwrócono uwagę na fakt, że kontynenty "pasują" do siebie jak elementy układanki. Co więcej, na odpowiadających sobie wybrzeżach znaleziono te same formacje skalne, mimo że lądy te były oddalone od siebie o tysiące kilometrów. Do tego takie same skamieniałości znajdowano w miejscach zupełnie odmiennych i oddalonych, np. na Antarktydzie i w Indiach.

To skłoniło uczonych do spekulacji na temat "ewolucji" litosfery ziemskiej. Jedną z teorii wysunął w 1912 roku Alfred Wegener (tzw. teoria Wegenera), nie zyskała ona jednak wielu zwolenników, być może dlatego, że nie wyjaśniała, w jaki sposób kontynenty mogą się przemieszczać. W latach 30. XX wieku hipoteza Wegenera została zarzucona, a na początku lat 60. wykrystalizowały się dwie nowe teorie - teoria tektoniki płyt oraz teoria ekspandującej Ziemi, w pewnym stopniu oparte o wywody Wegenera i wyjaśniające wiele innych faktów geologicznych oraz mechanizm wędrówki kontynentów, ale też nie potrafiące w pełni wyjaśnić ich przyczyny.

Orbita i rotacja

Nachylenie osi Ziemi do płaszczyzny orbity.
Różnica między UT1 i UTC. Pionowe odcinki odpowiadają sekundom przestępnym. Zmiany w nachyleniu wykresu odpowiadają zmianom szybkości rotacji Ziemi.

Rotacja

Zobacz więcej w osobnym artykule: Ruch obrotowy Ziemi.

Okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem gwiazd odpowiada jednej dobie gwiazdowej lub 86164,098903691 sekundom czasu słonecznego (UT1) lub 23 godzinom 56 minutom i 4,098903691 sekundom[43].

Okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem Słońca odpowiada jednej dobie słonecznej lub 86400 sekundom czasu słonecznego. Obecnie, sekunda czasu słonecznego jest nieznacznie dłuższa niż sekunda SI, ponieważ siły pływowe powodują spowolnienie rotacji planety[44]. Od 1820 jeden dzień czasu słonecznego wydłużył się o 2 milisekundy w stosunku do czasu atomowego [45]. W celu utrzymania synchronizacji zegarów z obrotem Ziemi co pewien czas zegary przestawia się o 1 sekundę zwaną sekundą przestępną.

Ziemska oś obrotu nie ma stałego kierunku w przestrzeni lecz obraca zakreślając okrąg wokół bieguna ekliptyki w ruchu zwanym precesją. Zakreślenie pełnego okręgu trwa około 26 tysięcy lat. Ten ruch osi obrotu nie jest dokładnie okręgiem, można zaobserwować drobne cykliczne odchylenia zwane nutacjami, główna nutacja ma okres 18,6 roku.

Orbita

Zobacz też: Orbita.

Ziemia wykonuje jeden obrót wokół Słońca na każde 365,26 dni czasu słonecznego, co odpowiada jednemu roku gwiazdowemu. Średnia odległość od Słońca wynosi 150 mln km[3].

Pole magnetyczne

Zobacz więcej w osobnym artykule: Ziemskie pole magnetyczne.

Ziemia wytwarza pole magnetyczne, które odpowiada w przybliżeniu polu wytworzonemu przez wielki magnes w kształcie kuli, którego bieguny położone są w pobliżu biegunów geograficznych. Oś magnetyczna nie pokrywa się jednak z osią obrotu Ziemi, lecz jest od niej odchylona o kilkanaście stopni i zmienia swoje położenie w czasie (obecnie odchylenie to wynosi około 11°).

Dział nauki zajmujący się badaniem pola magnetycznego Ziemi to geomagnetyzm.

Obecnie uznaje się, że pole magnetyczne Ziemi powstaje w zewnętrznym płynnym jądrze Ziemi, w wyniku ruchów konwekcyjnych porządkowanych przez ruch wirowy Ziemi. W dalszym ciągu nierozwiązanym pozostaje wiele zagadnień związanych z polem magnetycznym Ziemi, np. okresowe zmiany kierunku pola magnetycznego.

Ekosfera

Atmosfera

Zobacz więcej w osobnym artykule: Atmosfera.

Masę atmosfery ziemskiej ocenia się na 5.1 x 1018 kg. Gestość powietrza wynosi 1.217 kg/m3, a ciśnienie atmosferyczne powierzchni na poziomie morza ma wartość 101,325 kPa. Składa się przede wszystkim z azotu (78% objętości powietrza), tlenu (20,9%) oraz argonu (0,9%). Zawiera także śladowe ilości dwutlenku węgla i gazów szlachetnych. Zawartość pary wodnej w atmosferze ulega częstej zmianie i wynosi średnio ok. 1%[3]. Najniższą i najcieńszą warstwą atmosfery jest troposfera. Jej górna granica zmienia się wraz z szerokością geograficzną i porą roku; wynosi ona od mniej niż 8 km nad biegunami w zimie do 17,5 km nad Azją Południowo-Wschodnią w lecie[46].

Histogram wysokości bezwzględnej skorupy ziemskiej

Biosfera ziemska zmieniła skład chemiczny atmosfery. Ewolucja fotosyntezy tlenowej ok. 2,7 mld lat temu doprowadziła do wzrostu proporcji tlenu w atmosferze. Umożliwiło to rozwój organizmów aerobowych i uformowanie się powłoki ozonowej, która wspólnie z polem magnetycznym blokuje szkodliwe ultrafioletowe promieniowanie słoneczne. Inne funkcje atmosfery sprzyjające życiu na Ziemi to transport pary wodnej, dostawa różnorodnych gazów, spalanie mniejszych meteorów przed uderzeniem w powierzchnię i regulacja temperatury[47]. To ostatnie zjawisko znane jest jako efekt cieplarniany: śladowe ilości cząsteczek w atmosferze "zatrzymują" część energii termicznej emitowanej z powierzchni w kosmos, przez co podnosi się temperatura. Głównymi gazami cieplarnianymi są dwutlenek węgla, para wodna, metan i ozon. Bez efektu zaburzenia wymiany ciepła, średnia temperatura kuli ziemskiej wynosiłaby -19°C[48][49].

Klimat

Zobacz więcej w osobnych artykułach: Klimat, Strefa klimatyczna.

Klimat na Ziemi kształtują trzy podstawowe procesy klimatotwórcze: obieg ciepła, obieg wody i krążenie powietrza, oraz czynniki geograficzne: układ lądów i oceanów, wysokość n.p.m., odległość od morza (oceanu). Klimat jest jednym z czynników ekologicznych wpływających na występowanie i życie organizmów.

Hydrosfera

Zobacz więcej w osobnym artykule: Hydrosfera.

Ze względu na unikalną w Układzie Słonecznym wodną powłokę - hydrosferę, Ziemia ma przydomek "Błękitnej planety". Tworzą ją wody powierzchniowe (oceany, morza, rzeki, jeziora, bagna) i podziemne, jak również lodowce, pokrywy śnieżne, lody podziemne oraz para wodna.

Najważniejszym składnikiem hydrosfery są oceany - zawierają one ok. 1,35×1018 ton wody (1/4400 masy Ziemi), co daje objętość 1,386×109 km³. Średnia głębokość oceanów wynosi 3800 m, czyli ponad cztery razy więcej niż średnia wysokość kontynentów[50]. W zależności od klasyfikacji, wyróżnia się jeden (wszechocean) lub trzy, cztery bądź pięć oceanów. Największym z nich jest Ocean Spokojny (Pacyfik). Woda morska ma istotny wpływ na klimat globalny, ponieważ oceany są zbiornikami ciepła[51]. Zmiany w temperaturze powierzchni oceanów mogą prowadzić do anomalii pogodowych, takich jak El Niño[52]. W skład wód oceanicznych wchodzą rozpuszczone gazy atmosferyczne, niezbędne do życia organizmom wodnym[53].

Za trzy najdłuższe rzeki świata uważa się Nil (6695 km), Amazonkę (6400 km) oraz Jangcy (6380 km). Największym jeziorem świata jest Morze Kaspijskie, o powierzchni 371 000 km2. Najwyższym wodospadem na Ziemi jest Salto del Angel, który ma wysokość 979 m. Najniżej położona podwodna lokacja to głębia Challengera w rowie Mariańskim na Pacyfiku, z głębością 10 911,4 m[54].

Ziemia widziana z pokładu Apollo 17.

Woda na Ziemi jest w 97,5% słona, a w 2,5% słodka. Większość wody słodkiej (68,7%) występuje obecnie w formie lodu[55]. Około 3,5% masy oceanów stanowi sól, która pochodzi głównie z aktywności wulkanicznej lub skał magmowych[56].

Biosfera

Zobacz więcej w osobnym artykule: Biosfera.

Ziemia jest jedynym znanym miejscem występowania życia. Obszar, w którym występują ziemskie formy życia nazywa się "biosferą". Uważa się, że biosfera zaczęła się rozwijać ok. 3,5 mld (3,5×109) lat temu. Biosfera dzieli się na wiele biomów zamieszkiwanych przez florę i faunę wspólnego pochodzenia. Biomy lądowe są podzielone głównie ze względu na szerokość geograficzną. Ziemskie biomy leżące w Arktyce i Antarktydzie są względnie ubogie w życie roślinne i zwierzęce, podczas gdy biomy najbogatsze w formy życia leżą w strefie równikowej. Najbardziej rozwiniętym organizmem jest człowiek.

Przyszłość

Przyszłość planety związana jest z cyklem życia Słońca. Stopniowe wyczerpywanie się zasobów wodoru w jądrze gwiazdy i akumulacja w jej wnętrzu helu prowadzić ma do zwiększania się świetlności Słońca. Wartość ta ma wzrosnąć o 10% w ciągu 1,1 miliarda lat, i o 40% za 3,5 mld lat[57]. Modele klimatu sugerują, że wzrost promieniowania docierającego na powierzchnię Ziemi do 1,4 obecnej wartości jest wystarczający do całkowitego wyparowania jej oceanów[58]. Wody powierzchniowe mają wyparować całkowicie za ok. 2,5 mld lat[59][60].

Stopniowy wzrost temperatury powierzchni Ziemi powodować ma przyspieszenie wietrzenia skał, co z kolei doprowadzi do spadku zawartości dwutlenku węgla w atmosferze poniżej krytycznego minimum (10 ppm) dla roślin. Poziom ten ma zostać osiągnięty w ciągu 900-1,500 mln lat. Uniemożliwi on organizmom samożywnym fotosyntezę, a wynikły z tego zanik tlenu w atmosferze doprowadzi do wyginięcia organizmów aerobowych[59].

Za ok. 5 mld lat Słońce, wskutek swojej ewolucji, przekształci się w czerwonego olbrzyma. Wymiary gwiazdy wzrosną 250-krotnie i wyniosą ok. 1 j.a. (150 000 000 km)[57][61][62]. Straci ono również ok. 30% swojej obecnej masy, co spowoduje oddalenie się od niego orbity ziemskiej. Przy maksymalnej przewidywanej średnicy olbrzyma, Ziemia będzie od niego oddalona o 1,69 j.a. (ok. 253 000 000 km). Planeta miałaby więc uniknąć wchłonięcia przez atmosferę słoneczną, mimo całkowitego, lub niemal całkowitego, wyginięcia na niej życia[57]. Symulacja z 2008 roku sugeruje jednak, że ziemska orbita, z powodu sił pływowych i oporu aerodynamicznego w dolnej chromosferze, wejdzie w atmosferę Słońca i planeta ulegnie zniszczeniu[61].

Jednak nawet gdyby nie cykl życiowy Słońca, kontynuacja ochładzania się wnętrza Ziemi doprowadziłaby do utraty atmosfery i oceanów wskutek aktywności wulkanicznej[63].

Przypisy

  1. ↑ Michael Pidwirny. Surface area of our planet covered by oceans and continents.(Table 8o-1). Fundamentals of Physical Geography (2006-02-02). University of British Columbia, Okanagan. [dostęp 2007-11-26]. 
  2. ↑ Staff: World. W: The World Factbook [on-line]. Central Intelligence Agency, 2008-07-24. [dostęp 2008-08-05].
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Williams, David R.: Earth Fact Sheet. NASA, 2004-09-01. [dostęp 2007-03-17].
  4. ↑ Blue, Jennifer: Descriptor Terms (Feature Types) (en). W: Gazetteer of Planetary Nomenclature [on-line]. USGS, 2007-07-05. [dostęp 2008-10-31].
  5. ↑ May RM. How Many Species Are There on Earth?. Science (New York, N.Y.). 4872 (241): 1441-1449 (wrzesień 1988). doi:10.1126/science.241.4872.1441. PMID 17790039. 
  6. ↑ 6,0 6,1 G.B. Dalrymple: The Age of the Earth. Kalifornia: Stanford University Press, 1991. ISBN 0-8047-1569-6. 
  7. ↑ Newman, William L.: Age of the Earth. Publications Services, USGS, 2007-07-09. [dostęp 2007-09-20].
  8. ↑ G. Brent Dalrymple. The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved. Geological Society, London, Special Publications: 205–221 (2001). doi:10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14. [dostęp 2007-09-20]. 
  9. ↑ Stassen, Chris: The Age of the Earth. The TalkOrigins Archive, 2005-09-10. [dostęp 2007-09-20].
  10. ↑ Roy M. Harrison, Hester, Ronald E.: Causes and Environmental Implications of Increased UV-B Radiation. Royal Society of Chemistry, 2002. ISBN 0854042652. 
  11. ↑ Powierzchnia innych planet w Układzie Słonecznym jest zbyt zimna lub zbyt ciepła aby istniała woda płynna. Potwierdzono jednak istnienie wody ciekłej na Marsie w przeszłości; może ona istnieć również obecnie. Patrz: Msnbc: Rover reveals Mars was once wet enough for life. NASA, 2007-03-02. [dostęp 2007-08-28].; Staff: Simulations Show Liquid Water Could Exist on Mars. University of Arkansas, 2005-11-07. [dostęp 2007-08-08].
  12. ↑ Parę wodną wykryto w atmosferze tylko jednej planety pozasłonecznej; jest to gazowy olbrzym. Zobacz: G. Tinetti i inni. Water vapour in the atmosphere of a transiting extrasolar planet. Nature: 169–171 (lipiec 2007). doi:10.1038/nature06002. 
  13. ↑ Liczba dni czasu słonecznego jest o 1 dzień krótsza niż liczba dni czasu gwiazdowego ponieważ ruch orbitalny Ziemi wokół Słońca wymaga 1 dodatkowego obrót planety wokół własnej osi
  14. ↑ Ahrens, Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants, s. 8.
  15. ↑ 15,0 15,1 Morbidelli, A.; Chambers, J.; Lunine, J. I.; Petit, J. M.; Robert, F.; Valsecchi, G. B.; Cyr, K. E.. Source regions and time scales for the delivery of water to Earth. Meteoritics & Planetary Science. 6 (35): 1309–1320 (2000). [dostęp 2007-03-06]. 
  16. ↑ Pre-biotic Earth. Cruising Chemistry. [dostęp 2008-11-08].
  17. ↑ Canup, R. M.; Asphaug, E.: An impact origin of the Earth-Moon system. American Geophysical Union, Fall Meeting 2001. [dostęp 2007-03-10].
  18. ↑ Canup RM., Asphaug E. Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation.. Nature. 6848 (412): 708–12 (sierpień 2001). doi:10.1038/35089010. PMID 11507633. 
  19. ↑ Lunine JI. Physical conditions on the early Earth.. Philosophical transactions of the Royal Society of London. Series B, Biological sciences. 1474 (361): 1721–31 (październik 2006). doi:10.1098/rstb.2006.1900. PMID 17008213. 
  20. ↑ G. Turner. The outgassing history of the Earth’s atmosphere. Journal of the Geological Society. 1 (146) (luty 1989). doi:10.1144/gsjgs.146.1.0147. 
  21. ↑ Chaisson, Eric J.: Chemical Evolution. W: Cosmic Evolution [on-line]. Tufts University, 2005. [dostęp 2006-03-27].
  22. ↑ Doolittle WF. Uprooting the tree of life.. Scientific American. 2 (282): 90–5 (luty 2000). PMID 10710791. 
  23. ↑ Berkner, L. V.; Marshall, L. C.. On the Origin and Rise of Oxygen Concentration in the Earth's Atmosphere. Journal of Atmospheric Sciences. 3 (22): 225–261 (1965). <0225:OTOARO>2.0.CO;2 doi:10.1175/1520-0469(1965)022<0225:OTOARO>2.0.CO;2. [dostęp 2007-03-05]. 
  24. ↑ Burton, Kathleen: Astrobiologists Find Evidence of Early Life on Land. NASA, 2002-11-29. [dostęp 2007-03-05].
  25. ↑ W. U. Reimold, Roger F. Gibson: Processes on the early Earth. Boulder, Colo.: Geological Society of America, 2006, s. 7. ISBN 0-8137-2405-8. 
  26. ↑ Donald Brownlee, Peter Ward: The Life and Death of Planet Earth : How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World. Owl Books, 2002. ISBN 0-8050-7512-7. 
  27. ↑ Murphy, J. B.; Nance, R. D.. How do supercontinents assemble?. American Scientist: 324–33 (1965). doi:10.1511/2004.4.324. [dostęp 2007-03-05]. 
  28. ↑ J. William Schopf, Cornelis Klein: The Proterozoic biosphere: a multidisciplinary study. Cambridge: Cambridge University Press, 1992, ss. 51-52. ISBN 0-521-36615-1. 
  29. ↑ Raup, D. M.; Sepkoski, J. J.. Mass Extinctions in the Marine Fossil Record. Science. 4539 (215): 1501–1503 (1982). doi:10.1126/science.215.4539.1501. [dostęp 2007-03-05]. 
  30. ↑ Stephan J. Gould. The Evolution of Life on Earth. Scientific American (październik 1994). [dostęp 2007-03-05]. 
  31. ↑ Wilkinson, B. H.; McElroy, B. J.. The impact of humans on continental erosion and sedimentation. Bulletin of the Geological Society of America. 1–2 (119): 140–156 (2007). doi:10.1130/B25899.1. [dostęp 2007-04-22]. 
  32. ↑ Staff: Paleoclimatology - The Study of Ancient Climates. Page Paleontology Science Center. [dostęp 2007-03-02].
  33. ↑ United States Census Bureau: World POP Clock Projection. W: United States Census Bureau International Database [on-line]. 2008-01-07. [dostęp 2008-01-07].
  34. ↑ Staff: World Population Prospects: The 2006 Revision. United Nations. [dostęp 2007-03-07].
  35. ↑ Staff: Human Population: Fundamentals of Growth: Growth. Population Reference Bureau, 2007. [dostęp 2007-03-31].
  36. ↑ Stern, David P.: Planetary Magnetism. NASA, 2001-11-25. [dostęp 2007-04-01].
  37. ↑ Paul J. Tackley. Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory. Science. 5473 (288): 2002–2007 (2000-06-16). doi:10.1126/science.288.5473.2002. PMID 10856206. 
  38. ↑ GRACE: Earth's Gravity Definition. The University of Texas at Austin. [dostęp 2008-11-16].
  39. ↑ Staff: WPA Tournament Table & Equipment Specifications. World Pool-Billiards Association, listopad 2001. [dostęp 2007-03-10].
  40. ↑ Sandwell, D. T.; Smith, W. H. F.: Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data. NOAA/NGDC, 2006-07-07. [dostęp 2008-11-11].
  41. ↑ Herndon, J.M., "Feasibility of a nuclear-fission reactor at the center of the Earth as the energy-source for the geomagnetic-field", Journal of Geomagnetism and Geoelectricity, 45: 423-437, 1993
  42. ↑ Schuiling, R.D. "Is there a nuclear reactor at the center of the earth?", Earth Moon and Planets, 99: 33-49, 2006 DOI:10.1007/s11038-006-9108-4
  43. ↑ Staff: Useful Constants. International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), 2007-08-07. [dostęp 2008-09-23].
  44. ↑ Milan Burša and Z. Šimon: On the non-tidal secular acceleration of the Earth's rotation. SpringerLink 2005. [dostęp 15.11.2008].  Cytat: Opóźnienie kątowe rotacji Ziemi jest mniejsze o ok. 1,6•10-221/s2 z czego wynika, że inne czynniki też mają wpływ na prędkość kątową Ziemi.
  45. ↑ Leap seconds. Time Service Department, USNO. [dostęp 2008-11-07].
  46. ↑ Geerts, B. i Linacre, E.: The height of the tropopause. W: Resources in Atmospheric Sciences [on-line]. University of Wyoming, listopad 1997. [dostęp 2006-08-10].
  47. ↑ Staff: Earth's Atmosphere. NASA, 2003-10-08. [dostęp 2007-03-21].
  48. ↑ Zarys historyczny nauki o zmianach klimatu. W: IPCC WG1 AR4 Report [on-line]. IPCC, 2007. [dostęp 10 kwietnia 2008].
  49. ↑ Pidwirny, Michael: Fundamentals of Physical Geography. PhysicalGeography.net, 2006. [dostęp 2007-03-19].
  50. ↑ H. U. Sverdrup, Fleming, Richard H.: The oceans, their physics, chemistry, and general biology. Scripps Institution of Oceanography Archives, 1942-01-01. 
  51. ↑ Scott, Michon: Earth's Big heat Bucket. NASA Earth Observatory, 2006-04-24. [dostęp 2007-03-14].
  52. ↑ Sample, Sharron: Sea Surface Temperature. NASA, 2005-06-21. [dostęp 2007-04-21].
  53. ↑ Morris, Ron M.: Oceanic Processes. NASA Astrobiology Magazine. [dostęp 2007-03-14].
  54. ↑ 7,000 m Class Remotely Operated Vehicle KAIKO 7000. Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology (JAMSTEC). [dostęp 2008-06-07].
  55. ↑ Igor A. Shiklomanov et al: World Water Resources and their use Beginning of the 21st century" Prepared in the Framework of IHP UNESCO. State Hydrological Institute, St. Petersburg, 1999. [dostęp 2006-08-10].
  56. ↑ Mullen, Leslie: Salt of the Early Earth. NASA Astrobiology Magazine, 2002-06-11. [dostęp 2007-03-14].
  57. ↑ 57,0 57,1 57,2 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E.. Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal: 457–468 (1993). doi:10.1086/173407. Bibcode: 1993ApJ...418..457S. [dostęp 2008-07-08]. 
  58. ↑ J.F. Kasting. Runaway and Moist Greenhouse Atmospheres and the Evolution of Earth and Venus. Icarus: 472–494 (1988). doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. [dostęp 2007-03-31]. 
  59. ↑ 59,0 59,1 Ken Caldeira, James F. Kasting. The life span of the biosphere revisited. Nature: 721-723 (1992-12-31). 
  60. ↑ Carrington, Damian: Date set for desert Earth. BBC News, 2000-02-21. [dostęp 2007-03-31].
  61. ↑ 61,0 61,1 K.-P. Schröder, Smith, Robert Connon. Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: 155 (2008). doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. 
  62. ↑ Palmer, Jason: Hope dims that Earth will survive Sun's death. W: NewScientist.com news service [on-line]. 2008-02-22. [dostęp 2008-03-24].
  63. ↑ Guillemot, H.; Greffoz, V.. Ce que sera la fin du monde. Science et Vie (marzec 2002) (fr). 

Zobacz też

Dodatkowe informacje w siostrzanych projektach:
 Grafiki i media  na Wikimedia Commons
 Definicja słownikowa  w Wikisłowniku
 Cytaty  w Wikicytatach

Linki zewnętrzne

Lokalizacja Ziemi we Wszechświecie
Ziemia → Układ Słoneczny → Lokalny Obłok Międzygwiazdowy → Bąbel Lokalny → Ramię Oriona → Droga Mleczna → Grupa Lokalna → Supergromada Lokalna (Supergromada w Pannie) → Widzialny wszechświat → Wszechświat
Każda strzałka powinna być czytana jako "wewnątrz" lub "część następnego".