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 La famosa fotografía de la Tierra "La bala azul", tomada desde Apolo 17 |
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Designaciones
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|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Adjetivo | Terrestre, terrícola, telúrico | |||||||||
| Época J2000.0[noto 1] | ||||||||||
| Afeli | 152.097.701 km 1,0167103335 AVE |
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| Periheli | 147.098.074 km 0,9832898912 AVE |
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| Semieje mayor | 149.597.887,5 km 1,0000001124 AVE |
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| Excentricidad | 0,016710219 | |||||||||
| Periodo orbital | 365,256366 days 1,0000175 año |
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| Velocidad orbital media | 29,783 km/s 107.218 km/h |
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| Inclinación | 1 °34'43,3"[1] al plan invariable |
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| Longitud del nodo ascendente | 348,73936 ° | |||||||||
| Argumento del periàpside | 114,20783 ° | |||||||||
| Satélites | 1 (la Luna ) | |||||||||
Características físicas
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| Radio mediano | 6.371,0 km[2] | |||||||||
| Radio ecuatorial | 6.378,1 km[3] | |||||||||
| Radio polar | 6.356,8 km[4] | |||||||||
| Aplatiment | 0,0033528[3] | |||||||||
| Circunferencia | 40.075,02 km (ecuatorial) 40.007,86 km (meridional) 40.041,47 km (mean) |
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| Área de superficie | 510.072.000 km²[5]<[6]
<[7]
148.940.000 km² land (29.2 %) |
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| Volumen | 1,0832073×1012 km3 | |||||||||
| Massa | 5,9736×1024 kg[8] | |||||||||
| Densidad mediana | 5,5153 g/cm3 | |||||||||
| Gravedad a la superficie ecuatorial | 9,780327 m/s²[9] 0,99732 g |
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| Velocidad de escapament | 11,186 km/s |
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| Periodo de rotación sideral | 0,99726968 d[10] 23h 56m 4,100s |
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| Velocidad de rotación ecuatorial | 1.674,4 km/h (465,1 m/s) | |||||||||
| Oblicuidad | 23,439281 ° | |||||||||
| Albedo | 0,367[8] | |||||||||
| Temp. de superficie Kelvin Celsius |
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Atmósfera
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| Presión superficial | 101,3 kPa (a nivel del mar) | |||||||||
| Composición | 78,08% Nitrógeno (N2) 20,95% Oxígeno (O 2) 0,93% Argó 0,038% Dióxido de carbono Borde el 1% vapor de agua (varía con el clima)[8] |
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La Tierra es el tercer planeta del sistema solar por orden de proximidad al Solo y el quinto en cuanto a diámetro. Forma parte de los planetas terrestres o telúricos y es el único cuerpo celeste donde se ha confirmado la presencia de vida . Gira alrededor del Sol a lo largo de una órbita muy poco excéntrica (una elipse muy parecida a una circunferencia) a una distancia mediana de 149.600.000 km (1 UA) y a una velocidad de 29,8 km/s. También gira sobre si mismo con un periodo de rotación de 23 horas, 56 minutos y 3,5 según, movimiento que determina el día y la noche. Su diámetro ecuatorial es de 12.756 km. Tiene un único satélite natural, la Luna .
Mesa de contenidos |
Composición y estructura
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La composición de la Tierra en masa es:
Hierro: 34,6 % Oxígeno: 29,5 % Silicio: 15,2 % Magnesio: 12,7 % Níquel: 2,4 % Azufre: 1,9 % Titanio: 0,05 % Otros elementos: 3,65 % La Tierra está compuesta de varias capas con diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico:
- Corteza: es la capa más superficial y tiene una profundidad que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratons (porciones más antiguas de los núcleos continentales). Está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto: es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo. Llega hasta una profundidad de 2.900 km. Está compuesto por peridotita.
- Litosfera: es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un grueso de 250 km y comprende la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera: es la porción del manto que se comporta de manera fluida.
- Núcleo: es la capa más profunda del planeta y tiene un grueso de 3.475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y níquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. El núcleo se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.
Y también hay que saber que la corteza y parte del manto superior forman la litosfera.
La hidrosfera
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La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. La agua cubre un 78% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce). Formando cinco océanos y siete continentes.
La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en la superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Solo emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho másCO 2 y por lo tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Esta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene el agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera lo absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta reduciendo el efecto . El ozono, protege a la biosfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta . La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar.
La demasiado total de la hidrosfera es aproximadamente 1,4·1021 kg.
La atmósfera
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La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno , 21% de oxígeno, y 1% de argó, más trazas otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua. La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero no deja escapar la radiación terrestre. (El efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura mediana de La Tierra es de unos 17 °C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO2 enO 2. El oxígeno libre a la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no a la inversa. El planeta Tierra es en el unic plaeta en que podemos vivir.
Las capas de la atmósfera son: la troposfera , la estratosfera, la mesosfera , la termosfera , y la exosfera. Sus altitudes varían con los cambios estacionales.
La demasiado total de la atmósfera es aproximadamente 5,1·1018 kg.
La Tierra en el Sistema solar
Movimiento
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La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Traslación sobre su órbita alrededor del Solo, movimiento que determina las estaciones.
- Rotación sobre su propio eje, movimiento que determina el día y la noche.
- Precessió asociada al giro que hace el eje instantáneo de rotación de la Tierra, debido a su ligera inclinación.
- Nutació, una ligera vibración perpendicular a la precessió y que viene dada por la influencia gravitatoria de la Luna al girar entorno a la Tierra.
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 según (día sideral) a girar alrededor del eje de rotación que pasa por Pol Norte y Pol Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15 °/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Solo o de la Luna cada dos minutos.
La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1 °/día es decir un diámetro del Solo o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo.
Satélite
La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna respecto al Solo y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12 °/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo.
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Animación que muestra la rotación de la tierra
Visto desde a Pol Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj).
El plan del ecuador y el plan del eclíptica forman un ángulo de unos 23,5 grados. Esto causa las estaciones en la Tierra. El plan de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto al eclíptica. Si no es así habría uno eclipse de Solo y uno de Luna todos los meses.
La Luna
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Características Diámetro 3,474.8 km
2,159.2 míMassa 7,349×1022 kg
8,1×1019 toneladasEje semimajor 384,400 km
238,700 míPeriodo orbital 27 d 7 h 43,7 m La Luna tiene un cuarto del diámetro de la Tierra. Cuando comparamos esta relación planeta-satélite con las del resto de planetas de los sistema solar, vemos que no hay ningún que tenga un satélite tan grande en relación a la medida del planeta, excepto el sistema Plutón-Caronte.
La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto a la Luna hace que su periodo de rotación sea igual que el periodo orbital. Como resultado, la Luna siempre presenta la misma cara en la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra diferentes fracciones de la Luna son iluminadas por el Solo, presentando un ciclo completo de fases lunares.
Debido a la aceleración de las mareas, la Luna se aleja a razón de 38 mm por año. A lo largo de los milenios, estas pequeñas modificaciones junto con el alargamiento del día terrestre en 23 µs por año, van sumando cambios significativos.[11] Durante el periodo Devonià, por ejemplo, (hace aproximadamente 410 millones de años) un año tenía 400 días, siendo cada uno de 21,8 horas.[12]
La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones por ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos piensan que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como pareix ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente severa. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro seria noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto piensan que esto causaría la desaparición de la vida, afectando animales y plantas grandes.
La Luna vista desde la Tierra, tiene el mismo tamaño angular que el Sol (el Solo es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna[13]). Esto permite que haya eclipses de solo totales.
Una representación a escala de las medidas relativas y distancia entre la Tierra y la Luna.El origen de la Luna es desconocido, pero la hipótesis más aceptada actualmente es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica la relativa carencia de hierro y de elementos volátiles de a la Luna, y el hecho que su composición sea muy parecida a la de la corteza terrestre.[14]
La Tierra tiene como mínimo dos asteroides coorbital, el asteroide (3753) Cruithne y el 2002 AA29.[15]
Habitabilidad
- Ved también: Habitabilidad planetaria
Un rango de zonas teóricamente habitables con estrellas de diferentes masas (el Sistema Solar al centro). No a escala.Un planeta capaz de sostener la vida es denominado habitable, incluso si no se ha originado. La Tierra tiene los (actualmente entendidos) requisitos para las condiciones de agua líquida, un ambiente en el que moléculas orgánicas complejas se pueden asemejar, y suficiente energía para sostener el metabolismo de los seres vivos.[16] La distancia de la Tierra al Solo, así como su excentricidad orbital, velocidad de rotación, inclinación axial, historia geológica, atmósfera sostenida y campo magnético protector contribuyen a las condiciones necesarias para originar y sostener la vida en el planeta.[17]
Población de la Tierra
La Tierra es el hogar de aproximadamente 6.671.226.000 de personas en julio de 2007 ,[18] pero las estimaciones indican que la población mundial llegará a los 7 mil millones el 2013 y a 9.200 millones el 2050,[19] con un mayor crecimiento de la población localizado a los países en vías de desarrollo. La densidad de población varía considerablemente entre las diferentes regiones del planeta pero es más grande al continente asiático. Se estima que a partir del 2020, aproximadamente el 60% de la población mundial vivirá en zonas urbanas.[20]
Biosfera
-
La Tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera". La biosfera empezó a evolucionar hace aproximadamente 3.500 millones de años (3,5·109 años). La Hipótesis Nesga o teoría de Nesga es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Planisferio de la Tierra. Composición de fotos de satélite.
Mapa físico de la Tierra.
La Tierra por la noche, mosaico de fotos tomadas entre el octubre de 1994 y el marzo del 1995.Recursos naturales y uso de la tierra
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La tierra provee de recursos que son explotables por humanos para sus propósitos. Algunos de estos son no renovables, como los combustibles fósiles, que son difíciles de recuperar a pequeña escala.
De la corteza terrestre se explotan grandes depósitos de combustibles fósiles tales como el carbón, el petróleo, el gas natural e hidrato de metano. Estos depósitos son empleados por los humanos tanto para la producción de energía como materia primera para la producción química. Los tipos, cuerpos minerales, también se han ido formando en la Tierra mediante el proceso llamado dirige génesis, resultando de la erosión y la tectónica de placas.[21] Estos cosos forman fuentes concentradas de varios metales y otros elementos químicos útiles.
La biosfera de la Tierra produce muchos recursos útiles para los humanos, incluyendo (pero lejos de limitarse en esto) comer, madera, medicamentos, oxígeno y el reciclaje de varios residuos orgánicos. Los ecosistemas terrestres dependen de la fertilidad de la tierra y del agua dulce, mientras que los ecosistemas oceánicos de los nutrientes disueltos provenientes de la tierra.[22] Los humanos también usan la área de la tierra usando materiales de construcción por edificiar viviendas. El 1993, el uso humano de la Tierra era de aproximadamente:
Uso de la tierra Percentage Tierra treballable: 13.13%[6] Cultivos permanentes: 4.71%[6] Pastos permanentes: 26% Bosques: 32% Áreas urbanas: 1.5% Otros: 30% La cantidad estimada de tierra irrigada el 1993 era de 2.481.250 km².[6]
Origen
La formación del planeta Tierra está datada en 4,54·109 años.[7] Su origen como planeta tiene que encontrarse ligado en su origen y formación del resto de los planetas del Sistema Solar. Básicamente, y dando tan sólo unas breves pinceladas sobre esta cuestión, diremos que se han propuesto fundamentalmente dos teorías al respeto:
- Teoría catastrofista (origen caliente): Los planetas se formaron a partir de una "lengua" de material solar (gases incandescentes) producida como consecuencia del paso de otra estrella por las proximidades del Solo. Un posterior enfriamiento de este material permitió en los planetas así formados pasar primeramente por una etapa líquida, y finalmente por una etapa sólida. Este paso intermedio (etapa líquida) habría permitido una decantación (separación de los materiales por densidad) de los elementos en capas concéntricas, como está comprobado que pasa en la Tierra. El calor interno de la Tierra, según está teoría, provendría de la energía original. La forma de huso que tiene la distribución de los planetas del Sistema Solar, parece ser un argumento a favor de una "lengua" inicial de material como origen de los planetas; pero, por otro lado, no hay una plena justificación para no considerar otras posibilidades admitiendo la hipótesis del paso de otra estrella (por ejemplo: que el material solar inicial se hubiera dispersado al espacio en cuenta de dar lugar en los planetas)
- Teoría de la nebulosa primitiva (origen frío): Es la teoría más aceptada actualmente (inicialmente propuesta por Kant y Laplace). Esta teoría considera que el Solo y los planetas se formaron a partir de una nebulosa original por concentración de la materia fría que la formaba. En cuanto al Solo, la misma energía gravitacional es la que dio lugar a comienzos de las reacciones nucleares de fusión. Los planetas se formaron a partir de protoplanetes (parecidos a meteoritos) por un proceso de crecimiento por atracción gravitatoria y choques (proceso de acreción). Durante este proceso, la temperatura de los planetas habría llegado a los 8.000-10.000 °C, y habría permitido la fusión de los elementos y la separación en capas concéntricas en función de sus densidades. El posterior enfriamiento habría solidificat la parte externa aislando el interior de perdidas energéticas (el calor interno tendría un origen primordial)
El concepto de Tierra
Para los antiguos, la tierra equivalía en el mundo, no era como los planetas, externos. Por eso durando bastante tiempo el heliocentrisme fue muy polémico, no se podía concebir que la tierra fuera igual que cualquiera otro cuerpo del espacio. Esto explica también que no tenga un nombre mitológico o específico, era sencillamente el mundo. Se la denominó tierra por el elemento clásico (opuesto al aire, el agua y el fuego), puesto que era el que abundaba.
Ved también
- Astronomía
- Sistema Solar
- Historia de la Tierra
- Historia de la Tierra en un día
- Núcleo de la Tierra
- Tectónica de placas
- Geología
- Geografía
- Climas de la Tierra
- Población humana
- Día de la Tierra
Notas
- ↑ Todas las cantidades astronómicas varían, tanto secularmente como periódica. Las cantidades dadas son los valores al instando J2000.0 de la variación secular, ignorando todas las variaciones periódicas.
Referencias
- ↑ Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N.. Allen's Astrophysical Quantities. Springer, 2000, 294. ISBN 0387987460.
- ↑ Various. David R. Lide. Handbook of Chemistry and Physics, 81st. CRC, 2000. ISBN 0849304814.
- ↑ 3,0 3,1 IERS Working Groups (2003). "General Definitions and Numerical Standards". McCarthy, Dennis D.; Pequeño, Gérard IERS Technical Noto No. 32, Uno.S. Naval Observatory and Bureau International des Poids te Midas. Fecha de consulta 2008-08-03.
- ↑ Cazenave, Anny. Ahrens, Thomas J.. Global earth physics a handbook of physical constantes (PDF). Washington, DC: American Geophysical Union, 1995. ISBN 0-87590-851-9 [Consulta: 2008-08-03].
- ↑ Pidwirny, Michael. «Surface area of our planet covered by océanos and continentes.(Table 8o-1)». (2006-02-02) [Consulta: 2007-11-26].
- ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Staff. «World». The WorldFactbook . Central Intelligence Agency, 2008-07-24. [Consulta: 2008-08-05].
- ↑ 7,0 7,1 Newman, William L.. «Age of the Earth». Publications Services, USGS, 2007-07-09. [Consulta: 2007-09-20].
- ↑ 8,0 8,1 8,2 Williams, David R.. «Earth Fact Sheet». NASA, 2004-09-01. [Consulta: 2007-03-17].
- ↑ Yoder, C. F. (1995) p. 12.
- ↑ Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N.. Allen's Astrophysical Quantities. Springer, 2000, 296. ISBN 0387987460.
- ↑ Espenak, F.; Meeus, J.. «Secular acceleration of the Moon». NASA, 2007-02-07. [Consulta: 2007-04-20].
- ↑ Poropudas, Hannu K. J.. «Using Coral as a Clock». Skeptic Tank, 1991-12-16. [Consulta: 2007-04-20].
- ↑ Williams, David R.. «Planetary Fact Sheets». NASA, 2006-02-10. [Consulta: 2008-09-28].—Veáis los diámetros aparentes en las páginas del Solo y la Luna .
- ↑ R. Canup and E. Asphaug. «Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation». Nature, vol. 412, pág. 708–712.
- ↑ Whitehouse, David (2002-10-21). "Earth's little brother found", BBC News. Revisado el 2007-03-31.
- ↑ Staff. «Astrobiology Roadmap». NASA, Lockheed Martin, September 2003. [Consulta: 2007-03-10].
- ↑ Dole, Stephen H.. Habitable Planets for Man, 2nd. American Elsevier Publishing Co., 1970. ISBN 0-444-00092-5 [Consulta: 2007-03-11].
- ↑ David, Leonard (2 de febrero del 2006). "Planet's Population Hit 6.5 Billion Saturday", Live Science. Revisado el 8-1-2010.
- ↑ Staff. «World Population Prospects: The 2006 Revision». United Nations. [Consulta: 1-1-2010].
- ↑ Staff. «Human Population: Fundamentals of Growth: Growth». Population Reference Bureau, 2007. [Consulta: 1-1-2010].
- ↑ Staff. «Mineral Genesis: How don minerales form?». Non-vertebrate Paleontology Laboratory, Texas Memorial Museum, 2006-11-24. [Consulta: 2007-04-01].
- ↑ Rona, Peter A.. «Resources of the Sea Floor». Science, vol. 299, 5607, pág. 673–674 [Consulta: 2007-02-04].
Bibliografía
- Comins, Neil F.. Discovering the Essential Universe, Second. W. H. Freeman, 2001. ISBN 0-7167-5804-0 [Consulta: 2007-03-17].
- «Solar System Exploration: Earth». NASA, 2006-10-19. [Consulta: 2007-03-17].
- Ward, Peter D.; Donald Brownlee. The Life and Death of Planet Earth: How the New Science of Astrobiology Charts the Ultimate Fate of Our World. Times Books, Henry Holt and Company, 2002. ISBN 0-8050-6781-7.
- Williams, David R.. «Earth Fact Sheet». NASA, 2004-09-01. [Consulta: 2007-03-17].
- Yoder, Charles F.. T. J. Ahrens. Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constantes. Washington: American Geophysical Union, 1995. ISBN 0875908519 [Consulta: 2007-03-17].
- Newman, William L.. «Age of the Earth». Publications Services, USGS, 2007-07-09. [Consulta: 2007-09-20].
Enlaces externos
- USGS Geomagnetism Program (inglés)
- NASA Earth Observatory (inglés)
- Earth Profile del NASA's Solar System Exploration (inglés)
- Climate changes causo Earth's shape tono change - NASA (inglés)
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