09/11/2015

Terra



Características orbitais
Semi-eixo maior149.597.887 Km (1,00000011 UA)
Circunferência orbital0,940 Tm (6,283 UA)
Excentricidade0,01671022
Periélio147.098.074 Km (0,9832899 UA)
Afélio152.097.701 Km (1,0167103 UA)
Período orbital sideral365,25696 dias (1,0000191 anos)
Período sinódicon/d
Velocidade orbital média29,783 Km/s
Velocidade orbital máxima30,287 km/s
Velocidade orbital mínima29,291 km/s
Inclinação orbital em relação à eclíptica0,00005º (7,25º do equador do Sol)
Longitude do nodo ascendente348,73936º
Argumento do periélio114,20783º
Número de satélites1

Características Físicas
Diâmetro equatorial12.756,28 Km
Diâmetro polar12.713,56 km
Diâmetro médio12.742,02 km
Achatamento dos pólos0,00335
Circunferência equatorial40.075 km
Circunferência polar40.008 km
Área da superfície510.067.420 km2
Volume1,0832 x 1012 km3
Massa5,9736 x 1024 kg
Densidade Média5,515 g/cm3
Gravidade equatorial à superfície9,780 m/s2 (0,99732g)
Velocidade de escape no equador11,186 km/s
Período de rotação sideral0,997258 dias (23,934h)
Velocidade de rotação (no equador)1.674,38 km/s
Inclinação do eixo23,439281º
Ascensão recta do Pólo Norte0º (0h0min0s)
Declinação90º
Albedo0,367
Temperatura à superfíciemin.: 185 K; méd.: 287 K; máx.: 331K

Constituintes Atmosféricos
Azoto77%
Oxigénio21%
Árgon1%
Dióxido de CarbonoVestígios
Vapor de ÁguaVestígios

«Há quatro biliões  e meio de anos atrás, a Terra era uma bola de rocha derretida, e desde essa altura tem vindo a perder calor gradualmente. Até mesmo hoje em dia podemos ver  os sinais do seu nascimento nos vulcões, que cuspiam rocha líquida para o solo. O seu fogo interno também é alimentado pela central nuclear natural que há dentro do nosso planeta: grandes quantidades de urânio, potássio radioactivos fornecem uma fonte de calor regular. Embora a superfície tenha arrefecido o suficiente para formar uma crosta sólida de 30 quilómetros de espessura, o interior permanece derretido a vários graus. No centro do nosso mundo existe um núcleo denso e grande, em parte metal sólido e em parte líquido: uma fusão de ferro e níquel. Fora do núcleo, a maior parte do resto da Terra é rocha semiderretida, o chamado manto. Nem líquido nem sólido, o manto tem uma consistência semelhante à do caramelo. O lento movimento desta rocha viscosa por debaixo da crosta, vemos montanhas. Onde puxa a crosta, as depressões enchem-se de água e vemos oceanos. Tudo isto já foi descoberto pelos cientistas há muitos anos atrás, mas a Terra escondeu-nos mais um segredo até à chegada da era espacial.
Foi a ameaça da guerra mundial e a resultante exploração dos leitos dos oceanos Atlântico e Pacífico por submarinos com armas nucleares que levou a esta descoberta. Escondida debaixo de quilómetros de água estava uma imensa cadeia de vulcões que quase circundam o globo. Novas áreas de crosta estavam constantemente a ser formadas em cada um dos lados dos cumes destes montes subaquáticos, e à medida que os leitos dos oceanos aumentavam, os continentes estavam gradualmente a ser empurrados. De repente, uma observação feita há muitos anos atrás - que a linha costeira da América do Sul e da África pareciam querer-se juntar como peças de um quebra-cabeças - fazia todo o sentido.
A crosta terrestre não é um escudo sólido, mas está despedaçada em várias partes. Em breve se tornou claro que estas partes, ou "placas", estão a mover-se extremamente devagar em diferentes direcções pela Terra. Como água a ferver numa panela, as correntes de convecção do manto sobem à superfície, arrefecem e vão de novo para baixo. Devido ao calor do núcleo da Terra, estas rochas semiderretidas empurram lentamente as placas à volta do planeta.
Onde as margens das placas se tocam, vemos linhas de fricção e sentimos o chão a tremer com terramotos. Onde as placas se juntam umas às outras, formam-se as montanhas ou, nalguns casos, uma placa entra por debaixo de outra e vai para o manto fervente. Onde as placas se estão a separar, a maior parte das vezes nas superfícies dos oceanos, a lava ergue-se rotineiramente, criando uma nova crosta para preencher a falha. Noutros locais, as quantidades cada vez maiores de rocha quente do manto fazem buracos bem no meio da placa. à medida que o manto se move para estes pontos quentes, emergem cadeias de vulcões, como os que vemos no Havaí. este movimento suave, mas inexorável, da crosta terrestre foi chamado "movimento de placa tectónica" e é a marca da geologia do nosso planeta.»

Os Planetas, David McNab e James Younger, Setembro de 1999, Edições Atena

A Terra é o terceiro planeta mais próximo do Sol, o mais denso e o quinto maior dos oito planetas do Sistema Solar. É também o maior dos quatro planetas telúricos. Dentro estes quatro planetas, a terra é também aquele com maior densidade, maior gravidade de superfície, o campo magnética mais forte, e a rotação mais rápida. É também o único planeta com placas tectónicas activas. É o único planeta onde se conhece a existência de vida. O planeta formou-se há 4,54 mil milhões de anos, e a vida surgiu na sua superfície mil milhões de anos depois. Desde então, a biosfera terrestre alterou significativamente a atmosfera e outros factores abióticos do planeta, permitindo a proliferação de organismos aeróbicos, bem como a formação de uma camada de ozono, a qual, em conjunto com o campo magnético terrestre, bloqueia radiação solar prejudicial, permitindo a vida no planeta. As propriedades físicas deste, bem como as suas história geológica e órbita, permitiram que a vida persistisse durante este período. Acredita-se que a Terra poderá suportar vida durante pelo menos outros 500 milhões de anos.

Fases da Evolução do Planeta
1) - Terra em fusão: 4560 Ma
Formação do planeta Terra por acção do bombardeamento de planetésimais e protoplanetas (acreção).

2) - 
 Ur: 3000 Ma
Primeiro supercontinente situado na zona equatorial.

3) -  Rodínia: 1100 – 750 Ma
Supercontinente que se manteve durante cerca de 350 Ma sendo a sua configuração ainda debatida. A vida ainda não tinha invadido os continentes e a concentração de O2 na atmosfera ainda era muito baixa, segundo alguns autores.

4) -  Pannótia: cerca de 600 Ma
A Pannótia, descrita pela primeira vez em 1997 por IW Daziel, surgiu no fim do éon Proterozóico (600-540 Ma). Todas as massas continentais estavam próximas do pólo Sul. Aparentemente este supercontinente teve curta duração e desintegrou-se dando origem a 2 grandes continentes, Proto-Laurásia e Proto-Gondwana, e um outro mais pequeno: Báltica.
Os níveis de oxigénio atmosférico mantinham-se baixos e as plantas ainda não tinham invadido os continentes.

5) -  Pangea: 255 Ma
A Pangea resulta do re-agrupamento dos continentes dispersos formando um novo supercontinente (300-200 Ma). A separação e agrupamento dos continentes foi aparentemente cíclica ao longo da evolução da terra e tudo isso devido ao movimento das placas tectónicas. A existência deste supercontinente foi compreendida cientificamente por Wegener através do estudo de fósseis de espécies idênticas em continentes que estão actualmente completamente separados e através do estudo geológico dos continentes adjacentes.
Posteriormente, através da Tectónica de Placas, os dados de paleomagnetismo nos continentes e as anomalias magnéticas nos oceanos confirmaram a visão de Wegener. Só para as Eras Mesozóica e Cenozóica é possível reconstituir directamente a posição e movimentação das diferentes placas e suas fronteiras. Para os períodos anteriores é apenas possível localizar aproximadamente as massas continentais através do paleomagnetismo e indirectamente obter a localização dos antigos oceanos; estes são totalmente consumidos por subducção seguida por colisão dos continentes (e arcos insulares), gerando-se as suturas que correspondem às cicatrizes a partir das quais nucleiam as cadeias de montanhas ou orógenos.
Este é também um período em que a diversificação da vida vegetal e animal foi muito rápida alterando também as condições edáficas, climáticas e bióticas.

6) -  Continentes: 50Ma.
Ao longo do tempo a própria Pangea sofreu várias alterações. A primeira alteração deu-se no Jurássico (cerca de 175 Ma), quando se deu a abertura do mar de Tétis e do Pacífico originando dois grandes continentes: a Laurásia e a Gondwana. A Laurásia, a Norte, abriu dando origem ao Atlântico Norte. O Atlântico Sul só surgiu no início do Cretácico.
A segunda grande mudança também se iniciou no Cretácico (cerca de 140 Ma) quando Gondwana se separou em 4 continentes: África, América do Sul, Índia e Antárctida/Austrália.
A terceira e última fase de separação da Pangea ocorreu no início do Cenozóico. A Laurásia separou-se completamente a Norte dando origem ao continente Americano e à Eurásia, abrindo-se o Atlântico Norte. O Oceano Índico e Atlântico continuaram a expandir-se. Entretanto a Sul a Austrália separou-se da Antárctida e dirigiu-se a Norte.

7) -  A Terra actual
Posição actual dos continentes, com representação da geomorfologia continental e dos fundos oceânicos, da distribuição dos principais tipos de vegetação e da ocupação urbana/industrial.


CRONOLOGIA


O nascimento da Terra
Há cerca de 4.540 milhões de anos
A Terra forma-se. Serão necessárias algumas centenas de milhões de anos para que ela arrefeça e estejam reunidas as condições propícias à vida.

O início da vida
Há 3.800 milhões de anos
A vida floresce já nos oceanos, como sugerem os testemunhos conhecidos.
Há cerca de 2.500 milhões de anos
Formação das grandes massas continentais.

A explosão da vida nos oceanos
Há 540 milhões de anos
Aparecimento dos animais de esqueleto externo.
Há 520 milhões de anos
Aparecimento dos cordados, antepassados dos animais com coluna vertebral.
Há mais de 460 milhões de anos
Aparecimento dos peixes.
Há 440 milhões de anos
Aparecimento dos peixes com mandíbulas.

À conquista do ar e dos continentes
Há mais de 420 milhões de anos
As primeiras plantas a saírem da água para se instalar em terra são os musgos.
Há 420 milhões de anos
Primeiras impressões terrestres conhecidas - as de um artrópede saindo da água.
Há 370 milhões de anos
Aparecimento dos primeiros vertebrados com patas, os tetrápodes.
Há 320 milhões de anos
Aparecimento dos primeiros répteis.
De -355 a -295 milhões de anos
Desenvolvimento das grandes florestas do Carbónico.
Há 230 milhões de anos
Aparecimento dos dinossauros
Há 220 milhões de anos
Os pterossauros são os primeiros vertebrados verdadeiramente voadores.
Há 120 milhões de anos
Aparecimento dos primeiros fanerogâmicos (plantas que dão flor).

Os mamíferos à conquista do mundo
Há 65 milhões de anos
Os mamíferos começam a conquistar o mundo.
Há 60 milhões de anos
Aparecimento dos primatas.
Há 45 milhões de anos
Aparecimento dos primeiros elefantes.
Há 20 milhões de anos
Aparecimento dos grandes símios modernos.

A forma da Terra aproxima-se muito de um esferóide oblato, uma esfera achatada segundo o eixo de pólo a polo, de tal forma que existe uma saliência ao longo do equador. Esta saliência resulta da rotação da Terra, e faz com que o diâmetro no equador seja 43 km maior do que o diâmetro pólo a pólo. O diâmetro médio do esferóide de referência é aproximadamente 12.742 km, o que equivale a aproximadamente a 40.000 km/π, uma vez que o metro foi originalmente definido como sendo 1/10.000.000 da distância do equador ao Polo Norte passando por Paris, França.
A topografia local desvia-se deste esferóide idealizado ainda que, numa escala global, estes desvios sejam muito pequenos: a Terra tem uma tolerância de cerca de uma parte em 584, ou seja, 0,17% do esferóide de referência, o que é menor do que a tolerância de 0,22% permitida nas bolas de bilhar. Os maiores desvios locais na superfície rochosa da Terra são o Monte Evereste (8.8848 m acima do nível do mar) e a Fossa das Marianas (10.911 m abaixo do nível do mar). Devido à saliência equatorial, os locais da superfície mais afastados do centro da Terra são os cumes do Chimborazo no Equador e de Huascarán no Peru.

Composição química e estrutura
Os geólogos dispõem de várias fontes de informação sobre a composição química da Terra: a análise das rochas terrestres à superfície do Globo, a comparação com a composição química dos meteoritos e a análise das propriedades físicas das rochas ocultas na terra. Quanto às rochas de superfície, as amostras são numerosas; e a natureza química dos meteoritos é desenvolvida na secção correspondente Luas,  meteoros e outros corpos. Alguns meteoritos, os mais antigos, têm uma composição que reflecte a dos materiais a partir dos quais a Terra se formou. Outros são muito diferentes: representam provavelmente fragmentos dos primeiros planetas despedaçados durante a ocorrência de choques violentos no Sistema Solar. Com essas amostras de planetas - e, possivelmente, de meteoritos férricos -, o espaço fornece indícios preciosos, tanto mais que é impossível recolher fragmentos do centro da Terra.  A massa da Terra é aproximadamente 5,98x1024kg. O planeta Terra, no seu total,  é composto sobretudo por ferro (32,1%), oxigénio (30,1%), silício (15,1%), magnésio (13,9%), enxofre (2,9%), níquel (1,8%), cálcio (1,5%), e alumínio (1,4%); os restantes 1,2% consistem de quantidades  vestigiais de outros elementos. Por causa  da segregação da massa, crê-se que a região do núcleo seja, sobretudo, composta por ferro (88%), com quantidade menores de níquel (5,8%), enxofre (4,5%), e menos d 1% de elementos vestigiais.

crosta terrestre é a parte mais explorada da Terra. O seu estudo revela que se compõe de três tipos de rochas: magmáticas (cristalizadas a partir das lavas provenientes do manto subjacente ou de lavas saídas da fusão no interior da própria crosta); sedimentares (formadas a baixa temperatura nos oceanos ou sobre os continentes) e metamórficas (desenvolvidas a grandes profundidades, quando a temperatura e a pressão aumentam). Todos os elementos químicos destas rochas provêm inicialmente das lavas transferidas do manto para a crosta.
Se, de uma forma geral, a crosta terrestre se distingue do manto por um empobrecimento em magnésio e um enriquecimento em alumínio, existem também profundas diferenças de composição entre a crosta continental e a crosta oceânica. A primeira é rica em rochas graníticas que contêm muita sílica, enquanto a oceânica é formada por rochas provenientes de magma basáltico. Em média, porém, a crosta é mais rica em sílica do que o manto.
 A crosta está separada do manto pela descontinuidade de Mohorovicic, e a espessura da crosta varia: em média 6 km sob os oceanos e 30 a 50 km sob os continentes. A crosta e a porção fria e rígida do manto superior são colectivamente designados litosfera, e é da litosfera que são compostas as placas tectónicas. Abaixo da litosfera encontra-se a astenosfera, uma camada de viscosidade relativamente baixa sobre a qual a litosfera se desloca. Entre as profundidades de 410 a 660 km abaixo da superfície, encontra-se uma zona de transição que separa o manto superior do manto inferior, e onde ocorrem alterações  importantes na estrutura cristalina. Sob o manto, encontra-se um núcleo externo líquido de baixa viscosidade, que envolve um núcleo interno sólido. O núcleo interno pode girar a uma velocidade angular ligeiramente mais alta que o restante planeta, avançando 0,1-0,5º por ano.

interior da Terra, assim como o de outros lugares telúricos, é dividido em camadas definidas com base nas suas propriedades químicas e físicas (geológicas), mas ao contrário dos outros planetas telúricos tem um núcleo interno e um núcleo externo distintos. A camada exterior da Terra é uma crosta silicatada, sólida, quimicamente distinta, subjacente à qual se encontra um manto sólido altamente viscoso.
As amostras de rochas trazidas à superfície, em consequência de movimentos tectónicos de grande amplitude ou de erupções vulcânicas, permitem-nos conhecer a composição das primeiras dezenas de quilómetros do manto sob os continentes. Todos estes espécimes indicam que o manto possui a composição química da peridotite, rocha constituída por três minerais: 60% de olivinas, 30% de piroxenas e 10% de feldspatos. A maiores profundidades, entre 50 e 100 km, o feldspato está ausente, e outros minerais, como a espinela e a granada, mantêm-se estáveis. Entre 400 e 650 km de profundidade, o aumento da pressão provoca alterações de fase: as estruturas dos minerais, como a olivina e a piroxena, são assim convertidas em estruturas mais compactas, do tipo espinela ou granada; depois, a cerca dos 1050 km de profundidade, transformam-se em estruturas ainda mais densas, como a da perovskite. A forte densidade que, supõe-se, terá o manto inferior não pode ser unicamente explicado pela alteração da estrutura - cada vez mais densa - dos minerais. A essas profundidades, estarão presentes algumas variações da sua composição química, especialmente por enriquecimento em ferro. Sob o manto, o núcleo é metálico, constituído por uma mistura de ferro e níquel, com uma ligeira percentagem de elementos mais leves, como o carbono ou o enxofre.

Calor
O calor interno da Terra provém de uma combinação de calor residual da acreção planetária (cerca de 20%) e calor produzido pelo decaimento radioactivo (80%). Os principais isótopos que produzem o calor da Terra são o potássio-40, urânio-238, urânio-235 e tório-232. No centro do planeta, a temperatura pode chegar aos 7.000 K e a pressão poderá chegar aos 360 GPa. Uma vez que grande parte do calor é proveniente do  decaimento radioactivo, os cientistas crêem que cedo na história da Terra, antes de se terem esgotado os isótopos com meias-vidas curtas, a produção de calor da Terra teria sido muito maior. Esta produção de calor adicional, o dobro da actual há aproximadamente 3 mil milhões de anos, teria aumentado os gradientes de temperatura no interior da Terra, aumentando as velocidades da convecção mantélica e da tectónica das placas, e permitindo a produção de rochas ígneas como os komatiitos que não se formam na actualidade.
A perda de calor média da Terra é de 87 mW m-2, para uma perda de calor global de 4,42 x 1013W. Uma  parte da energia térmica do núcleo é transportada em direcção à crosta por plumas mantélicas, uma forma de convecção que consiste  na ascenção do manto associada às cristas meso-oceânicas. O último dos principais modos de perda de calor é a condução através da litosfera, a maioria da qual ocorre nos oceanos pois ali a crosta é muito mais fina do que nos continentes.

Placas tectónicas
Se recortarmos de um mapa a África, a Europa e a Ásia, as Américas do Norte e do Sul e a Austrália, é fácil reagrupá-las num conjunto único com, por exemplo, a África encaixando-se perfeitamente na América do Sul. Um tal continente, que teria existido há 200 milhões de anos, é designado por Pangeia. O estudo das rochas da África Ocidental e do Brasil mostra bem que estes dois continentes formavam um único no passado: há certos fósseis com 200 milhões de anos que se encontram em ambos os continentes e que não existem em mais nenhuma parte do Globo. Foi contudo a exploração dos fundos oceânicos na década de 1960 que trouxe a prova definitiva da tectónica das placas, com a descoberta dos rifts, onde é permanentemente formada nova crosta oceânica.
As placas oceânicas são criadas ao nível das dorsais médio-oceânicas. Nestes locais, a crosta oceânica é muito fina, da ordem de alguns quilómetros de espessura. A superfície é atingida permanentemente por lavas saídas de grandes fissuras com milhares de comprimento. Estas fissuras, chamados rifts oceânicos, enchem-se assim de lava, que arrefece ao aproximar-se da zona em contacto com a água do mar. As lavas cristalizam então em ambas as paredes da fissura, produzindo assim a nova crosta oceânica ao afastarem a crosta mais antiga. Este afastamento efetua-se à razão de alguns centímetros por ano. É assim que a Europa e a América do Norte se encontravam quase juntas há 150 milhões de anos. É esta também a idade das rochas mais antigas de cada lado do Atlântico Norte.
O movimento das placas está dividido em três tipos:
  1. limites convergentes, onde duas placas que, movendo-se em direcções opostas, chocam uma com a outra;
  2. limites divergentes, onde duas placas se afastam uma da outra;
  3. limites transformantes, onde duas placas deslizam uma pela outra, lateralmente.
Ao longo destas fronteiras entre placas podem ocorrer sismos, actividade vulcânica, formação de montanhas ou de fossas oceânicas.


As placas tectónicas movem-se sobre a astenosfera, a porção sólida e menos viscosa do manto superior que pode fluir e mover-se juntamente com as placas, e o seu movimento está relacionado com os padrões de convecção no interior do manto.
À medida que as placas tectónicas migram pelo planeta, o fundo oceânico é subduzido sob as orlas das placas nos limites convergentes. Paralelamente, a ascenção de material mantélico nos limites divergentes cria dorsais meso-oceânicas. A combinação destes processos recicla continuamente a crosta no manto. Por causa desta reciclagem, a maior parte da crosta oceânica tem menos de 100 milhões de anos de idade. A crosta oceânica mais antiga situa-se no Pacífico Ocidental, e tem uma idade estimada de 200 milhões de anos. Comparando, a crosta continental, datada, mais antiga tem 4.040 milhões de anos.
Se se calcular o volume das rochas que constituem a crosta continental e se medir as suas idades utilizando técnicas de datação a partir das concentrações de isótopos radioactivos pais e filhos, podemos traçar uma curva que nos dá o volume da crosta em função da idade. Essa curva - se bem que difícil de traçar, pois a determinação dos volumes é melindrosa - mostra que o volume da crosta continental aumentou desde há 4.000 milhões de anos, com, ao que parece, períodos de intensa produção de crosta a partir do manto entre os 3.200 e os 2.500 milhões de anos e entre os 2.100 e os 1.600 milhões de anos. Cerca de 70 a 90% da crosta continental actual estava já formada há 2.500 milhões de anos. Actualmente, o que é preponderante é a reciclagem crostal, isto é, a transformação de crosta antiga em crosta nova.

Superfície
O relevo da superfície terrestre varia significativamente de local para local. Cerca de 70,8% da superfície terrestre está coberta por água, com grande parte da plataforma continental situada abaixo do nível do mar. A superfície submergida possui características montanhosas, incluindo um sistema de dorsal meso-oceânica global, bem como vulcões submarinos, planaltos oceânicos e planícies abissais. Os restantes 29,2%  não cobertos por água consistem de montanhas, desertos, planícies, planaltos e outras geomorfologias.
As formas da superfície da Terra sofrem mudanças ao longo de períodos de tempo geológicos devido ao efeito da erosão e da tectónica. Estruturas superficiais criadas ou deformadas pela tectónica de placas estão continuamente sujeitas à meteorização causada pela precipitação, ciclos térmicos e efeitos químicos. Glaciações, erosão costeira, recifes de coral e grandes impactos de meteoritos, actuam também na alteração das formas da superfície terrestre. A crosta continental é constituída por material de menor densidade, como as rochas ígneas granito e andesito. O basalto, uma rocha vulcânica densa, que é o principal constituinte dos fundos oceânicos, é menos comum. As rochas sedimentares formam-se a partir da acumulação de sedimentos que são compactados. Quase 75% das superfícies continentais estão cobertas por rochas sedimentares, apesar de estas formarem apenas 5% da crosta. A terceira forma de material rchoso encontrado na Terra são as rochas metamórficas, criadas pela transformação de tipos de rochas pré-existentes por meio de altas pressões, altas temperaturas, ou ambas. Entre os minerais silicatados mais abundantes à superfície da Terra incluem-se o quartzo, os felspatos, anfíbola, mica, proxénio e olivina. Os minerais carbonatados incluem calcita (encontrada nos calcários) e dolomita.
A pedosfera é a camada mais externa da Terra que é composta por solo, e está sujeita à pedogénese. Existe no interface da litosfera, atmosfera, hidrosfera e da bioesfera.
A elevação dos terrenos, em terra firme, varia desde um mínimo de -418m no Mar Morto até aos 8.848m no topo do Monte Evereste (estimativa de 2005). A altura média da terra, situada acima do nível do mar, é de 840m.

Hidrosfera
Mesmo que no passado tenha muito provavelmente havido oceanos na superfície de Marte, a Terra é atualmente o único planeta do Sistema Solar em que 70% da superfície está coberta de água - o que representa um volume total da ordem dos 1.400 milhões de quilómetros cúbicos. Os oceanos representam a parte principal, em que cerca de 97,5% da água é salgada, sendo os 2,5% restantes água doce. A maior parte da água doce, cerca de 68,7% é actualmente, gelo.
A hidrosfera da Terra é constituída principalmente por oceanos, mas tecnicamente inclui todas as superfícies aquáticas do mundo, incluindo mares interiores, lagos, rios, e águas subterrâneas até à profundidade de 2.000 m. O local situado a maior profundidade, debaixo de água, é a depressão Challenger na fossa das Marianas, no Oceano Pacífico, com uma profundidade de -10.911,4 m.
A massa dos oceanos é aproximadamente 1,35 x 1018 toneladas, ou seja, cerca de 1/4400 da massa total da Terra. Os oceanos cobrem uma área de 3,618x108 km2 com uma profundidade média de 3.682 m, resultando num volume estimado de 1,332x109 km3.
A salinidade média dos oceanos da Terra é aproximadamente 35 gramas de sal por quilograma de água do mar. A maior parte desse sal foi libertada pela actividade vulcânica ou extraída de rochas ígneas frias. Os oceanos são, também, um  reservatório de gases atmosféricos dissolvidos, que são essenciais para a sobrevivência de muitas formas de vida aquáticas. A água do mar tem uma influência importante sobre o clima do mundo, com os oceanos a funcionarem como um grande reservatório de calor. Alterações na distribuição da temperatura dos oceanos podem causar mudanças climáticas significativas, como o El Niño.
O ciclo da água
Embora a quantidade de água que a atmosfera contém (não representando mais do que 0,001% do total da água no Globo) pareça ridiculamente pequena, a atmosfera é o vector do ciclo que afecta toda a água presente à superfície da Terra. A evaporação dos oceanos transfere para a atmosfera vapor de água, que se desloca graças às correntes atmosféricas, arrefece e condensa-se sob a forma de chuva por cima dos oceanos e dos continentes. Como sobre os oceanos a evaporação é maior que a precipitação e sobre os continentes é o contrário, os oceanos são efectivamente os verdadeiros fornecedores da água aos continentes. A água precipitada sobre os continentes representa cerca de 0,11 milhões de quilómetros cúbicos por ano, dos quais 2/3 se evaporam novamente na atmosfera. O terço restante regressa rapidamente aos oceanos através da escorrência superficial. Uma parte da água das precipitações continentais é armazenada na crosta sob a forma de lagos ou de lençóis subterrâneos, mas também, por um processo químico, na estrutura dos minerais, como as argilas.

Atmosfera
As fotografias das superfícies cobertas de crateras de planetas, como alguns satélites de Júpiter ou de Saturno, revelam que para lá do planeta Marte, nas zonas frias do Sistema Solar, os planetesimais que bombardeiam a superfície destes satélites e os próprios satélites contêm massas imensas de água sob a forma de gelo. Com base nestas observações, impôs-se uma nova ideia: terá a atmosfera da Terra, como também as de Vénus e Marte, sido importada no decurso do incessante bombardeamento de objectos extraterrestres que conduziu à sua formação? Com efeito, esses bólides formaram-se longe do Sol, em zonas frias onde a água se tinha condensado em abundância no momento da formação dos planetas. Infelizmente, este cenário não explica tudo, e cada constituinte pode ter a sua história própria. Destrinçar a origem e a evolução da atmosfera é uma procura quase mítica das ciências naturais. Há mais de 30 anos que novas abordagens têm permitido reconsiderar o problema: trata-se essencialmente de estudar a origem dos gases atmosféricos que podemos identificar nos constituintes da atmosfera. Quais são eles? Se alguns gases provieram mesmo do espaço, como o néon, outros, como o árgon, foram libertados das rochas em fusão no momento da formação da Terra, e outros ainda, como o oxigénio, são o produto de reacções com o solo ou com a matéria viva.



A Terra compõem-se de diferentes estratos de gás: no interior estão aprisionados os gases da nebulosa solar, enquanto a atmosfera é rica em gases de origem meteorítica. Há grande probabilidade de que o responsável pela presença de gases meteoríticos na superfície da Terra seja o bombardeamento extratrerreste.
A Terra possui uma atmosfera, cuja pressão na superfície é, em média, de 101,325 kPa, com uma altura de escala de 8,5 km. É composta por 78% por azoto e 21% de oxigénio, com vestígios de vapor de água, dióxido de carbono e outros gases. A altura da troposfera varia com a latitude (variando entre os 8 km nos pólos e os 17 km no equador), com alguma da variação resultante do tempo e de factores sazonais. A atmosfera terrestre é composta por diferentes camadas: troposfera, estratosfera, mesosfera, termosfera e exosfera, organizadas em ordem crescente da distância à superfície terrestre.
A biosfera terrestre alterou significativamente a atmosfera da Terra desde a sua formação. O surgimento da fotossíntese, há 2,7 mil milhões de anos, permitiu a formação de uma atmosfera composta principalmente por oxigénio e azoto. Esta mudança permitiu a proliferação de organismos aeróbicos, bem como a formação de uma camada de ozono, que bloqueia os raios ultravioletas, permitindo a vida sobre a Terra. Outras funções importantes atmosféricas para a vida na Terra são o transporte de água, o fornecimento de gases úteis, a protecção contra pequenos meteoros que se desintegram na atmosfera, e a moderação da temperatura.

Tempo e Clima
A atmosfera terrestre não possui um limite exterior, tornando-se cada vez menos densa, acabando por desvanecer-se no espaço exterior. Três quartos da massa da atmosfera terrestre estão contidos dentro dos primeiros 11 km acima da superfície. Esta camada mais baixa chama-se troposfera. A energia do sol aquece a troposfera, e a superfície abaixo, causando a expansão do ar. Este ar menos denso ascende e é substituído por ar mais frio e mais denso. O resultado é a circulação atmosférica que gera o tempo e o clima no planeta, por meio da redistribuição da energia térmica.
As principais faixas de circulação atmosférica consistem nos ventos alísios na região equatorial até aos 30º de latitude e nos ventos do oeste nas latitudes entre 30º e 60º. As correntes oceânicas também são factores importantes na determinação do clima, especialmente a circulação termoalina, que distribui a energia térmica dos oceanos equatoriais para as regiões polares. O vapor de água gerado pela evaporação superficial é transportado pela circulação atmosférica. Quando as condições atmosféricas permitem a ascenção de ar quente e húmido, esta água condensa-se em nuvens, e volta à superfície na forma de precipitação. A maior parte desta água é então transportada para regiões mais baixas da superfície terrestre pelos rios, e geralmente regressa aos oceanos ou é depositada em lagos. Este ciclo de água, é um mecanismo vital para a manutenção da vida na Terra, e é um factor primário na erosão de formas da superfície terrestre ao longo de períodos geológicos. Os padrões de precipitação variam amplamente, variando desde vários metros de água por ano até menos de um milímetro. Esta variação é determinada pela circulação atmosférica, características topológicas e diferençaas de temperatura.
A quantidade de energia solar que atinge a Terra diminui com o aumento de latitude. A latitudes mais altas a luz solar atinge a superfície com ângulos de incidência menores e tem de atravessar colunas mais espessas da atmosfera. Como resultado, a temperatura média anual do ar ao nível do mar diminui cerca de 0,4ºC por cada grau de latitude à medida que nos afastamos do equador. A Terra pode ser subdividida em várias faixas latitudinais de clima aproximadamente homogéneo. Variando do equador para os pólos, estes são os climas tropicais, subtropicais, temperados e polares. O clima também pode ser classificado com base na temperatura e precipitação, com as regiões climáticas caracterizadas por massas de ar relativamente uniformes. A classificação climática de Köppen, muito utilizada, inclui cinco grupos (tropical húmido, árido. húmido de latitude moderada, continental e polar frio), que estão divididos em subgrupos mais específicos.

Alta Atmosfera
Acima da troposfera, a atmosfera é geralmente dividida em estratosfera, mesosfera e termosfera. Cada uma destas camadas possui o seu próprio gradiente adiabático, definindo a taxa de variação da temperatura com a altitude. Para lá destas camadas, localiza-se a exosfera, que se desvanece na magnetosfera onde o campo magnético terrestre interage com o vento solar. Na estratosfera encontra-se a camada de ozono. Não existe uma fronteira definida entre a atmosfera e o espaço, porém, a linha de Kármán, uma região de 100 km acima da superfície terrestre, é utilizada como uma definição funcional entre a atmosfera e o espaço.
A energia térmica faz com que algumas moléculas na orla exterior da atmosfera terrestre tenham a sua velocidade aumentada ao ponto de poderem escapar à gravidade terrestre. Isto resulta na perda gradual e constante da atmosfera para o espaço. O hidrogénio não fixo, devido à sua massa molecular baixa, pode atingir a velocidade de escape mais facilmente e por isso a taxa de perda de hidrogénio é maior comparativamente à dos outros gases. A perda de hidrogénio para o espaço contribui para que a Terra tenha passado de um estado inicialmente redutor para o seu estado oxidante actual. A fotossíntese forneceu uma fonte de oxigénio livre, mas acredita-se que a perda de agentes redutores como o hidrogénio foi um factor necessário para a acumulação em grande escala de oxigénio na atmosfera terrestre.
Assim sendo, o escape de hidrogénio pode ter influenciado a natureza da vida que se desenvolveu no planeta. Na actual atmosfera, rica em oxigénio, a maior parte do hidrogénio livre é convertido em água antes de ter a oportunidade de escapar. Ao invés disso, a principal causa de perda de hidrogénio na atmosfera é a decomposição do metano na alta atmosfera.

Campo Magnético
O campo magnético terrestre possui aproximadamente o formato de um dipolo magnético, com os pólos presentemente localizados próximos aos pólos geográficos do planeta. No equador do campo magnético, a força deste, à superfície do planeta, é de 3,05 x 10-5 T, com momento de dipolo magnético global de 7,91 x 1015 T m3. De acordo com a teoria do dínamo, o campo magnético terrestre é gerado no interior do núcleo exterior em fusão, onde o calor gera deslocamentos convectivos de materiais condutores, gerando correntes eléctricas. Estas, por seu lado, produzem o campo magnético terrestre. Os deslocamentos convectivos no núcleo externo são caóticos; os pólos magnéticos migram e o seu alinhamento muda periodicamente. Tal resulta em inversões geomagnéticas a intervalos irregulares, em média a cada milhão de anos. A inversão mais recente ocorreu há cerca de 700 mil anos.



O campo magnético forma a magnetosfera terrestre, que desvia as partículas do vento solar. A orla de sotavento do choque em arco está localizada a cerca de 13 raios terrestres. A colisão do campo magnético com o vento solar forma os cinturões de Van Allen, um par de regiões de partículas carregadas, concêntricas e em forma de toro. Quando o plasma do vento solar entra na atmosfera terrestre nos pólos magnéticos é criada uma aurora polar.

Rotação e translação
Rotação
O período de rotação da Terra relativamente ao Sol (um dia solar) é de 86.400 segundos de tempo solar (86.400,0025 segundos SI). Como o dia solar da Terrra é actualmente um pouco mais longo do que era durante o século XIX, devido à aceleração de maré, cada dia é entre 0 e 2 ms mais longo.
O período de rotação relativamente às estrelas fixas, o chamado dia estelar, de acordo com o Serviço Internacional da Rotação da Terra (SIRT), é de 86.164,098903691 segundos de tempo solar médio (UTI), ou 23 horas, 56 minutos, 4,09053083288 segundos. Portanto o dia sideral, é menor do que o dia estelar em cerca de 8,4 milissegundos. A duração do dia solar médio em segundos SI está disponível no SIRT para os períodos 1623-2005 e 1962-2005.

Órbita
A Terra orbita o Sol a uma distância média de cerca de 150 milhões de quilómetros, a cada 365,2564 dias solares médios, ou um ano sideral. A partir da Terra, isto dá ao Sol um movimento aparente em direcção a leste, relativamente às estrelas, a uma taxa de 1º/dia, ou um diâmetro aparente do Sol ou da Lua a cada 12 horas. Por causa deste movimento, a Terra leva em média 24 horas - um dia solar - a completar uma rotação completa em torno do seu eixo até o Sol retornar ao meridiano. A velocidade orbital média da Terra é de 29,8 km/s (107.000 km/h), rápido o suficiente para percorrer o diâmetro do planeta (aproximadamente 12.600 km) em sete minutos, e a distância entre a Terra e a Lua (384.000 km) em quatro horas.
 A Lua gira com a Terra em torno de um baricentro comum, a cada 27,32 dias, relativamente às estrelas de fundo. Quando combinado com a revolução comum do Sistema Terra-Lua em torno do Sol, o período do mês sinódico, de uma lua nova à seguinte, é de 29,53 dias. Vistos do pólo norte celeste, o movimento da Terra, da Lua, e as suas rotações axiais, são todos anti-horário. Quando a Terra e o Sol são vistos do espaço, desde uma posição acima dos pólos norte dos dois corpos celestes, a direcção aparente da translação terrestre em torno do Sol é anti-horária. Os planos orbitais e axiais não estão alinhados com precisão: a Terra apresenta uma inclinação axial de 23,5 graus, a contar  da perpendicular ao plano Terra-Sol. Na ausência desta inclinação, ocorreriam eclipses a cada duas semanas, alternando entre eclipses lunares e solares.
O raio de Hill, ou esfera de influência gravitacional, da Terra é de 1,5 Gm (1.500.000 km). Esta é a distância máxima dentro do qual a influência da gravidade da Terra é maior do que a influência da gravidade do Sol e dos outros planetas.
A Terra, em conjunto com o Sistema Solar, está localizada dentro da galáxia Via Láctea, com uma orbita de cerca de 28.000 anos-luz do centro da galáxia. Presentemente, o Sistema Solar está localizado 20 anos-luz acima do plano equatorial da galáxia, no Braço de Órion.


Inclinação Axial
Por causa da inclinação axial da Terra, a quantidade de luz solar recebida por um ponto qualquer na superfície terrestre varia ao longo do ano. Isto resulta na variação sazonal do clima, com os Verões no hemisfério norte a ocorrerem quando o pólo está voltado para o Sol, e o inverno quando o pólo está voltado para a direcção oposta à do Sol. No hemisfério sul, a situação é invertida, visto que o pólo sul está orientado na direcção oposta do polo Norte. Durante o Verão, os dias são mais longos, e o Sol sobe mais alto no céu. Durante o Inverno, o clima torna-se mais frio, e os dias mais curtos. As diferenças sazonais aumentam à medida que se viaja em direcção aos polos, sendo um caso extremo o que ocorre acima do Circulo Polar Ártico a abaixo do Círculo Polar Antártico, durante uma parte do ano em que tais regiões não recebem luz solar - uma noite polar.
Por convenção astronómica, as quatro estações  do ano são determinadas pelos solstícios - os pontos de maior inclinação axial na órbita terrestre - e os equinócios, quando a direcção da inclinação axial e a direcção ao Sol são perpendiculares. O solstício de inverno ocorre a 21 de Dezembro, o solstício de Verão a 21 de Junho, o equinócio da Primavera a 20 de Março e o equinócio do Outono a 23 de Setembro. O ângulo da inclinação axial da Terra é relativamente estável durante longos períodos de tempo. Porém, esta inclinação sofre alterações - um movimento ligeiro e irregular, com um período principal de 18,6 anos. A orientação do ângulo também muda com o tempo, completando uma precessão circular a cada 26.800 anos; esta precessão é a causa da diferença entre um ano sideral e um ano tropical. Ambos os movimentos são causados pela atracção gravitacional variável do Sol e da Terra sobre a saliência equatorial do planeta. Na perspectiva da Terra, os pólos terrestres também migram alguns metros por ano ao longo da superfície do planeta. Este movimento polar possui vários componentes cíclicos, que são chamados colectivamente movimento quasi-periódico. Além do componente anual deste movimento, existe um ciclo de 14 meses, chamado de bamboleio de Chandler. A velocidade da rotação da Terra também varia, um fenómeno chamado de variação de duração do dia.
Na actualidade o periélio da Terra ocorre no dia 3 de Janeiro, e o afélio a cerca de 4 de Julho. Porém estas datas variam ao longo do tempo, devido à precessão e outros factores orbitais que seguem padrões cíclicos conhecidos como ciclos de Milankovitch. A distância variável entre a Terra e o Sol resulta de um aumento de 6,9% na energia solar que alcança a Terra no periélio, relativamente ao afélio. Visto que o hemisfério sul da Terra está inclinado em direcção ao Sol, aproximadamente no mesmo período do periélio, a quantidade de energia solar recebida pelo hemisfério sul é ligeiramente maior do que a recebida pelo hemisfério norte, ao longo de um ano. Porém, este efeito é muito menos significativo do que a variação total da energia devida à inclinação axial, e a maior parte deste excesso é absorvida pela maior proporção de água existente no hemisfério sul.

Habitabilidade
Um planeta habitável é aquele que pode sustentar a vida, mesmo que esta não se tenha originado nesse planeta. A Terra fornece as condições actualmente entendidas como necessárias, que são:
  1. água no estado líquido;
  2. um ambiente onde moléculas orgânicas complexas se podem formar;
  3. energia suficiente para sustentar o metabolismo.
A distância entre a Terra e o Sol, bem como a sua excentricidade orbital, a taxa de rotação, inclinação axial, história geológica, atmosfera e campo magnético protector, todos contribuem para produzir e manter as condições que se crêem necessárias ao aparecimento e manutenção da vida no planeta.

Biosfera
 A Terra é o único local onde se sabe existir vida. O conjunto das formas de vida do planeta é por vezes designado "biosfera". A biosfera terá começado a evoluir há 3,5 mil milhões de anos. Divide-se em biomas, habitados por fauna e flora similares nos seus traços gerais. Nas áreas continentais os biomas são separados primariamente pela latitude, altitude e humidade. Os biomas localizados no interior dos Círculos Polares Ártico ou Antártico, a grande altitude e em regiões extremamente áridas são pobres em plantas e animais. A biodiversidade é maior nas terras baixas e húmidas da região equatorial.

Recursos naturais e uso da terra
A Terra fornece recursos que são exploráveis pela espécie humana para fins úteis. Alguns destes recursos são não-renováveis, como os combustíveis fósseis, recursos difíceis de serem repostos num período curto de tempo.
Existem grandes depósitos de combustíveis na crosta terrestre, consistindo em carvão, petróleo, gás natural e clatrato de metano. Estes depósitos são utilizados pela humanidade seja para a produção de energia, seja como matérias-primas para a indústria química. Também se formaram depósitos minerais na crosta terrestre devido a erosão e ao movimento das placas tectónicas. Estes depósitos constituem fontes concentradas de vários metais e de elementos químicos úteis.

Perigos naturais e ambientais
Vastas áreas do planeta estão sujeitas a condições climáticas extremas, tais como ciclones, furacões ou tufões, que dominam a vida nestas áreas. Muitos locais estão sujeitos a sismos, tsunamis, erupções vulcânicas, tornados, dolinas, tempestades de neve, inundações, secas prolongadas e outras calamidades e desastres naturais.
Há muitas áreas que estão sujeitas à poluição antrópica, com consequências negativas,  como perda de vegetação (devido sobrepastoreio, desflosrestação, desertificação), degradação e/ou esgotamento do solo (através de monoculturas,por exemplo), introdução de espécies invasoras (que podem levar à extinção de espécies locais), poluição dos solos e ar (através de chuvas ácidas e fumos, por exemplo)...
Segundo as Nações Unidas, existe um consenso científico que liga as actividades humanas ao aquecimento global devido às emissões industriais de dióxido de carbono. Prevê-se que este aquecimento global produza mudanças a nível climatérico,  fusão das calotes polares, variações de temperatura mais extremas, e uma subida do nível médio do mar.


Notas
  • Actualmente, cerca de 13,31% da superfície de terra firme do planeta à arável, com apenas 4,71 a suportar culturas permanentes. Cerca de 40% da terra firme é utilizada para pastagem e cultivo, com 3,4x107 kmutilizados para pastagem e 1,3x10kmutilizados para cultivo.
  • O geoquímico F.W.Clarke calculou que um pouco mais de 47% da crosta consiste em oxigénio. Os constituintes mais comuns das rochas são quase todos óxidos; cloro, enxofre, e flúor são as únicas excepções importantes e a sua quantidade  total em qualquer rocha é geralmente menor que 1%. Os principais óxidos são sílica, alumina, óxidos de ferro, cálcio, magnésio, sódio e potássio. A sílica funciona principalmente como um ácido, formando silicatos e todos os minerais mais comuns nas rochas ígneas são deste tipo. A partir de uma estimativa baseada em 1.672 análises de todos os tipo de rochas, Clark deduziu que 99,22% eram compostas por 11 óxidos. Todos os outros constituintes ocorrem apenas em quantidades muito pequenas.
  • Uma forma de conhecer a massa da Terra é medir a velocidade de rotação da Lua em órbita à volta da Terra; essa rotação depende da força da gravidade exercida pelo nosso planeta sobre o seu satélite. Se dividirmos a massa da Terra pelo seu volume, obtemos uma densidade média de 5,5 g/cm3, ou seja, 5,5 vezes a densidade da água. A primeira indicação dada por este número é de que existem nas profundezas  rochas muito densas. Na verdade, a densidade das rochas que nos rodeiam à superfície da Terra é demasiado baixa - entre 2,5 e 3,5 g/cm3 - para justificar essa densidade média de 5,5 g/cm3. Uma maneira de aumentar a densidade da Terra é evidentemente supor a existência de um núcleo metálico no seu centro - o ferro tem uma densidade de 7,6 g/cm3.
  • Não há, evidentemente, maneira directa de medir a idade do núcleo da Terra nem de conhecer a velocidade da sua formação, pois essas amostras estarão para sempre fora do alcance do Homem. Contudo, podem datar-se os meteoritos metálicos que existem nas colecções: formaram-se todos num intervalo de tempo de, no máximo, algumas dezenas de milhões de anos, depois da formação dos meteoritos primitivos. A formação do ferro metálico a partir dos silicatos deve ter sido muito rápida. Esta hipótese parece lógica, pois as únicas fontes de calor suficientemente potentes que se conhece são as desintegrações radioactivas dos elementos com períodos de vida muito curtos, que se esgotam numa dezena de milhões de anos, e a libertação quase instantânea da energia gravitacional no decurso das fases de acreção. Parece, portanto, que o núcleo terrestre se formou em menos de 60 milhões de anos depois da formação dos meteoritos.
  • Os vestígios mais antigos de crosta terrestre remontam a 4.200 milhões de anos, apenas 350 milhões de anos após a formação do Sistema Solar. Foram encontrados no Oeste da Austrália (Mount Narryer) em alguns grãos - de dimensões inferiores a um milímetro - de um metal muito resistente, o zircão. São as concentrações (medidas por sonda iónica) dos isótopos do chumbo produzidos por desintegração radioactiva do urânio contido no zircão que indicam a idade daqueles vestígios. Estas rochas tiveram uma história longa e complexa desde a sua formação, mas alguns dos zircões que contêm conservaram a memória isotópica da sua idade.
  • As grandes cadeias montanhosas são uma expressão muito visível do movimento das placas. As mais importantes estão geralmente situadas junto dos limites das placas, próximo de grandes zonas de colisão. É o caso das cordilheiras norte-americanas e dos Andes. Todos os tipos de colisão, quer entre placas continentais, quer entre placa oceânica e placa continental, concorrem para a formação das montanhas. As cadeias de montanhas não se situam directamente sobre a zona de colisão das placas, mas estendem-se a partir dessa zona por distâncias que podem atingir o milhar de quilómetros, o que corresponde ao volume de rochas necessário para amortecer as deformações geradas pela colisão.  A cadeia dos Himalaias, que possui os mais altos relevos da Terra, é um bom exemplo deste processo. Resultou da colisão entre a placa da índia e a placa da Ásia, que se iniciou há cerca de 50 milhões de anos e que prossegue a uma velocidade de 5 cm por ano. Mostra como sobre um enorme volume de rochas se repartiram as deformações e as compressões originadas por essa colisão. Para tal, funcionaram diversos mecanismos: por um lado, escamas do bordo norte da placa da índia  empilharam-se, formando assim os relevos únicos da cordilheira dos Himalaias; por outro, todo o bordo sul da placa da Ásia foi elevado para formar os altos planaltos do Tibete. Finalmente, uma boa parte das tensões serviu para afastar para oeste a Mongólia e a China e dar espaço à placa da Índia.


Fontes

A Fabulosa História da Terra, selecções Reader's Digest, 2002
Os Planetas, David McNab e James Younger, Setembro de 1999, Edições Atena
http://pt.wikipedia.org/wiki/Terra
http://www.ccvalg.pt/astronomia/sistema_solar/terra.htm
http://aventuradaterra.aeiou.pt/saiba-mais/globos-terrestres/


Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...