UNIVERSIDAD NACIONAL SANTIAGO ANTNEZ DE MAYOLOFACULTAD DE INGENIERA DE MINAS, GEOLOGA Y METALURGIAINGENIERA DE MINAS4

INTRODUCCINEl presente trabajo de investigacin titulado EL PLANETA TIERRA que se define como un planeta del Sistema Solar; el tercero por su proximidad al Sol, del que dista 150 millones de kilmetros, esta distancia es adecuada para que pueda existir vida.El objetivo fundamental del tema es: el de presentar una informacin muy amplia que servir para comprender todo lo relacionado a la Tierra, tal es el caso como el de comprender una forma elemental el proceso de formacin y funcionamiento del Universo y sus componentes principales, pero tambin involucra comprender las caractersticas principales de la Tierra como planeta del Sistema Solar.

Esta monografa es muy importante, ya que es un medio para profundizar conocimientos, y as poder entender por completo a la Tierra, abarcando desde el universo y sus componentes hasta los movimientos que posee el tercer planeta, pero tambin es una forma para discrepar con respecto a su formacin y las mltiples teoras existentes sobre la formacin del Universo.Los mtodos y tcnicas empleadas en este trabajo han sido los siguientes: el subrayado, para poder sintetizar y destacar aquellas palabras claves, tambin se hizo uso del fichaje bibliogrfico, cuyo propsito es la de mencionar a aquellos autores que han contribuido con este trabajo, tambin se recurri al ndice del modelo del escarabajo, para ordenar aquellos temas y subtemas, por jerarquas, as como una herramienta de gua.La monografa se estructura en 7 captulos, en el captulo I, titulado EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES se ver los conceptos de estrellas, planetas, satlites, cometas y galaxias; en el captulo II, que lleva por nombre GENERALIDADES DE LA TIERRA se da a conocer el concepto de lo que involucra Tierra, su origen o formacin, en el captulo III, cuyo nombre es ESTRUCTURA DE LA TIERRA se ver a la Atmsfera, Hidrsfera y Litsfera, pero en cada una de ellas encontramos subtemas, las cuales son: en la primera se encuentra su composicin, la variacin de la presin con la altura y las capas de Atmsfera Terrestre, en captulo IV, llamado FORMA DE LA TIERRA cuya finalidad es la de conocer como la Tierra es considera como una esfera de radio R y sobre todo se habla de la forma elipsoide de revolucin que presenta la Tierra; en el captulo V, titulado COMPOSICIN DE LA TIERRA aqu se ver la composicin qumica la cual est formada principalmente de Oxgeno, pero no solo de ello tambin se encuentran otros elementos qumicos pero en menor proporcin; pero como otro subtema de este captulo se habla de la composicin qumica pero de la corteza; as tambin tenemos al captulo VI cuyo nombre es CICLOS GEOLGICOS la cual estar referida a tres aspectos importantes las cuales son: la orognesis, la gliptognesis y por ltimo se habla de la litognesis; y para culminar encontramos al captulo VII, titulado MOVIMIENTOS DE LA TIERRA cuya propsito es el de recalcar los diversos movimientos que puede presentar el planeta azul, las cuales son: el movimiento de traslacin, pero en ello encontramos a la traslacin de la Tierra y a las consecuencias del movimiento de traslacin; pero no solo es este movimiento tambin existen otros como: el movimiento de rotacin, de precesin, y de nutacin.

Finalmente, el trabajo de investigacin que lleva por nombre EL PLANETA TIERRA pretende ampliar conocimientos y discutir sobre todas los aspectos que rigen a conocer a la Tierra; ya que es muy importante debido a que nos permite entender, profundizar, todas las investigaciones que el hombre puede hacer para poder conocer mucho ms a nuestro hogar, pero estas investigaciones an no concluyen pues este planeta es demasiado grande y misterioso, con todo lo expresado se espera que el trabajo de investigacin sea una herramienta de conocimientos, y que esta sea tomada como referencia a propiciar la continua investigacin que motiva sobre todo a un amante del conocimiento.

NDICE Pg.INTRODUCCIN...01

CAPTULO I. EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES...051.1 Las estrellas.051.2 Los planetas061.3 Los satlites.071.4 Los cometas071.5 Las galaxias.08

CAPTULO II. GENERALIDADES DE LA TIERRA....................092. Concepto092.1 Historia.........102.2 Origen112.2.1 Hiptesis de la nebulosa primitiva o hiptesis nebular.....112.2.2 Los protoplanetas y Theia.132.3.2.1 La diferenciacin de la Tierra13CAPTULO III. ESTRUCTURA DE LA TIERRA...153.1Atmsfera153.1.1Composicin..163.1.1.1Homsfera.163.1.1.2Hetersfera...163.1.2Variacin de la presin con la altura..163.1.2.1Escala de altura....173.1.3Capas de la atmsfera terrestre y la temperatura...183.1.3.1Tropsfera.....183.1.3.2Estratsfera...183.1.3.2.1Ozonsfera....193.1.3.3Messfera......193.1.3.4Ionsfera....193.1.3.5Exsfera....20 3.2Hidrsfera....203.3Litsfera...21

CAPTULO IV. FORMA DE LA TIERRA..294.1 La Tierra considerada como una esfera de radioR..294.2 La forma elipsoide de revolucin de la Tierra....31

CAPTULO V. COMPOSICIN DE LA TIERRA.335.1 Composicin qumica....335.2 Composicin qumica de la corteza....33

CAPTULO VI. CICLOS GEOLGICOS...356.1 Orognesis...356.2 La gliptognesis...356.3 La litognesis......36

CAPTULO VII. MOVIMIENTOS DE LA TIERRA..387.1 Movimiento de traslacin..387.1.1 Traslacin de la Tierra..387.1.2 Consecuencias del movimiento de traslacin...387.2 Movimiento de rotacin..397.3 Movimiento de precesin..407.4 Movimiento de nutacin....407.5 Bamboleo de Chander.... 427.6 Variaciones orbitales o ciclos de Milancovitch..43

CONCLUSIONES...................44

RECOMENDACIONES47

REFERENCIAS.....48

ANEXOS...................49CAPTULO I. EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES

Hace unos 13.900 millones de aos, en que el universo exista en un nico punto. Todo lo que hubo a continuacin, espacio, tiempo, materia y energa, estaba apretujado en un punto infinitamente caliente y denso. De repente, por razones que quizs no conoceremos nunca, esta semilla inicial se expandi en una bola de fuego de creacin: el Big Van. Transcurridos10-35segundos, el Universo se haba expandido desde un tamao muy inferior a una partcula subatmica hasta tener el dimetro de una uva, una velocidad de expansin tremendamente acelerada que los astrnomos llaman inflacin. La expansin continu aunque ms lentamente. Durante tres minutos el Universo se enfri y prepar su hirviente niebla de partculas subatmicas. Pasados esos tres minutos, esas partculas se unieron para crear los primeros ncleos de hidrgeno y helio. Sin embargo, pasaran otros 300.000 aos antes de que los electrones se unieran a esos ncleos para formar tomos estables.Este joven Universo estaba compuesto caso por completo de una sopa caliente de hidrogeno y helio, y la temperatura ambiente era similar a la de una estrella fra. La luz (en paquetes llamados fotones) ya poda moverse con libertas, y el Universo se hizo transparente. La materia se coagul poco a poco para crear inmensas estructuras gaseosas que al cabo de unos millones de aos se transformaron en las primeras estrellas y galaxias, A medida que las estrellas se formaban y explotaban, los materiales que haban creado en sus ncleos se extendieron por el Universo. La Va Lctea se form bastantes miles de millones de aos despus del Big van, y el Sistema Solar todava varios miles de millones ms tarde, hace 4.600 millones de aos, lo que coincidi con una nueva expansin del Universo.1.1 Las estrellas Es todoobjeto astronmicoque brilla conluzpropia; aunque en trminos ms tcnicos y precisos podra decirse que se trata de una esfera deplasmaque mantiene su forma gracias a unequilibrio hidrostticode fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre lafuerza de gravedad, que empuja lamateriahacia el centro de la estrella, y lapresinque ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en ungas, tiende a expandirlo. La presin hacia fuera depende de latemperatura, que en un caso tpico como el delSolse mantiene con laenergaproducida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguir esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de produccin energtica. Sin embargo, como se explica ms adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades fsicas globales del astro que constituyen parte de su evolucin.1.2 Los planetasLos planetas tienen diversos movimientos. Los ms importantes son dos: el de rotacin y el de translacin. Por el de rotacin, giran sobre s mismos alrededor del eje. Esto determina la duracin del da del planeta. Por el de translacin, los planetas describen rbitas alrededor del Sol. Cada rbita es el ao del planeta. Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto ms lejos, ms tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutn, que tiene la rbita ms inclinada, excntrica y alargada.Los materiales compactos estn en el ncleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte son planetas pequeos y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de rotacin lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Jpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satlites, ms abultamiento ecuatorial y anillos.Los planetas se formaron hace unos 4.650 millones de aos, al mismo tiempo que el Sol.En general, los materiales ligeros que no se quedaron atrapados en el Sol se alejaron ms que los pesados. En la nube de gas y polvo original, que giraba formando espirales, haba zonas ms densas, proyectos de lo que ms tarde formaran los planetas.La gravedad y las colisiones llevaron ms materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redonde. Despus, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todava lo hacen. Los planetas y todo el Sistema Solar continan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.1.3 Los satlites Se denominaa cualquier cuerpo celeste queorbitaalrededor de unplaneta. Generalmente el satlite es mucho ms pequeo y acompaa al planeta en su traslacin alrededor de la estrellaque orbita.En el caso de laLuna, que tiene una masa aproximada a 1/81 de la masa de laTierra, podra considerarse como un sistema de dosplanetasque orbitan juntos (sistema binario de planetas). Tal es el caso dePlutny su satliteCaronte. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar desistema binarioen lugar de un objeto primario y un satlite. El criterio habitual para considerar un objeto como satlite es que elcentro de masasdel sistema formado por los dos objetos est dentro del objeto primario. El punto ms elevado de la rbita del satlite se conoce comoapopside.1.4 Los cometasLoscometasson cuerpos celestes constituidos porhielo, polvo yrocasque orbitan alrededor delSolsiguiendo diferentes trayectorias elpticas, parablicas o hiperblicas, Los cometas, junto con losasteroides,planetasysatlites, forman parte delSistema Solar. La mayora de estos cuerpos celestes describen rbitas elpticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento alSol con un perodo considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos slidos compuestos de materiales que se sublimanen las cercanas del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10UA) desarrollan una atmsfera que envuelve al ncleo, llamada comaocabellera. Esta coma est formada por gas y polvo.

A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera lacolacaracterstica. La cola est formada por polvo y el gas de la coma ionizada.1.5 Las galaxias Unagalaxiaes un conjunto deestrellas, nubes de gas, planetas, y polvo csmico unidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde lasgalaxias enanas, con 107, hasta las galaxias gigantes, con 1014 estrellas.Formando parte de una galaxia existen subestructuras como lasnebulosas, loscmulos estelaresy lossistemas estelares mltiples.Histricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfologa visual, como se la suele nombrar). Una forma comn es la de galaxia elptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, tpicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atraccin gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar lafusin de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeas, que carecen de una estructura coherente y tambin se las llama galaxias irregulares.Se estima que existen ms de cien mil millones (100000000000) de galaxias en el universo observable.La mayora de las galaxias tienen un dimetro entre cien y cien milparsecsy estn usualmente separadas por distancias del orden de un milln deparsecs.La mayora de las galaxias estn dispuestas en una jerarqua de agregados, llamados cmulo.

CAPTULO II. GENERALIDADES DE LA TIERRAGeneralidades a) La Tierra mide 7 926 millas de ancho, aproximadamente 12 756 kilmetrosb) Es el tercer planeta ms cercano al sol, a 93 000 000 millas (150 millones de kilmetros) de distancia.c) La Tierra necesita 365 das para darle la vuelta al sol en su rbita.d) Demora 24 horas para girar sobre su eje de rotacin.e) La Tierra est inclinado 23.5 sobre su eje y es por eso que tenemos elcambio de estaciones.f) En el hemisferio norte, en el verano, el rtico est tan inclinado hacia el sol, que a partir del 20 marzo hasta el 22 septiembre el sol nunca deja de brillar all.g) La corteza terrestre est formada por placas tectnicas que se mueven a travs de una espesa capa rocosa.h) El 75% del planeta est cubierto de agua.i) En ella se encuentran volcanes activos y es el nico planeta con vida (segn lo que conocemos hasta el momento).j) Su atmsfera est compuesta por nitrgeno y oxgeno.k) El grado promedio de temperatura en todo el planeta es de 14 C (57,2 F).l) La tierra tiene 1 luna.

2. ConceptoEl planeta Tierra, conocido por todos nosotros ya que es el lugar donde habitamos, es el tercero enubicacinrespecto alSistema Solar, posee un nico satlite que es la Luna y est compuesto por unaatmsferaimportante de nitrgeno y oxgeno, y de una magnetsfera ligada al campo magntico terrestre. La Tierra da vuelta alrededor del Sol en 365 das, 5 horas, 48 minutos y 46 segundos, a una velocidad de 29,76km/seg, elmovimientode la Tierra sobre su mismo eje tarda 23 horas y 56 minutos, en direccin Oeste/Este. La rotacin tiene como consecuencia las distintas estaciones del ao y una elevacin de la fuerza centrfuga junto a la lnea ecuatorial y con esto, un achatamiento del planeta junto a los polos.Algunas investigaciones realizadas respecto a la velocidad de traslado de las ondas ssmicas han demostrado que la Tierra se halla compuesta por 3 capas principales: la corteza, el manto y el ncleo. La existencia de diferentes capas con diferente densidad en el interior de la Tierra se explica por la fusin que provoca el calor generado por la radioactividad natural desprendida por las rocas y por los impactos de los meteoritos durante las primeras etapas de suevolucin.2.1 HistoriaLa Tierra se origin hace unos 4.500 m.a., pocos millones de aos despus de que se formase el Sol. Se form a partir de una nebulosa inicial, al tiempo que lo haca el resto de planetas de nuestro Sistema. La materia de la nebulosa se coloc segn su densidad alrededor del Sol por su atraccin gravitatoria, de manera que la materia ms ligera se alej del Sol, y la ms densa qued ms cerca. Esta ltima es la que sirvi para formar la Tierra. Los fragmentos de esa materia densa (planetesimales) empezaron a acumularse por atraccin gravitatoria y se origin una enorma masa de material incandescente y fundido, por efecto de los choques: la proto Tierra. Los materiales terrestres se acoplaron segn su densidad: los ms densos se hundieron hacia el interior del planeta y los ms ligeros se fueron hacia el exterior. De este modo la proto Tierra qued estratificada en varias capas, siendo la ms externa la gaseosa. Hace unos 4.500 m.a. ya exista la Tierra. Estaba muy caliente y rodeada de una primitiva atmsfera en la que comenz un proceso qumico que culmin con la aparicin de la vida.En ese momento, con la disminucin de choques de meteoritos, la superficie terrestre comenz a enfriarse lo suficiente como para que se formaran los primeros ocanos terrestres, apareciendo a su vez las primeras rocas de tipo gneo. Estos dos momentos, la aparicin de rocas y la posterior aparicin de la vida marcan el inicio de los dos grandes procesos que han marcado la historia de la Tierra:2.2 OrigenPodramos comenzar nuestra historia en el principio del Universo conocido. El Big Bang se produjo aproximadamente hace 13,8 mil millones de aos. El Big Bang constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un instante dado "explota" generando la expansin de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo. A medida que transcurra el tiempo, la materia se enfriaba y comenzaron a formarse tipos de tomos ms diversos que finalmente se condensaron en las estrellas y galaxias de nuestro Universo actual.Menos de un milln de aos despus del Big Bang, nacieron las primeras pequeas galaxias, compuestas por nubes de hidrgeno, estrellas y materia oscura. La gravedad las junt hacindolas crecer durante 13 mil millones de aos. Hace unos 10 mil millones de aos el disco en espiral de nuestra galaxia comenz a formarse y a parecerse a lo que hoy conocemos; Su crecimiento se hizo ms lento debido a la adicin de gas y galaxias enanas.El Sol se form hace 4.650 millones de aos y tiene combustible para otros 5.500 millones ms. Naci a partir de nubes de gas y polvo que contenan residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumestelar surgieron ms tarde los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar.La historia de la Tierra comprende 4.570 millones de aos (Ma), desde su formacin a partir de la nebulosa protosolar. Ese tiempo es aproximadamente un tercio del total transcurrido desde el Big Bang.

2.2.1 Hiptesis de la nebulosa primitiva o hiptesis nebularLa nebulosa protosolar fue la nube de gas o disco de acrecimiento en la que se form el Sistema Solar. La hiptesis nebular fue propuesta en 1755 por el gegrafo y filsofo alemn Immanuel Kant quien hipotetiz que la nebulosa solar rotaba lentamente en su origen. Esta nebulosa solar se fue condensando al enfriarse y aplanando gradualmente por el efecto combinado de las fuerzas de gravedad y centrpeta formando, con el tiempo, la estrella central y los planetas. La hiptesis nebular se basa en la observacin de que todos los planetas orbitan alrededor del Sol en el mismo sentido y sobre un mismo plano denominado eclptica, con ligeras inclinaciones con respecto a sta. Adems, el plano de la eclptica coincide de manera aproximada con el ecuador solar.Durante el colapso de la nube de gas primordial, la energa gravitatoria se convirti en energa trmica, lo que provoc un aumento extraordinario de la temperatura en el interior de la nebulosa. A estas temperaturas, los granos de polvo se descompusieron en molculas y partculas atmicas. El periodo de contraccin de la nube termin con el nacimiento del Sol. En ese momento la temperatura de la regin en la que ahora se encuentran los planetas telricos (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) descendi al terminar el calentamiento gravitaciones. Esto provoc que las sustancias con puntos de fusin elevados se condensaran en pequeas partculas que comenzaron a unirse, formando masas metlicas y rocosas compuesta de elementos como el hierro, el nquel o el silicio que empezaron a colisionar entre s formando cuerpos de cada vez mayor tamao y mayor fuerza de gravedad, lo que atraa a las masas ms pequeas. De esta forma se formaron los planetesimales. Cuando alcanzaron una medida aproximada de un kilmetro de dimetro, se atrajeron unos a otros debido a su propia gravedad, ayudando a un crecimiento mayor hasta la creacin de protoplanetas, cuerpos de un tamao aproximado al de la Luna., y considerados como los embriones planetarios.Los planetesimales que han sobrevivido hasta nuestros das son muy valiosos para la ciencia, ya que contienen informacin acerca del nacimiento de nuestro Sistema Solar. Aunque su exterior haya estado sujeto a una intensa radiacin solar (lo que habra alterado su composicin), su interior contiene un material prstino, esencialmente idntico desde la propia formacin del planetesimal. Esto convierte a cada planetesimal en una "cpsula del tiempo", ya que su composicin podra contarnos mucho acerca de las condiciones de la nebulosa protosolar.2.2.2 Los protoplanetas y TheiaDe acuerdo con la teora de formacin de los planetas, cada protoplaneta ve su rbita ligeramente perturbada por la interaccin con otros protoplanetas, hasta producirse nuevas colisiones entre ellos. stas se produciran de un modo oligrquico, esto es, unos pocos cuerpos de mayor tamao iran gradualmente dominando el proceso de formacin, "limpiando" las proximidades de su rbita alrededor del centro del disco de planetesimales ms pequeos. Este proceso acumulado de impactos y absorciones acabara gradualmente formando los planetas telricos. Los cientficos creen que Theia, un protoplaneta que comparta rbita con la Tierra, colision contra nuestro planeta debido a las inestabilidades gravitatorias provocadas por el aumento de masas de ambos cuerpos. En esteenlaceencontraris un artculo que expone cmo se produjo esta colisin y cmo se form posteriormente la Luna como consecuencia de esta catstrofe.

2.3.2.1 La diferenciacin de la Tierra.Una vez que nuestro planeta contaba con una masa aproximadamente equivalente a la actual, hubo dos factores que la mantenan muy caliente: el impacto a gran velocidad de los restos rocosos que encontraba en su rbita, y la desintegracin de los materiales radiactivos. Durante este periodo de calentamiento intenso, la Tierra alcanz la temperatura suficiente como para que el hierro y el nquel se fundieran, provocando gotas de metal pesado que se precipitaron hacia el interior del planeta. Este proceso, que ocurri en un tiempo geolgico relativamente rpido es el causante de la formacin del ncleo terrestre.El primer periodo de calentamiento provoc otro proceso de diferenciacin qumica, a travs del cual, la fusin form masas flotantes de roca fundida que ascendieron hacia la superficie, donde se solidificaron y formaron la corteza primitiva. Estos materiales rocosos posean oxgeno, silicio, aluminio, y en menor proporcin, calcio, sodio, hierro, potasio, y magnesio. Este primer periodo de segregacin qumica estableci las tres divisiones bsicas del interior de la Tierra: el ncleo rico en hierro, una corteza primitiva muy delgada, y la capa ms gruesa del planeta, el manto, situado entre el ncleo y la corteza.Este periodo de diferenciacin qumica permiti que grandes cantidades de compuestos gaseosos se escaparan del interior de la Tierra para dar lugar a la formacin de la atmsfera.La corteza primitiva desapareci con el tiempo, no quedando hoy en da ningn resto para su estudio. Los cientficos creen que la corteza continental actual comenz a formarse de manera gradual durante los ltimos 4.000 millones de aos, dando finalmente a nuestro planeta su forma actual a travs de diversos fenmenos geolgicos como la deriva continental las grandes erupciones volcnicas y los terremotos.

CAPTULO III. ESTRUCTURA DE LA TIERRADesde el exterior hacia el interior podemos dividir la Tierra en cinco partes:3.1 AtmsferaEs la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo slido del planeta. Tiene un grosor de ms de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km ms bajos, laatmsfera terrestrees la partegaseosade laTierra, siendo por esto la capa ms externa y menosdensadel planeta. Est constituida por varios gases que varan en cantidad segn la presin a diversas alturas. Esta mezcla de gases que forma la atmsfera recibe genricamente el nombre de aire. El 75% demasaatmosfrica se encuentra en los primeros 11kmde altura, desde la superficie del mar. Los principales elementos que la componen son eloxgenocon un 21%, mientras que elnitrgenoest representado con un 78%. La atmsfera y lahidrosferaconstituyen elsistemade capasfluidassuperficialesdel planeta, cuyosmovimientosdinmicos estn estrechamente relacionados. Las corrientes de aire reducen drsticamente las diferencias detemperaturaentre elday lanoche, distribuyendo el calor por toda la superficie del planeta. Este sistema cerrado evita que las noches sean glidas o que los das sean extremadamente calientes.La atmsfera protege lavidasobre laTierraabsorbiendo gran parte de laradiacin solarultravioletaen lacapa de ozono. Adems, acta como escudo protector contra losmeteoritos, los cuales se desintegran en polvo a causa de lafriccinque sufren al hacer contacto con el aire.Durante millones de aos, lavidaha transformado una y otra vez la composicin de la atmsfera. Por ejemplo; su considerable cantidad deoxgeno libre es posible gracias a las formas de vida como son lasplantas que convierten eldixido de carbonoen oxgeno, el cual es respirable a su vez por las dems formas de vida, tales como losseres humanosy losanimalesen general.3.1.1 ComposicinEn la atmsfera terrestre se pueden distinguir dos regiones con distinta composicin, lahomosferay lahetersfera.3.1.1.1 HomsferaLahomosferaocupa los 100kminferiores y tiene una composicin constante y uniforme.Composicin de la atmsfera terrestre est dada por aire seco, y porcentajes por volumen.3.1.1.2 HetersferaLahetersferase extiende desde los 80km hasta el lmite superior de la atmsfera (unos 10.000km); est estratificada, es decir, formada por diversas capas con composicin diferente. 80-400km- capa denitrgeno molecular 400-1.100km - capa deoxgeno atmico 1.100-3.500km - capa dehelio 3.500-10.000km - capa dehidrgeno3.1.2 Variacin de la presin con la alturaLa variacin con la altura de lapresin atmosfricacon el conocimiento que se tiene del magnetismo o de ladensidadatmosfrica es lo que se conoce comoLey baromtrica.La diferencia de presin entre dos capas separadas por unes:

Pues se supone la densidad constante.Laley de la densidadsuponiendo el aire como un gas ideal

Aplicada a la superficie de la Tierra resulta una densidad del aire.

Pretendemos subir una montaa no excesivamente alta (para que la densidad sea constante) y queremos saber cmo disminuir la presin a medida que ascendemosComo la densidad del mercurio (13.6 g/cm3) es 11.100 veces mayor que la densidad del aire resulta que la presin disminuye 1 mm de Hg cuando nos elevamos 11100 mm es decir 11,1m. Ahora bien como 4hPason 3 mm de Hg la presin disminuye 4 hPa cada 33,3 m es decir 1 hPa cada 8 m de ascenso.En una atmsfera isoterma la presin vara con la altura siguiendo la ley: P= P0.eM.g(h-h0)/RT; Donde M es lamasa molecular, g laaceleracin de la gravedad, h-h0es la diferencia de alturas entre los niveles con presiones P y P0y T es latemperatura absolutamedia entre los dos niveles, y R la constante de los gases perfectos. El hecho de que la temperatura vare s limita la validez de la frmula. Por el contrario, la variacin de la aceleracin de la gravedad es tan suave que no afecta.3.1.2.1 Escala de alturaLaescala de alturaes la altura a la que hay que elevarse en unaatmsferapara que lapresin atmosfricadisminuya en un factor e=2,718182. Es decir la disminucin de presin es1-1/e = 0.632 = 62.3% Para calcularla basta con poner en la Ley baromtrica P=P0/eresulta: H = R.T/M.g; Para laatmsferade la Tierra la escala de alturas H es de 8,42km.En funcin de la escala de alturas H la presin puede expresarse: P= P0.e-(h-h0)/H Y anlogamente para la densidad:

3.1.3 Capas de la atmosfera terrestre y la temperaturaLa temperatura de la atmsfera terrestre vara con la altitud. La relacin entre la altitud y la temperatura es distinta dependiendo de la capa atmosfrica considerada: troposfera, estratosfera, mesosfera y termosfera.Las divisiones entre una capa y otra se denominan respectivamentetropopausa,estratopausa,mesopausaytermopausa.3.1.3.1 TropsferaSus principales caractersticas son: Su espesor alcanza desde la superficie terrestre (tanto terrestre como acutica o marina) hasta una altitud variable entre los 6km en las zonas polares y los 18 o 20km en la zona intertropical. Esto es debido, en los polos, a lafuerza centrpetaque causa el movimiento de rotacin terrestre, mientras que en lazona intertropicalse debe a lafuerza centrfugaque causa dicha rotacin. A medida que se sube, disminuye la temperatura en la troposfera, salvo algunos casos deinversin trmicaque siempre se deben a causas locales o regionalmente determinadas. En la troposfera suceden los fenmenos que componen lo que llamamos tiempo meteorolgico. La capa inferior de la troposfera se denomina la capa geogrfica, que es donde se producen la mayor proporcin de fenmenos geogrficos, tanto en el campo de lageografa fsicacomo en el campo de lageografa humana. La temperatura mnima que se alcanza al final de la troposfera es de -50C aprox.

3.1.3.2 EstratsferaSu nombre obedece a que est dispuesta en capas ms o menos horizontales (o estratos). Se extiende entre los 9 o 18km hasta los 50km de altitud. La estratosfera es la segunda capa de la atmsfera de la Tierra. A medida que se sube, la temperatura en la estratosfera aumenta. Este aumento de la temperatura se debe a que los rayos ultravioleta transforman al oxgeno en ozono, proceso que involucra calor: al ionizarse el aire, se convierte en un buen conductor de la electricidad y, por ende, del calor. Es por ello que a cierta altura existe una relativa abundancia de ozono (ozonosfera) lo que implica tambin que la temperatura se eleve a unos -3C o ms. Sin embargo, se trata de una capa muy enrarecida, muy tenue.3.1.3.2.1 OzonsferaSe denomina capa de ozono, u ozonosfera, a la zona de la estratosfera terrestre que contiene una concentracin relativamente alta de ozono. Esta capa, que se extiende aproximadamente de los 15km a los 40km de altitud, rene el 90% del ozono presente en la atmsfera y absorbe del 97% al 99% de la radiacin ultravioleta de alta frecuencia.3.1.3.3 MessferaEs la tercera capa de la atmsfera de la Tierra. Se extiende entre los 50 y 80km de altura, contiene solo el 0.1% de la masa total del aire. Es la zona ms fra de la atmsfera, pudiendo alcanzar los 80C. Es importante por laionizaciny las reacciones qumicas que ocurren en ella. La baja densidad del aire en la mesosfera determina la formacin de turbulencias y ondas atmosfricas que actan a escalas espaciales y temporales muy grandes.3.1.3.4 IonsferaEn latermosferaoionosfera(de 69/90 a los 600/800km), la temperatura aumenta con la altitud, de ah su nombre. La ionosfera es la cuarta capa de la atmsfera de la Tierra. Se encuentra encima de la mesosfera. A esta altura, el aire es muy tenue y la temperatura cambia con la mayor o menor radiacin solar tanto durante el da como a lo largo del ao. Si el sol est activo, las temperaturas en la termosfera pueden llegar a 1500C e incluso ms altas. La termosfera de la Tierra tambin incluye la regin llamada ionosfera. En ella se encuentra el 0.1% de los gases.3.1.3.5 ExsferaLa ltima capa de la atmsfera de la Tierra es la exosfera (600/800 2.000/10.000km). Esta es el rea donde los tomos se escapan hacia el espacio. Como su nombre indica, es la regin atmosfrica ms distante de la superficie terrestre. Su lmite superior se localiza a altitudes que alcanzan los 960 e incluso 1000km., y est relativamente indefinida. Es la zona de trnsito entre la atmsfera terrestre y el espacio interplanetario.3.2HidrsferaSe compone principalmente de ocanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuticas del mundo, como mares interiores, lagos, ros y aguas subterrneas. La profundidad media de los ocanos es de 3.794 m, ms de cinco veces la altura media de los continentes.Lahidrosferaohidrsfera (del prefijo hidro-, este del prefijo griego - [hydro], agua, y del griego [sfaira], esfera) describe en lasciencias de la Tierrael sistema material constituido por elaguaque se encuentra bajo y sobre la superficie de laTierra.La hidrosfera incluye losocanos,mares,ros,lagos,agua subterrnea, elhieloy lanieve. La Tierra es el nicoplanetadelSistema Solaren el que est presente de manera continuada el agua lquida, que cubre aproximadamente dos terceras partes de la superficie terrestre, con una profundidad promedio de 3,5km, lo que representa el 97% del total de agua del planeta. Elagua dulcerepresenta 3% del total y de esta cantidad aproximadamente 98% est congelada, de all que solo se tenga acceso al 0,06% de toda el agua del planeta. El agua migra de unos depsitos a otros por procesos decambio de estado y de transporte que en conjunto configuran elciclo hidrolgicoo ciclo del agua.3.3LitsferaLa litosfera es la capa externa dela Tierray est formada pormaterialesslidos, engloba la corteza continental, de entre 20 y 70 Km. de espesor, y la corteza ocenica o parte superficial del manto consolidado, de unos 10 Km. de espesor. Se presenta dividida en placas tectnicas que se desplazan lentamente sobre la astensfera, capa de material fluido que se encuentra sobre el manto superior.Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El ms abundante es el oxgeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrgeno y fsforo. Adems, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flor, circonio, nquel, estroncio y vanadio. Los elementos estn presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos ms que en su estado libre.Naturalezadel sueloLos componentes primarios delsueloson:1)compuestos inorgnicos, no disueltos, producidos por la meteorizacin y la descomposicin de las rocas superficiales;2)los nutrientes solubles utilizados por lasplantas;3)distintos tipos demateriaorgnica, viva o muerta y4)gasesyaguarequeridos por las plantas y por los organismossubterrneos.La naturalezafsicadel suelo est determinada por la proporcin de partculas de varios tamaos. Las partculas inorgnicas tienen tamaos que varan entre el de los trozos distinguibles de piedra y grava hasta los de menos de 1/40.000 centmetros. Las grandes partculas del suelo, como la arena y la grava, son en su mayor parte qumicamente inactivas; pero las pequeas partculas inorgnicas, componentes principales de las arcillas finas, sirven tambin como depsitos de los que las races de las plantas extraen nutrientes. El tamao y la naturaleza de estas partculas inorgnicas diminutas determinan en gran medida la capacidad de un suelo para almacenaragua, vital para todos losprocesosde crecimiento de las plantas.

La parte orgnica del suelo est formada por restosvegetalesy restosanimales, junto a cantidadesvariablesde materia orgnica amorfa llamada humus. La fraccin orgnica representa entre el 2 y el 5% del suelo superficial en las regiones hmedas, pero puede ser menos del 0.5% ensuelosridos o ms del 95% en suelos de turba.

El componente lquido de los suelos, denominado por los cientficos solucin del suelo, es sobre todo agua con varias sustancias minerales en disolucin, cantidades grandes de oxgeno y dixido decarbonodisueltos. La solucin del suelo es muy compleja y tiene importancia primordial al ser el medio por el que los nutrientes son absorbidos por las races de las plantas. Cuando la solucin del suelo carece de los elementos requeridos para el crecimiento de las plantas, el suelo es estril.

Los principales gases contenidos en el suelo son el oxgeno, el nitrgeno y el dixido de carbono. El primero de estos gases es importante para elmetabolismode las plantas porque su presencia es necesaria para el crecimiento de variasbacteriasy de otros organismos responsables de la descomposicin de la materia orgnica. La presencia de oxgeno tambin es vital para el crecimiento de las plantas ya que su absorcin por las races es necesaria para sus procesos metablicos.

Rocas gneasSe originan apartirde un magma (rocas fundidas a muy altatemperatura). El trmino gneo deriva del latn igneus, es decir, ardiente. Las rocas gneas se solidifican cuando se enfra el magma, sea bajotierrao en la superficie. Las ms antiguas tienen al menos 3.960 millones de aos, mientras que las ms jvenes apenas se estn formando en estos momentos. El granito es la roca gnea ms corriente, aunque existen ms de 600 tipos. Hay dos tipos de rocas gneas que se distinguen porque en un caso el magma alcanza la superficie terrestre antes de enfriarse y endurecerse, y en el otro no. El magma que cristaliza bajo tierra forma rocas gneas intrusivas. El que alcanza la superficie antes de solidificarse forma las rocas gneas extrusivas.-Rocas gneas intrusivas: Las rocas gneas que se forman en profundidad se enfran ms lentamente que las formadas en superficie, por lo que tienden a ser de grano ms grueso y no contienen inclusiones gaseosas o devidrio. Los grandes cristales normalmente se empaquetan de forma compacta, confiriendo un aspecto granuloso a la roca. Hay dos tipos de rocas gneas intrusivas. Las hipoabisales se forman justo debajo de la superficie, normalmente en diques y sills. Las rocas plutnicas se forman a mayor profundidad y se emplazan en forma de plutones y batolitos. Las rocas gneas intrusivas quedan expuestas a la superficie si las rocas que las cubren desaparecen por efecto de laerosin.

-Rocas gneas extrusivas : Si el magma alcanza la superficie terrestre antes de enfriarse, forma rocas gneas extrusivas de grano fino, tambin llamadas rocas volcnicas, ya que el magma surge por losvolcanes. Las rocas gneas extrusivas tienen formas fluidas y cristales de poco tamao que crecen rpidamente, y suelen contener inclusiones de vidrio y degas.

-Composicin: Las rocas gneas estn compuestas esencialmente por silicatos, generalmente ortosa, plagioclasa, cuarzo, mica biotita, olivino, anfboles y piroxenos. Cada tipo de roca gnea contiene distintas proporciones de estos minerales.

- Clasificacin: Las rocas gneas se clasifican segn la cantidad de slice que contienen. Tambin se pueden agrupar por el tamao de los cristales. El tipo de magma, la forma en que viaja hasta la superficie y lavelocidadde enfriamiento determinan la composicin y caractersticas como el tamao del grano, la forma de los cristales y elcolor. El tamao del grano indica si una roca gnea es intrusiva (de grano grueso) o extrusiva (de grano fino). Las primeras, como el gabro, tienen cristales de ms de 5 mm de dimetro; las rocas de grano medio, como la dolerita, tienen cristales de entre 0,5 y 5 mm de tamao; por ltimo, las de grano fino, como el basalto, tienen cristales de menos de 0,5 mm. La forma de los cristales es otro indicador del origen de la roca. Un enfriamiento lento permite que los minerales tengantiempode desarrollar cristales bien formados (idiomrficos). Un enfriamiento rpido slo permite la aparicin de cristales mal formados (alotriomrficos). El color puede ayudar a establecer la composicinqumicade una roca. Las cidas de color claro contienen ms del 65 por ciento de slice. Las bsicas son oscuras, tienen un bajo contenido en slice y una mayor proporcin de minerales ferromagnesianos oscuros y densos como la augita.

Rocas sedimentariasSe forman en la superficie terrestre o cerca de ella. Normalmente, la roca se fragmenta y se disuelve poraccinde la meteorizacin y la erosin, las partculas se sedimentan y los minerales disueltos cristalizan a partir del agua y forman sedimentos. Los componentes de la roca fragmentada son transportados porel aguay el hielo y, enterrados a poca profundidad, se convierten en nuevas rocas. Las rocas sedimentarias se disponen en capas, las ms recientes situadas sobre las ms antiguas, lo que permite a los gelogos conocer la edad relativa de cada capa. Las rocas sedimentarias suelen contener fsiles, que pueden ser deutilidadtanto para datar las rocas como para determinar su origen. Existen tresgruposprincipales: orgnicas, detrticas y qumicas.

-Rocas sedimentarias orgnicas : Las rocas sedimentarias orgnicas se forman a partir de restos vegetales o animales. Por lo general contienen fsiles, y algunas estn compuestas casi ntegramente de restos de seres vivos. Por ejemplo, el carbn se forma a partir de capas de material vegetal comprimido. La mayor parte de la piedra caliza procede de restos de criaturas marinas.

-Rocas sedimentarias detrticas : Las rocas sedimentarias detrticas estn constituidas por partculas de rocas ms antiguas que pueden estar situadas a cientos de kilmetros. Las rocas de origen se fragmentan debido a la lluvia, la nieve o el hielo, y las partculas resultantes son arrastradas y depositadas como sedimentos en desiertos, en playas o en los lechos de ocanos, lagos y ros. Las rocas detrticas se clasifican de acuerdo con el tamao de las partculas que contienen. La arenisca es un ejemplo de roca sedimentaria detrtica.

-Rocas sedimentarias qumicas : Las rocas sedimentarias qumicas se forman a partir de minerales disueltos en el agua. Cuando el agua se evapora o se enfra, los minerales disueltos pueden precipitar y formar depsitos que pueden acumularse con otros sedimentos o formar rocas por su cuenta. Las sales son un ejemplo habitual de rocas sedimentarias qumicas.

-Formacin de rocas sedimentarias: Elprocesoque convierte los sedimentos no consolidados en roca se denomina litificacin. A diferencia de las rocas metamrficas, las sedimentarias se forman cerca de la superficie terrestre, bajo presiones y temperaturas relativamente bajas. Los sedimentos ms antiguos quedan enterrados bajo las nuevas capas y se van endureciendo gradualmente por la compactacin y la cementacin. La compresin que sufren esos sedimentos para formar rocas se denomina compactacin. A medida que se van amontonando las capas de sedimentos, las ms inferiores van quedando aplastadas por el peso de las superiores. El grado de compresin que pueden soportar depende del tipo de sedimento. El sedimento de grano fino se puede reducir a una dcima parte de su grosor original en un proceso del que se obtiene la argilita (roca constituida por arcillas), mientras que la arena se puede comprimir muy poco. Los sedimentos suelen contener una gran cantidad de agua entre las partculas que se expulsan durante la compactacin. -Clasificacin de las rocas sedimentarias : La apariencia de una roca sedimentaria queda determinada por las partculas que contiene. Caractersticas como el tamao y la forma del grano o la presencia de fsiles pueden ayudar a clasificar este tipo de rocas. El tamao de los granos de las rocas sedimentarias vara mucho, desde grandes cantos hasta las minsculas partculas de arcilla. Los conglomerados y las brechas, compuestos de guijarros y cantos rodados, son las rocas sedimentarias de grano ms grueso; la arenisca est formada por partculas del tamao de granos de arena y el esquisto es la roca sedimentaria de grano ms fino. La forma de los granos que integran las rocas sedimentarias depende de cmo stos se han transportado. La erosin del viento crea partculas de arena esfricas y guijarros angulosos. La del agua origina partculas de arena angulosas y guijarros esfricos. Los fsiles son restos animales o vegetales conservados en capas de sedimentos. El tipo de fsil que contiene una roca indica su origen. Por ejemplo, un fsil marino sugiere que la roca se form a partir de sedimentos depositados en el lecho ocenico. Los fsiles suelen aparecer principalmente en rocas sedimentarias, nunca en las gneas y raramente en las metamrficas.

Rocas metamrficasEn la profundidad de la corteza terrestre, las temperaturas y las presiones son altsimas. Dentro de nuestro planeta, elgrupode minerales que compone una roca se puede transformar en otro que sea estable a presiones y temperaturas superiores. Las rocas situadas cerca de un cuerpo de magma caliente se pueden transformar por la accin delcalor. Las rocas que han sido enterradas a gran profundidad por la accin deplacas tectnicasconvergentes pueden transformarse por el aumento de lapresiny de la temperatura. Esecambiose denomina metamorfismo, un proceso que puede modificar cualquier tipo de roca, sea sedimentaria, gnea o incluso metamrfica. Por ejemplo, la piedra caliza, que es sedimentaria, puede convertirse en mrmol, y el basalto, que es gneo, en una rocaverde, anfibolita o eclogita.

-Temperatura y presin : Cuanto mayor sea la profundidad a la que est enterrada una roca, ms calor y mayor temperatura soportar. Con cada kilmetro de profundidad la temperatura aumenta unos 25C y la presin, unas 250atmsferas. El aumento de la temperatura y de la presin puede transformar las rocas en dos aspectos: pueden cambiar el conjunto de los minerales presentes en la roca preexistente (la paragnesis) y formar un conjunto nuevo, y tambin pueden cambiar el tamao, la forma y la disposicin de los cristales en la roca. Ambos procesos pueden causar la destruccin de los cristales preexistentes y generar cristales nuevos por recristalizacin. El metamorfismo tiene lugar con temperaturas de 250 a 800C; con temperaturas superiores a 650C, las rocas se pueden fundir para formar magma y una roca "mixta" denominada migmatita.

-Metamorfismo regional : A medida que se forman las montaas, grandes cantidades de roca se deforman y se transforman debido a un proceso llamado metamorfismo regional. Las rocas enterradas a poca profundidad descienden a mayores profundidades, donde a temperaturas y presiones superiores se pueden formar nuevos minerales. Una zona que ha sufrido el proceso de metamorfismo regional puede ocupar miles de kilmetros cuadrados. Este tipo de metamorfismo se clasifica en grado bajo, medio y alto enfuncinde las temperaturas alcanzadas. La pizarra, el esquisto y el gneis son ejemplos de rocas afectadas por el metamorfismo regional.

- Metamorfismo de contacto : El metamorfismo de contacto se da cuando las rocas son calentadas por un cuerpo de magma. Los fluidos liberados por ese proceso pueden atravesar las rocas y seguir transformndolas. La zona afectada situada entornoa una intrusin gnea o un flujo de lava se denomina aureola. Su tamao depende del de la intrusin y de la temperatura del magma. Los minerales de la roca original pueden transformarse de modo que la roca metamrfica resultante sea ms cristalina, y en el proceso pueden desaparecer componentes, como los fsiles. Las corneanas son el resultado habitual del metamorfismo de contacto.

-Metamorfismo dinmico : El metamorfismo dinmico es una forma secundaria de metamorfismo que se da cuando las rocas son comprimidas a causa de los grandes movimientos de la corteza terrestre, enespeciala lo largo de sistemas de fallas. Grandes masas de roca se superponen a otras rocas y, en los puntos donde entran en contacto, se forman unas rocas metamrficas denominadas milonitas.

-La clasificacin de las rocas metamrficas: Las rocas metamrficas presentan una serie de caractersticas comunes. Elanlisisde laestructura, el tamao del grano y el contenido mineral puede ayudar a clasificar estas rocas. El trmino textura hace referencia a cmo se orientan los minerales en el seno de una roca metamrfica. La orientacin de los cristales indica si la roca se ha formado como consecuencia de un aumento de presin y de temperatura, o bien, slo por un incremento de esta ltima. En las rocas metamrficas de contacto, los minerales suelen estar ordenados al azar. En las de metamorfismo regional, la presin a la que se ha visto sometida la roca suele provocar que determinados minerales se alineen. El tamao de los cristales refleja el grado de calor y presin al que se ha expuesto la roca. En general, cuanto ms altas hayan sido la presin y la temperatura, mayores sern los cristales. Por ejemplo, la pizarra, que se forma bajo poca presin, es de grano fino; el esquisto, que se forma a temperaturas y presiones moderadas, es de grano medio; y el gneis, formado a altas temperaturas y presiones, es de grano grueso. La presencia de determinados minerales en las rocas metamrficas puede ayudar en el proceso de identificacin. El granate y la cianita se dan en el gneis y el esquisto, mientras que en la pizarra suelen encontrarse cristales de pirita.

CAPTULO IV. FORMA DE LA TIERRA4.1 La Tierra considerada como una esfera de radioR.La forma de la Tierra y de los otros planetas no es la de una esfera sino la de esferoide achatado por los polos debido al movimiento de rotacin alrededor de sus ejes. En esta pgina, se establece la relacin entre los radios ecuatorial y polar por dos procedimientos distintos.La direccin de la plomadaDebido a la rotacin de la Tierra, la direccin radial no coincide con la direccin vertical, o con la direccin de la plomada, que es una cuerda de la que pende un trozo de plomo que utilizan los albailes para comprobar la verticalidad de las paredes que construyen.

La Tierra considerada como una esfera de radioR.Supongamos una masa puntualmque cuelga de una cuerda, situada en un lugar del hemisferio norte cuya latitud es. La Tierra gira sobre su eje con velocidad angular constante.La partcula describe una circunferenciade radioRcos,siendoRel radio de la Tierra para unobservador inercial

La resultante de las fuerzas que actan sobre la partcula deber se igual al producto de la masa por la aceleracin normalan=2Rcos, y estar dirigida hacia el centro de la circunferencia que describe la partcula.Las fuerzas que actan sobre la partcula son: La fuerza de atraccin de la Tierra, que tiene direccin radial y est dirigida hacia su centro, y cuyo mdulo es

La tensinTde la cuerda que sujeta a la partcula, y que forma un ngulocon la direccin radial, tal como se aprecia en la figura.La partcula est en equilibrio a lo largo del eje Y.Tsen(+)-mg0sen=0La partcula tiene una aceleracinana lo largo del eje X.Tcos(+)-mg0cos=-m2RcosEliminandoTen el sistema de dos ecuaciones, obtenemos (1)donde hemos tomadoR=6.37106m,=2/(23.936060) rad/s, yg0=9.81 m/s2Despus de algunas operaciones trigonomtricas, despejamos el nguloque forma la plomada con la direccin radial

Comoes pequeo frente a la unidad, y el nguloes pequeo podemos escribir

A la latitud correspondiente al norte de Espaa, algo ms de =43, tenemos que=0.099.

4.2 La forma elipsoide de revolucin de la TierraLa direccin de la plomada es la misma que la de la aceleracin de la gravedad efectivag. La forma de la superficie de Tierra ser tal que sea perpendicular agen cada uno de sus puntos.

La tangente a la superficie de la Tierra en un punto de latitudes perpendicular a la direccin de la plomada o direccin vertical en dicho punto. Recordando que la pendiente de la tangente a una curvay=f(x)enx0es el valor de la derivadady/dxde la funcin en dicho punto. Como vemos en la parte izquierda de la figura

En la parte derecha de la figura, tenemos que tan=y/xA partir de la expresin (1), obtenemos la ecuacin diferencial que describe la forma de la superficie de la TierraIntegramos esta ecuacin(1-)x2+y2=c

dondeces una constante de integracin. Determinamos los radios ecuatoriala, y polarbteniendo en cuanta que paray=0,x=a, y parax=0,y=b.

La ecuacin de la superficie de la Tierra es la de una elipse

El aplastamiento de la Tierra es el cociente

Los valores medidos de los dos radios ecuatorial y polar de la Tierra son respectivamente.

a=6 378 137 m,b=6 356 752 mlo que da un aplastamiento def=3.3510-3que es aproximadamente el doble que el que hemos obtenido anteriormente.

Para explicar la discrepancia se ha de tener en cuenta que laley de la Gravitacin Universal

se aplica a dos masas puntualesMymseparadas una distanciar, o a una distribucin esfrica de masaMy una partcula de masamsituada a una distanciarmayor que el radio de la esfera. En el caso de que el cuerpo sea de una forma distinta a una esfera, hay que calcular la fuerza que produce cada uno de los elementos de volumen del cuerpo extenso sobre la partcula considerada, las componentes de dichas fuerzas y la resultante, como veremos en el siguiente apartado.Para una Tierra con forma de esferoide, se desarrolla la energa potencial gravitatoria en armnicos esfricos (vasereferencia 1), para calcularg0en funcin de la latitudy el ngulo que forma con la direccin radial.

CAPTULO V. COMPOSICIN DE LA TIERRA

5.1 Composicin qumica

La masa de la Tierra es aproximadamente de 5,981024kg. Se compone principalmente de hierro (32,1%), oxgeno (30,1%), silicio (15,1%), magnesio (13,9%), azufre (2,9%), nquel (1,8%), calcio (1,5%) y aluminio (1,4%), con el 1,2% restante formado por pequeas cantidades de otros elementos. Debido a la segregacin de masa, se cree que la zona del ncleo est compuesta principalmente de hierro (88,8%), con pequeas cantidades de nquel (5,8%), azufre (4,5%), y menos del 1% formado por trazas de otros elementos.

El geoqumico F.W. Clarke calcula que un poco ms del 47% de la corteza terrestre se compone de oxgeno. Los componentes de las rocas ms comunes de la corteza de la Tierra son casi todos los xidos. Cloro, azufre y flor son las nicas excepciones significativas, y su presencia total en cualquier roca es generalmente mucho menor del 1%. Los principales xidos son los de slice, almina, hierro, cal, magnesia, potasa y sosa. La slice acta principalmente como un cido, formando silicatos, y los minerales ms comunes de las rocas gneas son de esta naturaleza. A partir de un clculo en base a 1672 anlisis de todo tipo de rocas, Clarke dedujo que un 99,22% de las rocas estn compuestas por 11 xidos (vase el cuadro a la derecha). Todos los dems se producen solo en cantidades muy pequeas.

5.2 Composicin qumica de la corteza

Composicin qumica de la cortezaCompuestoFrmulaComposicin

ContinentalOcenica

sliceSiO260,2%48,6%

alminaAl2O315,2%16,5%

calCaO5,5%12,3%

magnesioMgO3,1%6,8%

xido de hierro (II)FeO3,8%6,2%

xido de sodioNa2O3,0%2,6%

xido de potasioK2O2,8%0,4%

xido de hierro (III)Fe2O32,5%2,3%

aguaH2O1,4%1,1%

dixido de carbonoCO21,2%1,4%

xido de titanioTiO20,7%1,4%

xido de fsforoP2O50,2%0,3%

Total99,6%99,9%

CAPTULO VI. CICLOS GEOLGICOS

6.1 Orognesis

Se llama orognesis al proceso geolgico mediante el cual la corteza terrestre se acorta y pliega en un rea alargada producto de un empuje. Normalmente las orogenias son acompaadas por la formacin de cabalgamientos y plegamientos. La palabra "orognesis" proviene del idioma griego (oros significa "montaa" y gnesis significa "creacin" u "origen"), y es el mecanismo principal mediante el cual las cordilleras se forman en los continentes. Los orogenos o cordilleras se crean cuando una placa tectnica con corteza continental es "arrugada" y empujada hacia arriba. Todo esto implica una gran cantidad de procesos geolgicos que en conjunto se llaman orognesis. Comnmente la orognesis produce estructuras alargadas y levemente arqueadas que se conocen como cinturones orognicos. Los cinturones orognicos consisten generalmente de lonjas elongadas y paralelas de roca de caractersticas similares en todo su largo. Los cinturones orognicos estn asociados a zonas de subduccin, las cuales que consumen corteza terrestre y producen volcanes. La altura topogrfica de cordilleras orognicas est relacionado con el principio de isostasia, que es el balance de la fuerza gravitacional sobre la cordillera (compuesta normalmente de material de corteza continental relativamente ligero) y las fuerzas involucradas en la flotabilidad de la cordillera que descansa sobre el denso manto.

6.2 La gliptognesis

La gliptognesis consiste en el desgaste que los agentes endgenos producen en la corteza terrestre. Estos agentes externos provienen principalmente de la energa del sol, como el agua o el viento, y erosionan el relieve de la corteza terrestre. Existen diversos procesos de gliptognesis. Es el caso de la meteorizacin, que produce una alteracin de la superficie terrestre por la accin de los gases del aire, el agua, los cambios de temperatura y los seres vivos. La meteorizacin puede ser mecnica o qumica. La mecnica es debida a los cambios de temperatura o a la accin de animales o plantas. Por su parte, en la meteorizacin qumica intervienen agentes de erosin que se encuentran en la atmsfera, como el dixido de carbono o el vapor de agua.

Los efectos de la erosin por gliptognesis dependen de la intensidad con que actan los agentes erosivos, como el agua en sus tres estados de la materia o la fuerza del viento. Tambin es determinante la resistencia del material que recibe el impacto.

Cada agente endgeno de erosin origina diferentes formas del relieve. Se puede diferenciar la erosin producida por olas marinas, la erosin del viento o elica, la erosin fluvial o la erosin glaciar.

6.3 La litognesis

La litognesis consiste en un conjunto de procesos mediante los cuales se originan nuevas rocas. Estos procesos se producen cuando los materiales erosionados se transportan y sedimentan. Pueden dar lugar a rocas compuestas o poliminerlicas, formadas por cristales o granos de distintas especies mineralgicas, o a rocas monominerlicas, constituidas por granos o cristales de un mismo mineral.

En la corteza terrestre se pueden encontrar tres tipos de rocas: sedimentarias, metamrficas o gneas. Las rocas metamrficas son aquellas que se forman con materiales procedentes de la erosin de otras rocas. Para ello es necesario un proceso denominado metamorfismo, que precisa de altas presiones, en torno a 1.500 bar. Tambin necesita altas temperaturas, entre 150 y 200 grados centgrados, o un fluido activo que altere la composicin de la roca. En la imagen se puede apreciar un ejemplo de roca metamrfica producido por litognesis.

Las rocas gneas son aquellas que se forman por la solidificacin por enfriamiento de magma o de lava. Si el enfriamiento se produce de forma lenta las rocas son plutnicas o intrusivas. Por el contrario, el enfriamiento rpido da lugar a rocas volcnicas o extrusivas.

Finalmente, las rocas sedimentarias son las que se originan por la consolidacin de sedimentos sometidos a diversos procesos fsicos y qumicos, denominados diagnesis. Suelen formarse en las orillas de los ros, en lagos, mares, valles o barrancos, y se encuentran dispuestas formando capas o estratos.

CAPTULO VII. MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

7.1 Movimiento de traslacin

La traslacin de la Tierra es el movimiento de este planeta alrededor del Sol, que es la estrella central del Sistema Solar. La Tierra describe a su alrededor una rbita elptica.

Si se toma como referencia la posicin de una estrella, la Tierra realiza una vuelta completa en un ao sidreo, cuya duracin es de 365 das, 6 horas y 9,1626 minutos. El ao sidreo es de poca importancia prctica. Para las actividades terrestres es ms importante la medicin del tiempo segn las estaciones.

7.1.1 Traslacin de la Tierra.

La rbita tiene un permetro de 930 millones de kilmetros, con una distancia promedio al Sol de 150000000 km, distancia que se conoce como unidad astronmica (U.A.). De esto se deduce que la Tierra se desplaza en el espacio exterior a una velocidad de 108000 km por hora, o 30 km por segundo, en el plano de la eclptica.

7.1.2 Consecuencias del movimiento de traslacin

La inclinacin del eje de rotacin terrestre tambin propicia la sucesin de las estaciones. Los cambios estacionales son ms acusados en las latitudes medias. Siempre son complementarios (opuestos) en los dos hemisferios de la Tierra. As, por ejemplo, cuando en Espaa es invierno, en Argentina es verano, y viceversa. Estos contrastes no se deben a que la Tierra est ms o menos alejada del Sol, sino que a lo largo del ao la traslacin de nuestro planeta provoca que los rayos solares lleguen a cada hemisferio con distinta inclinacin axial (u oblicuidad de la eclptica) segn el momento del ao.

En la actualidad, el perihelio se produce hacia el 3 de enero, y el afelio hacia el 4 de julio. La distancia variable entre la Tierra y el Sol produce un aumento de aproximadamente el 6.9% en la energa solar que alcanza la Tierra en el perihelio comparado con el afelio. Como el hemisferio sur est inclinado hacia el Sol ms o menos al mismo tiempo en que la Tierra alcanza su punto ms cercano al Sol, el hemisferio sur recibe ligeramente ms energa del Sol que el hemisferio norte, a lo largo de todo el ao. Sin embargo, este efecto es mucho menos importante que el cambio total de la energa debido a la inclinacin del eje de rotacin, y casi todo el exceso de energa resulta absorbido por la mayor proporcin de agua en el hemisferio sur.

7.2 Movimiento de rotacin

Rotacin es el movimiento de cambio de orientacin de un cuerpo o un sistema de referencia de forma que una lnea (llamada eje de rotacin) o un punto permanece fijo.

La rotacin de un cuerpo se representa mediante un operador que afecta a un conjunto de puntos o vectores. El movimiento rotatorio se representa mediante el vector velocidad angular que es un vector de carcter deslizante y situado sobre el eje de rotacin. Cuando el eje pasa por el centro de masa o de gravedad se dice que el cuerpo gira sobre s mismo.

La rotacin tambin puede ser oscilatoria, como en el pndulo (izquierda). Los giros son completos slo cuando la energa es lo suficientemente alta (derecha). El grfico superior muestra la trayectoria en el espacio fsico.En ingeniera mecnica, se llama revolucin a una rotacin completa de una pieza sobre su eje (como en la unidad de revoluciones por minuto), mientras que en astronoma se usa esta misma palabra para referirse al movimiento orbital de traslacin de un cuerpo alrededor de otro (como los planetas alrededor del Sol).7.3 Movimiento de precesin

La precesin o movimiento de precesin nutacin, es el movimiento asociado con el cambio de direccin en el espacio, que experimenta el eje instantneo de rotacin de un cuerpo.

Un ejemplo de precesin lo tenemos en el movimiento que realiza una peonza o trompo en rotacin. Cuando su eje de rotacin no es vertical, la peonza posee un movimiento de cabeceo similar al de precesin.Ms exactamente una precesin pura es aquel movimiento del eje de rotacin que mantiene su segundo ngulo de Euler (nutacin) constante. Este movimiento de nutacin tambin se da en el eje de la Tierra.Hay dos tipos de precesin: la precesin debida a los momentos externos, y la precesin sin momentos de fuerzas externos.

7.4 Movimiento de nutacin

Nutacin (del latn nutare, cabecear u oscilar) es un movimiento ligero irregular en el eje de rotacin de objetos simtricos que giran sobre su eje. Ejemplos comunes son los giroscopios, los trompos y los planetas. Ms exactamente, una nutacin pura es el movimiento del eje de rotacin que mantiene el primer ngulo de Euler (precesin) constante.Nutacin del eje de la Tierra.

Para el caso de la Tierra, la nutacin es la oscilacin peridica del eje de rotacin de la Tierra alrededor de su posicin media en la esfera celeste, debido a las fuerzas externas de atraccin gravitatoria entre la Luna y el Sol con la Tierra. Esta oscilacin es similar al movimiento de una peonza (trompo) cuando pierde fuerza y est a punto de caerse.

En el caso de la Tierra, la nutacin se superpone al movimiento de precesin y al balanceo de la oblicuidad de la eclptica de forma que no sean regulares, sino un poco ondulados, los tericos conos que dibujara la proyeccin en el espacio del desplazamiento del eje de la Tierra debido al movimiento de precesin. La nutacin hace que cada 18,6 aos el eje de rotacin de la Tierra oscile hasta unos nueve segundos de arco a cada lado del valor medio de la oblicuidad de la eclptica y hasta unos 17 segundos a cada lado del valor medio de desplazamiento del punto Aries sobre la eclptica debido a la precesin de los equinoccios.

El Sol produce otro efecto de nutacin de mucha menor relevancia, con un perodo medio de medio ao incrementando la oscilacin del eje mencionada hasta 1.1" de arco en oblicuidad y hasta alrededor de 2" de arco en longitud (precesin). Los dems planetas tambin producen variaciones, denominadas perturbaciones, pero que carecen de importancia por su pequeo valor.

Actualmente la oblicuidad media es de poco menos de 2326'16", correspondiendo dicho ngulo y su complemento (6633'44") a la latitud media de los trpicos y los crculos polares respectivamente. La oblicuidad media est decreciendo 0.47" por ao, lo cual se refleja en un desplazamiento anual de 14.4 m de los trpicos y crculos polares medios, sin embargo la nutacin modifica continuamente la oblicuidad hasta en poco ms de 3" de un ao a otro en aos de mxima diferencia, mismos que cuando son del mismo signo que la variacin de la oblicuidad llegan a sumar 3.5", los que en la tierra representan hasta 110 m de diferencia de un ao a otro entre la ubicacin de los trpicos y crculos polares verdaderos.En cada ciclo de 18.6 aos la diferencia de ubicacin entre trpicos y crculos polares medios y verdaderos puede alcanzar hasta cerca de 300 m y la ubicacin de los trpicos y crculos polares verdaderos puede superar los 700 m de distancia en 10 aos, perodo mximo de alejamiento antes de empezar el siguiente ciclo.

Al depender el movimiento de nutacin de la estructura interna de la Tierra, las discrepancias entre los valores predichos y observados proporcionan informacin sobre modelos para el ncleo terrestre.El movimiento de nutacin fue descubierto en 1728 por el astrnomo ingls James Bradley, y dado a conocer en el ao 1748. Hasta 20 aos ms tarde no se supo que la causa de este movimiento extra del eje de la Tierra era la atraccin gravitatoria ejercida por la Luna.

Los fenmenos de movimiento del polo e inconstancia de la rotacin terrestre aparecen como consecuencia de pequeos cambios en el momento angular de la Tierra. Este cambio es debido a muy diversos fenmenos, entre los que se pueden citar el intercambio de momento angular entre la Tierra y su atmsfera y, entre la Tierra y la Luna, variacin de la altura del nivel del mar y corrientes ocenicas, producidas por el fenmeno de las mareas, acoplamientos mecnicos entre los movimientos de los fluidos del ncleo y manto, etc.

7.5 Bamboleo de Chander

El bamboleo de Chandler es una pequea variacin en el eje de rotacin de la Tierra, descubierta por el astrnomo norteamericano Seth Carlo Chandler en 1891. Supone una variacin de 0,7 segundos de arco en un perodo de 433 das. En otras palabras, los polos de la Tierra se mueven en una circunferencia irregular de 3 a 15 metros de dimetro, en un movimiento oscilatorio. Esto supone un aadido a la precesin de los equinoccios, una mayor oscilacin que necesita alrededor de 25.000 aos para completarse.El dimetro del bamboleo ha variado desde su descubrimiento, alcanzando la mxima amplitud registrada en 1910. Su origen es desconocido: salvo por una fuerza externa, el bamboleo debera ir remitiendo paulatinamente. En un principio se crey que estaba causado por fluctuaciones climticas causantes de cambios en la distribucin de la masa atmosfrica, o a posibles movimientos geofsicos bajo la corteza terrestre. El 18 de julio del ao 2000 el Jet Propulsion Laboratory (Laboratorio de Propulsin a Chorro) anunci que "la causa principal del bamboleo de Chandler es la presin fluctuante del fondo ocenico, originada por los cambios en la temperatura y la salinidad, y por los cambios en la direccin de las corrientes ocenicas".El bamboleo de Chandler es un factor tenido en cuenta por los sistemas de navegacin por satlite (sobre todo los de uso militar). Ha sido propuesto como el causante de la actividad tectnica mayor, incluyendo terremotos, vulcanismo, el fenmeno del Nio y el calentamiento global del planeta, aunque no hay datos en la actualidad que apoyen estas teoras.

7.6 Variaciones orbitales o ciclos de Milancovitch

Las variaciones orbitales se cree que son una de las principales causantes de los periodos glaciales e interglaciales holocnicos, si bien la luminosidad solar se mantiene prcticamente constante a lo largo de millones de aos, no ocurre lo mismo con la rbita terrestre. Esta oscila peridicamente haciendo que la cantidad media de radiacin que recibe cada hemisferio flucte a lo largo del tiempo. Y son estas variaciones las que provocan las pulsaciones glaciares a modo de veranos e inviernos de largo perodo. Son los llamados perodos glaciales e interglaciales. Hay que tener en cuenta varios factores que contribuyen a modificar las caractersticas orbitales haciendo que la insolacin media en uno y otro hemisferio vare aunque no lo haga el flujo de radiacin global.

La excentricidad, la inclinacin axial, y la precesin de la rbita de la Tierra vara en el transcurso del tiempo produciendo las glaciaciones del Cuaternario cada 100.000 aos. El eje de la Tierra completa su ciclo de precesin cada 25.800 aos. Al mismo tiempo el eje mayor de la rbita de la Tierra gira, en unos 22.000 aos. Adems, la inclinacin del eje de la Tierra cambia entre 22,1 grados a 24,5 grados en un ciclo de 41.000 aos. El eje de la Tierra tiene ahora una inclinacin de 23,5 respecto a la normal al plano de la eclptica.

CONCLUSIONESEn general el planeta Tierra est referida como un planeta del Sistema Solar; el tercero por su proximidad al Sol, del que dista 150 millones de kilmetros, esta distancia es adecuada para que pueda existir vida, si la Tierra estuviese ms cerca del Sol, el enorme calor abrasara a todos los seres vivos; si estuviese ms lejos, el fro hara imposible la vida.En el captulo I, que lleva el ttulo EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES tiene una utilidad que es el de mostrar el concepto de estrellas que son cuerpos celestes luminosos, es importante pues podemos conocer de que estn formadas por varios gases, fundamentalmente hidrgeno y helio, as pues tambin encontramos otros conceptos como cometas, las cuales estn constituidas por un ncleo; las estrellas, los planetas, los satlites y los cometas que nos muestra este captulo son importantes pues estos no suelen aparecer de forma aislada, sino agrupados en formaciones llamadas Galaxias. En el captulo II, cuyo nombre es, GENERALIDADES DE LA TIERRA presenta una gran importancia pues para nos permite entender cuando se produjo Tierra, su historia, asimismo como algunos datos generales del planeta que an no se conoce mucho, pues tiene tantos misterios, y es incluso inaccesible obtener informacin con respecto por ejemplo a una de la capas terrestres que es el Ncleo y solo se han ido basando en ondas ssmicas, pero tambin este captulo es indispensable para conocer nos las teoras que surgen por el origen del planeta Tierra por ejemplo: la hiptesis de la nebulosa primitiva o hiptesis nebular.

En el captulo III, llamado ESTRUCTURA DE LA TIERRA tiene una utilidad para este trabajo de investigacin debido a que este captulo presenta la estructura interna del planeta se ha logrado determinar principalmente a travs de una serie de estudios geofsicos, en especial los ssmicos, los cules brindan una idea de conjunto, gracias a ello podemos decir que existe tres capas concntricas las cuales son: la Corteza Terrestre las cuales estn determinadas por el sial, sima y los sedimentos sueltos; el Manto, determinado por el manto superior y el manto inferior; y por ltimo tal vez el ms desconocido por el momento pues an no existe algn aparato que alla podido pasar las anteriores capas y descubrir lo que presenta esta capa la cual es llamada Ncleo, la cual por medio de ondas ssmicas se explica que existe dos ncleos que son: el ncleo externo y el interno.

En el captulo IV, nombrado FORMA DE LA TIERRA presenta la forma que presenta la Tierra que no es una esfera, sino un esferoide ovalado, es importante este captulo pues nos ensea que la forma que posee la Tierra se debe a la rotacin de la Tierra alrededor de su eje que causa un abombamiento pequeo en el Ecuador y un aplanamiento en los polos, por lo que el dimetro ecuatorial es 12.756 Km. y el dimetro polar es 12.714 Km, tambin se habla de las dimensiones de la Tierra que son pequeas en relacin con las de otros planetas, por ejemplo, Saturno o Jpiter, y ms pequeas todava si las comparamos con las del Sol, que es un milln trescientas mil veces ms grande que la Tierra.

En el captulo V, titulado COMPOSICIN DE LA TIERRA tiene como utilidad el enfoque hablar sobre la Atmsfera, la cual est constituida fundamentalmente por oxgeno y nitrgeno; pero tambin encontramos a la Hidrsfera y la Litsfera, es importante conocer la composicin qumica que presenta el tercer planeta pues debe ser incluido como un conocimiento bsico de cada persona pues necesario conocer sobre los elementos ms abundantes presentes en el planeta azul por ejemplo: Oxgeno que presenta un porcentaje de 46,60 %, seguido por Silicio con un 27,72%..En el captulo VI, que lleva por nombre CICLO GEOLGICO es importante pues muestra una iformacin con respecto a los conceptos de orognesis, litognesis y gliptognesis, las cuales nos presentan a cmo podemos encontrar en el planeta Tierra a tres tipos de rocas que son: las gneas, las sedimentarias y las metamrficas.

En el captulo VII, titulado MOVIMIENTOS DE LA TIERRA es importante pues este trabajo de investigacin se ha enfocado en 4 movimientos que produce la Tierra el primero es el movimiento de traslacin, la cual se realiza alrededor del Sol en 365,26 das en una rbita elptica ligeramente alargada, la segunda es el movimiento de rotacin que realiza nuestro planeta alrededor de su eje, de oeste a este, en 23 horas, 56 minutos y 4 segundos, a una velocidad de 28 km/min, el tercero es el movimiento de precesin, que es el movimiento de los equinoccios en la eclptica y tiene una duracin de 25 mil 868 aos; y por ltimo el movimiento de nutacin, este movimiento es en realidad una variacin peridica en la inclinacin del eje de la Tierra provocada por la atraccin gravitacional del Sol y de la Luna, en este captulo nos ampla el conocimiento que tenamos por ejemplo que siempre se no ha dicho que solo existen dos movimientos en la Tierra cuando no es cierto, por ello nuestro inters en brindar esta informacin.

RECOMENDACIONESSe sugiere que para el mayor entendimiento y mayor informacin acerca de la cintica qumica puede basarse en los siguientes libros las cuales han sido tomadas como referencia de este trabajo: Apuntes de Geologa General de Navarrete Edison. Geologa procesos internos de ANGUITA, F. y MORENO, F. Compendio de Geologa General de Rojas Caballero, David.Pero tambin se pueden ver videos que llevan por ttulo: Nuevo planeta descubierto.http://www.youtube.com/watch?v=J5bpQ6jSCkk&feature=related

PLANETA PARECIDO A LA TIERRA.http://www.youtube.com/watch?v=jdVyGurr6ic&feature=related

Futuras formas de vida en planetas y lunas del sistema solar.http://www.youtube.com/watch?v=wkMm7IY0-xY&feature=related

Formacin de la luna. http://es.youtube.com/watch?v=Ti-bOdWamDk

REFERENCIASBibliografa Rojas Caballero, David. Compendio de Geologa General. Lima, 1era ed. Eduni. 2008. ANGUITA, F. y MORENO, F. Geologa. Procesos internos. Ediciones Rueda, Madrid, 1991. VARIOS AUTORES, Ciencias de la Tierra y del Universo, Santillana-El Pas, Madrid, 2005. ANGUITA, F. Origen e historia de la Tierra. Rueda, Madrid, 1998. Navarrete, Edison. Apuntes de Geologa General. 2005.

Webgrafa http://www.dad.uncu.edu.ar/upload/formacion-de-la-tierra.pdf file:///C:/Users/Alumno/Downloads/Tema%201%20El%20planeta%20Tierra07.pdf http://daac.gsfc.nasa.gov/geomorphology/GEO_2/index.shtml http://w3.cnice.mec.es/eos/MaterialesEducativos/mem2000/tectonica/index.htm

ANEXOSCaptulo I EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES

Captulo I EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES

Acrecin colisional: El choque y la unin de los discos generaban cuerpos de masa cada vez mayor. A este fenmeno se lo conoce como acrecin que significa unin colisional.

Formacin de las protoestrella: Est rodeada por un disco compuesto por unos pocos kilmetros de dimetro que giraban alrededor de la estrella y que chocaban entre s.

Captulo II GENERALIDADES DE LA TIERRA

Captulo I EL UNIVERSO Y SUS COMPONENTES

Concepto de galaxia: Es un conjunto de estrellas, planetas, satlites, polvo csmico y gases que se encuentran libremente en el espacio, en el Universo existen cientos de miles de millones de galaxias.Generalidades de la Tierra: La Tierra mide 7926 millas de ancho y aproximadamente 12 756 kilmetros, Es el tercer planeta ms cercano al sol, y presenta uyn satlite natural la Luna.

Captulo III ESTRUCTURA DE LA TIERRA

Captulo III ESTRUCTURA DE LA TIERRA

Formacin de la hidrsfera y atmsfera: La Tierra fue sometida a una verdadera lluvia de objetos celeste de diversos tamaos que iban aadiendo masa al conjunto formado inicialmente, este proceso queda reflejado en la formacin de crteres.Estructura interna de la Tierra: Encontramos a la corteza terrestre, constituida por el sial, la cima y los sedimentos sueltos; pero existe tambin el manto, presencia de manto superior e inferior; y ncleo, formado por ncleo externo e interno.

Captulo V COMPOSICIN DE LA TIERRA

Captulo IV FORMA DE LA TIERRA

Forma de la Tierra: Tiene forma esfrica y est algo achatado por los polos, Esta forma que presenta la Tierra recibe el nombre de geoide, por efecto del achatamiento, los polos estn 21,5 Km. ms cerca del centro de la Tierra que los puntos situados en el ecuador.

Composicin qumica de la Tierra: La imagen muestra el porcentaje en la que se encuentran los elementos qumicos disgregados por todo el planeta, donde existe la presencia de Oxigeno con 46.60%

Captulo V COMPOSICIN DE LA TIERRA

Captulo V COMPOSICIN DE LA TIERRA

Composicin qumica de la Tierra: Existe capas en nuestro planeta las cuales son: Atmsfera, que es la capa gaseosa que envuelve a la Tierra, tambin presencia de la Hidrsfera, Gesfera.Composicin qumica de la Tierra: La imagen nos muestra los elementos qumicos que se encuentran en la Corteza Continental y la Corteza Ocenica, donde existe el cuarzo dorado en ms abundancia.

Captulo VI CICLOS GEOLGICOS

Captulo VII MOVIMIENTOS DE LA TIERRA

Concepto de orognesis: Se llama orognesis al proceso geolgico mediante el cual la corteza terrestre se acorta y pliega en un rea alargada producto de un empuje y son acompaadas por la formacin de cabalgamientos y plegamientos.Movimiento de Traslacin: La traslacin de la Tierra es el movimiento de este planeta alrededor del Sol, que es la estrella central del Sistema Solar, lo realiza alrededor de una rbita elptica.