Nubes de Magallanes

Las Nubes de Magallanes son dos galaxias enanas, pertenecientes al Grupo Local de galaxias. La mayor de ellas es conocida como Gran Nube de Magallanes y la menor como Pequeña Nube de Magallanes. Aunque tradicionalmente se ha pensado que orbitaban en torno a la Vía Láctea, los estudios recientes parecen descartar esta posibilidad. Son visibles desde el hemisferio austral en noches con cielo limpio de nubes y sin luna. Aparecen como dos pequeñas manchas blanquecinas, opuestas a la constelación de Crux desde el punto de vista del polo sur celeste.

Gran Nube de Magallanes  
La Gran Nube de Magallanes (abreviada como LMC, del inglés Large Magellanic Cloud) es una galaxia enana, satélite de la Vía Láctea y miembro del Grupo Local. Se encuentra a 136.000 años luz2 (unos 41.700 pársecs)n 1 de distancia, siendo la tercera galaxia más próxima a la Vía Láctea después de la galaxia Enana del Can Mayor y la galaxia Enana Elíptica de Sagitario (SagDEG). Es visible a simple vista como un débil objeto en el hemisferio austral terrestre situado entre las constelaciones de Dorado y Mensa. Forma una de las llamadas Nubes de Magallanes del hemisfero sur junto a la galaxia enana NGC 292.

Tipos de galaxias

Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.

Galaxias elípticas

(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.

Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.

Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.

Galaxia

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, y polvo cósmico unidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 10⁷, hasta las gigantes, con 10¹² estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica 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, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.

Generación de emisión de un Cuásar

Ya que los cuásares muestran propiedades en común con todas las galaxias activas, muchos científicos han comparado las emisiones de los cuásares con aquellas de galaxias activas pequeñas debido a su similaridad. La mejor explicación para los cuásares es que están alimentados por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 1040 W (el brillo típico de un quásar), un agujero negro supermasivo debería consumir la materia equivalente a diez estrellas por año. Los quásares más brillantes conocidos deberían devorar 1.000 masas solares de materia cada año. Se cree que los quásares se "encienden" y "apagan" dependiendo de su entorno. Una implicación es que un cuásar no continuaría alimentándose a esa velocidad durante 10.000 millones de años, lo que explicaría satisfactoriamente por qué no hay cuásares cercanos. En este marco, después de que un cuásar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertiría en una galaxia normal.

Los cuásares también proporcionan algunas pistas sobre el fin de la reionización del Big Bang. Los quásares más viejos (z > 4) muestran un efecto Gunn-Peterson y tienen zonas de absorción en el frente de ellos indicando que el medio intergaláctico en ese momento era gas neutro. Los quásares más recientes no muestran zonas de absorción, pero en su lugar, sus espectros muestran una parte puntiaguda conocida como bosque Lyman-alfa. Esto indica que el medio intergaláctico está sometido a una reionización hacia plasma y que el gas neutro solo existe en cúmulos pequeños.

Propiedades de los cuásares

Se conocen más de 200.000 cuasares y todos los espectros observados tienen un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quasares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quasares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los cuasares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.

Cuásar

Un cuásar o quasar (acrónimo en inglés de quasi-stellar radio source) es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.

Generalidades

Los cuásares visibles muestran un desplazamiento al rojo muy alto. El consenso científico dice que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quasares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los quasares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los quasares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en el universo, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y brotes de rayos gamma. Los cuásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.

Materia oscura

En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales (2010) de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una "masa no visible" que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales de los objetos de fondo por los cúmulos de galaxias, tales como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias.

Proceso de formación de un agujero negro

Los agujeros negros proceden de un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmente Robert Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking entre otros. Hawking, en su libro divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros.

Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones mediante el proceso:

Agujero negro

Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

Galaxia

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, y polvo cósmico unidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre de 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica 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, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares.

Sistema estelar

 Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Sistemas estelares binarios

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masas del sistema de forma indefinida.

Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.

Estrella

En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética. Sin embargo, como se explica más adelante, este ritmo cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro que constituyen parte de su evolución.

Espacio exterior

El espacio exterior o espacio vacío, también simplemente llamado espacio, se refiere a las regiones relativamente vacías del universo fuera de las atmósferas de los cuerpos celestes. Se usa espacio exterior para distinguirlo del espacio aéreo (y las zonas terrestres). El espacio exterior no está completamente vacío de materia (es decir, no es un vacío perfecto) sino que contiene una baja densidad de partículas, predominantemente gas hidrógeno, así como radiación electromagnética. Aunque se supone que el espacio exterior ocupa prácticamente todo el volumen del universo y durante mucho tiempo se consideró prácticamente vacío, o repleto de una sustancia llamada éter, ahora se sabe que contiene la mayor parte de la materia del universo. Esta materia está formada por radiación electromagnética, partículas cósmicas, neutrinos sin masa e incluso formas de materia no bien conocidas como la materia oscura y la energía oscura. De hecho en el universo cada uno de estos componentes contribuye al total de la materia, según estimaciones, en la siguiente proporción: materia condensada fría (0,03%), materia estelar (0,5%), neutrinos (partículas sin masa, 0,3%), materia oscura (25%) y energía oscura (75%). La naturaleza física de estas últimas es aún apenas conocida. Sólo se conocen algunas de sus propiedades por los efectos gravitatorios que imprimen en el período de revolución de las galaxias, por un lado, y en la expansión acelerada del universo o inflación cósmica, por otro.

Límite de la Tierra

No hay un límite claro entre la atmósfera terrestre y el espacio exterior, ya que la densidad de la atmósfera decrece gradualmente a medida que la altitud aumenta. No obstante, la Federación Aeronáutica Internacional ha establecido la línea de Kármán a una altitud de 100 kilómetros como una definición de trabajo para el límite entre la atmósfera y el espacio. Esto se usa porque, como Theodore von Kármán calculó, por encima de una altitud de unos 100 km, un vehículo típico tendría que viajar más rápido que la velocidad orbital para poder obtener suficiente sustentación aerodinámica para sostenerse él mismo. Estados Unidos designa a la gente que viaja por encima de una altitud de 80 km como astronautas. Durante la reentrada atmosférica, la altitud de 120 km marca el límite donde la resistencia atmosférica se convierte en perceptible.

Planetas enanos

Los planetas enanos son aquellos que, a diferencia de los planetas, no han limpiado la vecindad de su órbita.

Poco después de su descubrimiento en 1930, Plutón fue clasificado como un planeta por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Sin embargo, tras el descubrimiento de otros grandes cuerpos con posterioridad, se abrió un debate con objeto de reconsiderar dicha decisión. El 24 de agosto de 2006, en la XXVI Asamblea General de la UAI en Praga, se decidió que el número de planetas no se ampliase a doce, sino que debía reducirse de nueve a ocho, y se creó entonces la nueva categoría de planeta enano, en la que se clasificaría Plutón, que dejó por tanto de ser considerado planeta debido a que, por tratarse de un objeto transneptuniano perteneciente al cinturón de Kuiper, no ha limpiado la vecindad de su órbita de objetos pequeños.

Planeta enano	Diámetro medio*	Diámetro (km).	Masa*	Radio orbital (UA).	Periodo orbital (años).	Periodo de rotación (días).	Satélites naturales	Imagen
Ceres	0,074	952,4	0,00016	2,766	4,599	0,3781	0
Plutón	0,22	2302	0,0021	39,482	247,92	-6,3872	5
Haumea	0,09		0,0007	43,335	285,4	0,167	2
Makemake	0,12		0,0007	45,792	309,9	?	0
Eris	0,19	2398	0,0028	67,668	557	?	1

Características del sistema solar

Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, aproximadamente en un mismo plano y siguiendo órbitas elípticas (en sentido antihorario, si se observasen desde el Polo Norte del Sol); aunque hay excepciones, como el cometa Halley, que gira en sentido horario. El plano en el que gira la Tierra alrededor del Sol se denomina plano de la eclíptica, y los demás planetas orbitan aproximadamente en el mismo plano. Aunque algunos objetos orbitan con un gran grado de inclinación respecto de este, como Plutón que posee una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 17º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper.
Según sus características, los cuerpos que forman parte del Sistema Solar se clasifican como sigue:

• El Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99,85 % de la masa del sistema. Con un diámetro de 1 400 000 km, se compone de un 75 % de hidrógeno, un 20 % de helio y 5 % de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos.

• Los planetas, divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.

•  Los planetas enanos son cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente como para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Son: Plutón (hasta 2006 era considerado el noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake, Eris y Haumea.

• Los satélites son cuerpos mayores que orbitan los planetas; algunos son de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra; Ganímedes, en Júpiter, o Titán, en Saturno.

• Los asteroides son cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular.

• Los objetos del cinturón de Kuiper son objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales son Sedna y Quaoar.

• Los cometas son objetos helados pequeños provenientes de la nube de Oort.

Las atmósferas de los demás planetas del sistema solar

Mercurio

La sonda Mariner 10 demostró que Mercurio, contrariamente a lo que se creía, tiene una atmósfera, muy tenue, constituida principalmente por helio, con trazas de argón, sodio, potasio, oxígeno y neón.

La presión de la atmósfera parece ser sólo una cienmilésima parte de la presión atmosférica en la superficie de la Tierra.

Los átomos de esta atmósfera son muchas veces arrancados de la superficie del planeta por el viento solar.

Venus

Venus posee una densa atmósfera. Su presión atmosférica equivale a 90 atmósferas terrestres (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). Está compuesta principalmente por CO2 y una pequeña cantidad de monóxido de carbono, nitrógeno, ácido sulfúrico, argón y partículas de azufre. La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460 °C. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

La temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus, los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo cuatro días, alcanzando velocidades de 360 km/h y distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

Sistema Solar

El Sistema Solar es un sistema planetario en el que se encuentra la Tierra. Consiste en un grupo de objetos astronómicos que giran en una órbita, por efectos de la gravedad, alrededor de una única estrella, conocida como el Sol, de la cual obtiene su nombre. Se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de una nube molecular que lo creó. El material residual originó un disco circumestelar protoplanetario en el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas. El Sistema solar se ubica en la actualidad en la Nube Interestelar Local que se halla en la Burbuja Local del Brazo de Orión, de la galaxia espiral Vía Láctea, a unos 28 000 años luz del centro de esta.

Concepción artística del Sistema Solar y las órbitas de sus planetas.

Biósfera

 

La biósfera, (del griego bios = vida, sphaira, esfera) es la capa del planeta Tierra en donde se desarrolla la vida. La capa incluye alturas utilizadas por algunas aves en sus vuelos, de hasta diez kilómetros sobre el nivel del mar y las profundidades marinas como la fosa de Puerto Rico de más de 8 kilómetros de profundidad. Sin embargo, estos son los extremos, en general, la capa de la Tierra con vida es delgada, ya que las capas superiores de la atmósfera tienen poco oxígeno y la temperatura es muy baja, mientras que las profundidades de los océanos mayores a 1,000 m son oscuras y frías. De hecho, se ha dicho que la biósfera es como la cáscara de una manzana en relación a su tamaño. 

El desarrollo del término se atribuye al geólogo inglés Eduard Suess (1831-1914)  y al físico ruso Vladimir I. Vernadsky (1863-1945). La biósfera es una de las cuatro capas que rodean la Tierra junto con la litósfera (rocas), hidrósfera (agua), y atmósfera (aire) y es la suma de todos los ecosistemas.

Atmósfera

La atmósfera es la capa de gas que rodea a un cuerpo celeste. Los gases son atraídos por la gravedad del cuerpo, y se mantienen en ella si la gravedad es suficiente y la temperatura de la atmósfera es baja. Algunos planetas están formados principalmente por gases, por lo que tienen atmósferas muy profundas.

Atmósfera terrestre

La altura de la atmósfera de la Tierra es de más de 100 km, aunque más de la mitad de su masa se concentra en los seis primeros km y el 75% en los primeros 11 km de altura desde la superficie planetaria. La masa de la atmósfera es de 5,1 x 1018 kg.

La atmósfera terrestre protege la vida de la Tierra, absorbiendo en la capa de ozono parte de la radiación solar ultravioleta, y reduciendo las diferencias de temperatura entre el día y la noche, y actuando como escudo protector contra los meteoritos. 

Capas de la atmósfera terrestre

 

Troposfera:

Es la capa más cercana a la superficie terrestre, donde se desarrolla la vida y ocurren la mayoría de los fenómenos meteorológicos. Tiene unos 8 km de espesor en los polos y alrededor de 16 km en el ecuador. En esta capa la temperatura disminuye con la altura alrededor de 6,5 °C por kilómetro. La troposfera contiene alrededor del 75% de la masa gaseosa de la atmósfera, así como casi todo el vapor del agua.

Estratosfera:

Es la capa que se encuentra entre los 12 km y los 50 km de altura. Los gases se encuentran separados formando capas o estratos de acuerdo a su peso. Una de ellas es la capa de ozono que protege a la Tierra del exceso de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Las cantidades de oxígeno y anhídrido carbónico son casi nulas y aumenta la proporción de hidrógeno. Actúa como regulador de la temperatura, siendo en su parte inferior cercana a los -60 °C y aumentando con la altura hasta los 10 ó 17 °C en la estratopausa.

Mesosfera: 
Es la capa donde la temperatura puede disminuir ( o descender) hasta los -70 °C conforme aumenta su altitud. Se extiende desde la estratopausa (zona de contacto entre la estratosfera y la mesosfera) hasta una altura de unos 80 km, donde la temperatura vuelve a descender hasta unos -80 °C o -90 °C.

Termosfera o Ionosfera: 
Es la capa que se encuentra entre los 90 y los 400 kilómetros de altura. Su límite superior es la termopausa. En ella existen capas formadas por átomos cargados eléctricamente, llamados iones. Al ser una capa conductora de electricidad es la que posibilita las transmisiones de radio y televisión por su propiedad de reflejar las ondas electromagnéticas. El gas predominante es el hidrógeno. Allí se produce la destrucción de los meteoritos que llegan a la Tierra. Su temperatura aumenta desde los -73 °C hasta llegar a 1.500 °C.

Planeta Tierra

El 71% de su superficie es agua y es el único planeta que la contiene en forma líquida ya que en otros está sólo en forma sólida. Hay importante evidencia científica que apunta a que la antigüedad de la Tierra es de 4.57 millones de años y que unos 4.53 millones de años atrás su satélite natura, la Luna, comenzó a orbitarla.

Gracias al agua es que existe la vida y que tenemos temperaturas moderadas. Los océanos son los responsables de mantener el equilibrio térmico.

La atmósfera de la Tierra se compone de un 77% de nitrógeno, 21% oxígeno y un 2% repartido entre agua (H2O), dióxido de carbono (CO2) y argón (Ar).

La existencia de dióxido de carbono en la atmósfera de la Tierra es muy importante porque gracias a este gas se produce el efecto invernadero que guarda el calor que proviene de los rayos del sol. Gracias a ello se mantiene la temperatura de la superficie de la Tierra. Si no fuera por el efecto invernadero, los océanos se congelarían y la vida no sería posible en la forma actual.

En el siglo XVI, Nicolás Copérnico fue quien comprendió que la Tierra es un planeta y recién en el siglo XX se la pudo estudiar con mapas elaborados gracias a naves espaciales que le sacaron fotos. Recién en ese momento se pudo saber cómo se ve la Tierra desde el espacio. Las fotos del planeta son muy importantes ya que ayudan en la predicción del clima y de fenómenos naturales como los huracanes.

El planeta Tierra está dividido en varias capas que tienen distintas propiedades químicas. El núcleo está compuesto principalmente por hierro y las temperaturas pueden alcanzar hasta más de 7.000 ºC. El exterior de la Tierra se compone de varias placas que flotan sobre la capa inferior que está a altas temperaturas. Los nombres de las placas más importantes son: Norteamericana, Sudamericana, Antártica, Euroasiática, Africana, Indo-australiana, Nazca y Pacífico. Cuando colisionan se producen grandes movimientos sísmicos (terremotos o maremotos).

Hay también placas más pequeñas como la Arábiga, Cocos y las de Filipinas. En el límite entre las placas tectónicas se encuentran los lugares más sísmicos del mundo.

Si se toma a la Tierra como un todo, la composición química se divide de la siguiente manera: 34,6% hierro, 29,5% oxígeno, 15,2% silicio, 12,7% magnesio, 2,4% níquel, 1,9% azufre, y 0,05 titanio.

a tierra y los recursos de la tierra hacen referencia a una zona delimitada de la superficie terrestre que abarca todos los atributos de la biosfera que se encuentran inmediatamente encima o debajo de esta superficie, que incluye los que están cerca de la superficie, el clima, el suelo y las formas del terreno, la superficie hidrológica (que incluye lagos poco profundos, ríos, marismas y pantanos), las capas sedimentarias cerca de la superficie y el agua subterránea relacionada y la reserva geohidrológica, las plantas y las poblaciones de animales, la configuración del asentamiento humano y los resultados físicos de la actividad humana.