Зямля (планета)

У паняцця ёсць і іншыя значэнні, гл. Зямля (значэнні).

Зямля́ — трэцяя ад Сонца планета. Пятая па памеры сярод усіх планет Сонечнай сістэмы. Яна з’яўляецца таксама найбуйнейшай па дыяметры, масе і шчыльнасці сярод планет зямной групы.

Зямля
Арбітальныя характарыстыкі
Перыгелій	147 098 290 км 0,98329134 а. а.
Афелій	152 098 232 км 1,01671388 а. а.
Вялікая паўвось (a)	149 598 261 км 1,00000261 а. а.
Эксцэнтрысітэт арбіты (e)	0,01671123
Сідэрычны перыяд абарачэння	365,256366004 дзён 365 дз. 6 г. 9 хв. 10 сек.
Арбітальная скорасць (v)	29,783 км/c 107 218 км/г
Сярэдняя анамалія (Mo)	357,51716°
Нахіл (i)	7,155° (адн. сонечнага экватара), 1,57869° (адн. інварыянтнай плоскасці)
Даўгата ўзыходнага вузла (Ω)	348,73936°
Аргумент перыцэнтра (ω)	114,20783°
Чый спадарожнік	Сонца
Спадарожнікі	1 (Месяц), 8300+ (штучных.)
Фізічныя характарыстыкі
Сплюшчанасць	0,0033528
Экватарыяльны радыус	6378,1 км
Палярны радыус	6356,8 км
Сярэдні радыус	6371,0 км
Акружнасць вялікага круга	40 075,017 км (па экватары) 40 007,86 км (па мерыдыяне)
Плошча паверхні (S)	510 072 000 км² 148 940 000 км² суша (29,2 %) 361 132 000 км² вада (70,8 %)
Аб'ём (V)	10,8321×10^11 км³
Маса (m)	5,9726×10^24 кг (3×10^-6 M☉)
Сярэдняя шчыльнасць (ρ)	5,5153 г/см³
Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g)	9,780327 м/с² (0,99732 g)
Першая касмічная скорасць (v1)	7,91 км/с
Другая касмічная скорасць (v2)	11,186 км/с
Экватарыяльная скорасць вярчэння	1674,4 км/г (465,1 м/с)
Перыяд вярчэння (T)	0,99726968 дзён (23^h 56^m 4,100^s) — сідэрычны перыяд вярчэння, 24 гадзіны — працягласць сярэдніх сонечных сутак.
Нахіл восі	23°26’21",4119
Альбеда	0,306 (Бонд) 0,367 (геаметрычнае)
Тэмпература
	мін. сяр. макс.
Цэльсій	−91,2 °C 14 °C 56,7 °C
Кельвін	184 K 287,2 К 329,9 К
Атмасфера
Склад: 78,08 % — азот (N2) 20,95 % — кісларод (O2) 0,93 % — аргон (Ar) 0,039 % — Вуглякіслы газ (СO2) Каля 1 % вадзяной пары (у залежнасці ад клімату)

Часам згадваецца як Свет, Блакітная планета, часам Тэра (ад лац.: Terra). Адзінае вядомае чалавеку на дадзены момант цела Сонечнай сістэмы ў прыватнасці і Сусвету наогул, населенае жывымі арганізмамі.

Навуковыя даныя паказваюць, што Зямля ўтварылася з сонечнай туманнасці каля 4,54 мільярда гадоў назад і неўзабаве пасля гэтага набыла свой адзіны натуральны спадарожнік — Месяц. Меркавана жыццё з’явілася на Зямлі прыкладна 3,9 млрд гадоў назад, гэта значыць на працягу першага мільярда пасля яе ўзнікнення. З тых часоў біясфера Зямлі значна змяніла атмасферу і іншыя абіятычныя фактары, абумовіўшы колькасны рост аэробных арганізмаў, а таксама фарміраванне азонавага слоя, які разам з магнітным полем Зямлі аслабляе шкодную для жыцця сонечную радыяцыю, тым самым захоўваючы ўмовы існавання жыцця на Зямлі. Радыяцыя, абумоўленая самой зямной карой, з часоў яе ўтварэння значна знізілася дзякуючы паступоваму распаду радыенуклідаў у ёй. Кара Зямлі падзелена на некалькі сегментаў, або тэктанічных пліт, якія рухаюцца па паверхні з хуткасцямі парадку некалькіх сантыметраў у год. Вывучэннем складу, будовы і заканамернасцей развіцця Зямлі займаецца навука геалогія.

Прыблізна 70,8 % паверхні планеты займае Сусветны акіян, астатнюю частку паверхні займаюць кантыненты і астравы. На мацерыках размешчаны рэкі, азёры, падземныя воды і льды, разам з Сусветным акіянам яны складаюць гідрасферу. Вадкая вада, неабходная для ўсіх вядомых жыццёвых форм, не існуе на паверхні якой-небудзь з вядомых планет і планетоідаў Сонечнай сістэмы, акрамя Зямлі. Полюсы Зямлі пакрытыя ледзяным панцырам, які ўключае ў сябе марскі лёд Арктыкі і Антарктычны ледзяны шчыт.

Супастаўленне памераў планет зямной групы (злева направа): Меркурый, Венера, Зямля, Марс

Унутраныя вобласці Зямлі дастаткова актыўныя і складаюцца з тоўстага, вельмі вязкага пласта, так званай мантыі, якая пакрывае вадкае знешняе ядро, якое з’яўляецца крыніцай магнітнага поля Зямлі, і ўнутранае цвёрдае ядро, якое, як мяркуецца, складаецца з жалеза і нікелю. Фізічныя характарыстыкі Зямлі і яе арбітальнага руху дазволілі жыццю захавацца на працягу апошніх 3,5 млрд гадоў. Паводле розных ацэнак Зямля будзе захоўваць умовы для існавання жывых арганізмаў яшчэ на працягу 0,5 — 2,3 млрд гадоў.

Зямля ўзаемадзейнічае (прыцягваецца гравітацыйнымі сіламі) з іншымі аб’ектамі ў космасе, уключаючы Сонца і Месяц. Зямля круціцца вакол Сонца і робіць вакол яго поўны абарот прыкладна за 365,26 сонечных сутак — сідэрычны год. Вось кручэння Зямлі нахіленая на 23,44° адносна перпендыкуляра да яе арбітальнай плоскасці, гэта выклікае сезонныя змены на паверхні планеты з перыядам у адзін трапічны год — 365,24 сонечных сутак. Суткі зараз складаюць прыкладна 24 гадзіны. Месяц пачаў свой ​​абарот на арбіце вакол Зямлі прыкладна 4,53 мільярда гадоў таму. Гравітацыйнае ўздзеянне Месяца на Зямлю з’яўляецца прычынай узнікнення акіянскіх прыліваў. Таксама Месяц стабілізуе нахіл зямной восі і паступова запавольвае кручэнне Зямлі. Некаторыя тэорыі мяркуюць, што падзенні астэроідаў прыводзілі да істотных змен у навакольным асяроддзі і паверхні Зямлі, выклікаючы, у прыватнасці, масавыя выміранні розных відаў жывых істот.

Планета з’яўляецца домам для мільёнаў відаў жывых істот, уключаючы чалавека. Тэрыторыя Зямлі падзелена на 195 незалежных дзяржаў, якія ўзаемадзейнічаюць паміж сабой шляхам дыпламатычных адносін, падарожжаў, гандлю або ваенных дзеянняў. Чалавечая культура сфарміравала шмат уяўленняў пра светабудову — такіх, як канцэпцыя аб плоскай Зямлі_ru, геацэнтрычная сістэма свету і гіпотэза Геі_en, па якой Зямля ўяўляе сабой адзіны суперарганізм.

Гісторыя Зямлі

Асноўны артыкул: Гісторыя Зямлі

Сучаснай навуковай гіпотэзай фарміравання Зямлі і іншых планет Сонечнай сістэмы з’яўляецца гіпотэза сонечнай туманнасці_en, паводле якой Сонечная сістэма ўтварылася з вялікага воблака міжзорнага пылу і газу. Воблака складалася галоўным чынам з вадароду і гелію, якія ўтварыліся пасля Вялікага выбуху, і больш цяжкіх элементаў, пакінутых выбухамі звышновых. Прыкладна 4,5 млрд гадоў назад воблака стала сціскацца, што, імаверна, адбылося з-за ўздзеяння ўдарнай хвалі ад звышновай, якая ўспыхнула на адлегласці некалькіх светлавых гадоў. Калі воблака пачало скарачацца, яго вуглавы момант, гравітацыя і інерцыя сплюснулі яго ў протапланетны дыск перпендыкулярна да яго восі кручэння. Пасля гэтага абломкі ў протапланетным дыску пад дзеяннем сілы прыцягнення сталі сутыкацца, і, зліваючыся, ўтваралі першыя планетоіды.

У працэсе акрэцыі планетоіды, пыл, газ і абломкі, якія засталіся пасля фарміравання Сонечнай сістэмы, сталі злівацца ва ўсё большыя аб’екты, фарміруючы планеты. Прыблізны час утварэння Зямлі — 4,54 ± 0,04 млрд гадоў назад. Увесь працэс фарміравання планеты заняў прыкладна 10-20 мільёнаў гадоў.

Месяц утварыўся пазней, прыкладна 4,527 ± 0,01 млрд гадоў таму, хоць яго паходжанне дагэтуль дакладна не ўстаноўлена. Асноўная гіпотэза кажа, што Месяц утварыўся шляхам акрэцыі з рэчыва, якое засталося пасля датычнага сутыкнення Зямлі з аб’ектам, па памерах блізкім Марсу і масай 10-12 % ад зямной (часам гэты аб’ект называюць «Тэя»). Пры гэтым сутыкненні было вызвалена прыкладна ў 100 млн разоў больш энергіі, чым у выніку таго, якое, як мяркуецца, выклікала выміранне дыназаўраў. Гэтага было дастаткова для выпарэння знешніх слаёў Зямлі і расплаўлення абодвух цел. Частка мантыі была выкінута на арбіту Зямлі, што паказвае, чаму Месяц абдзелены металічным матэрыялам, і тлумачыць яго незвычайны склад. Пад уплывам уласнай сілы цяжару выкінуты матэрыял прыняў сферычную форму, і ўтварыўся Месяц.

Протазямля павялічылася за кошт акрэцыі, і была досыць гарачая, каб расплаўляць металы і мінералы. Жалеза, а таксама геахімічна роднасныя яму сідэрафільныя элементы_ru, валодаючы больш высокай шчыльнасцю, чым сілікаты і алюмасілікаты, апускаліся да цэнтра Зямлі. Гэта прывяло да падзелу ўнутраных слаёў Зямлі на мантыю і металічнае ядро ўсяго праз 10 мільёнаў гадоў пасля таго, як Зямля пачала фарміравацца, стварыўшы слаістую структуру Зямлі і сфарміраваўшы магнітнае поле Зямлі. Выдзяленне газаў з кары і вулканічная актыўнасць прывялі да ўтварэння першаснай атмасферы. Кандэнсацыя вадзяной пары, узмоцненая лёдам, занесеным каметамі і астэроідамі, прывяла да ўтварэння акіянаў. Зямная атмасфера тады складалася з лёгкіх атмафільных элементаў: вадароду і гелію, але ўтрымлівала значна больш вуглякіслага газу, чым цяпер, а гэта зберагло акіяны ад замярзання, бо свяцільнасць Сонца тады не перавышала 70 % ад цяперашняга ўзроўню. Прыкладна 3,5 мільярда гадоў назад утварылася магнітнае поле Зямлі, якое прадухіліла спусташэнне атмасферы сонечным ветрам.

Паверхня планеты пастаянна змянялася на працягу сотняў мільёнаў гадоў: кантыненты з’яўляліся і разбураліся. Яны перамяшчаліся па паверхні, часам збіраючыся ў суперкантынент. Прыблізна 750 млн гадоў назад самы ранні з вядомых суперкантынентаў — Радзінія_en — стаў расколвацца на часткі. Пазней гэтыя часткі аб’ядналіся ў Паноцію_en (600—540 млн гадоў назад), затым у апошні з суперкантынентаў — Пангею, які распаўся 180 мільёнаў гадоў назад.

Геахраналагічная шкала

Геахраналагічная шкала — геалагічная часавая шкала гісторыі Зямлі; ужываецца ў геалогіі і палеанталогіі, своеасаблівы каляндар для прамежкаў часу ў сотні тысяч і мільёны гадоў. Упершыню геахраналагічная шкала фанеразоя была прапанавана англійскім геолагам А. Холмсам_en у 1938 годзе. З-за адсутнасці рэштак фаўны, геахраналагічная шкала дакембрыя пабудавана, у асноўным, паводле даных вызначэнняў абсалютных узростаў парод на розных кантынентах.

Гісторыя Зямлі падзелена на розныя часавыя прамежкі. Іх межы праходзяць па найважнейшых падзеях, якія тады адбываліся.

Мяжа паміж эрамі фанеразоя праведзена па найбуйнейшых эвалюцыйных падзеях — глабальных выміраннях. Палеазойская эра аддзеленая ад мезазойскай найбуйнейшым за гісторыю Зямлі масавым пермскім выміраннем. Мезазойская эра аддзеленая ад кайназойскай мел-палеагенавым выміраннем.

Кайназойская эра дзеліцца на тры перыяды: палеаген, неаген і чацвярцічны перыяд (антрапаген). Гэтыя перыяды, у сваю чаргу, падзяляюцца на геалагічныя эпохі (аддзелы): палеаген — на палеацэн, эацэн і алігацэн; неаген — на міяцэн і . Чацвярцічны перыяд уключае ў сябе плейстацэн і галацэн.

Узнікненне жыцця

Існуе шэраг гіпотэз узнікнення жыцця на Зямлі. Каля 3,5-3,8 млрд гадоў назад з’явіўся «апошні ўніверсальны агульны продак», ад якога пасля пайшлі ўсе іншыя жывыя арганізмы.

Развіццё фотасінтэзу дазволіла жывым арганізмам выкарыстоўваць сонечную энергію напрамую. Гэта прывяло да напаўнення кіслародам_ru атмасферы, якое пачалося прыкладна 2500 млн гадоў назад, а ў верхніх слаях — да фарміравання азонавага слоя. Сімбіёз дробных клетак з большымі прывёў да развіцця складаных_ru клетак — эўкарыётаў. Прыкладна 2,1 млрд гадоў назад з’явіліся мнагаклетачныя арганізмы, якія працягвалі прыстасоўвацца да навакольных умоў. Дзякуючы паглынанню пагібельнага ўльтрафіялетавага выпраменьвання азонавым слоем жыццё змагло пачаць асваенне паверхні Зямлі.

У 1960 годзе была прапанавана гіпотэза Зямлі-снежкі, якая сцвярджае, што ў перыяд паміж 750 і 580 млн гадоў назад Зямля была цалкам пакрыта лёдам. Гэтая гіпотэза тлумачыць кембрыйскі выбух_ru — рэзкае павышэнне разнастайнасці мнагаклетачных форм жыцця каля 542 млн гадоў таму.

Каля 1200 млн гадоў назад з’явіліся першыя водарасці, а прыкладна 450 млн гадоў назад — першыя вышэйшыя расліны. Беспазваночныя жывёлы з’явіліся ў эдыякарскім перыядзе, а пазваночныя — падчас кембрыйскага выбуху каля 525 млн гадоў назад.

Пасля кембрыйскага выбуху было пяць масавых выміранняў_en. Выміранне ў канцы пермскага перыяду, самае масавае ў гісторыі жыцця на Зямлі, прывяло да гібелі больш за 90 % жывых істот на планеце. Пасля пермскай катастрофы самымі распаўсюджанымі наземнымі пазваночнымі сталі архазаўры_ru, ад якіх у канцы трыясавага перыяду пайшлі дыназаўры. Яны дамінавалі на планеце на працягу юрскага і мелавога перыядаў. 65 млн гадоў назад адбылося мел-палеагенавае выміранне, выкліканае, імаверна, падзеннем метэарыта; яно прывяло да знікнення дыназаўраў і іншых буйных рэптылій, але абышло многіх дробных жывёл, такіх як млекакормячыя, якія тады ўяўлялі сабой невялікіх насякомаедных жывёл, а таксама птушак, якія з’яўляюцца эвалюцыйнай галіной дыназаўраў. На працягу апошніх 65 мільёнаў гадоў развілася велізарная колькасць разнастайных відаў млекакормячых, і некалькі мільёнаў гадоў назад малпападобныя жывёлы набылі здольнасць прамахаджэння_ru. Гэта дазволіла выкарыстоўваць прылады і спрыяла зносінам, якія дапамагалі здабываць ежу і стымулявалі неабходнасць у вялікім мозгу. Развіццё земляробства, а затым цывілізацыі, у кароткія тэрміны дазволіла людзям уздзейнічаць на Зямлю як ніякая іншая форма жыцця, уплываць на прыроду і колькасць іншых відаў.

Апошні ледавіковы перыяд пачаўся прыкладна 40 млн гадоў назад, яго пік прыпадае на плейстацэн каля 3 мільёнаў гадоў таму. На фоне працяглых і значных змен сярэдняй тэмпературы зямной паверхні, што можа быць звязана з перыядам абароту Сонечнай сістэмы вакол цэнтра Галактыкі (каля 200 млн гадоў), маюць месца і меншыя па амплітудзе і працягласці цыклы пахаладання і пацяплення, што адбываюцца кожныя 40-100 тысяч гадоў, якія маюць відавочна аўтавагальны характар​​, магчыма, выкліканы дзеяннем адваротных сувязей ад рэакцыі ўсёй біясферы як цэлага, якая імкнецца забяспечыць стабілізацыю клімату Зямлі (гл. гіпотэзу Геі_ru, прапанаваную Джэймсам Лаўлокам_ru).

Апошні цыкл абледзянення ў Паўночным паўшар’і закончыўся каля 10 тысяч гадоў назад.

Будова Зямлі

Зямля адносіцца да планет зямной групы, і, у адрозненне ад газавых гігантаў, такіх як Юпітэр, мае цвёрдую паверхню. Гэта найбуйнейшая з чатырох планет зямной групы ў Сонечнай сістэме, як па памеры, так і па масе. Акрамя таго, Зямля сярод гэтых чатырох планет мае найбольшыя шчыльнасць, паверхневую гравітацыю і магнітнае поле. Гэта адзіная вядомая планета з актыўнай тэктонікай пліт.

Нетры Зямлі дзеляцца на пласты па хімічных і фізічных уласцівасцях, але ў адрозненне ад іншых планет зямной групы, Зямля мае ярка выяўленае знешняе_ru і ўнутранае ядро_ru. Вонкавы пласт Зямлі ўяўляе сабой цвёрдую абалонку, якая складаецца галоўным чынам з сілікатаў. Ад мантыі яна аддзелена мяжой з рэзкім павелічэннем хуткасцей падоўжных сейсмічных хваль — паверхняй Махаровічыча. Цвёрдая кара і вязкая верхняя частка мантыі складаюць літасферу. Пад літасферай знаходзіцца астэнасфера, слой адносна нізкай вязкасці, цвёрдасці і трываласці ў верхняй мантыі.

Значныя змены крышталічнай структуры мантыі адбываюцца на глыбіні 410—660 км ніжэй паверхні, якая ахоплівае пераходную зону і аддзяляе верхнюю і ніжнюю мантыю. Пад мантыяй знаходзіцца вадкі слой, які складаецца з расплаўленага жалеза з прымесямі нікелю, серы і крэмнію — ядро Зямлі. Сейсмічныя вымярэнні паказваюць, што яно складаецца з 2 частак: цвёрдага ўнутранага ядра з радыусам ~1220 км і вадкага вонкавага ядра, з радыусам ~2250 км.

Форма

Асноўны артыкул: Фігура Зямлі

Вулкан Чымбараса ў Эквадоры, найбольш аддалены ад цэнтра Зямлі пункт на паверхні

Параўнанне Зямлі з іншымі планетамі Сонечнай сістемы.

Форма Зямлі (геоід) блізкая да пляскатага эліпсоіда. Разыходжанне геоіда з эліпсоідам, які апраксімуе яго, дасягае 100 метраў. Сярэдні дыяметр планеты складае прыкладна 12 742 км, а акружнасць — 40 000 км, бо метр у мінулым вызначаўся як ¹⁄_{10 000 000} адлегласці ад экватара да паўночнага полюса праз Парыж (з-за няправільнага ўліку полюснага сціску Зямлі эталон метра 1795 года аказаўся карацейшым прыблізна на 0,2 мм, адсюль недакладнасць).

Кручэнне Зямлі стварае экватарыяльную выпукласць, таму экватарыяльны дыяметр на 43 км больш, чым палярны. Найвышэйшым пунктам паверхні Зямлі з’яўляецца гара Эверэст (8848 м над узроўнем мора), а найглыбейшым — Марыянскі жолаб (10994 м пад узроўнем мора). З-за выпукласці экватара самымі аддаленымі пунктамі паверхні ад цэнтра Зямлі з’яўляюцца вяршыня вулкана Чымбараса ў Эквадоры і гара Уаскаран у Перу.

Хімічны састаў

Табліца аксідаў зямной кары Ф. У. Кларка

Злучэнне	Формула	Працэнтнае ўтрыманне
	SiO2	59,71 %
	Al2O3	15,41 %
	CaO	04,90 %
Аксід магнію	MgO	04,36 %
	Na2O	03,55 %
	FeO	03,52 %
	K2O	02,80 %
	Fe2O3	02,63 %
Вада	H2O	01,52 %
	TiO2	00,60 %
	P2O5	00,22 %
		99,22 %

Маса Зямлі прыблізна роўная 5,9736×10²⁴ кг. Агульная колькасць атамаў, якія складаюць Зямлю ≈ 1,3-1,4×10⁵⁰. Яна складаецца ў асноўным з жалеза (32,1 %), кіслароду (30,1 %), крэмнію (15,1 %), магнію (13,9 %), серы (2,9 %), нікеля (1,8 %), кальцыю (1,5 %) і алюмінія (1,4 %); на астатнія элементы прыпадае 1,2 %. З-за сегрэгацыі па масе вобласць ядра, як мяркуецца, складаецца з жалеза (88,8 %), невялікай колькасці нікеля (5,8 %), серы (4,5 %) і каля 1 % іншых элементаў. Характэрна, што вугляроду, які з’яўляецца асновай жыцця, у зямной кары ўсяго 0,1 %.

Геахімік Франк Кларк_ru вылічыў, што зямная кара трохі больш, чым на 47 % складаецца з кіслароду. Найбольш распаўсюджаныя мінералы зямной кары практычна цалкам складаюцца з аксідаў; сумарнае ўтрыманне хлору, серы і фтору ў пародах звычайна складае менш за 1 %. Асноўнымі аксідамі з’яўляюцца SiO₂, Al₂O₃, аксід жалеза (FeO), вокіс кальцыю (CaO), вокіс магнію (MgO), аксід калію (K₂O) і аксід натрыю (Na₂O). SiO₂ служыць галоўным чынам кіслотным асяроддзем, утварае сілікаты; прырода ўсіх асноўных вулканічных парод звязана з ім. З разлікаў, заснаваных на аналізе 1672 відаў парод, Кларк зрабіў выснову, што 99,22 % з іх утрымліваюць 11 аксідаў (табліца справа). Усе іншыя кампаненты сустракаюцца ў вельмі нязначных колькасцях. Ніжэй прыводзіцца больш падрабязная інфармацыя аб хімічным складзе Зямлі (для інертных газаў даныя прыведзены ў 10⁻⁸см³/г; для астатніх элементаў — у працэнтах).

Хімічны элемент	Распаўсюджанне ў працэнтах	Хімічны элемент	Распаўсюджанне ў працэнтах
Вадарод (H)	0,0033	Рутэній (Ru)	0,000118
Гелій (^4He)	111	Родый (Rh)	0,0000252
Літый (Li)	0,000185	Паладый (Pd)	0,000089
Берылій (Be)	0,0000045	Серабро (Ag)	0,0000044
Бор (B)	0,00000096	Кадмій (Cd)	0,00000164
Вуглярод (С)	0,0446	Індый (In)	0,000000214
Азот (N)	0,00041	Волава (Sn)	0,000039
Кісларод (O)	30,12	Сурма (Sb)	0,0000035
Фтор (F)	0,00135	Тэлур (Te)	0,000149
Неон (^20Ne)	0,50	Ёд (I)	0,00000136
Натрый (Na)	0,125	Ксенон (^132Xe)	0,0168
Магній (Mg)	13,90	Цэзій (Cs)	0,00000153
Алюміній (Al)	1,41	Барый (Ba)	0,0004
Крэмній (Si)	15,12	Лантан (La)	0,0000379
Фосфар (P)	0,192	Цэрый (Ce)	0,000101
Сера (S)	2,92	Празеадым (Pr)	0,0000129
Хлор (Cl)	0,00199	Неадым (Nd)	0,000069
Аргон (^36Ar)	2,20	Самарый (Sm)	0,0000208
Калій (K)	0,0135	Еўропій (Eu)	0,0000079
Кальцый (Ca)	1,54	Гадаліній (Gd)	0,0000286
Скандый (Sc)	0,00096	Тэрбій (Tb)	0,0000054
Тытан (Ti)	0,082	Дыспрозій (Dy)	0,0000364
Ванадый (V)	0,0082	Гольмій (Ho)	0,000008
Хром (Cr)	0,412	Эрбій (Er)	0,0000231
Марганец (Mn)	0,075	Тулій (Tm)	0,0000035
Жалеза (Fe)	32,07	Ітэрбій (Yb)	0,0000229
Кобальт (Co)	0,084	Лютэцый (Lu)	0,0000386
Нікель (Ni)	1,82	Гафній (Hf)	0,000023
Медзь (Cu)	0,0031	Тантал (Ta)	0,00000233
Цынк (Zn)	0,0074	Вальфрам (W)	0,000018
Галій (Ga)	0,00031	Рэній (Re)	0,000006
Германій (Ge)	0,00076	Осмій (Os)	0,000088
Мыш’як (As)	0,00032	Ірыдый (Ir)	0,000084
Селен (Se)	0,00096	Плаціна (Pt)	0,000167
Бром (Br)	0,0000106	Золата (Au)	0,0000257
Крыптон (^84Kr)	0,0236	Ртуць (Hg)	0,00000079
Рубідый (Rb)	0,0000458	Талій (Tl)	0,000000386
Стронцый (Sr)	0,00145	Свінец (^204Pb)	0,000000158
Ітрый (Y)	0,000262	Вісмут (Bi)	0,000000294
Цырконій (Zr)	0,00072	Торый (Th)	0,00000512
Ніобій (Nb)	0,00008	Уран (U)	0,00000143
Малібдэн (Mo)	0,000235	Плутоній (Pu)	—

Унутраная будова

Асноўны артыкул: Унутраная будова Зямлі

Зямля, як і іншыя планеты зямной групы, мае слаістую ўнутраную будову. Яна складаецца з цвёрдых сілікатных абалонак (кары, вельмі вязкай мантыі), і металічнага ядра. Знешняя частка ядра вадкая (значна менш вязкая, чым мантыя), а ўнутраная — цвёрдая.

Унутранае цяпло

Унутраная цеплыня планеты забяспечваецца спалучэннем рэшткавага цяпла, якое засталося ад акрэцыі рэчыва, якая адбывалася на пачатковым этапе фарміравання Зямлі (каля 20 %) і радыеактыўным распадам нестабільных ізатопаў: калію-40_ru, урану-238_en, урану-235_ru і торыю-232_ru. У трох з пералічаных ізатопаў перыяд паўраспаду складае больш за мільярд гадоў. У цэнтры планеты, тэмпература, магчыма, падымаецца да 6000 °C (больш, чым на паверхні Сонца), а ціск можа дасягаць 360 гПа (3 600 000 атм). Частка цеплавой энергіі ядра перадаецца да зямной кары з дапамогай плюмаў_ru. Плюмы прыводзяць да з’яўлення гарачых пунктаў і . Паколькі большая частка цяпла ад Зямлі забяспечваецца радыеактыўным распадам, то ў пачатку гісторыі Зямлі, калі запасы кароткачасовых ізатопаў яшчэ не былі вычарпаны, энергавыдзяленне нашай планеты было значна большым, чым зараз.

Сярэднія страты цеплавой энергіі Зямлі складаюць 87 мВт·м⁻² альбо 4,42 × 10¹³ Вт (глабальныя цепластраты). Частка цеплавой энергіі ядра пераносіцца да плюмаў — гарачых мантыйных патокаў. Гэтыя плюмы могуць выклікаць з’яўленне трапаў, рыфтаў і гарачых пунктаў_en. Больш за ўсё энергіі губляецца Зямлёй праз тэктанічны рух пліт і ўздым рэчыва мантыі на сярэдзінна-акіянічныя хрыбты. Апошнім асноўным тыпам страт цяпла з’яўляецца цепластраты скрозь літасферу, прычым большая колькасць цепластрат такім спосабам адбываецца ў акіяне, бо зямная кара там значна танчэйшая, чым пад кантынентамі.

Літасфера

Літасфера (ад стар.-грэч.: λίθος — камень і σφαῖρα — шар, сфера) — цвёрдая абалонка Зямлі. Складаецца з зямной кары і верхняй часткі мантыі. У будове літасферы вылучаюць рухомыя вобласці (складкаватыя паясы) і адносна стабільныя платформы. Блокі літасферы — літасферныя пліты — рухаюцца па адносна пластычнай астэнасферы. Вывучэнню і апісанню гэтых рухаў прысвечаны раздзел геалогіі аб тэктоніцы пліт.

Пад літасферай размяшчаецца астэнасфера, знешняя частка мантыі. Астэнасфера паводзіць сябе як перагрэтая і надзвычай вязкая вадкасць, дзе адбываецца паніжэнне хуткасці сейсмічных хваль, што сведчыць аб змене пластычнасці парод.

Для абазначэння знешняй абалонкі літасферы ўжываўся цяпер устарэлы тэрмін сіаль, які паходзіць ад назвы асноўных элементаў горных парод Si (лац.: Silicium — крэмній) і Al (лац.: Aluminium — алюміній).

Зямная кара

Асноўны артыкул: Зямная кара

Зямная кара — гэта верхняя частка цвёрдай Зямлі. Ад мантыі аддзелена мяжой з рэзкім павышэннем хуткасцей сейсмічных хваль — мяжой Махаровічыча. Ёсць два тыпы кары — кантынентальная і акіянічная. Таўшчыня кары вагаецца ад 6 км пад акіянам да 30-70 км на кантынентах. У кантынентальнай кары вылучаюць тры пласты: асадкавы чахол, гранітны і базальтавы. Акіянічная кара складзена пераважна пародамі асноўнага складу, плюс асадкавы чахол. Зямная кара падзелена на розныя па велічыні літасферныя пліты, якія рухаюцца адносна адна адной. Кінематыку гэтых рухаў апісвае тэктоніка пліт.

Зямная кара пад акіянамі і кантынентамі істотна адрозніваецца.

Зямная кара пад кантынентамі звычайна мае таўшчыню 35-45 км, у гарыстых мясцовасцях магутнасць кары можа даходзіць да 70 км. З глыбінёй у складзе зямной кары павялічваецца ўтрыманне аксідаў магнію і жалеза, памяншаецца ўтрыманне аксіду крэмнію, прычым гэтая тэндэнцыя ў большай ступені мае месца пры пераходзе да верхняй мантыі (субстрату).

Верхняя частка кантынентальнай зямной кары ўяўляе сабой перарывісты пласт, які складаецца з асадкавых і вулканічных горных парод. Пласты могуць быць змятыя ў зморшчыны, зрушаныя па разрыву. На шчытах асадкавая абалонка адсутнічае. Ніжэй размешчаны гранітны пласт, які складаецца з гнейсаў і гранітаў (хуткасць падоўжных хваль у гэтым пласце — да 6,4 км/с). Яшчэ ніжэй знаходзіцца базальтавы пласт (6,4-7,6 км/с), складзены метамарфічнымі горнымі пародамі, базальтамі і . Паміж гэтымі двума пластамі праходзіць умоўная мяжа, званая паверхняй Конрада. Хуткасць падоўжных сейсмічных хваль пры праходжанні праз гэту паверхню скачкападобна павялічваецца з 6 да 6,5 км/с.

Кара пад акіянамі мае таўшчыню 5-10 км. Яна падзяляецца на некалькі пластоў. Спачатку размешчаны верхні пласт, які складаецца з донных асадкаў, таўшчынёй менш за кіламетр. Ніжэй ляжыць другі пласт, складзены галоўным чынам з серпенціну, базальту і, імаверна, з праслойкі асадкаў. Хуткасць падоўжных сейсмічных хваль у дадзеным пласце даходзіць да 4-6 км/с, а яго таўшчыня 1-2,5 км. Ніжні, «акіянічны» пласт складзены габра. Гэты пласт мае таўшчыню ў сярэднім каля 5 км і хуткасць праходжання сейсмічных хваль 6,4-7 км/с.

Агульная структура планеты Зямля

	Глыбіня, км	Слой	Шчыльнасць, г/см³
	0—60	Літасфера (вар’іруецца ад 5 да 200 км)	—
	0—35	Кара (вар’іруецца ад 5 да 70 км)	2,2—2,9
	35—60	Самая верхняя частка мантыі	3,4—4,4
	35—2890	Мантыя	3,4—5,6
	100—700	Астэнасфера	—
	2890—5100	Знешняе ядро	9,9—12,2
	5100—6378	Унутранае ядро	12,8—13,1

Мантыя Зямлі

Асноўны артыкул: Мантыя Зямлі

Мантыя — гэта сілікатная абалонка Зямлі, размешчаная паміж зямной карой і ядром Зямлі.

Мантыя складае 67 % масы Зямлі і каля 83 % яе аб’ёму (без уліку атмасферы). Яна распасціраецца ад мяжы з зямной карой (на глыбіні 5-70 кіламетраў) да мяжы з ядром на глыбіні каля 2900 км. Ад зямной кары аддзелена паверхняй Махаровічыча, дзе хуткасць сейсмічных хваль пры пераходзе з кары ў мантыю хутка павялічваецца з 6,7-7,6 да 7,9-8,2 км/с. Мантыя займае велізарны дыяпазон глыбінь, і з павелічэннем ціску ў рэчыве адбываюцца фазавыя пераходы, пры якіх мінералы набываюць усё больш шчыльную структуру. Мантыя Зямлі падзяляецца на верхнюю мантыю і ніжнюю мантыю. Верхні слой, у сваю чаргу, падзяляецца на субстрат, і пласт Галіцына (сярэдняя мантыя).

Згодна з сучаснымі навуковымі ўяўленнямі, склад зямной мантыі лічыцца падобным да складу каменных метэарытаў, у прыватнасці хандрытаў. У склад мантыі пераважна ўваходзяць хімічныя элементы, якія знаходзіліся ў цвёрдым стане або ў цвёрдых хімічных злучэннях падчас фарміравання Зямлі: крэмній, жалеза, кісларод, магній і інш. Гэтыя элементы ўтвараюць з дыяксідам крэмнію сілікаты. У верхняй мантыі (субстраце), хутчэй за ўсё, больш фарстэрыту MgSiO₄, глыбей некалькі павялічваецца ўтрыманне фаяліту Fe₂SiO₄. У ніжняй мантыі пад уздзеяннем вельмі высокага ціску гэтыя мінералы расклаліся на аксіды (SiO₂, MgO, FeO).

Агрэгатны стан мантыі абумоўліваецца ўздзеяннем тэмператур і звышвысокага ціску. З-за ціску рэчыва амаль усёй мантыі знаходзіцца ў цвёрдым крышталічным стане, нягледзячы на высокую тэмпературу. Выключэнне складае толькі астэнасфера, дзе дзеянне ціску аказваецца слабейшым, чым тэмпературы, блізкія да пункта плаўлення рэчыва. З-за гэтага эфекту, відаць, рэчыва тут знаходзіцца альбо ў аморфным стане, альбо ў паўрасплаўленым.

Ядро Зямлі

Асноўны артыкул: Ядро Зямлі

Ядро — цэнтральная, найбольш глыбокая частка Зямлі, геасфера_ru, якая знаходзіцца пад мантыяй і, як мяркуецца, складаецца з жалеза-нікелевага сплаву з прымешкай іншых сідэрафільных элементаў. Глыбіня залягання — 2900 км. Сярэдні радыус сферы — 3485 км. Падзяляецца на цвёрдае ўнутранае ядро радыусам каля 1300 км і вадкае знешняе ядро радыусам каля 2200 км, паміж якімі часам вылучаюць пераходную зону. Тэмпература ў цэнтры ядра Зямлі дасягае 6000 °С, шчыльнасць каля 12,5 т/м³, ціск да 360 гПа (3 550 000 атмасфер). Маса ядра — 1,9354×10²⁴ кг.

Тэктанічныя платформы

Асноўны артыкул: Тэктоніка пліт

Найбольшыя тэктанічныя пліты

Назва пліты	Плошча 10^6 км²	Зона пакрыцця
	61,3	Афрыка
	60,9	Антарктыка
Аўстралійская пліта	47,2	Аўстралія
Еўразійская пліта	67,8	Азія і Еўропа
Паўночна-Амерыканская пліта	75,9	Паўночная Амерыка і паўночна-ўсходняя Сібір
Паўднёва-Амерыканская пліта	43,6	Паўднёвая Амерыка
Ціхаакіянская пліта	103,3	Ціхі акіян

Паводле тэорыі тэктанічных пліт, зямная кара складаецца з адносна цэласных блокаў — літасферных пліт, якія знаходзяцца ў пастаянным руху адна адносна адной. Пліты ўяўляюць сабой жорсткія сегменты, якія рухаюцца адносна адзін аднаго. Існуе тры тыпы іх узаемнага перамяшчэння: канвергенцыя (сыходжанне), дывергенцыя (разыходжанне) і зрухавыя перамяшчэнні па трансформных разломах_ru. На разломах паміж тэктанічнымі плітамі могуць адбывацца землетрасенні, вулканічная актыўнасць, гораўтварэнні, утварэнні акіянскіх упадзін.

Спіс найбуйнейшых тэктанічных пліт з памерамі прыведзены ў табліцы справа. Сярод пліт меншых памераў варта адзначыць Індастанскую, Арабскую, Карыбскую пліты, пліту Наска і пліту Скоція. Аўстралійская пліта фактычна злілася з Індастанскай паміж 50 і 55 млн гадоў назад. Хутчэй за ўсё рухаюцца акіянскія пліты; так, пліта Какос рухаецца з хуткасцю 75 мм у год, а Ціхаакіянская пліта — з хуткасцю 52-69 мм у год. Самая нізкая хуткасць у Еўразійскай пліты — 21 мм у год.

Геаграфічная абалонка

Асноўны артыкул: Геаграфічная абалонка

Размеркаванне вышынь і глыбінь па паверхні Зямлі. Даныя Геафізічнага інфармацыйнага цэнтра ЗША

Прыпаверхневыя часткі планеты (верхняя частка літасферы, гідрасфера, ніжнія слаі атмасферы) у цэлым называюцца геаграфічнай абалонкай і вывучаюцца геаграфіяй.

Рэльеф Зямлі вельмі разнастайны. Каля 70,8 % паверхні планеты пакрыта вадой (у тым ліку кантынентальнага шэльфа). Падводная паверхню гарыстая, уключае сістэму сярэдзінна-акіянічных хрыбтоў, а таксама падводныя вулканы, акіянічныя жолабы, падводныя каньёны, акіянічныя плато і абісальныя раўніны. Астатнія 29,2 %, непакрытыя вадой, уключаюць горы, пустыні, раўніны, пласкагор’і і інш.

На працягу геалагічных перыядаў паверхня планеты пастаянна змяняецца з-за тэктанічных працэсаў і эрозіі. Рэльеф зямной паверхні фарміруецца пад уздзеяннем выветрывання, якое выклікаецца атмасфернымі ападкамі, ваганнямі тэмператур, хімічнымі ўздзеяннямі. Змяняюць зямную паверхню і ледавікі, берагавая эрозія, утварэнне каралавых рыфаў, сутыкненні з буйнымі метэарытамі.

Пры перамяшчэнні кантынентальных пліт па планеце акіянічнае дно апускаецца пад іх край. У той жа час рэчыва мантыі, што падымаецца з глыбінь, стварае дывергентную мяжу на сярэдзінна-акіянічных хрыбтах. Сумесна гэтыя два працэсы прыводзяць да пастаяннага абнаўлення матэрыялу акіянічнай пліты. Узрост большай часткі акіянскага дна меншы за 100 млн гадоў. Найстаражытнейшая акіянічная кара размешчана ў заходняй частцы Ціхага акіяна, а яе ўзрост складае прыкладна 200 млн гадоў. Для параўнання, узрост найстарэйшых выкапняў, знойдзеных на сушы, дасягае каля 3 млрд гадоў.

Кантынентальныя пліты складаюцца з матэрыялу з нізкай шчыльнасцю, такога як вулканічныя граніт і андэзіт. Менш распаўсюджаны базальт — шчыльная вулканічная парода, якая з’яўляецца асноўным складнікам акіянічнага дна. Прыкладна 75 % паверхні мацерыкоў пакрыта асадкавымі пародамі, хоць гэтыя пароды складаюць прыкладна 5 % зямной кары. Трэцімі па распаўсюджанасці на Зямлі пародамі з’яўляюцца метамарфічныя горныя пароды, якія ўтварыліся ў выніку змены (метамарфізму) асадкавых або магматычных горных парод пад дзеяннем высокага ціску, высокай тэмпературы ці таго і другога адначасова. Самыя распаўсюджаныя сілікаты на паверхні Зямлі — гэта кварц, палявы шпат, амфібол, слюда, піраксен_uk і алівін; карбанаты_ru — кальцыт (у вапняку), араганіт і даламіт.

Педасфера — самы верхні пласт літасферы — уключае глебу. Яна знаходзіцца на мяжы паміж літасферай, атмасферай, гідрасферай. На сёння агульная плошча акультураных зямель складае 13,31 % паверхні сушы, з якіх толькі 4,71 % пастаянна занятыя сельскагаспадарчымі культурамі. Прыкладна 40 % зямной сушы сёння выкарыстоўваецца для ворных угоддзяў і пашы, гэта прыкладна 1,3×10⁷ ворных зямель і 3,4×10⁷ км² пашы.

Гідрасфера

Асноўны артыкул: Гідрасфера

Усход Сонца над Ціхім акіянам (5 мая 2013 г.)

Гідрасфера (ад стар.-грэч.: Yδωρ — вада і σφαῖρα — шар) — сукупнасць усіх водных запасаў Зямлі.

Наяўнасць вадкай вады на паверхні Зямлі з’яўляецца ўнікальнай уласцівасцю, якая адрознівае нашу планету ад іншых аб’ектаў Сонечнай сістэмы. Большая частка вады засяроджаная ў акіянах і морах, значна менш — у рачных сетках, азёрах, балотах і падземных водах. Таксама вялікія запасы вады маюцца ў атмасферы, у выглядзе аблокаў і вадзянога пару.

Частка вады знаходзіцца ў цвёрдым стане ў выглядзе ледавікоў, снежнага покрыва і ў вечнай мерзлаце, складаючы крыясферу.

Агульная маса вады ў Сусветным акіяне прыкладна складае 1,35×10¹⁸ тон, або каля ¹⁄₄₄₀₀ ад агульнай масы Зямлі. Акіяны пакрываюць плошчу каля 3,618×10⁸ км² з сярэдняй глыбінёй 3682 м, што дазваляе вылічыць агульны аб’ём вады ў іх: 1,332×10⁹ км³. Калі ўсю гэту ваду раўнамерна размеркаваць па паверхні, то атрымаўся б слой таўшчынёй больш за 2,7 км. З усёй вады, якая ёсць на Зямлі, толькі 2,5 % прыпадае на прэсную, астатняя — салёная. Большая частка прэснай вады, каля 68,7 %, у цяперашні час знаходзіцца ў ледавіках. Вадкая вада з’явілася на Зямлі, імаверна, каля чатырох мільярдаў гадоў таму.

Сярэдняя салёнасць зямных акіянаў — каля 35 грам солі на кілаграм марской вады (35 ‰). Значная частка гэтай солі была вызвалена пры вулканічных вывяржэннях або вымыта з астуджаных вывергнутых горных парод, што ўтварылі дно акіяна.

У акіянах утрымліваюцца раствораныя газы атмасферы, неабходныя для выжывання шматлікіх водных форм жыцця. Марская вада мае значны ўплыў на клімат у свеце, летам робячы яго халаднейшым, а зімой — цяплейшым. Ваганні тэмператур вады ў акіянах могуць прывесці да значных змен клімату, напрыклад, Эль-Ніньё.

Атмасфера Зямлі

Асноўны артыкул: Атмасфера Зямлі

Від на Ціхі акіян з космасу

Від зямных аблокаў з космасу

Атмасфера (ад стар.-грэч.: ἀτμός — пар і σφαῖρα — шар) — газавая абалонка вакол Зямлі; складаецца з азоту і кіслароду, са следавымі колькасцямі вадзянога пару, дыяксіду вугляроду і іншых газаў. З моманту свайго ўтварэння яна значна змянілася пад уплывам біясферы. З’яўленне аксігеннага фотасінтэзу 2,4-2,5 млрд гадоў назад спрыяла развіццю аэробных арганізмаў, а таксама насычэнню атмасферы кіслародам і ўтварэнню азонавага слоя, які ахоўвае ўсё жывое ад шкодных ультрафіялетавых прамянёў. Атмасфера вызначае надвор'е на паверхні Зямлі, абараняе планету ад касмічных прамянёў, і часткова — ад метэарытных бамбардзіровак. Яна таксама рэгулюе асноўныя клімататворчыя працэсы: кругаварот вады ў прыродзе, цыркуляцыю паветраных мас, пераносы цяпла. Малекулы атмасферных газаў могуць захопліваць цеплавую энергію, замінаючы ёй сысці ў адкрыты космас, тым самым павялічваючы тэмпературу планеты. Гэта з’ява вядома як парніковы эфект. Асноўнымі парніковымі газамі лічацца вадзяная пара, вуглякіслы газ, метан і азон. Без гэтага эфекту цеплаізаляцыі сярэдняя паверхневая тэмпература Зямлі складала б ад −18 да −23 °C (пры тым, што ў рэчаіснасці яна роўная 14,8 °C), і жыццё хутчэй за ўсё не існавала б.

Праз атмасферу да зямной паверхні паступае электрамагнітнае выпраменьванне Сонца — галоўная крыніца энергіі хімічных, фізічных і біялагічных працэсаў у геаграфічнай абалонцы Зямлі.

Атмасфера Зямлі падзяляецца на слаі, якія адрозніваюцца паміж сабой тэмпературай, шчыльнасцю, хімічным саставам і г. д. Агульная маса газаў, якія складаюць зямную атмасферу — прыкладна 5,15×10¹⁸ кг. На ўзроўні мора атмасфера аказвае на паверхню Зямлі ціск, роўны 1 атм (101,325 кПа). Сярэдняя шчыльнасць паветра каля паверхні — 1,22 г/л, прычым яна хутка памяншаецца з ростам вышыні: так, на вышыні 10 км над узроўнем мора яна складае 0,41 г/л, а на вышыні 100 км — 10⁻⁷ г/л.

У ніжняй частцы атмасферы змяшчаецца каля 80 % агульнай яе масы і 99 % усяе вадзяной пары (1,3-1,5×10¹³ т), гэты слой называецца трапасферай. Яго таўшчыня неаднолькавая і залежыць ад тыпу клімату і сезонных фактараў: так, у палярных рэгіёнах яна складае каля 8-10 км, ва ўмераным поясе да 10-12 км, а ў трапічных або экватарыяльных даходзіць да 16-18 км [136]. У гэтым слоі атмасферы тэмпература апускаецца ў сярэднім на 6 °C на кожны кіламетр пры руху ў вышыню. Вышэй размяшчаецца пераходны слой — трапапаўза, які аддзяляе трапасферу ад стратасферы. Тэмпература тут знаходзіцца ў межах 190—220 K.

Стратасфера — слой атмасферы, які знаходзіцца на вышыні ад 10-12 да 55 км (у залежнасці ад умоў надвор’я і часу года). На яго прыходзіцца не больш за 20 % усёй масы атмасферы. Для гэтага слоя характэрна паніжэнне тэмпературы да вышыні ~25 км, з наступным павышэннем на мяжы з мезасферай амаль да 0 °С. Гэтая мяжа называецца стратапаўзай і знаходзіцца на вышыні 47-52 км. У стратасферы адзначаецца найбольшая канцэнтрацыя азону ў атмасферы, які засцерагае ўсе жывыя арганізмы на Зямлі ад шкоднага ультрафіялетавага выпраменьвання Сонца. Інтэнсіўнае паглынанне сонечнага выпраменьвання азонавым слоем выклікае хуткі рост тэмпературы ў гэтай частцы атмасферы.

Мезасфера размешчана на вышыні ад 50 да 80 км над паверхняй Зямлі, паміж стратасферай і тэрмасферай. Яна аддзелена ад гэтых слаёў мезапаўзай_ru (80-90 км). Гэта самае халоднае месца на Зямлі, тэмпература тут апускаецца да −100 °C. Пры такой тэмпературы вада, якая змяшчаецца ў паветры, хутка замярзае, часам утвараючы серабрыстыя аблокі_en. Іх можна назіраць адразу пасля заходу Сонца, але найлепшая бачнасць ствараецца, калі яно знаходзіцца ад 4 да 16° ніжэй гарызонту. У мезасферы згарае большая частка метэарытаў, якія пранікаюць у зямную атмасферу. З паверхні Зямлі яны назіраюцца як падаючыя зоркі. На вышыні 100 км над узроўнем мора знаходзіцца ўмоўная мяжа паміж зямной атмасферай і космасам — лінія Кармана_ru.

У тэрмасферы тэмпература хутка падымаецца да 1000 К, гэта звязана з паглынаннем у ёй караткахвалевага сонечнага выпраменьвання. Гэта самы працяглы слой атмасферы (80-1000 км). На вышыні каля 800 км рост тэмпературы спыняецца, бо паветра тут вельмі разрэджанае і слаба паглынае сонечную радыяцыю.

Іанасфера ўключае ў сябе два апошнія слоі. Тут адбываецца іанізацыя малекул пад дзеяннем сонечнага ветру і ўзнікаюць палярныя ззянні.

Экзасфера — знешняя і вельмі разрэджаная частка зямной атмасферы. У гэтым слоі часціцы могуць пераадольваць другую касмічную хуткасць Зямлі і знікаць у касмічную прастору. Гэта выклікае павольны, але ўстойлівы працэс, так званую дысіпацыю (рассейванне) атмасферы. У космас вырываюцца ў асноўным часціцы лёгкіх газаў: вадароду і гелію. Малекулы вадароду, якія маюць самую нізкую малекулярную масу, могуць лягчэй дасягаць другой касмічнай хуткасці і сыходзіць у касмічную прастору больш хуткімі тэмпамі, чым іншыя газы. Лічыцца, што страта аднаўляльнікаў, напрыклад вадароду, была неабходнай умовай для магчымасці ўстойлівага назапашвання кіслароду ў атмасферы. Такім чынам, уласцівасць вадароду пакідаць атмасферу Зямлі, магчыма, паўплывала на развіццё жыцця на планеце. У цяперашні час вялікая частка вадароду, якая трапляе ў атмасферу, пераўтвараецца ў ваду, не пакідаючы Зямлю, а страта вадароду адбываецца ў асноўным ад разбурэння метану ў верхніх слаях атмасферы.

Хімічны састаў атмасферы

Каля паверхні Зямлі асушанае паветра змяшчае каля 78,08 % азоту (па аб’ёме), 20,95 % кіслароду, 0,93 % аргону і каля 0,03 % вуглякіслага газу. Аб’ёмная канцэнтрацыя кампанентаў залежыць ад вільготнасці паветра — утрымання ў ім вадзяной пары, якое вагаецца ад 0,1 да 1,5 % у залежнасці ад клімату, часу года, мясцовасці. Напрыклад, пры 20 °C і адноснай вільготнасці 60 % (сярэдняя вільготнасць пакаёвага паветра летам) канцэнтрацыя кіслароду ў паветры складае 20,64 %. На долю астатніх кампанентаў прыходзіцца не больш за 0,1 %: гэта вадарод, метан, аксід вугляроду, аксіды серы і аксіды азоту і іншыя інертныя газы, акрамя аргону. Таксама ў паветры заўсёды прысутнічаюць цвёрдыя часціцы (пыл — гэта часціцы арганічных матэрыялаў, попел, сажа, пылок раслін і інш., пры нізкіх тэмпературах — крышталі лёду) і кроплі вады (воблакі, туман) — аэразолі. Канцэнтрацыя цвёрдых часціц пылу памяншаецца з вышынёй. У залежнасці ад пары года, клімату і мясцовасці канцэнтрацыя часціц аэразоляў у складзе атмасферы змяняецца. Вышэй за 200 км асноўны кампанент атмасферы — азот. На вышыні звыш 600 км пераважае гелій, а ад 2000 км — вадарод («вадародная карона»).

Надвор’е і клімат

Зямная атмасфера не мае вызначаных меж, яна паступова становіцца ўсё больш разрэджанаю і плаўна пераходзіць у касмічную прастору. Тры чвэрці масы атмасферы змяшчаецца ў першых 11 кіламетрах ад паверхні планеты (трапасфера). Сонечная энергія награвае гэты слой ля паверхні, выклікаючы пашырэнне паветра і памяншаючы яго шчыльнасць. Затым нагрэтае паветра падымаецца, а яго месца займае больш халоднае і шчыльнае паветра. Так узнікае цыркуляцыя атмасферы — сістэма замкнёных плыней паветраных мас шляхам пераразмеркавання цеплавой энергіі.

Асновай цыркуляцыі атмасферы з’яўляюцца пасаты ў экватарыяльным поясе (ніжэй за 30° шыраты) і заходнія вятры ўмеранага пояса_en (у шыротах паміж 30° і 60°). Марскія цячэнні таксама з’яўляюцца важнымі фактарамі ў фарміраванні клімату, таксама як і тэрмахалінная цыркуляцыя, якая размяркоўвае цеплавую энергію з экватарыяльных рэгіёнаў у палярныя.

Вадзяная пара, якая ўздымаецца з паверхні, утварае воблакі ў атмасферы. Калі атмасферныя ўмовы дазволяць падняцца цёпламу вільготнаму паветру, гэтая вада кандэнсуецца і выпадае на паверхню ў выглядзе дажджу, снегу або граду. Большая частка атмасферных ападкаў, што выпадаюць на сушу, трапляе ў рэкі, і ў канчатковым выніку вяртаецца ў акіяны ці застаецца ў азёрах, а затым зноў выпараецца, паўтараючы цыкл. Гэты кругаварот вады ў прыродзе з’яўляецца жыццёва важным фактарам для існавання жыцця на сушы. Колькасць ападкаў, выпадаючых за год, розная, пачынаючы ад некалькіх метраў да некалькіх міліметраў у залежнасці ад геаграфічнага становішча рэгіёна. Атмасферная цыркуляцыя, тапалагічныя асаблівасці мясцовасці і перапады тэмператур вызначаюць сярэднюю колькасць ападкаў, якая выпадае ў кожным рэгіёне.

Колькасць сонечнай энергіі, якая дасягнула паверхні Зямлі, памяншаецца з павелічэннем шыраты. У больш высокіх шыротах сонечнае святло падае на паверхню пад больш вострым вуглом, чым у нізкіх; і яно павінна прайсці больш доўгі шлях у зямной атмасферы. У выніку гэтага сярэднегадавая тэмпература паветра (на ўзроўні мора) памяншаецца прыкладна на 0,4 °C пры руху на 1 градус па абодва бакі ад экватара. Зямля падзелена на кліматычныя паясы — прыродныя зоны, якія маюць прыблізна аднастайны клімат. Тыпы клімату можна класіфікаваць па рэжыму тэмпературы, колькасці зімніх і летніх ападкаў. Найбольш распаўсюджаная сістэма класіфікацыі клімату — класіфікацыя Кёпена, у адпаведнасці з якой найлепшым крытэрыем вызначэння тыпу клімату з’яўляецца тое, якія расліны растуць на дадзенай мясцовасці ў натуральных умовах. У сістэму ўваходзяць пяць асноўных кліматычных зон (вільготныя трапічныя лясы, пустыні, умераны пояс, кантынентальны клімат і палярны тып), якія ў сваю чаргу падзяляюцца на больш канкрэтныя падтыпы.

Біясфера

Асноўны артыкул: Біясфера

Біясфера (от стар.-грэч.: βιος — жыццё і σφαῖρα — сфера, шар) — гэта сукупнасць частак зямных абалонак (літа-, гідра-і атмасферы), якая заселена жывымі арганізмамі, знаходзіцца пад іх уздзеяннем і занята прадуктамі іх жыццядзейнасці. Тэрмін «біясфера» быў упершыню прапанаваны аўстрыйскім геолагам і палеантолагам Эдуардам Зюсам у 1875 годзе. Біясфера — абалонка Зямлі, заселеная жывымі арганізмамі і пераўтвораная імі. Яна пачала фарміравацца не раней, чым 3,8 млрд гадоў назад, калі на нашай планеце сталі зараджацца першыя арганізмы. Яна ўключае ў сябе ўсю гідрасферу, верхнюю частку літасферы і ніжнюю частку атмасферы, г.зн. засяляе экасферу. Біясфера ўяўляе сабой сукупнасць усіх жывых арганізмаў. У ёй жыве некалькі мільёнаў відаў раслін, жывёл, грыбоў і мікраарганізмаў.

Біясфера складаецца з экасістэм, якія ўключаюць у сябе супольнасці жывых арганізмаў (біяцэноз), асяроддзя іх пражывання (біятопаў), сістэмы сувязей, якія ажыццяўляюць абмен рэчывам і энергіяй паміж імі. На сушы яны падзеленыя галоўным чынам геаграфічнымі шыротамі, вышынёй над узроўнем мора і адрозненнямі па выпадзенні ападкаў. Наземныя экасістэмы, якія знаходзяцца ў Арктыцы або Антарктыцы, на вялікіх вышынях або ў вельмі засушлівых раёнах, адносна бедныя раслінамі і жывёламі; разнастайнасць відаў дасягае піка ў вільготных трапічных лясах экватарыяльнага пояса_ru.

Магнітнае поле Зямлі

Асноўны артыкул: Магнітнае поле Зямлі

Структура магнітнага поля Зямлі

Магнітнае поле Зямлі ў першым прыбліжэнні ўяўляе сабой дыполь, полюсы якога размешчаныя побач з геаграфічнымі полюсамі планеты. Поле ўтварае магнітасферу, якая адхіляе часціцы сонечнага ветру. Яны назапашваюцца ў радыяцыйных паясах — двух канцэнтрычных абласцях у форме тора вакол Зямлі. Каля магнітных полюсаў гэтыя часціцы могуць «высыпацца» у атмасферу і прыводзіць да з’яўлення палярных ззянняў. На экватары магнітнае поле Зямлі мае індукцыю 3,05×10^-5Tл і магнітны момант 7,91×10¹⁵ Tл·м³.

Паводле тэорыі «магнітнага дынама»_ru, поле генеруецца ў цэнтральнай вобласці Зямлі, дзе цяпло стварае праходжанне электрычнага току ў вадкім металічным ядры. Гэта ў сваю чаргу прыводзіць да ўзнікнення ў Зямлі магнітнага поля. Канвекцыйныя рухі ў ядры з’яўляюцца хаатычнымі; магнітныя полюсы_ru дрэйфуюць і перыядычна мяняюць сваю палярнасць. Гэта выклікае інверсіі магнітнага поля Зямлі, якія ўзнікаюць у сярэднім некалькі разоў за кожныя некалькі мільёнаў гадоў. Апошняя інверсія адбылася прыблізна 700 000 гадоў назад.

Магнітасфера — вобласць прасторы вакол Зямлі, якая ўтвараецца, калі паток зараджаных часціц сонечнага ветру адхіляецца ад сваёй першапачатковай траекторыі пад уздзеяннем магнітнага поля. На баку, павернутым да Сонца, таўшчыня яе галоўнай ударнай хвалі складае каля 17 км і размешчана яна на адлегласці каля 90 000 км ад Зямлі. На начным баку планеты магнітасфера выцягваецца, набываючы доўгую цыліндрычную форму.

Калі зараджаныя часціцы высокай энергіі сутыкаюцца з магнітасферай Зямлі, то з’яўляюцца радыяцыйныя паясы (паясы Ван Алена). Палярныя ззянні ўзнікаюць, калі сонечная плазма дасягае атмасферы Зямлі ў раёне магнітных полюсаў.

Арбіта і вярчэнне Зямлі

Асноўны артыкул: Сутачнае вярчэнне Зямлі

Вярчэнне Зямлі

Зямлі патрабуецца ў сярэднім 23 гадзіны 56 хвілін і 4,091 секунд (зорныя суткі), каб здзейсніць адзін абарот вакол сваёй восі. Хуткасць вярчэння планеты з захаду на ўсход складае прыкладна 15 градусаў у гадзіну (1 градус у 4 хвіліны, 15' у хвіліну). Гэта эквівалентна вуглавому дыяметру Сонца або Месяца кожныя дзве хвіліны (бачныя памеры Сонца і Месяца прыкладна аднолькавыя).

Вярчэнне Зямлі нестабільнае: хуткасць яе вярчэння адносна нябеснай сферы змяняецца (у красавіку і лістападзе працягласць сутак адрозніваецца ад эталонных на 0,001 с)​​, вось кручэння прэцэсіруе (на 20,1" у год) і вагаецца (аддаленне імгненнага полюса ад сярэдняга не перавышае 15'). У вялікім маштабе часу — запавольваецца. Працягласць аднаго абароту Зямлі павялічвалася за апошнія 2000 гадоў у сярэднім на 0,0023 секунды ў стагоддзе (па назіраннях за апошнія 250 гадоў гэта павелічэнне меншае — каля 0,0014 секунды за 100 гадоў). З-за прыліўнага паскарэння кожныя наступныя суткі аказваюцца даўжэйшымі за папярэднія ў сярэднім на 29 нанасекунд.

Перыяд вярчэння Зямлі адносна нерухомых зорак, згодна з Міжнароднай службе кручэння Зямлі (IERS), роўны 86164,098903691 секунд па UT1 або 23 г. 56 мін. 4,098903691 с.

Зямля рухаецца вакол Сонца па эліптычнай арбіце на адлегласці каля 150 млн км з сярэдняй хуткасцю 29,765 км/с. Хуткасць вагаецца ад 30,27 км/с (у перыгеліі) да 29,27 км/с (у афеліі). Рухаючыся па арбіце, Зямля здзяйсняе поўны абарот за 365,2564 сярэдніх сонечных сутак (адзін зорны год). З Зямлі перамяшчэнне Сонца адносна зорак складае каля 1° у дзень ва ўсходнім кірунку. Хуткасць руху Зямлі па арбіце непастаянная: у ліпені (пры праходжанні афелія) яна найменшая і складае каля 60 вуглавых хвілін у суткі, а пры праходжанні перыгелія ў студзені найбольшая, каля 62 хвілін у суткі. Сонца і ўся Сонечная сістэма абарочваецца вакол цэнтра галактыкі Млечны Шлях па амаль кругавой арбіце з хуткасцю каля 220 км/c. У сваю чаргу, Сонечная сістэма ў складзе Млечнага Шляху рухаецца з хуткасцю прыкладна 20 км/с у кірунку да пункта (апекса), які знаходзіцца на мяжы сузор’яў Ліры і Геркулеса, паскараючыся па меры пашырэння Сусвету.

Здымак Зямлі, зроблены касмічным апаратам Вояджэр-1 з адлегласці ў 6 млрд км (40 а.а.) ад Зямлі.

Здымак Зямлі, зроблены касмічным апаратам Юнона з адлегласці ў 9,66 мільёнаў кіламетраў (0.06457 а.а.) ад Зямлі. 26 жніўня 2011

Зямля з Марса

Месяц абарочваецца разам з Зямлёй вакол агульнага цэнтра мас кожныя 27,32 сутак адносна зорак. Прамежак часу паміж дзвюма аднолькавымі фазамі месяца (сінадычны месяц) складае 29,53059 дня. Калі глядзець з паўночнага полюса свету, Месяц рухаецца вакол Зямлі супраць гадзіннікавай стрэлкі. У гэты ж бок адбываецца і абарот усіх планет вакол Сонца, і кручэнне Сонца, Зямлі і Месяца вакол сваёй восі. Вось кручэння Зямлі адхілена ад перпендыкуляра да плоскасці яе арбіты на 23,5 градуса (кірунак і вугал нахілу восі Зямлі змяняецца з-за прэцэсіі, а бачнае ўзвышэнне Сонца залежыць ад пары года); арбіта Месяца нахілена на 5 градусаў адносна арбіты Зямлі (без гэтага адхілення ў кожным месяцы адбывалася б адно сонечнае і адно месяцавае зацьменне).

З-за нахілу восі Зямлі вышыня Сонца над гарызонтам на працягу года змяняецца. Для назіральніка ў паўночных шыротах летам, калі Паўночны полюс нахілены да Сонца, светлавы дзень даўжэйшы, і Сонца ў небе знаходзіцца вышэй. Гэта прыводзіць да больш высокіх сярэдніх тэмператур паветра. Зімой, калі Паўночны полюс адхіляецца ў процілеглы ад Сонца бок, сітуацыя змяняецца на адваротную і сярэдняя тэмпература становіцца ніжэй. За Паўночным палярным кругам у гэты час бывае палярная ноч, якая на шыраце Паўночнага палярнага круга доўжыцца амаль двое сутак (сонца не ўзыходзіць у дзень зімняга сонцастаяння), дасягаючы на Паўночным полюсе паўгода.

Гэтыя змены ўмоў надвор’я, абумоўленыя нахілам зямной восі, прыводзяць да змены пор года. Чатыры сезоны вызначаюцца сонцастаяннямі — момантамі, калі зямная вось максімальна нахіленая ў напрамку да Сонца альбо ад Сонца, — і раўнадзенствамі. Зімняе сонцастаянне адбываецца каля 21 снежня, летняе — прыкладна 21 чэрвеня, вясенняе раўнадзенства — прыблізна 20 сакавіка, а асенняе — 23 верасня. Калі Паўночны полюс нахілены да Сонца, паўднёвы, адпаведна, нахілены ад яго. Такім чынам, калі ў паўночным паўшар’і лета, у паўднёвым — зіма, і наадварот (хоць месяцы называюцца аднолькава, г. зн., напрыклад, люты ў паўночным паўшар’і — апошні (і самы халодны) месяц зімы, а ў паўднёвым — апошні (і самы цёплы) месяц лета).

Першая ў гісторыі выява цэлай Зямлі (рэстаўрацыя). Зроблена арбітальнай станцыяй 8 жніўня 1967 года

Вугал нахілу зямной восі адносна пастаянны на працягу доўгага часу. Аднак ён нязначна зрушваецца (гэтыя змены вядомыя як нутацыя) з перыядычнасцю 18,6 гадоў. Таксама існуюць доўгаперыядычныя ваганні (каля 41 000 гадоў), вядомыя як цыклы Міланкавіча. Арыентацыя восі Зямлі з цягам часу таксама змяняецца, працягласць перыяду прэцэсіі складае 25 000 гадоў; гэтая прэцэсія з’яўляецца прычынай адрознення зорнага года і трапічнага года. Абодва гэтыя рухі выкліканыя прыцягненнем, дзеючым з боку Сонца і Месяца на экватарыяльную выпукласць Зямлі. Полюсы Зямлі перамяшчаюцца адносна яе паверхні на некалькі метраў. Такі рух полюсаў мае разнастайныя цыклічныя складнікі, якія разам называюцца квазіперыядычным рухам. У дадатак да гадавых кампанентаў гэтага руху існуе 14-месячны цыкл, названы чандлераўскім рухам полюсаў Зямлі. Хуткасць кручэння Зямлі таксама не пастаянная, што адлюстроўваецца ў змене працягласці сутак.

У цяперашні час Зямля праходзіць перыгелій каля 3 студзеня, а афелій — прыкладна 4 ліпеня. Колькасць сонечнай энергіі, якая дасягае Зямлі ў перыгеліі, на 6,9 % большая, чым у афеліі, бо адлегласць ад Зямлі да Сонца ў афеліі большая на 3,4 %. Гэта тлумачыцца законам адваротных квадратаў. Паколькі паўднёвае паўшар’е нахілена ў бок Сонца прыкладна ў той жа час, калі Зямля знаходзіцца бліжэй за ўсё да Сонца, то на працягу года яно атрымлівае крыху больш сонечнай энергіі, чым паўночнае. Аднак гэты эфект істотна менш значны, чым змена поўнай энергіі, абумоўленая нахілам зямной восі, і, акрамя таго, большая частка лішняй энергіі паглынаецца вялікай колькасцю вады паўднёвага паўшар’я.

Для Зямлі радыус сферы Хіла_ru (сфера ўплыву зямной гравітацыі) роўны прыкладна 1,5 млн км. Гэта максімальная адлегласць, на якой уплыў гравітацыі Зямлі большы, чым уплыў гравітацыі іншых планет і Сонца.

Назіранне

Упершыню Зямля была сфатаграфавана з космасу ў 1959 апаратам Эксплорэр-6. Першым чалавекам, які ўбачыў Зямлю з космасу, стаў у 1961 годзе Юрый Гагарын. Экіпаж Апалона-8_en у 1968 годзе першым назіраў узыход Зямлі з месяцавай арбіты. У 1972 годзе экіпаж Апалона-17 зрабіў знакаміты здымак Зямлі — «The Blue Marble».

З адкрытага космасу і са «знешніх» планет (размешчаных за арбітай Зямлі) можна назіраць праходжанне Зямлі праз фазы, падобныя месяцавым, гэтак жа, як зямны назіральнік можа бачыць фазы Венеры_ru (адкрытыя Галілеа Галілеем).

Месяц

Асноўны артыкул: Месяц, спадарожнік Зямлі

Месяц — адносна вялікі планетападобны спадарожнік з дыяметрам, роўным чвэрці зямнога. Гэта найбольшы, у адносінах да памераў сваёй планеты, спадарожнік Сонечнай сістэмы.

Выгляд Зямлі і Месяца з Марса

Гравітацыйнае прыцягненне паміж Зямлёй і Месяцам з’яўляецца прычынай зямных прыліваў і адліваў. Аналагічны эфект на Месяцы выяўляецца ў тым, што ён увесь час павернуты да Зямлі адным і тым жа бокам (перыяд абароту Месяца вакол сваёй восі роўны перыяду яго абароту вакол Зямлі). Гэта называецца прыліўнай сінхранізацыяй. Падчас абароту Месяца вакол Зямлі Сонца асвятляе розныя ўчасткі паверхні спадарожніка, што праяўляецца ў з’яве месяцавых фаз: цёмная частка паверхні аддзяляецца ад светлай тэрмінатарам.

З-за прыліўнай сінхранізацыі Месяц аддаляецца ад Зямлі прыкладна на 38 мм у год. Праз мільёны гадоў гэта малюсенькае змяненне, а таксама павелічэнне зямнога дня на 23 мкс у год, прывядуць да значных змен. Так, напрыклад, у дэвоне (прыкладна 410 млн гадоў таму) у годзе было 400 дзён, а суткі доўжыліся 21,8 гадзіны.

Поўны Месяц

Месяц можа істотна паўплываць на развіццё жыцця шляхам змены клімату на планеце. Палеанталагічныя знаходкі і камп’ютарныя мадэлі паказваюць, што нахіл зямной восі стабілізуецца прыліўнай сінхранізацыяй Зямлі з Месяцам. Калі б вось кручэння Зямлі прыблізілася да плоскасці экліптыкі, то ў выніку клімат на планеце стаў бы надзвычай суровым. Адзін з полюсаў быў бы накіраваны прама на Сонца, а другі — у процілеглы бок, і па меры абароту Зямлі вакол Сонца яны мяняліся б месцамі. Полюсы былі б накіраваныя прама на Сонца летам і зімой. Планетолагі_ru, якія вывучалі такую ​​сітуацыю, сцвярджаюць, што, у такім выпадку на Зямлі вымерлі б усе буйныя жывёлы і вышэйшыя расліны.

Бачны з Зямлі вуглавы памер Месяца вельмі блізкі да бачнага памеру Сонца. Вуглавыя памеры (і цялесны вугал) гэтых двух нябесных цел блізкія, таму што хоць дыяметр Сонца і больш за месяцавы ў 400 разоў, яно знаходзіцца ў 400 разоў далей ад Зямлі. Дзякуючы гэтай акалічнасці і наяўнасці значнага эксцэнтрысітэту арбіты Месяца, на Зямлі могуць назірацца як поўныя, так і кольцападобныя зацьменні.

Найбольш распаўсюджаная гіпотэза паходжання Месяца, гіпотэза гіганцкага сутыкнення, сцвярджае, што Месяц утварыўся ў выніку сутыкнення протапланеты Тэя (памерам прыкладна з Марс) з прота-Зямлёй. Гэта, сярод іншага, тлумачыць прычыны падабенства і адрознення складу месяцавага грунту і зямнога.

У цяперашні час у Зямлі няма іншых натуральных спадарожнікаў, акрамя Месяца, аднак ёсць па меншай меры два натуральныя саарбітальныя спадарожнікі — гэта астэроіды 3753 Круітні, 2002 AA29 і мноства штучных.

Паказ маштабу адносных памераў Зямлі, Месяца і адлегласці паміж імі

Патэнцыяльна небяспечныя аб’екты

Падзенне на Зямлю буйных (дыяметрам у некалькі тысяч км) астэроідаў пагражае яе разбурэннем, аднак усе назіраныя ў сучасную эпоху падобныя целы для гэтага занадта малыя і іх падзенне небяспечна толькі для біясферы. Згодна з распаўсюджанай гіпотэзай, такія падзенні маглі паслужыць прычынай некалькіх масавых выміранняў, але адназначнага адказу дагэтуль не атрымана.

Астэроіды з перыгелійнымі адлегласцямі, меншымі або роўнымі 1,3 астранамічнай адзінкі лічацца такімі, што збліжаюцца з Зямлёй. Астэроіды, якія могуць у агляднай будучыні наблізіцца да Зямлі на адлегласць, меншую або роўную 0,05 а. а., і абсалютная зорная велічыня якіх не перавышае 22m, лічацца патэнцыяльна небяспечнымі аб’ектамі. Калі ўзяць сярэдняе альбеда астэроідаў роўным 0,13, то гэтаму значэнні адпавядаюць целы, памер якіх у папярочніку перавышае 150 м. Цела меншых памераў пры праходжанні праз атмасферу большай часткай разбураюцца і згараюць, не пагражаючы Зямлі істотна. Такія аб’екты могуць прычыніць толькі лакальную шкоду. Толькі 20 % астэроідаў, якія збліжаюцца з Зямлёй, з’яўляюцца патэнцыяльна небяспечнымі.

Геаграфічныя звесткі

Асноўны артыкул: Геаграфія

Фізічная карта Зямлі

Плошча

• Паверхня: 510,072 млн км²
• Суша: 148,94 млн км² (29,1 %)
• Вада: 361,132 млн км² (70,9 %)

Даўжыня берагавой лініі: 356 000 км

Выкарыстанне сушы

Даныя на 2011 год

• ралля — 10,43 %
•  — 1,15 %
• іншае — 88,42 %

Паліўныя землі: 3 096 621,45 км² (на 2011 год)

Сацыяльна-эканамічная геаграфія

Асноўныя артыкулы: Чалавек разумны, Сацыяльна-эканамічная геаграфія і Насельніцтва Зямлі

31 кастрычніка 2011 года насельніцтва Зямлі дасягнула 7 мільярдаў чалавек. Паводле ацэнак ААН, насельніцтва Зямлі дасягне 7,3 млрд у 2013 годзе і 9,2 млрд у 2050 годзе. Чакаецца, што асноўная доля росту насельніцтва прыйдзецца на краіны, якія развіваюцца. Сярэдняя шчыльнасць насельніцтва на сушы каля 47 чал./км², у розных месцах Зямлі моцна адрозніваецца, прычым найвышэйшай яна з’яўляецца ў Азіі. Паводле прагнозаў, к 2030 года ўзровень урбанізацыі насельніцтва дасягне 60 %, тады як цяпер ён складае 49 % у сярэднім па свеце.

На 12 чэрвеня 2013 за межамі Зямлі пабываў 531 чалавек, з іх 12 былі на Месяцы.

Роля ў культуры

Фатаграфія Зямлі з касмічнага карабля Апалон-17.

Стальны стылізаваны глобус «Унісфера_ru» вышынёй 43 метры ў Нью-Ёрку.

Слова «зямля» ўзыходзіць да праслав.: *zemja з тым жа значэннем, якое, у сваю чаргу, паходзіць ад пра-і.е.: *d^heĝ^hōm «зямля».

У англійскай мове Зямля — Earth. Гэтае слова працягвае старажытнаанглійскае eorthe і сярэднеанглійскае erthe. Як імя планеты Earth ўпершыню было выкарыстана каля 1400 [195]. Гэта адзіная назва планеты, якая не была ўзята з грэка-рымскай міфалогіі.

🜨

Стандартны астранамічны знак Зямлі — крыж, акрэслены акружнасцю. Гэты сімвал выкарыстоўваўся ў розных культурах для розных мэт. Іншая версія сімвала — крыж на вяршыні круга (♁), стылізаваная дзяржава; выкарыстоўваўся ў якасці ранняга астранамічнага сімвала планеты Зямля.

У многіх культурах Зямлю абагаўлялі. Яна асацыюецца з багіняй, багіняй-маці, называецца Маці Зямля, нярэдка паказваецца як багіня ўрадлівасці.

У ацтэкаў Зямля называлася Тананцын — «наша маці». У кітайцаў — гэта багіня Хоу-Ту (后土), падобная на грэчаскую багіню Зямлі — Гею. У скандынаўскай міфалогіі багіня Зямлі Ёрд_ru была маці Тора і дачкой Анара. У старажытнаегіпецкай міфалогіі, у адрозненне ад многіх іншых культур, Зямля атаясамліваецца з мужчынам — бог Геб, а неба з жанчынай — багіня Нут.

У многіх рэлігіях існуюць міфы аб узнікненні свету, якія апавядаюць пра стварэнне Зямлі адным ці некалькімі бажаствамі.

У мностве антычных культур Зямля лічылася плоскай, так, у культуры Месапатаміі, свет уяўляўся ў выглядзе плоскага дыска, які плаваў па паверхні акіяна. Дапушчэнні аб сферычнай форме Зямлі былі зроблены старагрэчаскімі філосафамі; такога погляду прытрымліваўся Піфагор. У Сярэднявеччы большасць еўрапейцаў лічыла, што Зямля мае форму шара, што было засведчана такім мысліцелем як Фама Аквінскі. Да з’яўлення касмічных палётаў меркаванні аб шарападобнай форме Зямлі былі заснаваны на назіранні другасных прыкмет і на аналагічнай форме іншых планет.

Тэхнічны прагрэс другой паловы XX стагоддзя змяніў агульнае ўспрыманне Зямлі. Да пачатку касмічных палётаў Зямля часта адлюстроўвалася як зялёны свет. Фантаст Фрэнк Паўль, магчыма, першым адлюстраваў бясхмарную блакітную планету (з выразна выдзеленай сушай) на абароце ліпеньскага выпуску часопіса Amazing Stories у 1940 годзе.

У 1972 годзе экіпажам Апалона-17 была зроблена знакамітая фатаграфія Зямлі, якая атрымала назву «Blue Marble» (Блакітны Мармур). Здымак Зямлі, зроблены ў 1990 годзе Вояджэрам-1 з вялізнай ад яе адлегласці, падштурхнуў Карла Сагана параўнаць планету з бледнай блакітнай кропкай (Pale Blue Dot). Параўноўвалі Зямлю і з вялікім касмічным караблём з сістэмай жыццезабеспячэння, якую неабходна падтрымліваць. Біясферу Зямлі часам разглядалі як адзін вялікі арганізм.

Экалогія

У апошнія два стагоддзі рух у абарону навакольнага асяроддзя праяўляе занепакоенасць уплывам дзейнасці чалавецтва на прыроду Зямлі. Ключавымі задачамі гэтага сацыяльна-палітычнага руху з’яўляюцца абарона прыродных рэсурсаў, ліквідацыя забруджвання. Абаронцы прыроды выступаюць за экалагічна рацыянальнае выкарыстанне рэсурсаў планеты і кіраванне навакольным асяроддзем. Гэтага, на іх думку, можна дамагчыся шляхам унясення змяненняў у дзяржаўную палітыку і змяненнем індывідуальных адносін кожнага чалавека. Гэта асабліва тычыцца буйнамаштабнага выкарыстання неаднаўляльных рэсурсаў. Неабходнасць уліку ўплыву вытворчасці на навакольнае асяроддзе накладае дадатковыя выдаткі, што прыводзіць да ўзнікнення канфлікту паміж камерцыйнымі інтарэсамі і ідэямі прыродаахоўных рухаў.

Будучыня Зямлі

Асноўны артыкул: Будучыня Зямлі

Будучыня планеты цесна звязана з будучыняй Сонца. У выніку назапашвання ў ядры Сонца «адпрацаванага» гелію свяцільнасць_ru зоркі пачне павольна ўзрастаць. Яна павялічыцца на 10 % на працягу наступных 1,1 млрд гадоў, і ў выніку гэтага заселеная зона_ru Сонечнай сістэмы перамесціцца за межы сучаснай зямной арбіты. Паводле некаторых кліматычных мадэлей, павелічэнне колькасці сонечнага выпраменьвання, якое падае на паверхню Зямлі, прывядзе да катастрафічных наступстваў, уключаючы магчымасць поўнага выпарэння ўсіх акіянаў.

Павышэнне тэмпературы паверхні Зямлі паскорыць неарганічную цыркуляцыю CO_2ru, паменшыўшы яго канцэнтрацыю да смяротнага для раслін узроўню (10 для ) за 500—900 млн гадоў. Знікненне расліннасці прывядзе да зніжэння ўтрымання кіслароду ў атмасферы і жыццё на Зямлі стане немагчымым за некалькі мільёнаў гадоў. Яшчэ праз мільярд гадоў вада з паверхні планеты знікне цалкам, а сярэднія тэмпературы паверхні дасягнуць 70 °С. Большая частка сушы стане непрыдатнай для існавання жыцця, і яно ў першую чаргу павінна застацца ў акіяне. Але нават калі б Сонца было вечным і нязменным, то ўнутранае астуджэнне Зямлі магло б прывесці да страты большай часткі атмасферы і акіянаў (з-за зніжэння вулканічнай актыўнасці). К таму часу адзінымі жывымі істотамі на Зямлі застануцца экстрэмафілы, арганізмы, здольныя вытрымліваць высокую тэмпературу і недахоп вады.

Праз 3,5 мільярда гадоў ад цяперашняга часу свяцільнасць Сонца павялічыцца на 40 % у параўнанні з сучасным узроўнем. Умовы на паверхні Зямлі к таму часу будуць падобныя на паверхневыя ўмовы сучаснай Венеры: акіяны цалкам выпарацца і выляцяць у космас, паверхня стане бясплоднай распаленай пустыняй. Гэтая катастрофа зробіць немагчымым існаванне якіх-небудзь форм жыцця на Зямлі. Праз 7,05 млрд гадоў у сонечным ядры скончацца запасы вадароду. Гэта прывядзе да таго, што Сонца сыдзе з галоўнай паслядоўнасці і пяройдзе ў стадыю чырвонага гіганта. Мадэль паказвае, што яно павялічыцца ў радыусе да велічыні, роўнай прыкладна 120 % цяперашняга радыуса арбіты Зямлі (1,2 а. а.), а яго свяцільнасць узрасце ў 2350—2730 раз. Аднак да таго часу арбіта Зямлі можа павялічыцца да 1,4 а. а., бо прыцягненне Сонца аслабне з-за таго, што яно страціць 28-33 % сваёй масы ў выніку ўзмацнення сонечнага ветру. Аднак даследаванні 2008 года паказваюць, што Зямля, магчыма, усё ж такі будзе паглынутая Сонцам у выніку прыліўных узаемадзеянняў_ru з яго знешняй абалонкай.

К таму часу паверхня Зямлі будзе расплаўленай, бо тэмпература на ёй дасягне 1370 °С. Атмасфера Зямлі, імаверна, будзе вынесена ў касмічную прастору моцным сонечным ветрам ад чырвонага гіганта. З паверхні Зямлі Сонца будзе выглядаць як велізарны чырвоны круг з вуглавымі памерамі ≈160°, займаючы тым самым большую частку неба. Праз 10 млн гадоў з таго часу, як Сонца ўвойдзе ў фазу чырвонага гіганта, тэмпературы ў сонечным ядры дасягнуць 100 млн K, адбудзецца геліевая ўспышка_ru, і пачнецца тэрмаядзерная рэакцыя сінтэзу вугляроду і кіслароду з гелію, Сонца паменшыцца ў радыусе да 9,5 сучасных. Стадыя «выпальвання гелію» працягнецца 100—110 мільёнаў гадоў, пасля чаго паўторыцца бурнае пашырэнне знешніх абалонак зоркі, і яна зноў стане чырвоным гігантам. Выйшаўшы на асімптатычную вобласць гігантаў, Сонца павялічыцца ў дыяметры ў 213 разоў у параўнанні з сучасным памерам. Праз 20 мільёнаў гадоў пачнецца перыяд нестабільных пульсацый паверхні зоркі. Гэтая фаза існавання Сонца будзе суправаджацца магутнымі ўспышкамі, часам яго свяцільнасць будзе перавышаць сучасны ўзровень у 5000 раз. Гэта будзе адбывацца ад таго, што ў тэрмаядзерную рэакцыю будуць уступаць раней не закранутыя рэшткі гелію.

Яшчэ праз прыкладна 75 000 гадоў (паводле іншых крыніц — 400 000) Сонца скіне абалонкі, і ў канчатковым выніку ад чырвонага гіганта застанецца толькі яго маленькае цэнтральнае ядро — белы карлік, невялікі, гарачы, але вельмі шчыльны аб’ект, з масай каля 54,1 % ад першапачатковай сонечнай. Калі Зямля зможа пазбегнуць паглынання знешнімі абалонкамі Сонца падчас фазы чырвонага гіганта, то яна будзе існаваць яшчэ многія мільярды (і нават трыльёны) гадоў, да таго часу, пакуль будзе існаваць Сусвет, аднак умоў для паўторнага ўзнікнення жыцця (па меншай меры, у яго цяперашнім выглядзе) на Зямлі не будзе. З уваходжаннем Сонца ў фазу белага карліка, паверхня Зямлі паступова астыне і пагрузіцца ў змрок. Калі ўявіць памеры Сонца з паверхні Зямлі будучыні, то яно будзе выглядаць не як дыск, а як зіхатлівая кропка з вуглавымі памерамі каля 0°0’9".

Гл. таксама

• Атмасфера Зямлі
• Геаграфічная абалонка
• Узрост Зямлі
• Геахраналагічная шкала
• The Blue Marble
• Атмасферны ціск
• Навукі аб Зямлі

Заўвагі

1. Афелій = a × (1 + e), перыгелій = a × (1 - e), дзе а — вялікая паўвось, e — эксцэнтрысітэт.
2. ${\displaystyle v_{1}={\sqrt {G{\frac {M}{R}}}}}$
3. Зыходзячы з таго, што плошча ўсёй паверхні Зямлі — 5,1×10⁸ км².
4. Для Зямлі радыус Хіла:

   ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}R_{H}=a\left({\frac {m}{3M}}\right)^{\frac {1}{3}}\end{smallmatrix}}}$,

   дзе m — маса Зямлі, a — астранамічная адзінка, M — маса Сонца. Такім чынам, радыус у астранамічных адзінках роўны: ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left({\frac {1}{3\cdot 332946}}\right)^{\frac {1}{3}}=0,01\end{smallmatrix}}}$.
5. ${\displaystyle \alpha =2\arctan \left({\tfrac {d}{2D}}\,\right),}$ дзе α — вуглавы памер назіранага аб’екта, D — адлегласць да яго, d — яго дыяметр. Калі Сонца стане чырвоным гігантам, то яго дыяметр (d) дасягне прыкладна 1,2·2·150 млн км = 360 млн км. Адлегласць паміж цэнтрамі Зямлі і Сонца (D) можа павялічыцца да 1,4 а.а., а паміж паверхнямі — да 0,2 а.а, г.зн. 0,2·150 млн км = 30 млн км.
6. ${\displaystyle \alpha =2\arctan \left({\tfrac {d}{2D}}\,\right);}$ калі Сонца скіне абалонкі, то яго дыяметр (d) стане прыкладна роўным зямному, гэта значыць каля 13 000 км. Адлегласць паміж Зямлёй і цэнтрам Сонца будзе роўна 1,85 а. а., Гэта значыць D = 1,85·150 млн км = 280 млн км.

Крыніцы

1. Orbital Ephemerides of the Sun, Moon, and Planets (нявызн.) (PDF)(недаступная спасылка). International Astronomical Union Commission 4:, Ephemerides. Архівавана з першакрыніцы 14 кастрычніка 2012. Праверана 3 красавіка 2010. См. табл. 8.10.2. Рассчитано исходя из значения 1 а.е. = 149 597 870 700(3) м.
2. David R. Williams.. Earth Fact Sheet (англ.). NASA (1 ліпеня 2013). Архівавана з першакрыніцы 10 мая 2013. Праверана 8 красавіка 2014.
3. Useful Constants (нявызн.). (7 жніўня 2007). Архівавана з першакрыніцы 3 лістапада 2012. Праверана 23 верасня 2008.
4. Allen, Clabon Walter; Cox, Arthur N. (2000). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. p. 294. ISBN 0-387-98746-0. Праверана 2011-03-13.
5. US Space Command. Reentry Assessment - US Space Command Fact Sheet (нявызн.). SpaceRef Interactive (1 сакавіка 2001). Архівавана з першакрыніцы 19 студзеня 2013. Праверана 7 мая 2011.
6. World Geodetic System (WGS-84). Available online Архівавана 11 сакавіка 2020. from National Geospatial-Intelligence Agency.
7. How WGS 84 defines Earth (нявызн.) (26 кастрычніка 2010). Архівавана з першакрыніцы 15 кастрычніка 2012. Праверана 29 красавіка 2011.
8. Pidwirny, Michael (2006-02-02). "Surface area of our planet covered by oceans and continents. (Table 8o-1)". Fundamentals of Physical Geography. University of British Columbia, Okanagan. Праверана 2007-11-26.
9. World (нявызн.)(недаступная спасылка). The World Factbook. Central Intelligence Agency. Архівавана з першакрыніцы 5 студзеня 2010. Праверана 8 красавіка 2014.
10. Arthur N. Cox, рэд. (2000). Allen's Astrophysical Quantities (4th ed.). New York: AIP Press. p. 244. ISBN 0-387-98746-0. Праверана 2010-08-17.
11. Clabon Walter Allen and Arthur N. Cox (2000). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. p. 296. ISBN 0-387-98746-0.
12. В Антарктиде зафиксирована рекордно низкая температура — Рамблер-Новости
13. Kinver, Mark (2009-12-10). "Global average temperature may hit record level in 2010". BBC Online. Праверана 2010-04-22.
14. World: Highest Temperature (нявызн.). WMO Weather and Climate Extremes Archive. Arizona State University. Архівавана з першакрыніцы 4 жніўня 2012. Праверана 7 жніўня 2010.
15. Долина Смерти признана самым жарким местом в мире
16. Trends in Atmospheric Carbon Dioxide (нявызн.). Earth System Research Laboratory. Архівавана з першакрыніцы 19 студзеня 2013.
17. Drinkwater, Mark; Kerr, Yann; Font, Jordi; Berger, Michael (February 2009). "Exploring the Water Cycle of the 'Blue Planet': The Soil Moisture and Ocean Salinity (SMOS) mission" (PDF). ESA Bulletin (137). : 6–15. A view of Earth, the 'Blue Planet' [...] When astronauts first went into the space, they looked back at our Earth for the first time, and called our home the 'Blue Planet'.
18. Лебедев Л., Лукьянов Б., Романов А. Сыны голубой планеты. — Издательство политической литературы, 1971. — 328 с.
19. Герман Титов. Голубая моя планета. — Воениздат, 1973. — 240 с.
20. * Dalrymple, G. Brent. (1994). The Age of the Earth. California: Stanford University Press. ISBN 0-8047-1569-6.
    • Newman, William L.. Age of the Earth (нявызн.). Publications Services, USGS (9 ліпеня 2007). Архівавана з першакрыніцы 19 снежня 2013. Праверана 20 верасня 2007.
    • Dalrymple, G. Brent (2001). "The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved". Geological Society, London, Special Publications. 190 (1): 205–221. :2001GSLSP.190..205D. :10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14.
    • Stassen, Chris. The Age of the Earth (нявызн.). TalkOrigins Archive (10 верасня 2005). Архівавана з першакрыніцы 8 жніўня 2012. Праверана 30 снежня 2008.
21. Harrison, Roy M.; Hester, Ronald E. (2002). Causes and Environmental Implications of Increased UV-B Radiation. Royal Society of Chemistry. ISBN 0-85404-265-2.
22. Зямля — артыкул з
23. Войткевич В. Г. Строение и состав Земли // Происхождение и химическая эволюция Земли / под ред. Л. И. Приходько. — М.: Наука, 1973. — С. 57-62. — 168 с.
24. Freeze, Fry or Dry: How Long Has the Earth Got? (нявызн.) (25 лютага 2000). Архівавана з першакрыніцы 5 чэрвеня 2009. Праверана 27 верасня 2014.
25. Carrington, Damian (2000-02-21). "Date set for desert Earth". BBC News. Праверана 2007-03-31.
26. Li, King-Fai; Pahlevan, Kaveh; Kirschvink, Joseph L.; Yung, Yuk L. (2009). "Atmospheric pressure as a natural climate regulator for a terrestrial planet with a biosphere" (PDF). Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (24): 9576–9579. :2009PNAS..106.9576L. :10.1073/pnas.0809436106.  2701016. PMID 19487662. Праверана 2009-07-19.
27. Yoder, Charles F. (1995). T. J. Ahrens (рэд.). Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants. Washington: American Geophysical Union. p. 8. ISBN 0-87590-851-9. Архівавана з арыгінала 21 красавіка 2009. Праверана 2007-03-17.
28. Lambeck, K. (1977). "Tidal Dissipation in the Oceans: Astronomical, Geophysical and Oceanographic Consequences". Philosophical Transactions for the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. 287 (1347): 545–594. :1977RSPTA.287..545L. :10.1098/rsta.1977.0159.
29. Touma, Jihad; Wisdom, Jack (1994). "Evolution of the Earth-Moon system". The Astronomical Journal. 108 (5): 1943–1961. :1994AJ....108.1943T. :10.1086/117209.
30. Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G. (2002). "A new determination of lunar orbital parameters, precession constant and tidal acceleration from LLR measurements". Astronomy and Astrophysics. 387 (2): 700–709. :2002A&A...387..700C. :10.1051/0004-6361:20020420. ISSN 0004-6361.
31. И. Лалаянц. Динозавров погубили... космические странники (нявызн.). (1 жніўня 1993). Архівавана з першакрыніцы 14 ліпеня 2013. Праверана 13 ліпеня 2013.
32. May, Robert M. (1988). "How many species are there on earth?". Science. 241 (4872): 1441–1449. :1988Sci...241.1441M. :10.1126/science.241.4872.1441. PMID 17790039.
33. Дождь и снег появляются благодаря бактериям в облаках (руск.). Membrana.ru. Архівавана з першакрыніцы 19 студзеня 2013.
34. Encrenaz, T. (2004). The solar system (3rd ed.). Berlin: Springer. p. 89. ISBN 978-3-540-00241-3.
35. Matson, John. Luminary Lineage: Did an Ancient Supernova Trigger the Solar System's Birth? (нявызн.). Scientific American (7 ліпеня 2010). Архівавана з першакрыніцы 8 жніўня 2012. Праверана 13 красавіка 2012.
36. P. Goldreich, W. R. Ward (1973). "The Formation of Planetesimals". Astrophysical Journal. 183: 1051–1062. :1973ApJ...183.1051G. :10.1086/152291.
37. Yin, Qingzhu; Jacobsen, S. B.; Yamashita, K.; Blichert-Toft, J.; Télouk, P.; Albarède, F. (2002). "A short timescale for terrestrial planet formation from Hf-W chronometry of meteorites". Nature. 418 (6901): 949–952. :2002Natur.418..949Y. :10.1038/nature00995. PMID 12198540.
38. Kleine, Thorsten; Palme, Herbert; Mezger, Klaus; Halliday, Alex N. (2005-11-24). "Hf-W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon". Science. 310 (5754): 1671–1674. :2005Sci...310.1671K. :10.1126/science.1118842. PMID 16308422.
39. R. Canup and E. Asphaug (2001). "Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation". Nature. 412: 708–712.
40. Луна образовалась от колоссального по масштабу столкновения земли с иной планетой? Наука и жизнь. № 8, 2004.
41. Canup, R. M.; Asphaug, E. (Fall Meeting 2001). «An impact origin of the Earth-Moon system». Abstract #U51A-02, American Geophysical Union.
42. Halliday, A.N.; 2006: The Origin of the Earth; What’s New?, Elements 2(4), p. 205-210.
43. Where did the Moon come from? (англ.). starchild.gsfc.nasa.gov. — «When young Earth and this rogue body collided, the energy involved was 100 million times larger than the much later event believed to have wiped out the dinosaurs.»  Архівавана з першакрыніцы 14 чэрвеня 2013. Праверана 14 чэрвеня 2013.
44. High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, HEASARC. StarChild Question of the Month for October 2001 (нявызн.). NASA Goddard Space Flight Center. Архівавана з першакрыніцы 8 жніўня 2012. Праверана 20 April 2012.
45. Stanley 2005
46. Liu, Lin-Gun (1992). "Chemical composition of the Earth after the giant impact". Earth, Moon and Planets. 57 (2): 85–97. :1992EM&P...57...85L. :10.1007/BF00119610.
47. Newsom, Horton E.; Taylor, Stuart Ross (1989). "Geochemical implications of the formation of the Moon by a single giant impact". Nature. 338 (6210): 29–34. :1989Natur.338...29N. :10.1038/338029a0.
48. Taylor, G. Jeffrey. Origin of the Earth and Moon (нявызн.)(недаступная спасылка). NASA (26 красавіка 2004). Архівавана з першакрыніцы 8 жніўня 2012. Праверана 27 сакавіка 2006.
49. Войткевич В. Образование основных оболочек Земли // Происхождение и химическая эволюция Земли / под ред. Л. И. Приходько. — М.: Наука, 1973. — С. 99-108. — 168 с.
50. Charles Frankel, 1996, Volcanoes of the Solar System, Cambridge University Press, pp. 7—8, ISBN 0-521-47770-0
51. Morbidelli, A.; et al. (2000). "Source regions and time scales for the delivery of water to Earth". Meteoritics & Planetary Science. 35 (6): 1309–1320. :2000M&PS...35.1309M. :10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x.
52. Kasting, James F. (1993). "Earth's early atmosphere". Science. 259 (5097): 920–926. :10.1126/science.11536547. PMID 11536547.
53. Guinan, E. F.; Ribas, I. (2002). "Our Changing Sun: The Role of Solar Nuclear Evolution and Magnetic Activity on Earth's Atmosphere and Climate". In Benjamin Montesinos, Alvaro Gimenez and Edward F. Guinan (рэд.). ASP Conference Proceedings: The Evolving Sun and its Influence on Planetary Environments. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. :2002ASPC..269...85G. ISBN 1-58381-109-5.
54. Staff (March 4, 2010). "Oldest measurement of Earth's magnetic field reveals battle between Sun and Earth for our atmosphere". Physorg.news. Праверана 2010-03-27.
55. Murphy, J. B.; Nance, R. D. (1965). "How do supercontinents assemble?". American Scientist. 92: 324–33. Архівавана з арыгінала 28 верасня 2010. Праверана 2007-03-05.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
56. Зямля — артыкул з БСЭ
57. (2005). Evolution. Sunderland, Massachusetts: Sinuer Associates, Inc. ISBN 0-87893-187-2.
58. Doolittle, W. F. (2000), "Uprooting the tree of life" (PDF), Scientific American, 282 (6): 90–95, :10.1038/scientificamerican0200-90, PMID 10710791
59. Glansdorff, N.; Xu, Y; Labedan, B. (2008). "The Last Universal Common Ancestor: Emergence, constitution and genetic legacy of an elusive forerunner". Biology Direct. 3: 29. :10.1186/1745-6150-3-29.  2478661. PMID 18613974.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: непазначаны свабодны DOI (спасылка)
60. Ariel D. Anbar, Yun Duan1, Timothy W. Lyons, Gail L. Arnold, Brian Kendall, Robert A. Creaser, Alan J. Kaufman, Gwyneth W. Gordon, Clinton Scott, Jessica Garvin и Roger Buick A Whiff of Oxygen Before the Great Oxidation Event?(англ.) // Science. — 2007. — Т. 317. — № 5846. — С. 1903-1906. — DOI:10.1126/science.1140325 (Праверана 10 студзеня 2012)
61. Berkner, L. V.; Marshall, L. C. (1965). "On the Origin and Rise of Oxygen Concentration in the Earth's Atmosphere". Journal of Atmospheric Sciences. 22 (3): 225–261. :1965JAtS...22..225B. :10.1175/1520-0469(1965)022<0225:OTOARO>2.0.CO;2.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
62. Обнаружены самые древние многоклеточные (нявызн.). BBC News. Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2013. Праверана 1 лютага 2013.
63. Burton, Kathleen. Astrobiologists Find Evidence of Early Life on Land (нявызн.). NASA (29 лістапада 2000). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 5 сакавіка 2007.
64. Kirschvink, J. L. (1992). Schopf, J.W.; Klein, C. (рэд-ры). The Proterozoic Biosphere: A Multidisciplinary Study. Cambridge University Press. pp. 51–52. ISBN 0-521-36615-1.
65. «The oldest fossils reveal evolution of non-vascular plants by the middle to late Ordovician Period (~450-440 m.y.a.) on the basis of fossil spores» Transition of plants to land Архівавана 2 лістапада 2013.
66. Metazoa: Fossil Record (нявызн.). Архівавана з першакрыніцы 22 ліпеня 2012. Праверана 28 верасня 2014.
67. Shu; Luo, H-L.; Conway Morris, S.; Zhang, X-L.; Hu, S-X.; Chen, L.; Han, J.; Zhu, M.; Li, Y.; et al. (November 4, 1999). "Lower Cambrian vertebrates from south China". Nature. 402 (6757): 42–46. :1999Natur.402...42S. :10.1038/46965.
68. Raup, D. M.; Sepkoski, J. J. (1982). "Mass Extinctions in the Marine Fossil Record". Science. 215 (4539): 1501–1503. Праверана 2007-03-05.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
69. Benton M. J. (2005). When Life Nearly Died: The Greatest Mass Extinction of All Time. Thames & Hudson. ISBN 978-0500285732.
70. Barry, Patrick L.. The Great Dying (нявызн.)(недаступная спасылка). Science@NASA. Science and Technology Directorate, Marshall Space Flight Center, NASA (28 студзеня 2002). Архівавана з першакрыніцы 16 лютага 2012. Праверана March 26, 2009.
71. Tanner L.H., Lucas S.G. & Chapman M.G. (2004). "Assessing the record and causes of Late Triassic extinctions" (PDF). Earth-Science Reviews. 65 (1–2): 103–139. :2004ESRv...65..103T. :10.1016/S0012-8252(03)00082-5. Архівавана з арыгінала (PDF) 25 кастрычніка 2007. Праверана 2007-10-22.
72. Benton, M.J. (2004). Vertebrate Paleontology. Blackwell Publishers. xii-452. ISBN 0-632-05614-2.
73. Fastovsky D.E., Sheehan P.M. (2005). "The extinction of the dinosaurs in North America". GSA Today. 15 (3): 4–10. :10.1130/1052-5173(2005)015<4:TEOTDI>2.0.CO;2. Праверана 2007-05-18.
74. Gregory S. Paul. Летучие динозавры = Dinosaurs of the Air: The Evolution and Loss of Flight in Dinosaurs and Birds. — Princeton: Princeton University Press, 2006. — 272 с. — ISBN 978-0-691-12827-6.
75. Gould, Stephan J. (October 1994). "The Evolution of Life on Earth". Scientific American. Праверана 2007-03-05.
76. Wilkinson, B. H.; McElroy, B. J. (2007). "The impact of humans on continental erosion and sedimentation". Bulletin of the Geological Society of America. 119 (1–2): 140–156. Праверана 2007-04-22.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
77. Staff. Paleoclimatology — The Study of Ancient Climates (нявызн.). Page Paleontology Science Center. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 2 сакавіка 2007.
78. Planetary Magnetism (нявызн.)(недаступная спасылка). NASA (25 лістапада 2001). Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2013. Праверана 1 красавіка 2007.
79. Tackley, Paul J. (2000-06-16). "Mantle Convection and Plate Tectonics: Toward an Integrated Physical and Chemical Theory". Science. 288 (5473): 2002–2007. :2000Sci...288.2002T. :10.1126/science.288.5473.2002. PMID 10856206.
80. Мохоровичича поверхность — артыкул з БСЭ
81. Зямля — артыкул з БСЭ
82. Астеносфера — артыкул з БСЭ
83. Ядро Земли — артыкул з БСЭ
84. Tanimoto, Toshiro. Crustal Structure of the Earth // Global Earth Physics: A Handbook of Physical Constants / Thomas J. Ahrens. — Washington, DC: , 1995. — P. 214–224. — ISBN 0-87590-851-9. Архівавана 16 кастрычніка 2006.
85. Monnereau, Marc; Calvet, Marie; Margerin, Ludovic; Souriau, Annie (May 21, 2010). "Lopsided Growth of Earth's Inner Core". Science. 328 (5981): 1014–1017. :10.1126/science.1186212. PMID 20395477.
86. The 'Highest' Spot on Earth (нявызн.). Npr.org (7 красавіка 2007). Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2013. Праверана 31 ліпеня 2012.
87. Milbert, D. G.; Smith, D. A.. Converting GPS Height into NAVD88 Elevation with the GEOID96 Geoid Height Model (нявызн.). National Geodetic Survey, NOAA. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 07.03.2007.
88. Mohr, P.J.; Taylor, B.N.. Unit of length (meter) (нявызн.). NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. NIST Physics Laboratory (17 кастрычніка 2025). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 23 красавіка 2007.
89. Sandwell, D. T.; Smith, W. H. F.. Exploring the Ocean Basins with Satellite Altimeter Data (нявызн.). NOAA/NGDC (7 ліпеня 2026). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 21 красавіка 2007.
90. РИА Новости. «Ученые обнаружили горы на дне Марианской впадины» (нявызн.) (8 лютага 2012). Архівавана з першакрыніцы 31 мая 2012. Праверана 10 лютага 2012.
91. Senne, Joseph H. (2000). "Did Edmund Hillary Climb the Wrong Mountain". Professional Surveyor. 20 (5): 16–21.
92. Sharp, David (2005-03-05). "Chimborazo and the old kilogram". The Lancet. 365 (9462): 831–832. :10.1016/S0140-6736(05)71021-7. PMID 15752514.
93. Tall Tales about Highest Peaks (нявызн.). Australian Broadcasting Corporation. Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2013. Праверана 29 снежня 2008.
94. Brown, Geoff C.; Mussett, Alan E. (1981). The Inaccessible Earth (2nd ed.). Taylor & Francis. p. 166. ISBN 0-04-550028-2. Note: After Ronov and Yaroshevsky (1969).
95. Drew Weisenberger. How many atoms are there in the world? (англ.). Jefferson Lab. Праверана 6 лютага 2013.
96. Morgan, J. W.; Anders, E. (1980). "Chemical composition of Earth, Venus, and Mercury". Proceedings of the National Academy of Science. 71 (12): 6973–6977. Архівавана з арыгінала 18 ліпеня 2013. Праверана 2007-02-04.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
97. Turcotte, D. L.; Schubert, G. (2002). "4". Geodynamics (2 ed.). Cambridge, England, UK: Cambridge University Press. pp. 136–137. ISBN 978-0-521-66624-4.
98. Sanders, Robert (2003-12-10). "Radioactive potassium may be major heat source in Earth's core". UC Berkeley News. Праверана 2007-02-28.
99. Robert Sanders. Radioactive potassium may be major heat source in Earth's core (англ.). UC Berkeley News (10 снежня 2003). Архівавана з першакрыніцы 14 ліпеня 2013. Праверана 14 ліпеня 2013.
100. Alfè, D.; Gillan, M. J.; Vocadlo, L.; Brodholt, J; Price, G. D. (2002). "The ab initio simulation of the Earth's core" (PDF). Philosophical Transaction of the Royal Society of London. 360 (1795): 1227–1244. Архівавана з арыгінала (PDF) 30 верасня 2009. Праверана 28 верасня 2014.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
101. Richards, M. A.; Duncan, R. A.; Courtillot, V. E. (1989). "Flood Basalts and Hot-Spot Tracks: Plume Heads and Tails". Science. 246 (4926): 103–107. :1989Sci...246..103R. :10.1126/science.246.4926.103. PMID 17837768.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
102. Pollack, Henry N.; Hurter, Suzanne J.; Johnson, Jeffrey R. (August 1993). "Heat flow from the Earth's interior: Analysis of the global data set". Reviews of Geophysics. 31 (3): 267–280. :1993RvGeo..31..267P. :10.1029/93RG01249.
103. Sclater, John G; Parsons, Barry; Jaupart, Claude (1981). "Oceans and Continents: Similarities and Differences in the Mechanisms of Heat Loss". Journal of Geophysical Research. 86 (B12): 11535. :1981JGR....8611535S. :10.1029/JB086iB12p11535.
104. Staff. Crust and Lithosphere (нявызн.). Plate Tectonics & Structural Geology. The Geological Survey (27 лютага 2004). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 11 сакавіка 2007.
105. Зямля — артыкул з БСЭ
106. Зямля — артыкул з БСЭ
107. Jordan, T. H. (1979). "Structural geology of the Earth's interior". Proceedings National Academy of Science. 76 (9): 4192–4200. :1979PNAS...76.4192J. :10.1073/pnas.76.9.4192.  411539. PMID 16592703.
108. The Interior of the Earth (нявызн.). USGS (26 ліпеня 2001). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 24 сакавіка 2007.
109. Зямля — артыкул з БСЭ
110. Зямля — артыкул з БСЭ
111. The Earth’s Centre is 1000 Degrees Hotter than Previously Thought (нявызн.). European Synchrotron Radiation Facility (26 красавіка 2013). Архівавана з першакрыніцы 12 чэрвеня 2013. Праверана 12 чэрвеня 2013.
112. Brown, W. K.; Wohletz, K. H.. SFT and the Earth's Tectonic Plates (нявызн.)(недаступная спасылка). Los Alamos National Laboratory (2005). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 02.03.2007.
113. Kious, W. J.; Tilling, R. I.. Understanding plate motions (нявызн.). USGS (5 мая 1999). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 02.03.2007.
114. Meschede, M.; Udo Barckhausen, U.. Plate Tectonic Evolution of the Cocos-Nazca Spreading Center (нявызн.). Proceedings of the Ocean Drilling Program. Texas A&M University (20 лістапада 2000). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 2007-04-02 ,2.
115. Staff. GPS Time Series (нявызн.). NASA JPL. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 2 красавіка 2007.
116. Topographic Data and Images (англ.). NOAA National Geophysical Data Center. Архівавана з першакрыніцы 10 лютага 2013. Праверана 7 лютага 2013.
117. Pidwirny, Michael. Fundamentals of Physical Geography (2nd edition) (нявызн.). PhysicalGeography.net (2006). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 19 сакавіка 2007.
118. Kring, David A.. Terrestrial Impact Cratering and Its Environmental Effects (нявызн.). Lunar and Planetary Laboratory. Архівавана з першакрыніцы 19 студзеня 2013. Праверана 22 сакавіка 2007.
119. Duennebier, Fred. Pacific Plate Motion (нявызн.). University of Hawaii (12 жніўня 1999). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 14 сакавіка 2007.
120. Mueller, R.D.; Roest, W.R.; Royer, J.-Y.; Gahagan, L.M.; Sclater, J.G.. Age of the Ocean Floor Poster (нявызн.). NOAA (7 сакавіка 2007). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 14 сакавіка 2007.
121. Staff. Layers of the Earth (нявызн.)(недаступная спасылка). Volcano World. Архівавана з першакрыніцы 19 студзеня 2013. Праверана 11.03.2007.
122. Jessey, David. Weathering and Sedimentary Rocks (нявызн.). Cal Poly Pomona. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 20 сакавіка 2007.
123. Minerals (нявызн.). Museum of Natural History, Oregon. Архівавана з першакрыніцы 3 ліпеня 2007. Праверана 20 сакавіка 2007.
124. Cox, Ronadh. Carbonate sediments (нявызн.)(недаступная спасылка). Williams College (2003). Архівавана з першакрыніцы 5 красавіка 2009. Праверана 21 красавіка 2007.
125. FAO Staff (1995). FAO Production Yearbook 1994 (Volume 48 ed.). Rome, Italy: Food and Agriculture Organization of the United Nations. ISBN 92-5-003844-5.
126. Charette, Matthew A.; Smith, Walter H. F. (June 2010). "The Volume of Earth's Ocean" (PDF). Oceanography. 23 (2): 112–114. :10.5670/oceanog.2010.51. Архівавана з арыгінала (PDF) 30 верасня 2011. Праверана 2010-06-04.
127. World Water Resources and their use Beginning of the 21st century Prepared in the Framework of IHP UNESCO (нявызн.)(недаступная спасылка). State Hydrological Institute, St. Petersburg (1999). Архівавана з першакрыніцы 3 красавіка 2013. Праверана 10 жніўня 2006.
128. Leslie Mullen. Salt of the Early Earth (нявызн.). Astrobiology Magazine (11 чэрвеня 2002). — «Liquid water began accumulating on the surface of the Earth about 4 billion years ago, forming the early ocean. Most of the ocean's salts came from volcanic activity or from the cooled igneous rocks that formed the ocean floor.»  Архівавана з першакрыніцы 3 красавіка 2013. Праверана 8 красавіка 2014.
129. Kennish, Michael J. (2001). Practical handbook of marine science. Marine science series (3rd ed.). CRC Press. p. 35. ISBN 0-8493-2391-6.
130. Oceanic Processes (нявызн.). NASA Astrobiology Magazine. Архівавана з першакрыніцы 15 красавіка 2009. Праверана 14 сакавіка 2007.
131. Earth's Big heat Bucket (нявызн.). NASA Earth Observatory (24 красавіка 2006). Праверана 14 сакавіка 2007.
132. Sea Surface Temperature (нявызн.)(недаступная спасылка). NASA (21 чэрвеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 3 красавіка 2013. Праверана 21 красавіка 2007.
133. Staff. Earth's Atmosphere (нявызн.). NASA (8 кастрычніка 2003). Архівавана з першакрыніцы 25 лютага 2013. Праверана 21 сакавіка 2007.
134. McGraw-Hill Concise Encyclopedia of Science & Technology. (1984). Troposhere. «It contains about four-fifths of the mass of the whole atmosphere.»
135. Земля // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів, 2003. — С. 168. — ISBN 966-613-263-X. (укр.)
136. Seinfeld, J. H., and S. N. Pandis, (2006), Atmospheric Chemistry and Physics: From Air Pollution to Climate Change 2nd ed, Wiley, New Jersey
137. Mesosphere (англ.). IUPAC. Архівавана з першакрыніцы 25 лютага 2013. Праверана 20 лютага 2013.
138. Les Cowley. Mesosphere & Mesopause (англ.). Atmospheric Optics. Архівавана з першакрыніцы 5 студзеня 2013. Праверана 31 снежня 2012.
139. Mesosphere (англ.). Atmosphere, Climate & Environment Information ProgGFKDamme. Архівавана з першакрыніцы 1 ліпеня 2010. Праверана 14 лістапада 2011.
140. Sanz Fernández de Córdoba. Presentation of the Karman separation line, used as the boundary separating Aeronautics and Astronautics (англ.)(недаступная спасылка). Официальный сайт Международной авиационной федерации. Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 26 чэрвеня 2012.
141. Ionosphere and magnetosphere — Encyclopedia Britannica (нявызн.). Архівавана з першакрыніцы 27 сакавіка 2013. Праверана 27 сакавіка 2013.
142. Екзосфера // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів, 2003. — С. 148. — ISBN 966-613-263-X. (укр.)
143. Liu, S. C.; Donahue, T. M. (1974). "The Aeronomy of Hydrogen in the Atmosphere of the Earth". Journal of Atmospheric Sciences. 31 (4): 1118–1136. :1974JAtS...31.1118L. :10.1175/1520-0469(1974)031<1118:TAOHIT>2.0.CO;2.
144. Catling, David C.; Zahnle, Kevin J.; McKay, Christopher P. (2001). "Biogenic Methane, Hydrogen Escape, and the Irreversible Oxidation of Early Earth". Science. 293 (5531): 839–843. :2001Sci...293..839C. :10.1126/science.1061976. PMID 11486082.
145. Abedon Stephen T.. History of Earth (нявызн.)(недаступная спасылка). Ohio State University (31 сакавіка 1997). Архівавана з першакрыніцы 10 сакавіка 2013. Праверана 19 сакавіка 2007.
146. Hunten, D. M.; Donahue, T. M (1976). "Hydrogen loss from the terrestrial planets". Annual review of earth and planetary sciences. 4 (1): 265–292. :1976AREPS...4..265H. :10.1146/annurev.ea.04.050176.001405.
147. Gribbin, John Science. A History (1543—2001). — L.: Penguin Books, 2003. — 648 с. — ISBN 978-0-140-29741-6.
148. Weather (нявызн.)(недаступная спасылка). World Book Online Reference Center. NASA/World Book, Inc (2005). Архівавана з першакрыніцы 10 сакавіка 2013. Праверана 17 сакавіка 2007.
149. The Earth's Climate System (нявызн.). University of California, San Diego (2002). Архівавана з першакрыніцы 10 сакавіка 2013. Праверана 24 сакавіка 2007.
150. The Thermohaline Ocean Circulation (нявызн.). Potsdam Institute for Climate Impact Research (2003). Архівавана з першакрыніцы 10 сакавіка 2013. Праверана 21 красавіка 2007.
151. Various. The Hydrologic Cycle (нявызн.). University of Illinois (21 ліпеня 1997). Архівавана з першакрыніцы 21 сакавіка 2013. Праверана 24 сакавіка 2007.
152. Sadava, David E.; Heller, H. Craig; Orians, Gordon H. (2006). Life, the Science of Biology (8th ed.). MacMillan. p. 1114. ISBN 0-7167-7671-5.
153. McKnight, Tom L; Hess, Darrel (2000). "Climate Zones and Types: The Köppen System". Physical Geography: A Landscape Appreciation. Upper Saddle River, NJ: Prentice Hall. pp. 200-1. ISBN 0-13-020263-0.{{cite book}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
154. Вернадский В. И. Несколько слов о ноосфере // Успехи современной биологии. — 1944 г., № 18, стр. 113—120.
155. Hillebrand, Helmut (2004). "On the Generality of the Latitudinal Gradient". American Naturalist. 163 (2): 192–211. :10.1086/381004. PMID 14970922.
156. Lang, Kenneth R. (2003). The Cambridge guide to the solar system. Cambridge University Press. p. 92. ISBN 0-521-81306-9.
157. MHD dynamo theory (нявызн.). NASA WMAP (16 лютага 2006). Архівавана з першакрыніцы 28 красавіка 2013. Праверана 27 лютага 2007.
158. Campbell, Wallace Hall (2003). Introduction to Geomagnetic Fields. New York: Cambridge University Press. p. 57. ISBN 0-521-82206-8.
159. Cluster reveals Earth's bow shock is remarkably thin (англ.). European Space Agency (16 лістапада 2011). Архівавана з першакрыніцы 28 студзеня 2013.
160. Cluster reveals the reformation of the Earth's bow shock (англ.). European Space Agency (16 мая 2011). Архівавана з першакрыніцы 28 студзеня 2013.
161. Exploration of the Earth's Magnetosphere (нявызн.). NASA (8 ліпеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 28 красавіка 2013. Праверана 21 сакавіка 2007.
162. McCarthy, Dennis D.; Hackman, Christine; Nelson, Robert A. (November 2008). "The Physical Basis of the Leap Second". The Astronomical Journal. 136 (5): 1906–1908. :2008AJ....136.1906M. :10.1088/0004-6256/136/5/1906.
163. Fisher, Rick. Astronomical Times (нявызн.)(недаступная спасылка). National Radio Astronomy Observatory (January, 30, 1996). Архівавана з першакрыніцы 22 жніўня 2011. Праверана 21 сакавіка 2007.