Ottův slovník naučný/Země

Ottův slovník naučný
Zemčata	Země	Zeměbrana

Údaje o textu
Titulek:	Země
Autor:	Václav Rosický, Jiří Viktor Daneš
Zdroj:	Ottův slovník naučný. Dvacátýsedmý díl. Praha : J. Otto, 1908. S. 541–546. Dostupné online.
Licence:	PD old 70
Heslo ve Wikipedii: Země

Země (♁), naše bydliště, jest podle vzdálenosti od slunce třetí oběžnicí. Střední vzdálenost od slunce činí 149 millionů km, přijmeme-li za horizontální parallaxu slunce hodnotu 8·80″; na začátku ledna jest tato vzdálenost o 2 milliony km menší a na začátku července o tolikéž větší než vzdálenost střední. Dráhu, jejíž výstřednost činí 0·01677, probíhá za 365·2564 dní sidericky, tropicky za 365·2422 dní (viz Rok). Denní pohyb z. činí průměrně 59′ 8·3″; v přísluní 61′ 10·1″, v odsluní 57′ 11·7″. Sklon rovníku z. ke dráze její činí pro 1. led. 1907: 23° 27′ 4·7″ a ubývá ho nyní ročně o 0·467″. Sklon mění se následkem praecese a následkem nutace. Po několika tisících let sklon zmenší se na 21° 58′ 36″, načež opět bude ho přibývati až na 24° 34′ 58″. Kolísá tedy v mezích 2° 37′. Bod jarní (v němž rovník protíná ekliptiku) postupuje ročně o 50·2″ na západ. Hmota z. činí ¹/₃₂₄₄₃₉ hmoty sluneční podle Leverriera; vlastně vyjádřena tím číslem hmota soustavy z. a měsíce. Střední hustota z. je 5·5krát větší než hustota vody. Průměrná hustota nejvyšších vrstev páčí se na 2·5, proto hustota od povrchu ke středu roste. Přibližně má z. podobu koule, což již ve starověku bylo známo, na pólech málo sploštělé. Ale úchylky od tohoto tvaru jsou značné a nejsou přesně známy. S větší správností možno tvar z. označiti jako rotační ellipsoid; ale ani tím není pravý tvar z., geoidu, vystižen (viz Geodaesie). Velikost a tvar ellipsoidu určen byl měřeními oblouků poledníkových, rovnoběžných a kyvadlovými (viz Měření stupňové a Měření země). Výsledek všech měření podává zploštění ¹/₃₉₂. Poloměr rovníkový měří 6,378.393 m, poloměr polární 6,356.549 m, poloměr průměrný 6,371.106 m. Čtvrtník poledníkový 10,002.008 m, průměrný oblouk poledníkový 1°...111.133 m, obvod poledníku 40,008.032 m, obvod rovníku 40,076.625 m. Obvod rovnoběžky na 30.° 34,737.120 m, na 40.° 30,744.000 m, na 50.° 25,812.720 m, na 60.° 20,089.800 m, na 70.° 13,748.400 m, na 80.° 6,982.560 m. Povrch z. 510,082.000 km², obsah 1,,083.260,000.000 km³, váha z. 5,,,,957930,,,000000,,000000,000.000 kg (6 kvadrillionů kg).

Délky oblouků poledníkův a rovnoběžek v různých šířkách:

Šířka	Oblouk 1° pol. m	Oblouk 1° rovnob. m
0°	110.563	111.324
10°	110.597	109.644
20°	110.696	104.652
30°	110.847	96.492
40°	111.033	85.400
50°	111.232	71.702
60°	111.419	55.805
70°	111.572	38.190
80°	111.672	19.396
90°	111.707	0

Z. otáčí se za 24 hodin hvězdních čili za 23 hod. 56 min. 4·1 vt. středního času jednou kolem své osy od západu na východ. Doba této rotace je posud veličinou stálou a je základem měření času. Avšak jisto je, že doba tato časem musí se měniti. Příliv a odliv působí, že otáčení třením moře děje se pomaleji, meteory na zemi dopadající jakož i ochlazování z. saekulární také působí změny, ale vliv jejich posud není znám a není posud znatelný. Když Koprník vystoupil se svým učením, že z. obíhá kolem slunce za rok a zároveň se otáčí vlastní osy, namítali protivníci proti prvnímu pohybu, že při tomto obíhání kolem slunce musily by stálice měniti zdánlivě své místo a že by změny ty musily za rok se opakovati. Koprník sám na to pomýšlel, ale vysvětloval, že změny ty jsou tak malé, že jich nelze pozorovati. V tom měl pravdu a teprve ve století XIX. byla parallaxa u mnohých stálic ustanovena. Při tomto hledání parallax přišlo se však na jiný úkaz, který sám dokazuje pohyb z. okolo slunce, na aberraci (v. t.). Ani pro otáčení se z. kolem osy nebylo s počátku důkazů. Takový důkaz podalo pozorování astronoma Richera v Cayenně r. 1672, že jeho hodiny, jež v Paříži dobře šly, nyní se pozdily o 2¹/₂ min. denně, tak že musil kyvadlo vteřinové zkrátiti o ⁵/₄ pař. čárky, aby šly dobře. Když pak po návratu do Paříže hodiny o 148 vt. denně předbíhaly a opět kyvadlo musilo býti zkráceno, prohlásil Newton úkaz ten za následek menší tíže na rovníku, kde panuje větší odstředivost než ve větších šířkách, poněvadž tam každý bod z. za 24 h. větší kruh probíhá. Tím byl Newton přesvědčen o tom, že z. je zploštěna a že poledníky jsou ellipsy, což bylo pozdějším měřením stvrzeno. Odstředivost činí na rovníku ¹/₂₈₉ tíže zemské. Hlavní námitku proti otáčení z. kolem osy učinili Tycho Brahe a Riccioli. Tvrdili, že by těleso padající s výše nemohlo dopadnouti kolmo pod východištěm, nýbrž poněkud na západ, poněvadž z. zatím k východu se otočí. Pokusy, jež v tom směru konali Riccioli r. 1640 na věži v Bologni, jakož i Mersenne a Moutier s kulemi dělovými kolmo vzhůru vystřelenými, neměly výsledku. Zatím ukázal Newton, že námitka ta je nesprávná a že naopak těleso s větší výše padající musí se uchýliti na východ od kolmice, poněvadž má ve výši větší rychlost otáčecí než dole. Pokusy, jež podnikl Hook r. 1679, nevedly k cíli pro malou výšku 9 m. Podobně se nezdařily pokusy, jež konal Gulielmini r. 1791 s věže dei asinelli v Bologni asi 80 m vysoké, a to pro průvan. R. 1802 opakoval pokusy ty Benzenberg v Hamburce s věže sv. Michala (78 m) a r. 1804 v dole uhelném u Schlebusche (87 m) s dobrým výsledkem. Prof. Reich r. 1831 vykonal pak podobné pokusy v dole 3 bratří u Freiberka (160 m) s úchylkou 12 čárek na východ. Důkaz o otáčení z. kolem osy více do očí bijící podal r. 1851 Foucault svým pokusem s kyvadlem (viz Foucaultovo kyvadlo). Další důkaz rotace z. podávají úkazy větrů. Postupuje-li proud vzduchu od pólu k rovníku, zůstává pořáde pozadu k východu proti místům, přes které vane, poněvadž má původně menší rychlost otáčecí. Naopak proud vzduchu od rovníku k pólu musí předbíhati na západ, maje větší rychlost rotační. To pozoruje se na pasátech mezi 10. a 30. stupněm šířky. Na témž úkaze zakládá se pozorování, že na dráze, jejíž koleje mají směr poledníku, lokomotiva jedoucí od jihu na sever koly svými tlačí na východní kolej na východ a naopak lokomotiva jedoucí od severu k jihu odstrkuje a tlačí západní kolej na západ. Jezdí-li se po kolejích takových jen jedním směrem, musí koleje od sebe se vzdalovati, jak to skutečně bylo pozorováno. Podle udání ruského akademika Bära řeky tekoucí od severu k jinu nebo naopak snaží se svůj pravý břeh rozšířiti na západ neb na východ.

Z. obíhá však též okolo slunce v ellipse podle zákonů Keplerových; nám se však zdá, jako by slunce se pohybovalo v rovině ekliptiky. Aby slunce proběhlo obě polovice ekliptiky mezi přízemím a odzemím, k tomu potřebuje stejné doby, poněvadž změny rychlosti jsou stejné; ale čtvrti ekliptiky probíhá v dobách různých, neboť ve čtvrtech u přízemí pohybuje se rychleji než ve čtvrtech u odzemí. Polovici dráhy na straně přízemí proběhne slunce o 3 d. 21 h. 30 m. 25 vt. dříve než na straně odzemí. Osa zemská skloněna je k ekliptice o 66½° a zachovává celkem svou polohu (o kolísání pólu viz Šířka, str. 629). Body rovnodenní a slunovratů vzdáleny jsou od sebe o 90°, délka bodů rovnodenních je 0° a 180°, délka bodů slunovratných 90° a 270°. Známe-li délku přízemí, můžeme z těchto udání vypočísti délku časů ročních. Výpočet udává pro jaro 92 d. 20 h. 52 m. 22 vt., pro léto 93 d. 14 h. 5 m. 51 vt., pro podzim 89 d. 17 h. 37 m. 40 vt. a pro zimu 89 d. 1 h. 13 m. 9 vt. Jaro a léto trvají dohromady 186 d. 10 h. 58 m. 13 vt., podzim a zima 178 d. 18 h. 50 m. 49 vt., z toho plyne, že slunce je o 7 d. 16 h. 7 m. 24 vt. déle na severní polokouli nebe než na jižní. Avšak tyto roční časy nemají stále tutéž délku; přízemí postupuje totiž ročně o 61·7″ vzhledem k bodu jarnímu od západu na východ. Celý oběh přízemí trvá asi 21.000 let. Poněvadž má slunce největší rychlost v přízemí, bude ta doba roční nejkratší, do jejíhož středu přízemí připadne, naopak bude ta doba nejdelší, do jejíhož středu připadne odzemí. Nejkratší doba roční může trvati 88 d. 13 h. 51 m., nejdelší 94 d. 2 h. 11 m., ostatní dvě doby budou se rovnati 91 d. 6 h. 53 m. Přímka spojující přízemí a odzemí (apsidy) prochází nyní zimou a létem; do jejich středu připadne r. 3870. Pak bude zima nejkratší a léto nejdelší. O dobách ročních viz též jednotlivá hesla.

Třetí pohyb z. je praecesse. Čtvrtý měsíční pohyb z. kolem těžiště Země a Měsíce. Pátý pohyb je nutace; šestý saekulární změna sklonu ekliptiky; sedmý saekulární změna výstřednosti dráhy zemské; osmý změna apsid za 21.000 let; devátý poruchy působené ustavičně měnlivou přitažlivostí planet; desátý pošinování těžiště soustavy sluneční, kolem něhož se za rok otáčí z. (těžiště soustavy sluneční se mění, poněvadž se mění polohy oběžnic); jedenáctý pohyb je pravděpodobný postup soustavy sluneční k souhvědzí Herkula; dvanáctý pohyb je kolísání zemských pólů, jímž se nepatrně mění šířky.

V jakém stavu je hmota z. uvnitř, je-li vnitro pevné, tekuté či plynné, o tom máme jen domněnky, jež arci se zakládají na pozorováních. Podle domněnky Kantovy-Laplaceovy z. byla nejprve plynná a postupujícím ochlazením stala se tekutou, žhavou, načež dalším ochlazením utvořila se na povrchu kůra. S touto domněnkou souhlasí úkaz, že přibývá teploty, vnikáme-li hlouběji do z., a to průměrně o 1° C na 30 m hloubky. Toto přibývání teploty, s hloubkou nemůže míti původ v povrchu, neboť by se rozdíl teplot vyrovnal, kdyby nebylo teplo z vnitra nahrazováno. Počítáme-li teplotu ve větší hloubce, nalezneme takový žár ve hloubce 50—200 km, v němž by se zajisté všechny horniny roztavily. Proto geologové všeobecně mají za to, že z. je koule roztavené hmoty s korou (skořápkou) poměrně tenkou asi 40—120 km. Domněnku tu podporují fakta geologická, i pozorování geofysikální. Pozorování kyvadlová ukazují, že hutnost z. je menší pod mohutnými horami než pod sousedními rovinami. Také horké prameny ukazují, že jsou v zemi horká místa a tato místa jsou asi velmi rozsáhlá, neboť jinak by teplo rychle vymizelo. Láva vytékající ze sopek dokazuje, že v nitru zemském je mnoho tekuté látky. Avšak astronomie nemůže domněnku o tekutém vnitru zemském srovnati s výsledky plynoucími z úkazů praecesse, nutace a přílivu i odlivu mořského. Slavný Thomson dokázal, že, kdyby z. byla méně tuhá než ocel, musila by povoliti působení přitažlivost slunce a měsíce; pak by moře i souš podlehaly stejné změně a nepozorovali bychom vůbec ani přílivu ani odlivu. Kdyby tekuté vnítro z. obklopeno bylo tenkou korou, musila by se tak prohýbati tato kůra, že by se tím zrušily slapy mořské. Také praecesse musila by působiti na tekuté vnitro z.; kůra šinula by se po tekutém vnitru a mohl by nastati opačný pohyb obou, kůry i tekutého vnitra. To jsou tedy velmi vážné námitky proti mínění o tekutém vnitru zemském. Vnitro z. jest ovšem velmi horké, avšak ohromný tlak částí vnějších zabraňuje, že vnitřek nemůže se roztaviti. Thomson myslí, že jsou uvnitř z. ohromné hmoty roztavené, ale že u srovnání s celou zemí jsou hmoty roztavené přece jen malé. Tlak ve středu z. jest ohromný, činil by podle výpočtu asi 2 milliony kg na 1 cm². Dále třeba uvážiti, že naše znalost vnitra zemského je povrchní, lidé vnikli do hloubky jen asi ¹/₈₀₀₀ poloměru zemského a z tak malé hloubky není dovoleno činiti důsledky na celek. Je snad pravděpodobno, že ve značné hloubce jsou vrstvy žhavé, jež objevují se v sopkách, ale ve hloubkách větších mohou býti pod tlakem tak ohromným, že jsou tuhé. Vnitro z. jest teplejší než povrch; z vnitra z. vodí se teplo na povrch. Obecně má se za to, že z. byla dříve teplejší než nyní.

Z. obklopena je na všech stranách ovzduším (viz Atmosféra). Výška ovzduší není přesně známa. Z úkazů soumraku lze souditi, že v největší výšce 79 km může ovzduší odrážeti ještě dosti světla. Ale létavice a bolidy dokazují, že i ve větších výškách je vzduch. Z tlaku vzduchu lze vypočísti, že hmota ovzduší činí 1,300.000. díl hmoty zemské. Hvězdáři ovzduší často překáží, pohlcuje čásť světla těles nebeských, zeslabuje je tedy a pak mění i jeho složení, jako dokazuje pozorování spektroskopem. Mimo to ovzduší odchyluje paprsky od přímé dráhy; proto nevidíme hvězd na pravém místě na nebi (viz Refrakce astronomická). Ovzduší je též sídlem úkazů meteorologických.

Podrobnosti viz v Grussově Z říše hvězd, v dra Sig. Günthera Handbuch der Geophysik, Štutgart, 1899, 2 sv. V Rý.

Z. skládá se z koncentrických sfér čili obalů, které podle hutnosti své uspořádány jsou tak, že nejlehčí jest od středu zemského nejvíce vzdálen. Jest to atmosféra čili obal plynný, pod nímž nastupuje hydrosféra, obal vodní, vyplňující nerovnosti v povrchu lithosféry, čili kamenného, pevného obalu vnitra zemského. Neznámé nám vnitro zemské je mnohem hutnější nežli vnější obaly a nazývá se proto též barysférou. Hutnost z. byla vypočítána různými methodami, z nichž nejpřesnější (König-Richarz a Krigar-Menzel) udává ji na 5·5, t. j. z. je 5·5krát těžší než by byla stejně veliká koule z vody. Ježto pak horniny skládající povrch lithosféry mají hustotu pouze 2·5—3, jest průměrná hustota vnitra zemského ještě větší nežli celé z. Není nám známo, pokud rozdíly složení povrchu a nitra zemského jsou pouze rázu fysikálního, či též chemického, a proto třeba chovati se zdrželivě ke všem theoriím posavadním, neboť tyto nepočítaly posud s nově známými zdroji energie, jejichž významu pro základní problémy o původu a složení naší z. nelze posud odhadnouti.

Z. na své dráze postupuje prostorem světovým, kde ji obklopuje teplota velmi nízká, má však přes to velmi vydatné zásoby tepelné, které původ svůj mají ve dvojím zdroji. Vnější obal, totiž atmosféra, hydrosféra a tenká, povrchní vrstva lithosféry, dostává teplo od slunce, vnitro zemské pak vyznačuje se vysokým teplem vlastním. Plocha nebo vrstva, kterou nazýváme neutrální, dělí vnější obal pod vlivem slunečního tepla od vnitřní vrstvy, kde sluneční paprsky již nepůsobí. Čím větší jsou změny teploty denní a roční, tím hlouběji leží neutrální vrstva, tím hlouběji dosahuje vliv vnější; na rovníku jest tedy neutrální vrstva povrchu nejblíže, v páse studeném pak zasahuje nejhlouběji. Denní rozdíly teploty stávají se již v hloubce 1—2 m neznatelnými, roční pak dosahují hloubky různé podle toho, jak veliké jsou a jakým vodičem tepla jest hornina. Sahají ve vysokých šířkách až pod 25 m hloubky, v páse mírném na 15—20 m, v tropech pak jen as do 6 m. Pod touto neutrální vrstvou s konstantní teplotou, jež bývá o málo vyšší nežli průměrná roční teplota na povrchu, přibývá teploty stále a všude do hloubky. Pozorování o vnikání slunečního tepla do půdy, jakož i o tom, jak teploty za vrstvou neutrální do vnitra přibývá, nejsou ještě tak hojná, aby vedla ke spolehlivým hodnotám průměrným. Mluvíme o isogeothermických plochách vně plochy nebo vrstvy neutrální, spojující hloubky stejné střední teploty půdy a o chthonisothermických plochách pod vrstvou neutrální spojující body, v nichž teploty směrem ke středu zemskému rovnoměrně přibývá. Geothermickým stupněm jmenujeme hloubku odpovídající zvýšení teploty o 1° C. Z dosavadních měření v dolech, tunnelech a při vrtáních jeví se, že geothermický stupeň není všude stejný; značné rozdíly a často náhlé skoky možno vysvětliti vlivem vertikální cirkulace vzduchu, blízkostí moří, velikých jezer nebo proudů vody zpodní, lokálních minerogenních proměn chemických, často pak i blízkostí zdroje vulkanické činnosti. Podle nejspolehlivějších měření zjištěn průměrný stupeň geothermický na 25—40 m. Provedena byla ve vrtáních u Sperenberka u Berlína, Schladebachu u Mexiboru, Sudenburku u Magdeburka a Paruschowitz (2003 m hluboko) v Horním Slezsku. Hlavně měřením teploty v tunnelech se zjistilo, že chthonisothermy mají podobný, jenže vyrovnanější průběh jako plastické tvary povrchu zemského, že tedy v horách vzdalují se od středu zemského, v nížinách a zajisté pod hlubinami mořskými se mu blíží. Rozdíly tyto, které povstávají napodobením kontur povrchu zemského, vyrovnávají se patrně až ve hloubce velmi značné, podle Vojejkova asi 20.000 m pod hladinou mořskou při teplotě 530° C. Tak jako ve vnitru hor tak i pod pevninami vůbec chthonisothermy vystupují značně; tak shledala výprava »Challengeru« v jižním okeáně Atlantském v hloubce 4100 m teplotu vody 1° C, kdežto v téže hloubce pod rovníkovou Afrikou panuje teplota as 150° C. Při vrtání velikých tunnelův alpských, zejména tunnelu Simplonského, toto stoupání teploty do vnitř horské hmoty způsobovalo veliké obtíže při práci, neboť bylo třeba teplotu až nad 50° vystupující snižovati komprimováním vzduchu, jenž při roztahování silně se ochlazuje.

Jest otázkou, zda přibývá teploty stále až ke středu z. Ve většině theorií přijímá se to za skutečnost, ale nemáme tu žádných důkazů. Rovněž tak málo positivního víme o tom, zda přibývá teploty ke středu zemskému stále rovnoměrně, či nikoliv. Je-li správným mínění, že z. jest koulí ochlazující se vodivostí a vyzařováním tepla, pak geothermický stupeň směrem ke středu z. se zvětšuje, jak to dokazuje Bischofův pokus s koulí čedičovou.

Jisto jest, že přibývání teploty neobmezuje se pouze na tu čásť lithosféry, jež jest přístupna našemu měření, nýbrž že zasahuje až do těch hloubek, odkud roztavené horniny v podobě sopečné lávy vystupují na povrch. Zůstává-li geothermický stupeň příbližně stejný, panuje již v hloubce 60 km pod povrchem teplota 1700°, při níž horniny nacházejí se ve skupenství tekutém. Někteří badatelé (Airy, Wadsworth, O. Fischer) mají za to, že vnitro zemské je žhnoucí hmota tekutá, ač proti mínění tomu zdvihly se námitky hlavně se strany fysiků, třeba že se stanoviska geologického mínění to úplně by vyhovovalo. Hlavní námitkou proti němu jest (Thomson, G. Darwin), že tekuté vnitro zemské nutně by podléhalo právě tak jako moře přitahování slunce a měsíce, jevilo by příliv a odliv a pohybům těm neodolala by tenká poměrně kůra zemská; badatelé tohoto směru mají za to, že buďto kůra zemská zaujímá aspoň polovinu poloměru zemského, nebo že vnitro zemské je vůbec tuhé. Jiná skupina, k níž náleželi již Franklin a Lichtenberg, má za to, že vnitro zemské skládá se z plynů tlakem zhoustlých. Na základě toho, že přechody ze skupenství do skupenství nemohou díti se skokem, vybudovali theorii svou A. Ritter a S. Günther, dovozujíce, že ve vnitru zemském vyskytují se veškeré aggregátní stavy hmot, přecházejíce zvolna druh ve druha. Na základě této hypothesy, o jejíž rozšíření získal si též zásluhy J. N. Woldřich, předpokládá se I. pyrosféra, čili žhavé vnitro zemské skládající se z 1. ústřední koule jednoatomového plynu, 2. pásma nadkritických plynů, nepřecházejících ani při zvýšeném tlaku v kapaliny, 3. pásma obyčejných plynů různých hmot, jež schopny jsou, aby při zvýšeném tlaku přeměnily se v kapaliny, 4. pásma lehce tekutého magmatu, 5. pásma tuhotekutého magmatu; II. lithosféra z 6. pásma pevných, latentně plastických hmot u zpodu blížících se stavu tekutému, a u svrchu ztuhlosti, 7. pásma pevných hmot ztuhlých a jen nepatrně plastických, při nichž plasticity k povrchu ubývá; III. hydrosféra; IV. atmosféra. Hypothesa tato nejlépe vyhovuje též požadavkům geologie a proto Suess i Penck k ní se kloní. Ježto však jest nemyslitelno, že by pukliny v kůře zemské zasahovaly až do pásma hmot tuhotekutých, třeba jest přijmouti, že v tužší kůže zemské nacházejí se hnízda čili ohniště magmatu sopečného, jež v podobě lávy vystupuje při sopečných erupcích.

Kůra zemská, pokud jest přístupna vědeckému badání, skládá se z hornin, na nich jest účastněno po několika nerostech; jen několik, jako křemen, síra, tuha a j. jsou horniny jednoduché. Podlohou horninám mladším snad o celém povrchu zemském jsou rula a jiné břidlice krystallické, které namnoze zbaveny jsou pokrovu hornin mladších. Rula jest snad součástí původní kůry zemské, ostatní krystallické břidlice jsou však proměněné usazeniny hlinité a písčité. Na těchto horninách spočívají v různé mocnosti sedimentární, navrstvené horniny, na nichž jsou zúčastněny zhusta látky původu organického, z nich nejdůležitější jsou břidlice, vápence, dolomity, pískovce a slepence. Eruptivní massivní horniny původem z vnitra zemského prorážejí zhusta krystallické břidlice i mladší horniny sedimentární, které vznikly rozkladem starších ve vodě i na souši.

Má se za to, že kůra zemská není všude stejně silná, následkem odstředivosti jest podle mínění Hennessyova na rovníku nejtenčí, na polech nejsilnější, podle O. Fischera je mocnější pod pevninami nežli pod hlubinami mořskými. Mínění toto osvědčuje se správným, neboť pozorování s kyvadlem nasvědčují tomu, že pod pevninami jest hustota kůry zemské menší nežli pod okeány a tím dosahuje se rovnováhy v hmotě zemské. Víc a více nabývá půdy mínění, že snaha o dosažení rovnováhy (isostasie) je původem nerovností na povrchu zemském a processů horotvorných, neboť zjistilo se, že pod pohořími jest hustota kůry zemské menší než pod nížinami.

Změny, kterým povrch zemský neustále od svého vytvoření podléhá, mají původ hlavně ve čtyřech zřídlech energie: v teple zemském, v teple slunečním, v otáčení země a v přitahování sluncem a měsícem. Tiše přistupuje jakožto potenciální energie, která teprve za pomoci ostatních čtyř stává se kinetickou. Teplo zemské působí na povrch silami t. zv. endogenními, které způsobují nerovnosti na povrchu zemském, změny tektonické a erupce vulkanické, jimž oběma zemětřesení bývají průvodcem.

Sluneční teplo podmiňuje organický život a působí rušivým vlivem na horniny, zejména tam, kde počasí roční, rozdíly v teplotě se střídají. Sluneční teplo je podmínkou oběhu vody na povrchu zemském a v atmosféře, v různých skupenstvích, je příčinou větrův a zvětrávání, je příčinou sil exogenních, které působí proti endogenním, snažíce se vyrovnati nerovnosti na povrchu zemském. Přitažlivost slunce a měsíce působí příliv a odliv v moři, jež působí při vytváření tvarů pobřeží, pevná kůra zemská podléhá pohybům těm pouze měrou velmi nepatrnou. Otáčení země okolo vlastní osy působí, že všechny předměty pohybující se horizontálně odchylují se na severní polokouli na pravo, na jižní na levo; pohyb ten jest ovšem nade vší pochybnost zjištěn pouze u proudů vzduchových a mořských.

Prohlubiny povrchu pevné kůry zemské jsou až k určité téměř všude stejné úrovni vyplněny vodou, mořem, nad něž vyčnívá souše. Moře převládá rozlohou svou nad souší, 72% až 74% celého povrchu zemského pokryto jest mořem, rozdělení souše a moře v různých částech povrchu zemského jest velmi rozdílné. Na severní polokouli jest souše značně rozlehlejší nežli na jižní, podobně na východní jest jí více nežli na západní. V pásmech podle rovnoběžek převládá souše nad mořem pouze mezi 40° a 70° s. š., mezi 50° a 60° j. š. pak proti moři téměř mizí, jaký jest poměr v neznámém posud skrojku jihotočnovém, nevíme. Moře jest vlastně jen jedno, souvislé, proti tomu souše dělí se v celiny a ostrovy. Tři celiny východní polokoule, Asie s Evropou, čili Eurasie a Afrika činí jednou souši t. zv. Starý svět s 59·1%, dvě celiny západní polokoule Severní a Jižní Amerika čili Nový svět 27·9% veškeré souše. Australie s 5·6% veškeré souše počítá se rovněž za celinu a tak zbývá na ostatní ostrovy jen as 7·4%. Veliká většina ostrovů a právě největší z nich druží se k pevninám, z hloubi okeánů vystupují jen malé ostrovy a to velmi zřídka. Jako prsten obklopuje souše severní točnový skrojek a vysílá k jihu za rovník pouze tři úžící se výběžky. Toto rozdělení souše a moře na povrchu dává možnost sestrojiti polokouli zemní, jejíž pól leží na 48° s. š. a 1¹/₂° v. d. v sev.-záp. Francii, na níž souše zaujímá téměř polovinu, kdežto na protější okeánské polokouli se středem u ostr. Protinožců jest pouze 8·5% souše. Okeán v největší své šíři obklopuje jihotočnový skrojek a vysílá tři mohutné zálivy k severu, které rozdělují od sebe celiny.

Právě tak jako rozdělení souše a moře, tak i rozčlenění souše jest velmi důležitým momentem pro kulturní a hospodářský rozvoj lidstva. Poměr trupu celinného ke členům, poloostrovům a ostrovům jest u Evropy 64 k 36, u Asie 75 k 25, u Afriky 98 k 2, u Sev. Ameriky 68 k 32, u Australie 76 k 24 a u Již. Ameriky 99 k 1. Členitost lze posuzovati rovněž podle vývoje pobřeží a vzdálenosti středu pevniny od moře. Pokud se týče moře, jest poměr okeánu k mořím vedlejším, členům jeho, u okeánu Atlantského 76 k 24, u Tichého 86 k 14, u Indického 99 k 1, u světového moře vůbec 84 k 16.

Vyrovnáním nerovnosti na povrchu zemském stalo by se, že okeán pokrýval by celý povrch vrstvou 2400-2600 m. Isobatha příbližně v této hloubce vedená odděluje od okeánů veškerá moře vedlejší a spojuje s pevninami všechny značnější ostrovy podmořskými hřbety. Hypsografická křivka znázorňuje průběh vertikální členitosti povrchu zemského. Od nejvyššího bodu (Mount Everest 8840 m) klesá příkře až pod 2000 m, takže sotva 2% vyčnívají nad tuto výši, pak zmenšuje se spád a od výše 500 m až do 200 m pod hladinou mořskou nastupuje svah velmi povlovný, jemuž náleží 20·9% povrchu zemského, pak klesá křivka opět prudce až do hloubi 2500—3000 m, načež znovu stává se plošší, až asi do hloubky 6000 m, odkudž právě tak příkře jako k nejvyšší části níží se k největší hloubce 9636 m. Plochou čásť křivky až k 200 m pod hladinou mořskou počítáme k celinnému podkladu, od něhož příkrý arktický svah vede k abyssickým, hlubokomořským končinám.

Rozeznáváme moře hluboká a mělká, právě tak jako na povrchu souše nížiny a vysočiny. Hranice moře hlubokého a mělkého je dána ostrým pohnutím hypsografické křivky při 200 m pod hladinou, třeba však počítati s lokálními poměry, tak na př. při záp. Evropě nastupuje ostrý sklon až při 400 m hloubky, při záp. pobřeží Afriky však již při 50 m hloubky. Stejně jest tomu i na povrchu souše, takže nelze vždy bráti hranici mezi nížinou a vysočinou (200 m) přesně, tím méně ježto zde hranice jest ryze umělá, neodpovídajíc změně v hypsografické křivce.

Při vertikální členitosti souše třeba vždy na zřeteli míti výšku absolutní jednotlivých jejích tvarův a rovněž i výšku relativní, totiž vzájemnou mezi sebou. Absolutní výška má nesmírný význam pro fysikální poměry, na nichž úzce závislou jest obydlitelnost. I tu počalo se již dávno s počítáním středních hodnot pokud se týče výšky jednotlivých oblastí přirozeně nebo politicky obmezených, ba i celých pevnin. Výsledky výpočtů těch, ke kterým podnět dal A. Humboldt, mají malou zevní cenu praktickou a výsledku jednotlivých odborníků značně se liší, Penck shledal pro Evropu střední výšku 320 m, pro Asii 980 m, pro Afriku 670 m, pro Australii 360 m, pro Sev. Ameriku 730 m, pro Již. Ameriku 590 m, pro celou souši 725 m. Veličiny tyto však nikterak nejsou stálé, neboť výška a hranice pevnin v obdobích geologických poměrně krátkých podléhají značným změnám. Vertikální rozčlenění souše jest nejen směrodatné pro její plastické tvary, nýbrž i pro poměry vodopisné, pro ráz pobřeží, pro poměry podnebné. Obrysy souše mají vliv též na proudy mořské. Výtvorem složitých podmínek přírodních jest organický život, rostlinstvo a živočišstvo jakož i člověk, který dovedl nejdále osvoboditi se a zároveň přizpůsobiti se podmínkám, které kde růzností poměrů přírodních se mu naskytují. Pro poučení o různých zvláštních oborech všeobecného zeměpisu viz tyto. dš.

Z. zaslíbená viz Palestina.