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Diferencia entre revisiones de «Futuro de la Tierra»

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== Evolución solar ==
== Evolución solar ==
La generación de energía del [[Sol]] se basa en la [[fusión]] termonuclear del [[hidrógeno]] en [[helio]]. Esta reacción se produce en el núcleo de la [[estrella]] a través del proceso de [[reacción en cadena protón-protón]]. Debido a que no hay [[convección]] en el [[núcleo solar]], el proceso de fusión resulta en un acúmulo neto de helio. La [[temperatura]] en el núcleo del Sol es demasiado baja para que se produzca una eventual fusión de los átomos de helio por medio de un [[proceso triple-alfa]], por lo que estos átomos no contribuyen en la generación neta de energía que es necesaria para mantener el [[equilibrio hidrostático]] del Sol.<ref name="gough81"/>

Actualmente, cerca de la mitad del hidrógeno del núcleo solar ha sido consumido. Para compensar este descenso continuo del número de átomos de hidrógeno por unidad de masa, la temperatura del núcleo se va incrementando gradualmente, lo cual se traduce en un aumento de [[presión]]. De este modo, el hidrógeno restante sufre la fusión nuclear a una velocidad cada vez mayor, generando así la energía necesaria para mantener el equilibrio. El resultado es un incremento neto de la energía emitida por el Sol, el cual puede ser calculado de forma aproximada mediante la siguiente fórmula:

:<math>L(t)\ =\ \left[ 1 + \frac{2}{5} \left( 1 - \frac{t}{t_{Sol}} \right) \right]^{-1} L_{Sol}</math>

donde ''t'' es un período de tiempo menor o igual al tiempo actual ''t<sub>Sol</sub>'', ''L''(''t'') es la [[luminosidad]] en el tiempo ''t'', y ''L<sub>Sol</sub>'' es la actual luminosidad solar.<ref name="gough81">{{cite journal | author=Gough, D. O. | month=November | year=1981 | title=Solar interior structure and luminosity variations | journal=Solar Physics | volume=74 | pages=21–34 | doi=10.1007/BF00151270 }}</ref>

Cuando el Sol se encontraba al inicio de su [[secuencia principal]], sólo radiaba el 70% de la luminosidad actual. La luminosidad ha incrementado de una manera casi lineal hasta el presente, aumentando un 1% cada 110 millones de años.<ref name="mnras361">{{cite journal | author=Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=386 | issue=1 | pages=155–163 | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x | year=2008 }}</ref> Asimismo, se espera que dentro de 3.000 millones de años el Sol sea un 33% más luminoso. El hidrógeno combustible del núcleo será finalmente agotado en unos 4.800 millones de años, momento en el que la luminosidad del Sol será un 67% superior a la actual. A partir de entonces, el Sol continuará quemando el hidrógeno en una región alrededor del núcleo, hasta que el incremento en luminosidad alcance el 121% respecto del valor actual. Esto marcará el final de la [[secuencia principal]] del Sol, momento desde el cual evolucionará hasta convertirse en una [[gigante roja]].<ref name="apj418">{{cite journal | author=Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. | title=Our Sun. III. Present and Future | journal=Astrophysical Journal | volume=418 | pages=457–468 | doi=10.1086/173407 | year=1993 }}</ref>


=== Impacto climático ===
=== Impacto climático ===

Revisión del 00:30 6 mar 2010

Ilustración de la Tierra siendo abrasada por el Sol cuando éste ya haya entrado en la fase de gigante roja, dentro de unos 7.000 millones de años.[1]​

El futuro del planeta Tierra vendrá determinado por diversos factores, como el incremento de la luminosidad proveniente del Sol, la pérdida de energía calorífica del núcleo de la Tierra, perturbaciones originadas por otros cuerpos del Sistema Solar y variaciones a nivel bioquímico de la superficie de la Tierra. La teoría de Milankovitch predice que el planeta seguirá sufriendo ciclos de glaciaciones a causa de la excentricidad de su órbita, la oblicuidad de la eclíptica y la precesión del planeta. Como parte del ciclo de formación de un supercontinente, la tectónica de placas dará lugar probablemente a un supercontinente dentro de unos 250-350 millones de años. Por ello, en algún momento de los próximos 1.500-4.500 millones de años, la oblicuidad de la Tierra podría comenzar a sufrir variaciones caóticas, con cambios en la oblicuidad de la eclíptica superiores a 90º.

Entre 1000 y 2000 millones de años en el futuro, también se verá incrementada la radiación solar a raíz de la acumulación de helio en el núcleo del Sol, lo que conllevará la pérdida de los océanos y el cese de la deriva continental. En 4.000 millones de años a partir de este momento, el incremento de temperatura en la superficie terrestre causará un efecto invernadero descontrolado. Llegados a este punto, la mayoría de la vida en la Tierra, sino toda, ya se habrá extinguido. El destino último más probable del planeta es la absorción por parte del Sol en unos 7.000 millones de años, después de que la estrella entre en una fase de gigante roja y se expanda hasta cruzar la órbita de la Tierra.

Influencia humana

Artículo principal: Biología de la conservación

El ser humano juega un papel clave en el mantenimiento de la biosfera en la actualidad, debido a la gran cantidad de población humana que ha colonizado y dominado muchos de los ecosistemas de la Tierra.[2]​ Esto ha dado lugar a una expansión desmesurada de nuestra especie, con la consecuente extinción de muchas otras especies a lo largo de la actual era geológica, denominada ahora extinción masiva del Holoceno. El elevado número de especies extintas a causa de la actividad del ser humano desde la década de 1950 se ha llamado extinción masiva o crisis biótica, con una pérdida estimada, en 2007, del 10% del total de especies existentes en la Tierra.[3]​ A la velocidad actual, aproximadamente el 30% de las especies estarán en peligro de extinción en los próximos cien años.[4]​ La denominada extinción del Holoceno es el resultado de la destrucción del hábitat, de la introducción de especies invasivas en nuevos ecosistemas, de la caza y del cambio climático.[5]​[6]​ En la actualidad, la actividad humana ha tenido un significativo impacto en la superficie del planeta. Más de una tercera parte de la superficie terrestre ha sido modificada por la acción humana, y los humanos utilizan alrededor del 20% de la producción primaria global.[7]​ La concentración de dióxido de carbono en la atmósfera se ha incrementado cerca de un 30% desde el comienzo de la Revolución Industrial.[2]​

Las consecuencias de una crisis biótica persistente se han predicho a lo largo de una línea de tiempo que alcanza los 5.000 millones de años.[8]​ Podría resultar en una desaparición gradual de la biodiversidad y una homogeneización de la biota, acompañado por una proliferación de especies oportunistas como las creadoras de pestes y las malas hierbas. También podrían emerger nuevas especies, especialmente, aquellos taxa que prosperan en los ecosistemas dominados por el hombre podrían diversificarse rápidamente en multitud de nuevas especies. Los microbios probablemente se verían beneficiados en cualquier caso, al verse incrementada la cantidad de nutrientes disponibles en el ambiente. Sin embargo, es improbable la aparición de nuevas especies de vertebrados superiores, con lo que las cadenas tróficas serán cada vez más cortas.[9]​[10]​

Órbita y rotación

Las perturbaciones gravitacionales de los otros planetas del Sistema Solar se combinan de modo que pueden modificar la órbita de la Tierra y la orientación de su eje de rotación. Estos cambios pueden influir en el clima a nivel planetario.[11]​[12]​[13]​[14]​

Glaciación

Históricamente, ha habido períodos cíclicos de glaciaciones en los que gruesas capas de hielo cubrían las latitudes más altas de los continentes. La teoría de Milankovitch predice que las glaciaciones se producen a causa de factores astronómicos en combinación con mecanismos de retroalimentación del clima y la tectónica de placas. Los factores astronómicos principales son poseer una excentricidad orbital superior a lo normal, una escasa inlinación del eje (u oblicuidad de la eclíptica) y el alineamiento del solsticio de verano con el afelio.[12]​ Cada uno de estos efectos ocurre cíclicamente. Por ejemplo, la excentricidad de la órbita cambia en ciclos de tiempo de 100.000-400.000 años, con una variación del rango de valores de 0,01 a 0,05.[15]​[16]​ Esto es equivalente a sufrir un cambio del 99,95% en el eje semimenor de la órbita del planeta al 99,88% en el eje semimayor, respectivamente.[17]​

En la actualidad, la Tierra se encuentra en un período interglacial, que se esperaría que finalizase en unos 25.000 años.[14]​ La actual tasa de incremento en la liberación de dióxido de carbono a la atmósfera por la actividad antrópica podría retrasar la llegada de la próxima glaciación hasta dentro de unos 50.000-130.000 años. Sin embargo, un período de calentamiento global de una duración finita (basado en el supuesto de que el uso de los combustibles fósiles cesará en torno al año 2200) probablemente sólo retrasará la glaciación en unos 5.000 años. Por ello, un período breve de calentamiento global inducido a lo largo de unos pocos siglos tendría un impacto limitado a largo plazo.[12]​

Oblicuidad

Diagrama donde se muestra el efecto gravitatorio (elipse azul) causado por la Luna (esfera gris) sobre la Tierra (esfera verde), el cual genera una ralentización de la rotación terrestre.

La aceleración de marea de la Luna ralentiza la velocidad de rotación de la Tierra e incrementa la distancia Tierra-Luna. Otros efectos que pueden disipar la energía rotacional de la Tierra son la fricción entre el núcleo y el manto, las corrientes atmosféricas, las corrientes de convección del manto y los cambios climáticos que puedan aumentar o disminuir la cantidad de hielo en los polos. Estos efectos combinados podrían terminar incrementando la duración del día en más de 1,5 horas y la oblicuidad en torno a medio grado a lo largo de los próximos 250 millones de años. De igual modo, la distancia a la Luna se vería incrementada en 1,5 radios terrestres durante ese mismo período. [18]​

Basados en modelos computacionales, la presencia de la Luna parece estabilizar la oblicuidad de la Tierra, ayudando así al planeta a evitar drásticos cambios climáticos.[19]​ Esta estabilidad se debe a que la Luna aumenta la velocidad de precesión del eje terrestre, evitando así las posibles resonancias creadas entre la precesión del giro y la frecuencia de precesión de los nodos de la órbita del planeta[20]​ (es decir, el movimiento de precesión de la eclíptica). Sin embargo, como el eje semimayor de la órbita lunar continua incrementándose, este efecto estabilizador disminuirá en el futuro. En algún momento, los efectos de estas perturbaciones causarán probablemente variaciones caóticas en la oblicuidad de la eclíptica terrestre de hasta 90º con respecto al plano de la órbita. Esto podría suceder dentro de unos 1.500-4.500 millones de años, si bien no es posible calcular una fecha más exacta.[21]​

Una oblicuidad tan acentuada daría lugar a una serie de cambios drásticos en el clima que podrían acabar con la habitabilidad en el planeta.[13]​ Cuando la oblicuidad de la Tierra alcance un valor de 54º, el ecuador recibirá menos radiación del Sol que los polos. La oblicuidad del planeta podría mantenerse en valores de entre 60º y 90º durante períodos de 10 millones de años.[22]​

Placas tectónicas

Pangaea fue el último supercontinente formado en la historia de la Tierra.

La teoría de la tectónica de placas demuestra que los continentes de la Tierra se están moviendo a lo largo y ancho de su superficie a una velocidad de unos pocos centímetros por año. Cabe esperar que este movimiento continúe, con la consecuente recolocación y colisión de las placas. Este movimiento, conocido como deriva continental, es facilitado por dos factores: la generación de energía en el interior del planeta y la presencia de una hidrosfera. Con la pérdida de cualquiera de estos dos factores, la deriva continental terminaría deteniéndose.[23]​ La producción de calor por medio de procesos radiogénicos es suficiente para mantener la convección del manto y la subducción de las placas durante al menos los próximos 1.100 millones de años.[24]​

Actualmente, los continentes de Norteamérica y Sudamérica se están moviendo hacia el oeste desde África y Europa. Los científicos han propuesto diversos escenarios acerca de cómo continuará este proceso en el futuro.[25]​ Estos modelos geodinámicos pueden ser distinguidos por el flujo de subducción, a través del cual la corteza oceánica se hunde bajo las placas continentales. En el modelo de introversión, el más reciente, el océano Atlántico es subducido y la corriente migratoria de Norteamérica y Sudamérica es revertida. En el modelo de extroversión, el más antiguo, el océano Pacífico es subducido, con lo que Norteamérica y Sudamérica migrarían hacia el este de Asia.[26]​[27]​

Debido a la constante mejora de la comprensión de los procesos geodinámicos, estos modelos quedarán sujetos a revisión. En 2008, por ejemplo, una simulación de ordenador fue utilizada para finalmente predecir que se produciría una reorganización de la convección del manto, formándose así un supercontinente alrededor de la Antártida.[28]​

A pesar de las consecuencias derivadas de la migración continental, el proceso de subducción también da lugar al transporte de agua desde los océanos al manto. A la velocidad actual y según un modelo geofísico, se estima que en 1.000 millones de años el 27% de la actual masa de agua oceánica habrá sido subducida. Si este proceso no se viera modificado por otros factores en el futuro, el proceso de subducción y liberación alcanzaría un punto de estabilidad cuando el 65% de la masa de agua oceánica hubiera sido subducida.[29]​

Introversión

El geólogo Christopher Scotese y su grupo de investigación han mapeado los movimientos de la corteza terrestre predichos en los próximos millones de años, como parte de un proyecto denominado Paleomap Project.[25]​En este escenario, dentro de 50 millones de años el mar Mediterráneo podría desaparecer y la colisión entre Europa y África creará una inmensa y larga montaña que se extenderá hasta la actual situación del Golfo Pérsico. Australia se fundirá con Indonesia y Baja California se deslizará hacia el norte a lo largo de la costa. Podrían aparecer nuevas zonas de subducción en la costa este de toda América y se formarán cadenas montañosas a lo largo de toda esta línea costera del continente. En el sur, la migración hacia el norte de la Antártida dará lugar a la fusión de sus placas de hielo, lo cual, unido a la fusión del hielo de Groenlandia, incrementará la media del nivel del mar en unos 90 m. De este modo, se producirán inundaciones tierra adentro en todos los continentes, que favorecerán el cambio climático.[25]​

En caso de que este escenario continuara dentro de 100 millones de años, la expansión continental habrán alcanzado su máxima extensión, con lo que los continentes comenzarán el proceso inverso de coalescencia (reunificación de todos ellos en un único supercontinente). En 250 millones de años, Norteamérica colisionará con África, mientras que Sudamérica será envuelta por el extremo sur de África. Es resultado será la formación de un nuevo supercontinente (también denominado Pangea Última), con el océano Pacífico extendiéndose a lo largo de medio planeta. El continente antártico revertirá su dirección, retornando al Polo Sur y volviendo a cubrirse de hielo.[30]​

Extroversión

El primer científico que ha extrapolado los actuales movimientos de los continentes ha sido el geólogo canadiense Paul F. Hoffman de la Universidad de Harvard. En 1992, Hoffman predijo que los continentes de Norteamérica y Sudamérica continuarían su avance a lo largo del océano Pacífico, girando sobre Siberia hasta que comiencen a fusionarse con Asia. Hofmann apodó al supercontinente resultante como Amasia.[31]​[32]​ Más tarde, durante la década de 1990, el geólogo Roy Livermore calculó y predijo un escenario similar, donde la Antártida comenzaría a migrar hacia el norte, mientras que el este de África y Madagascar se moverían a lo largo del océano Índico para colisionar con el continente asiático.[33]​

En un modelo de extroversión, el cierre del océano Pacífico sería completo en un plazo de 350 millones de años,[34]​ lo que marcaría la conclusión del actual ciclo supercontinental en el cual los continentes se separarían para volverse a fusionar cada 400-500 millones de años.[35]​ Una vez se ha creado el supercontinente, la tectónica de placas podría entrar en un período de inactividad debido a que la velocidad de subducción se vería reducida en un orden de magnitud. Este período de estabilidad podría causar un incremento en la temperatura del manto a una velocidad de 30-100 K cada 100 millones de años, que es el tiempo de vida mínimo de los anteriores supercontinentes formados en la Tierra. Consecuentemente, la actividad volcánica se vería incrementada.[27]​[34]​

Supercontinente

La formación de un supercontinente puede afectar de forma drástica al medio ambiente. La colisión de las diferentes placas continentales, daría lugar a la formación de montañas que variarían los patrones climáticos. El nivel de los mares podría descender debido a las glaciaciones.[36]​ La tasa de erosión de la superficie terrestre podría dispararse, incrementándose así la velocidad a la que el material orgánico es enterrado. Los supercontinentes pueden causar una caída de la temperatura global y un incremento del oxígeno atmosférico. Estos cambios pueden generar un incremento en la velocidad de procesos como la evolución biológica cuando diferentes nichos quedan fundidos en uno. Esto también podría afectar al clima reduciendo más aún las temperaturas.[37]​

La formación de un supercontinente produce además el aislamiento del manto. El flujo de calor quedaría concentrado, dando lugar a una intensa actividad volcánica y a la inundación de extensas áreas con basalto del manto. Se formarían rifts y el supercontinente se desgajaría una vez más comenzando un nuevo ciclo supercontinental.[38]​ El planeta podría experimentar entonces una época cálida, como sucedió durante el período Cretácico.[37]​

Evolución solar

La generación de energía del Sol se basa en la fusión termonuclear del hidrógeno en helio. Esta reacción se produce en el núcleo de la estrella a través del proceso de reacción en cadena protón-protón. Debido a que no hay convección en el núcleo solar, el proceso de fusión resulta en un acúmulo neto de helio. La temperatura en el núcleo del Sol es demasiado baja para que se produzca una eventual fusión de los átomos de helio por medio de un proceso triple-alfa, por lo que estos átomos no contribuyen en la generación neta de energía que es necesaria para mantener el equilibrio hidrostático del Sol.[39]​

Actualmente, cerca de la mitad del hidrógeno del núcleo solar ha sido consumido. Para compensar este descenso continuo del número de átomos de hidrógeno por unidad de masa, la temperatura del núcleo se va incrementando gradualmente, lo cual se traduce en un aumento de presión. De este modo, el hidrógeno restante sufre la fusión nuclear a una velocidad cada vez mayor, generando así la energía necesaria para mantener el equilibrio. El resultado es un incremento neto de la energía emitida por el Sol, el cual puede ser calculado de forma aproximada mediante la siguiente fórmula:

donde t es un período de tiempo menor o igual al tiempo actual tSol, L(t) es la luminosidad en el tiempo t, y LSol es la actual luminosidad solar.[39]​

Cuando el Sol se encontraba al inicio de su secuencia principal, sólo radiaba el 70% de la luminosidad actual. La luminosidad ha incrementado de una manera casi lineal hasta el presente, aumentando un 1% cada 110 millones de años.[40]​ Asimismo, se espera que dentro de 3.000 millones de años el Sol sea un 33% más luminoso. El hidrógeno combustible del núcleo será finalmente agotado en unos 4.800 millones de años, momento en el que la luminosidad del Sol será un 67% superior a la actual. A partir de entonces, el Sol continuará quemando el hidrógeno en una región alrededor del núcleo, hasta que el incremento en luminosidad alcance el 121% respecto del valor actual. Esto marcará el final de la secuencia principal del Sol, momento desde el cual evolucionará hasta convertirse en una gigante roja.[1]​

Impacto climático

Fase de gigante roja

Véase también

Referencias

  1. ↑ a b Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (1993). «Our Sun. III. Present and Future». Astrophysical Journal 418: 457-468. doi:10.1086/173407.  Error en la cita: Etiqueta <ref> no válida; el nombre «apj418» está definido varias veces con contenidos diferentes
  2. ↑ a b Vitousek, Peter M.; Mooney, Harold A.; Lubchenco, Jane; Melillo, Jerry M. (25 de julio de 1997). «Human Domination of Earth's Ecosystems». Science 277 (5325): 494-499. doi:10.1126/science.277.5325.494. 
  3. ↑ Myers, Norman (2000). «The Meaning of Biodiversity Loss». En Peter H. Raven and Tania Williams, ed. Nature and human society: the quest for a sustainable world : proceedings of the 1997 Forum on Biodiversity. pp. 63-70. ISBN 0309065550.  Parámetro desconocido |publishers= ignorado (ayuda)
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  7. ↑ Haberl, H.; Erb, K.H.; Krausmann, F.; et al. (July de 2007). «Quantifying and mapping the human appropriation of net primary production in earth's terrestrial ecosystems». Procedings of the National Academy of Science, USA 104 (31): 12942-7. PMC 1911196. PMID 17616580. doi:10.1073/pnas.0704243104. 
  8. ↑ Reaka-Kudla, Marjorie L.; Wilson, Don E.; Wilson, Edward O. (1997). Biodiversity 2 (2nd edición). Joseph Henry Press. p. 132–133. ISBN 0309055849. 
  9. ↑ Myers, N.; Knoll, A. H. (8 de mayo de 2001). «The biotic crisis and the future of evolution». Procedings of the National Academy of Science, USA 98 (1): 5389-92. PMID 11344283. doi:pnas.091092498 |doi= incorrecto (ayuda). 
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  11. ↑ Shackleton, Nicholas J. (15 de septiembre de 2000). «The 100,000-Year Ice-Age Cycle Identified and Found to Lag Temperature, Carbon Dioxide, and Orbital Eccentricity». Science 289 (5486): 1897-1902. doi:10.1126/science.289.5486.1897. 
  12. ↑ a b c Cochelin, Anne-Sophie B.; Mysak, Lawrence A.; Wang, Zhaomin (December de 2006). «Simulation of long-term future climate changes with the green McGill paleoclimate model: the next glacial inception». Climatic Change (Springer Netherlands) 79 (3–4): 381. doi:10.1007/s10584-006-9099-1. 
  13. ↑ a b Hanslmeier, Arnold (2009). «Habitability and Cosmic Catastrophes». Advances in Astrobiology and Biogeophysics (Springer). p. 116. ISBN 3540769447. 
  14. ↑ a b Roberts, Neil (1998). The Holocene: an environmental history (2nd edición). Wiley-Blackwell. p. 60. ISBN 0631186387. 
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  16. ↑ Maslin, Mark A.; Ridgwell, Andy J. (2005). «Mid-Pleistocene revolution and the ‘eccentricity myth’». Geological Society, London, Special Publications 247: 19-34;. doi:10.1144/GSL.SP.2005.247.01.02. 
  17. ↑ La excentricidad e se relaciona con el eje semimayor a y con el eje semimenor b tal y como se muestra a continuación:
    De este modo, para e igual a 0,01, b/a = 0,9995, mientras que para e igual a 0,05, b/a = 0,99875. Véase:
    :Weisstein, Eric W. (2003). CRC concise encyclopedia of mathematics (2nd edición). CRC Press. p. 848. ISBN 1584883472. 
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  19. ↑ Laskar, J.; Joutel, F.; Robutel, P. (18 de febrero de 1993). «Stabilization of the Earth's obliquity by the Moon». Nature 361: 615-617. doi:10.1038/361615a0. 
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