Futuro de la tierra

El futuro biológico y geológico de la Tierra se puede extrapolar en función de los efectos estimados de varias influencias a largo plazo. Estos incluyen la química en la superficie de la Tierra, la tasa de enfriamiento del interior del planeta, las interacciones gravitatorias con otros objetos en el Sistema Solar y un aumento constante en la luminosidad del Sol. Sin embargo, un factor incierto es la continua influencia de la tecnología introducida por el ser humano, como la ingeniería climática, que podría provocar cambios significativos en el planeta. Por ejemplo, la actual extinción del Holoceno está siendo causada por la tecnología. Los efectos pueden durar hasta cinco millones de años.A su vez, la tecnología puede resultar en la extinción de la humanidad, dejando que el planeta regrese gradualmente a un ritmo evolutivo más lento como resultado únicamente de procesos naturales a largo plazo.

En intervalos de tiempo de cientos de millones de años, los eventos celestiales aleatorios representan un riesgo global para la biosfera, lo que puede provocar extinciones masivas. Estos incluyen impactos de cometas o asteroides y la posibilidad de una supernova cercana a la Tierra, una explosión estelar masiva dentro de un radio de 100 años luz (31 parsec) del Sol. Otros eventos geológicos a gran escala son más predecibles. La teoría de Milankovitch predice que el planeta continuará experimentando períodos glaciales al menos hasta que finalice la glaciación del Cuaternario. Estos períodos son causados ​​por las variaciones en la excentricidad, la inclinación axial y la precesión de la órbita terrestre.Como parte del ciclo supercontinental en curso, la tectónica de placas probablemente dará como resultado un supercontinente en 250-350 millones de años. En algún momento de los próximos 1500 a 4500 millones de años, la inclinación axial de la Tierra puede comenzar a experimentar variaciones caóticas, con cambios en la inclinación axial de hasta 90°.

La luminosidad del Sol aumentará constantemente, lo que dará como resultado un aumento en la radiación solar que llega a la Tierra, lo que dará como resultado una mayor tasa de meteorización de los minerales de silicato, lo que afectará el ciclo carbonato-silicato, lo que provocará una disminución en el nivel de dióxido de carbono en la atmósfera. Dentro de unos 600 millones de años, el nivel de dióxido de carbono caerá por debajo del nivel necesario para sostener la fotosíntesis de fijación de carbono C _{3 utilizada por los árboles.} Algunas plantas usan el método de fijación de carbono C ₄ para persistir en concentraciones de dióxido de carbono tan bajas como diez partes por millón. Sin embargo, la tendencia a largo plazo es que la vida vegetal desaparezca por completo. La extinción de las plantas supondrá la desaparición de casi toda la vida animal, ya que las plantas son la base de la cadena alimentaria en la Tierra.

En aproximadamente mil millones de años, la luminosidad solar será un 10% más alta, lo que hará que la atmósfera se convierta en un "invernadero húmedo", lo que provocará una evaporación descontrolada de los océanos. Como consecuencia probable, la tectónica de placas y todo el ciclo del carbono terminarán. Después de este evento, en aproximadamente 2 a 3 mil millones de años, la dínamo magnética del planeta puede cesar, lo que provocaría la descomposición de la magnetosfera y provocaría una pérdida acelerada de volátiles de la atmósfera exterior. Dentro de cuatro mil millones de años, el aumento de la temperatura de la superficie de la Tierra provocará un efecto invernadero desbocado, creando condiciones más extremas que las actuales de Venus y calentando la superficie de la Tierra lo suficiente como para derretirla. En ese momento, toda la vida en la Tierra se habrá extinguido.Finalmente, el destino más probable del planeta es la absorción por parte del Sol en unos 7.500 millones de años, después de que la estrella haya entrado en la fase de gigante roja y se haya expandido más allá de la órbita actual del planeta.

Influencia humana

Los humanos juegan un papel clave en la biosfera, con una gran población humana que domina muchos de los ecosistemas de la Tierra. Esto ha resultado en una extinción masiva generalizada y en curso de otras especies durante la época geológica actual, ahora conocida como la extinción del Holoceno. La pérdida a gran escala de especies provocada por la influencia humana desde la década de 1950 se ha denominado crisis biótica, con un estimado del 10 % del total de especies perdidas en 2007. Al ritmo actual, alrededor del 30 % de las especies están en peligro de extinción en los próximos cien años. El evento de extinción del Holoceno es el resultado de la destrucción del hábitat, la distribución generalizada de especies invasoras, la caza furtiva y el cambio climático.En la actualidad, la actividad humana ha tenido un impacto significativo en la superficie del planeta. Más de un tercio de la superficie terrestre ha sido modificada por acciones humanas, y los seres humanos utilizan alrededor del 20% de la producción primaria mundial. La concentración de dióxido de carbono en la atmósfera ha aumentado cerca de un 50% desde el inicio de la Revolución Industrial.

Se ha pronosticado que las consecuencias de una crisis biótica persistente durarán al menos cinco millones de años. Podría resultar en una disminución de la biodiversidad y la homogeneización de biotas, acompañada de una proliferación de especies que son oportunistas, como plagas y malezas. Pueden surgir nuevas especies; en particular, los taxones que prosperan en ecosistemas dominados por humanos pueden diversificarse rápidamente en muchas especies nuevas. Es probable que los microbios se beneficien del aumento de nichos ambientales enriquecidos con nutrientes. No es probable que surjan nuevas especies de grandes vertebrados existentes y probablemente se acorten las cadenas alimentarias.

Existen múltiples escenarios de riesgos conocidos que pueden tener un impacto global en el planeta. Desde la perspectiva de la humanidad, estos se pueden subdividir en riesgos de supervivencia y riesgos terminales. Los riesgos que los humanos se plantean a sí mismos incluyen el cambio climático, el mal uso de la nanotecnología, un holocausto nuclear, una guerra con una superinteligencia programada, una enfermedad modificada genéticamente o un desastre causado por un experimento de física. Del mismo modo, varios eventos naturales pueden representar una amenaza del fin del mundo, incluida una enfermedad altamente virulenta, el impacto de un asteroide o un cometa, el efecto invernadero descontrolado y el agotamiento de los recursos. Puede existir la posibilidad de una infestación por una forma de vida extraterrestre. Las probabilidades reales de que ocurran estos escenarios son difíciles, si no imposibles, de deducir.

Si la especie humana se extinguiera, las diversas características reunidas por la humanidad comenzarían a decaer. Las estructuras más grandes tienen una vida media de descomposición estimada de unos 1.000 años. Lo más probable es que las últimas estructuras sobrevivientes sean minas a cielo abierto, grandes vertederos, carreteras principales, cortes de canales anchos y presas de flanco de relleno de tierra. Unos pocos monumentos de piedra macizos como las pirámides de la necrópolis de Giza o las esculturas del monte Rushmore aún pueden sobrevivir de alguna forma después de un millón de años.

Eventos potenciales

A medida que el Sol orbita la Vía Láctea, las estrellas errantes pueden acercarse lo suficiente como para tener una influencia disruptiva en el Sistema Solar. Un encuentro estelar cercano puede causar una reducción significativa en las distancias del perihelio de los cometas en la nube de Oort, una región esférica de cuerpos helados que orbitan a medio año luz del Sol. Tal encuentro puede desencadenar un aumento de 40 veces en el número de cometas que llegan al Sistema Solar interior. Los impactos de estos cometas pueden desencadenar una extinción masiva de la vida en la Tierra. Estos encuentros disruptivos ocurren en promedio una vez cada 45 millones de años. El tiempo medio para que el Sol colisione con otra estrella en la vecindad solar es de aproximadamente 30 billones (3 × 10) años, que es mucho más que la edad estimada del Universo, aproximadamente 13,8 mil millones de años. Esto puede tomarse como una indicación de la baja probabilidad de que tal evento ocurra durante la vida de la Tierra.

La energía liberada por el impacto de un asteroide o cometa con un diámetro de 5 a 10 km (3 a 6 millas) o más es suficiente para crear un desastre ambiental global y provocar un aumento estadísticamente significativo en el número de extinciones de especies. Entre los efectos nocivos resultantes de un gran evento de impacto se encuentra una nube de polvo fino expulsado que cubre el planeta, lo que impide que parte de la luz solar directa llegue a la superficie de la Tierra, lo que reduce las temperaturas terrestres en aproximadamente 15 °C (27 °F) en una semana y detiene la fotosíntesis. durante varios meses (similar a un invierno nuclear). Se estima que el tiempo medio entre impactos importantes es de al menos 100 millones de años. Durante los últimos 540 millones de años, las simulaciones demostraron que tal tasa de impacto es suficiente para causar cinco o seis extinciones masivas y de 20 a 30 eventos de menor gravedad. Esto coincide con el registro geológico de extinciones significativas durante el Eón Fanerozoico. Se puede esperar que tales eventos continúen.

Una supernova es una explosión catastrófica de una estrella. Dentro de la galaxia de la Vía Láctea, las explosiones de supernova ocurren en promedio una vez cada 40 años. Durante la historia de la Tierra, es probable que hayan ocurrido múltiples eventos de este tipo dentro de una distancia de 100 años luz; conocida como una supernova cercana a la Tierra. Las explosiones dentro de esta distancia pueden contaminar el planeta con radioisótopos y posiblemente impactar la biosfera.Los rayos gamma emitidos por una supernova reaccionan con el nitrógeno de la atmósfera, produciendo óxidos de nitrógeno. Estas moléculas provocan un agotamiento de la capa de ozono que protege la superficie de la radiación ultravioleta (UV) del sol. Un aumento de la radiación UV-B de solo un 10-30 % es suficiente para causar un impacto significativo en la vida; particularmente al fitoplancton que forma la base de la cadena alimentaria oceánica. Una explosión de supernova a una distancia de 26 años luz reducirá a la mitad la densidad de la columna de ozono. En promedio, una explosión de supernova ocurre dentro de los 32 años luz una vez cada pocos cientos de millones de años, lo que resulta en un agotamiento de la capa de ozono que dura varios siglos.Durante los próximos dos mil millones de años, habrá alrededor de 20 explosiones de supernovas y un estallido de rayos gamma que tendrán un impacto significativo en la biosfera del planeta.

El efecto incremental de las perturbaciones gravitatorias entre los planetas hace que el Sistema Solar interior en su conjunto se comporte de forma caótica durante largos períodos de tiempo. Esto no afecta significativamente la estabilidad del Sistema Solar en intervalos de unos pocos millones de años o menos, pero durante miles de millones de años, las órbitas de los planetas se vuelven impredecibles. Las simulaciones por computadora de la evolución del Sistema Solar durante los próximos cinco mil millones de años sugieren que existe una pequeña posibilidad (menos del 1%) de que pueda ocurrir una colisión entre la Tierra y Mercurio, Venus o Marte.Durante el mismo intervalo, las probabilidades de que la Tierra sea dispersada fuera del Sistema Solar por una estrella que pasa son del orden de 1 en 100.000 (0,001%). En tal escenario, los océanos se congelarían en varios millones de años, dejando solo unas pocas bolsas de agua líquida a unos 14 km (9 millas) bajo tierra. Existe una posibilidad remota de que la Tierra sea capturada por un sistema estelar binario que pase, lo que permitirá que la biosfera del planeta permanezca intacta. Las probabilidades de que esto suceda son de 1 en 3 millones.

Órbita y rotación

Las perturbaciones gravitatorias de los demás planetas del Sistema Solar se combinan para modificar la órbita de la Tierra y la orientación de su eje de rotación. Estos cambios pueden influir en el clima planetario. A pesar de tales interacciones, las simulaciones de alta precisión muestran que, en general, es probable que la órbita de la Tierra permanezca dinámicamente estable durante miles de millones de años en el futuro. En todas las 1.600 simulaciones, el semieje mayor, la excentricidad y la inclinación del planeta permanecieron casi constantes.

Glaciación

Históricamente, ha habido glaciaciones cíclicas en las que las capas glaciares cubrieron periódicamente las latitudes más altas de los continentes. Las edades de hielo pueden ocurrir debido a cambios en la circulación oceánica y la continentalidad inducida por la tectónica de placas. La teoría de Milankovitch predice que los períodos glaciales ocurren durante las glaciaciones debido a factores astronómicos en combinación con mecanismos de retroalimentación climática. Los principales impulsores astronómicos son una excentricidad orbital más alta de lo normal, una baja inclinación axial (u oblicuidad) y la alineación del solsticio de verano del hemisferio norte con el afelio. Cada uno de estos efectos ocurre cíclicamente. Por ejemplo, la excentricidad cambia en ciclos de tiempo de alrededor de 100 000 y 400 000 años, con un valor que va desde menos de 0,01 hasta 0,05.Esto equivale a un cambio del semieje menor de la órbita del planeta del 99,95% del semieje mayor al 99,88%, respectivamente.

La Tierra está pasando por una edad de hielo conocida como la glaciación cuaternaria, y actualmente se encuentra en el período interglacial del Holoceno. Normalmente se espera que este período termine en unos 25.000 años. Sin embargo, el aumento de la tasa de dióxido de carbono liberado a la atmósfera por los humanos puede retrasar el inicio del próximo período glacial hasta al menos 50 000 a 130 000 años a partir de ahora. Por otro lado, un período de calentamiento global de duración finita (basado en la suposición de que el uso de combustibles fósiles cesará en el año 2200) probablemente solo afectará al período glacial durante unos 5000 años. Por lo tanto, un breve período de calentamiento global inducido por unos pocos siglos de emisiones de gases de efecto invernadero solo tendría un impacto limitado a largo plazo.

Oblicuidad

La aceleración de las mareas de la Luna reduce la velocidad de rotación de la Tierra y aumenta la distancia Tierra-Luna. Los efectos de fricción, entre el núcleo y el manto y entre la atmósfera y la superficie, pueden disipar la energía de rotación de la Tierra. Se espera que estos efectos combinados aumenten la duración del día en más de 1,5 horas durante los próximos 250 millones de años y aumenten la oblicuidad en aproximadamente medio grado. La distancia a la Luna aumentará en aproximadamente 1,5 radios terrestres durante el mismo período.

Basado en modelos de computadora, la presencia de la Luna parece estabilizar la oblicuidad de la Tierra, lo que puede ayudar al planeta a evitar cambios climáticos dramáticos. Esta estabilidad se logra porque la Luna aumenta la tasa de precesión del eje de rotación de la Tierra, evitando así resonancias entre la precesión de la rotación y la precesión del plano orbital del planeta (es decir, el movimiento de precesión de la eclíptica). Sin embargo, a medida que el semieje mayor de la órbita de la Luna continúe aumentando, este efecto estabilizador disminuirá. En algún momento, los efectos de perturbación probablemente provocarán variaciones caóticas en la oblicuidad de la Tierra, y la inclinación axial puede cambiar en ángulos de hasta 90° desde el plano de la órbita. Se espera que esto ocurra entre 1.500 y 4.500 millones de años a partir de ahora.

Una oblicuidad alta probablemente resultaría en cambios dramáticos en el clima y podría destruir la habitabilidad del planeta. Cuando la inclinación axial de la Tierra supera los 54°, la insolación anual en el ecuador es menor que en los polos. El planeta podría permanecer en una oblicuidad de 60° a 90° por períodos de hasta 10 millones de años.

Geodinámica

Los eventos basados ​​en la tectónica continuarán ocurriendo en el futuro y la superficie se remodelará constantemente por el levantamiento tectónico, las extrusiones y la erosión. Se puede esperar que el Monte Vesubio entre en erupción unas 40 veces en los próximos 1000 años. Durante el mismo período, deben ocurrir alrededor de cinco a siete terremotos de magnitud 8 o mayor a lo largo de la falla de San Andrés, mientras que se pueden esperar alrededor de 50 eventos de magnitud 9 en todo el mundo. Mauna Loa debería experimentar alrededor de 200 erupciones en los próximos 1000 años, y es probable que el géiser Old Faithful deje de funcionar. Las cataratas del Niágara continuarán retrocediendo río arriba, llegando a Buffalo en aproximadamente 30 000 a 50 000 años.

En 10.000 años, el rebote posglacial del mar Báltico habrá reducido la profundidad en unos 90 m (300 pies). La Bahía de Hudson disminuirá en profundidad en 100 m durante el mismo período. Después de 100.000 años, la isla de Hawái se habrá desplazado unos 9 km (5,6 millas) hacia el noroeste. El planeta puede estar entrando en otro período glacial en este momento.

Deriva continental

La teoría de la tectónica de placas demuestra que los continentes de la Tierra se mueven a través de la superficie a razón de unos pocos centímetros por año. Se espera que esto continúe, causando que las placas se reubiquen y choquen. La deriva continental se ve facilitada por dos factores: la energía generada dentro del planeta y la presencia de una hidrosfera. Con la pérdida de cualquiera de estos, la deriva continental se detendrá. La producción de calor a través de procesos radiogénicos es suficiente para mantener la convección del manto y la subducción de placas durante al menos los próximos 1.100 millones de años.

En la actualidad, los continentes de América del Norte y del Sur se están desplazando hacia el oeste desde África y Europa. Los investigadores han producido varios escenarios sobre cómo continuará esto en el futuro. Estos modelos geodinámicos se pueden distinguir por el flujo de subducción, por el cual la corteza oceánica se mueve debajo de un continente. En el modelo de introversión, el Océano Atlántico interior más joven se subduce preferentemente y se invierte la migración actual de América del Norte y América del Sur. En el modelo de extroversión, el Océano Pacífico exterior más antiguo permanece preferentemente subducido y América del Norte y del Sur migran hacia el este de Asia.

A medida que mejore la comprensión de la geodinámica, estos modelos estarán sujetos a revisión. En 2008, por ejemplo, se utilizó una simulación por computadora para predecir que se producirá una reorganización de la convección del manto durante los próximos 100 millones de años, creando un nuevo supercontinente compuesto por África, Eurasia, Australia, la Antártida y América del Sur que se formará alrededor de la Antártida.

Independientemente del resultado de la migración continental, el proceso continuo de subducción hace que el agua sea transportada al manto. Después de mil millones de años desde el presente, un modelo geofísico da una estimación de que el 27% de la masa oceánica actual habrá sido subducida. Si este proceso continuara sin modificaciones en el futuro, la subducción y la liberación alcanzarían un equilibrio después de que se haya subducido el 65% de la masa oceánica actual.

Introversión

Christopher Scotese y sus colegas han mapeado los movimientos predichos varios cientos de millones de años en el futuro como parte del Proyecto Paleomap.En su escenario, dentro de 50 millones de años, el Mar Mediterráneo puede desaparecer, y la colisión entre Europa y África creará una larga cadena montañosa que se extenderá hasta la ubicación actual del Golfo Pérsico. Australia se fusionará con Indonesia y Baja California se deslizará hacia el norte a lo largo de la costa. Es posible que aparezcan nuevas zonas de subducción frente a la costa este de América del Norte y del Sur, y se formarán cadenas montañosas a lo largo de esas costas. La migración de la Antártida hacia el norte provocará el derretimiento de todas sus capas de hielo. Esto, junto con el derretimiento de las capas de hielo de Groenlandia, elevará el nivel promedio del océano en 90 m (300 pies). La inundación del interior de los continentes dará lugar a cambios climáticos.

A medida que continúa este escenario, dentro de 100 millones de años a partir del presente, la expansión continental habrá alcanzado su máxima extensión y los continentes comenzarán a fusionarse. En 250 millones de años, América del Norte chocará con África. América del Sur envolverá el extremo sur de África. El resultado será la formación de un nuevo supercontinente (a veces llamado Pangea Ultima), con el Océano Pacífico extendiéndose por la mitad del planeta. La Antártida cambiará de dirección y regresará al Polo Sur, formando una nueva capa de hielo.

Extroversión

El primer científico en extrapolar los movimientos actuales de los continentes fue el geólogo canadiense Paul F. Hoffman de la Universidad de Harvard. En 1992, Hoffman predijo que los continentes de América del Norte y del Sur continuarían avanzando a través del Océano Pacífico, girando alrededor de Siberia hasta que comenzaran a fusionarse con Asia. Llamó al supercontinente resultante, Amasia. Más tarde, en la década de 1990, Roy Livermore calculó un escenario similar. Predijo que la Antártida comenzaría a migrar hacia el norte, y África Oriental y Madagascar cruzarían el Océano Índico para chocar con Asia.

En un modelo de extroversión, el cierre del Océano Pacífico se completaría en unos 350 millones de años. Esto marca la finalización del ciclo supercontinental actual, en el que los continentes se separan y luego se vuelven a unir cada 400-500 millones de años. Una vez que se construye el supercontinente, la tectónica de placas puede entrar en un período de inactividad a medida que la tasa de subducción cae en un orden de magnitud. Este período de estabilidad podría causar un aumento en la temperatura del manto a razón de 30 a 100 ° C (54 a 180 ° F) cada 100 millones de años, que es la vida mínima de los supercontinentes anteriores. Como consecuencia, la actividad volcánica puede aumentar.

Supercontinente

La formación de un supercontinente puede afectar dramáticamente el medio ambiente. La colisión de placas dará como resultado la formación de montañas, cambiando así los patrones climáticos. Los niveles del mar pueden caer debido al aumento de la glaciación. La tasa de meteorización de la superficie puede aumentar, aumentando la tasa de enterramiento de material orgánico. Los supercontinentes pueden provocar un descenso de las temperaturas globales y un aumento del oxígeno atmosférico. Esto, a su vez, puede afectar el clima, bajando aún más las temperaturas. Todos estos cambios pueden resultar en una evolución biológica más rápida a medida que surgen nuevos nichos.

La formación de un supercontinente aísla el manto. El flujo de calor se concentrará, dando como resultado vulcanismo y la inundación de grandes áreas con basalto. Se formarán grietas y el supercontinente se dividirá una vez más. Entonces, el planeta puede experimentar un período de calentamiento como ocurrió durante el período Cretácico, que marcó la división del supercontinente Pangea anterior.

Solidificación del núcleo exterior

La región central rica en hierro de la Tierra se divide en un núcleo interno sólido de 2440 km (1520 mi) de diámetro y un núcleo externo líquido de 6960 km (4320 mi) de diámetro. La rotación de la Tierra crea remolinos convectivos en la región del núcleo externo que hacen que funcione como una dínamo. Esto genera una magnetosfera alrededor de la Tierra que desvía las partículas del viento solar, lo que evita que la erosión significativa de la atmósfera chisporrotee. A medida que el calor del núcleo se transfiere hacia el manto, la tendencia neta es que el límite interno de la región del núcleo externo líquido se congele, liberando así energía térmica y provocando el crecimiento del núcleo interno sólido.Este proceso de cristalización del hierro ha estado en curso durante aproximadamente mil millones de años. En la era moderna, el radio del núcleo interno se expande a una tasa promedio de aproximadamente 0,5 mm (0,02 pulgadas) por año, a expensas del núcleo externo. Casi toda la energía necesaria para impulsar la dínamo está siendo suministrada por este proceso de formación del núcleo interno.

Se espera que el núcleo interno consuma la mayor parte o la totalidad del núcleo externo dentro de 3 a 4 mil millones de años, lo que dará como resultado un núcleo casi completamente solidificado compuesto de hierro y otros elementos pesados. La envoltura líquida superviviente consistirá principalmente en elementos más ligeros que se mezclarán menos. Alternativamente, si en algún momento cesa la tectónica de placas, el interior se enfriará de manera menos eficiente, lo que ralentizaría o incluso detendría el crecimiento del núcleo interno. En cualquier caso, esto puede resultar en la pérdida de la dínamo magnética. Sin una dínamo en funcionamiento, el campo magnético de la Tierra decaerá en un período de tiempo geológicamente corto de aproximadamente 10 000 años.La pérdida de la magnetosfera provocará un aumento de la erosión de los elementos ligeros, en particular el hidrógeno, desde la atmósfera exterior de la Tierra hacia el espacio, lo que dará lugar a condiciones menos favorables para la vida.

Evolución solar

La generación de energía del Sol se basa en la fusión termonuclear de hidrógeno en helio. Esto ocurre en la región central de la estrella mediante el proceso de reacción en cadena protón-protón. Debido a que no hay convección en el núcleo solar, la concentración de helio se acumula en esa región sin distribuirse por toda la estrella. La temperatura en el centro del Sol es demasiado baja para la fusión nuclear de átomos de helio a través del proceso triple alfa, por lo que estos átomos no contribuyen a la generación de energía neta necesaria para mantener el equilibrio hidrostático del Sol.

En la actualidad, se ha consumido casi la mitad del hidrógeno en el núcleo, y el resto de los átomos consiste principalmente en helio. A medida que disminuye el número de átomos de hidrógeno por unidad de masa, también disminuye su producción de energía proporcionada a través de la fusión nuclear. Esto da como resultado una disminución en la presión de soporte, lo que hace que el núcleo se contraiga hasta que el aumento de la densidad y la temperatura equilibren la presión del núcleo con las capas superiores. La temperatura más alta hace que el hidrógeno restante se fusione a un ritmo más rápido, generando así la energía necesaria para mantener el equilibrio.

El resultado de este proceso ha sido un aumento constante en la producción de energía del Sol. Cuando el Sol se convirtió por primera vez en una estrella de secuencia principal, irradiaba solo el 70% de la luminosidad actual. La luminosidad ha aumentado de forma casi lineal hasta el presente, aumentando un 1% cada 110 millones de años. Asimismo, en tres mil millones de años se espera que el Sol sea un 33% más luminoso. El combustible de hidrógeno en el núcleo finalmente se agotará en cinco mil millones de años cuando el Sol sea un 67% más luminoso que en la actualidad. A partir de entonces, el Sol seguirá quemando hidrógeno en una capa que rodea su núcleo hasta que la luminosidad alcance un 121 % por encima del valor actual. Esto marca el final de la vida de la secuencia principal del Sol y, a partir de entonces, pasará por la etapa subgigante y evolucionará hacia una gigante roja.

En ese momento, la colisión de las galaxias de la Vía Láctea y Andrómeda debería estar en marcha. Aunque esto podría provocar que el Sistema Solar sea expulsado de la galaxia recién combinada, se considera poco probable que tenga algún efecto adverso en el Sol o sus planetas.

Impacto climático

La tasa de meteorización de los minerales de silicato aumentará a medida que el aumento de las temperaturas acelere los procesos químicos. Esto, a su vez, disminuirá el nivel de dióxido de carbono en la atmósfera, ya que las reacciones con los minerales de silicato convierten el gas de dióxido de carbono en carbonatos sólidos. Dentro de los próximos 600 millones de años desde el presente, la concentración de dióxido de carbono caerá por debajo del umbral crítico necesario para mantener la fotosíntesis de C ₃: alrededor de 50 partes por millón. En este punto, los árboles y los bosques en su forma actual ya no podrán sobrevivir. Es probable que esta disminución de la vida vegetal sea una disminución a largo plazo en lugar de una caída brusca. el c ₃El grupo de plantas probablemente morirá uno por uno mucho antes de que se alcance el nivel de 50 partes por millón. Las primeras plantas en desaparecer serán las herbáceas C3, seguidas de los bosques caducifolios, los bosques siempreverdes latifoliados y finalmente las coníferas siempreverdes. Sin embargo, la fijación de carbono C ₄ puede continuar en concentraciones mucho más bajas, hasta más de 10 partes por millón. Por lo tanto, las plantas que utilizan la fotosíntesis C ₄ pueden sobrevivir durante al menos 800 millones de años y posiblemente hasta 1200 millones de años a partir de ahora, después de lo cual el aumento de las temperaturas hará que la biosfera sea insostenible. Actualmente, las plantas C ₄ representan alrededor del 5% de la biomasa vegetal de la Tierra y el 1% de las especies de plantas conocidas.Por ejemplo, alrededor del 50% de todas las especies de gramíneas (Poaceae) utilizan la vía fotosintética C ₄, al igual que muchas especies de la familia herbácea Amaranthaceae.

Cuando los niveles de dióxido de carbono caen al límite donde la fotosíntesis es apenas sostenible, se espera que la proporción de dióxido de carbono en la atmósfera oscile hacia arriba y hacia abajo. Esto permitirá que la vegetación terrestre florezca cada vez que aumente el nivel de dióxido de carbono debido a la actividad tectónica y la respiración de la vida animal. Sin embargo, la tendencia a largo plazo es que la vida vegetal en la tierra desaparezca por completo, ya que la mayor parte del carbono restante en la atmósfera queda secuestrado en la Tierra. Algunos microbios son capaces de realizar la fotosíntesis en concentraciones de dióxido de carbono tan bajas como 1 parte por millón, por lo que estas formas de vida probablemente desaparecerían solo debido al aumento de las temperaturas y la pérdida de la biosfera.

Las plantas y, por extensión, los animales, podrían sobrevivir más tiempo desarrollando otras estrategias, como requerir menos dióxido de carbono para los procesos fotosintéticos, volverse carnívoros, adaptarse a la desecación o asociarse con hongos. Es probable que estas adaptaciones aparezcan cerca del comienzo del invernadero húmedo (ver más adelante).

La pérdida de vida vegetal superior resultará en la eventual pérdida de oxígeno y ozono debido a la respiración de los animales, las reacciones químicas en la atmósfera, las erupciones volcánicas y las personas. Esto dará como resultado una menor atenuación de los rayos UV que dañan el ADN,así como la muerte de animales; los primeros animales en desaparecer serían los grandes mamíferos, seguidos de los pequeños mamíferos, las aves, los anfibios y los peces grandes, los reptiles y los peces pequeños, y finalmente los invertebrados. Antes de que esto suceda, se espera que la vida se concentre en refugios de temperatura más baja, como elevaciones altas donde hay menos superficie terrestre disponible, lo que restringe el tamaño de la población. Los animales más pequeños sobrevivirían mejor que los más grandes debido a que requieren menos oxígeno, mientras que a las aves les iría mejor que a los mamíferos gracias a su capacidad para viajar grandes distancias en busca de temperaturas más frías. Según la vida media del oxígeno en la atmósfera, la vida animal duraría como máximo 100 millones de años después de la pérdida de las plantas superiores.Sin embargo, la vida animal puede durar mucho más ya que actualmente más del 50% del oxígeno es producido por el fitoplancton.

En su obra La vida y muerte del planeta tierra, los autores Peter D. Ward y Donald Brownlee han argumentado que alguna forma de vida animal puede continuar incluso después de que la mayor parte de la vida vegetal de la Tierra haya desaparecido. Ward y Brownlee usan evidencia fósil de Burgess Shale en Columbia Británica, Canadá, para determinar el clima de la Explosión Cámbrica, y la usan para predecir el clima del futuro cuando el aumento de las temperaturas globales causado por el calentamiento del Sol y la disminución de los niveles de oxígeno resulten en la extinción final de la vida animal. Inicialmente, esperan que algunos insectos, lagartijas, pájaros y pequeños mamíferos puedan persistir, junto con la vida marina. Sin embargo, sin la reposición de oxígeno por parte de la vida vegetal, creen que los animales probablemente morirían por asfixia dentro de unos pocos millones de años. Incluso si quedara suficiente oxígeno en la atmósfera a través de la persistencia de alguna forma de fotosíntesis,

A medida que las temperaturas continúen aumentando, los últimos restos de vida animal serán conducidos hacia los polos, y posiblemente bajo tierra. Se volverían principalmente activos durante la noche polar, estivando durante el día polar debido al intenso calor. Gran parte de la superficie se convertiría en un desierto árido y la vida se encontraría principalmente en los océanos. Sin embargo, debido a una disminución en la cantidad de materia orgánica que ingresa a los océanos desde la tierra, así como a una disminución en el oxígeno disuelto, la vida marina también desaparecería siguiendo un camino similar al de la superficie de la Tierra. Este proceso comenzaría con la pérdida de especies de agua dulce y concluiría con los invertebrados, particularmente aquellos que no dependen de plantas vivas como las termitas o los que se encuentran cerca de fuentes hidrotermales como los gusanos del género Riftia.Como resultado de estos procesos, las formas de vida multicelulares pueden extinguirse en unos 800 millones de años, y las eucariotas en 1.300 millones de años, quedando solo las procariotas.

Pérdida de océanos

Dentro de mil millones de años, alrededor del 27% del océano moderno habrá sido subducido al manto. Si se permitiera que este proceso continuara sin interrupciones, alcanzaría un estado de equilibrio en el que el 65 % del reservorio superficial actual permanecería en la superficie. Una vez que la luminosidad solar sea un 10 % más alta que su valor actual, la temperatura superficial global promedio aumentará a 320 K (47 °C; 116 °F). La atmósfera se convertirá en un "invernadero húmedo" que conducirá a una evaporación descontrolada de los océanos.En este punto, los modelos del entorno futuro de la Tierra demuestran que la estratosfera contendría niveles crecientes de agua. Estas moléculas de agua se descompondrán a través de la fotodisociación por los rayos UV solares, lo que permitirá que el hidrógeno escape de la atmósfera. El resultado neto sería una pérdida del agua de mar del mundo en unos 1.100 millones de años a partir del presente.

Habrá dos variaciones de esta retroalimentación del calentamiento futuro: el "invernadero húmedo" donde el vapor de agua domina la troposfera mientras que el vapor de agua comienza a acumularse en la estratosfera (si los océanos se evaporan muy rápidamente), y el "invernadero fuera de control" donde el vapor de agua se vuelve un componente dominante de la atmósfera (si los océanos se evaporan demasiado lentamente). En esta era libre de océanos, seguirá habiendo reservorios superficiales a medida que el agua se libere constantemente de la corteza y el manto profundos, donde se estima que hay una cantidad de agua equivalente a varias veces la presente actualmente en los océanos de la Tierra.Es posible que se retenga algo de agua en los polos y que haya tormentas ocasionales, pero en su mayor parte, el planeta sería un desierto con grandes campos de dunas que cubrían su ecuador y algunas salinas en lo que alguna vez fue el fondo del océano, similar al en el desierto de Atacama en Chile.

Sin agua que sirva como lubricante, es muy probable que la tectónica de placas se detenga y los signos más visibles de actividad geológica serían volcanes en escudo ubicados sobre los puntos calientes del manto. En estas condiciones áridas, el planeta puede retener algo de vida microbiana y posiblemente incluso multicelular. La mayoría de estos microbios serán halófilos y la vida podría encontrar refugio en la atmósfera como se ha propuesto que sucedió en Venus. Sin embargo, las condiciones cada vez más extremas probablemente conducirán a la extinción de los procariotas entre 1.600 millones de años y 2.800 millones de años a partir de ahora, con el último de ellos viviendo en estanques de agua residual en latitudes y alturas altas o en cavernas con hielo atrapado. Sin embargo, la vida subterránea podría durar más.Lo que procede después de esto depende del nivel de actividad tectónica. Una liberación constante de dióxido de carbono por una erupción volcánica podría hacer que la atmósfera entre en un estado de "súper invernadero" como el del planeta Venus. Pero, como se indicó anteriormente, sin agua superficial, la tectónica de placas probablemente se detendría y la mayoría de los carbonatos permanecerían enterrados de forma segura hasta que el Sol se convierta en una gigante roja y su mayor luminosidad caliente la roca hasta el punto de liberar el dióxido de carbono. Sin embargo, como lo señalaron Peter Ward y Donald Brownlee en su libro The Life and Death of Planet Earth, según el científico de NASA Ames Kevin Zahnle, es muy posible que la tectónica de placas se detenga mucho antes de la pérdida de los océanos, debido al enfriamiento gradual del núcleo de la Tierra, que podría ocurrir en solo 500 millones de años. Esto podría potencialmente convertir a la Tierra de nuevo en un mundo acuático, e incluso quizás ahogar toda la vida terrestre restante.

La pérdida de los océanos podría retrasarse hasta 2 mil millones de años en el futuro si la presión atmosférica disminuyera. Una presión atmosférica más baja reduciría el efecto invernadero, lo que reduciría la temperatura de la superficie. Esto podría ocurrir si los procesos naturales eliminaran el nitrógeno de la atmósfera. Los estudios de sedimentos orgánicos han demostrado que se han eliminado de la atmósfera al menos 100 kilopascales (0,99 atm) de nitrógeno durante los últimos cuatro mil millones de años; suficiente para duplicar efectivamente la presión atmosférica actual si se liberara. Esta tasa de eliminación sería suficiente para contrarrestar los efectos del aumento de la luminosidad solar durante los próximos dos mil millones de años.

Dentro de 2800 millones de años, la temperatura de la superficie de la Tierra habrá alcanzado los 422 K (149 °C; 300 °F), incluso en los polos. En este punto, cualquier vida restante se extinguirá debido a condiciones extremas. Lo que suceda más allá de esto depende de la cantidad de agua que quede en la superficie. Si toda el agua de la Tierra ya se ha evaporado en este punto (a través del "invernadero húmedo" a ~1 Gyr a partir de ahora), el planeta permanecerá en las mismas condiciones con un aumento constante en la temperatura de la superficie hasta que el Sol se vuelva rojo. gigante. Si no es así y aún quedan bolsas de agua que se evaporan demasiado lentamente, entonces en aproximadamente 3 a 4 mil millones de años, una vez que la cantidad de vapor de agua en la atmósfera inferior aumente al 40 % y la luminosidad del Sol alcance el 35 a 40 % más que su valor actual,Se producirá un efecto de "invernadero descontrolado", que hará que la atmósfera se caliente y eleve la temperatura de la superficie a alrededor de 1600 K (1330 ° C; 2420 ° F). Esto es suficiente para derretir la superficie del planeta. Sin embargo, la mayor parte de la atmósfera se mantendrá hasta que el Sol haya entrado en la etapa de gigante roja.

Con la extinción de la vida, dentro de 2.800 millones de años, se espera que desaparezcan las firmas biológicas de la Tierra, para ser reemplazadas por firmas causadas por procesos no biológicos.

Escenario gigante rojo

Una vez que el Sol pasa de quemar hidrógeno dentro de su núcleo a quemar hidrógeno en una capa alrededor de su núcleo, el núcleo comenzará a contraerse y la envoltura exterior se expandirá. La luminosidad total aumentará constantemente durante los siguientes mil millones de años hasta alcanzar 2.730 veces su luminosidad actual a la edad de 12.167 mil millones de años. La mayor parte de la atmósfera de la Tierra se perderá en el espacio. Su superficie consistirá en un océano de lava con continentes flotantes de metales y óxidos metálicos e icebergs de materiales refractarios, con una temperatura superficial que alcanzará más de 2400 K (2130 °C; 3860 °F).El Sol experimentará una pérdida de masa más rápida, con alrededor del 33% de su masa total arrojada por el viento solar. La pérdida de masa significará que las órbitas de los planetas se expandirán. La distancia orbital de la Tierra aumentará hasta un máximo del 150 % de su valor actual (es decir, 1,5 UA (220 millones de km; 140 millones de millas)).

La parte más rápida de la expansión del Sol en una gigante roja ocurrirá durante las etapas finales, cuando el Sol tenga unos 12 mil millones de años. Es probable que se expanda para tragarse tanto a Mercurio como a Venus, alcanzando un radio máximo de 1,2 UA (180 millones de km; 110 millones de millas). La Tierra interactuará en forma de marea con la atmósfera exterior del Sol, lo que disminuiría el radio orbital de la Tierra. El arrastre de la cromosfera del Sol reduciría la órbita de la Tierra. Estos efectos contrarrestarán el impacto de la pérdida de masa del Sol, y es probable que el Sol se trague la Tierra en unos 7590 millones de años.

El arrastre de la atmósfera solar puede hacer que la órbita de la Luna se deteriore. Una vez que la órbita de la Luna se acerque a una distancia de 18 470 km (11 480 millas), cruzará el límite de Roche de la Tierra, lo que significa que la interacción de las mareas con la Tierra rompería la Luna, convirtiéndola en un sistema de anillos. La mayoría de los anillos en órbita comenzarán a descomponerse y los escombros impactarán contra la Tierra. Por lo tanto, incluso si el Sol no se traga a la Tierra, el planeta puede quedar sin luna. Además, la ablación y la vaporización causadas por su caída en una trayectoria de descomposición hacia el Sol pueden eliminar el manto de la Tierra, dejando solo su núcleo, que finalmente será destruido después de 200 años como máximo. El único legado de la Tierra será un ligero aumento (0,01%) de la metalicidad solar después de este evento.

Más allá y el destino final

Después de fusionar helio en su núcleo a carbono, el Sol comenzará a colapsar nuevamente, evolucionando hacia una estrella enana blanca compacta después de expulsar su atmósfera exterior como una nebulosa planetaria. La masa final prevista es del 54,1 % del valor actual, y lo más probable es que consista principalmente en carbono y oxígeno.

Actualmente, la Luna se está alejando de la Tierra a un ritmo de 4 cm (1,6 pulgadas) por año. En 50 mil millones de años, si la Tierra y la Luna no son engullidas por el Sol, quedarán atrapadas en una órbita más grande y estable, y cada una mostrará solo una cara de la otra. A partir de entonces, la acción de las mareas del Sol extraerá el momento angular del sistema, provocando que la órbita de la Luna decaiga y que la rotación de la Tierra se acelere. En alrededor de 65 mil millones de años, se estima que la Luna puede terminar chocando con la Tierra, debido a que la energía restante del sistema Tierra-Luna es absorbida por el Sol remanente, lo que hace que la Luna se mueva lentamente hacia la Tierra.

En una escala de tiempo de 10 (10 quintillones) de años, los planetas restantes del Sistema Solar serán expulsados ​​del sistema por una relajación violenta. Si la Tierra no es destruida por el Sol gigante rojo en expansión y la Tierra no es expulsada del Sistema Solar por una relajación violenta, el destino final del planeta será chocar con el Sol enano negro debido a la descomposición de su órbita a través de la fuerza gravitacional. radiación, en 10 (escala corta: 100 quintillones, escala larga: 100 billones) años.