Por supuesto, la Tierra no existirá para siempre. Pero la pregunta es cuándo y cómo terminará …
Las siguientes son algunas formas posibles en que la Tierra podría terminar:
Eventos en el espacio-impacto de asteroides, cometas, explosiones, radiación:
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A medida que el Sol orbita alrededor de 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 dentro de medio año luz del Sol.
Tal encuentro puede provocar un aumento de 40 veces en el número de cometas que alcanzan el Sistema Solar interior. Los impactos de estos cometas pueden desencadenar una extinción masiva de la vida en la Tierra. Estos encuentros disruptivos ocurren en un promedio de una vez cada 45 millones de años.
El tiempo medio para que el Sol choque con otra estrella en el vecindario solar es de aproximadamente 3 × 1013 años, que es mucho más largo que la edad estimada de la galaxia de la Vía Láctea, en 1–2 × 1010 años. Esto se puede tomar como una indicación de la baja probabilidad de que tal evento ocurra durante la vida de la Tierra.
Una supernova es una explosión cataclísmica de una estrella. Dentro de la galaxia, la Vía Láctea, las explosiones de supernovas ocurren en promedio una vez cada 40 años.
Durante la historia de la Tierra, múltiples eventos de este tipo probablemente ocurrieron dentro de una distancia de 100 años luz. 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 en la atmósfera, produciendo óxidos nitrosos. Estas moléculas causan un agotamiento de la capa de ozono que protege la superficie de la radiación ultravioleta del sol. Un aumento en la radiación UV-B de solo 10-30% es suficiente para causar un impacto significativo en la vida; particularmente al teoftoplancton que forma la base de la cadena alimenticia oceánica. Una explosión de supernova a una distancia de 26 años luz reducirá la densidad de la columna de ozono a la mitad. 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 tendrá un impacto significativo en la biosfera del planeta.
El efecto incremental de las perturbaciones gravitacionales entre los planetas hace que el Sistema Solar interno en su conjunto se comporte caóticamente durante largos períodos de tiempo. Esto no afecta significativamente la estabilidad del Sistema Solar a 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 en los próximos cinco mil millones de años sugieren que existe una pequeña (menos del 1%) de posibilidades de que ocurra 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 una parte en 105. En tal escenario, los océanos se congelarían en varios millones de años, dejando solo un Algunas bolsas de agua líquida a unos 14 km (8,7 millas) bajo tierra. Existe una remota posibilidad de que la Tierra sea capturada por un sistema estelar binario que pasa, permitiendo que la biosfera del planeta permanezca intacta. Las probabilidades de que esto suceda son aproximadamente una posibilidad en tres millones.
Evolución solar:
En la actualidad, casi la mitad del hidrógeno en el núcleo se ha consumido, 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 lo hace su producción de energía proporcionada a través de la fusión nuclear. Esto da como resultado una disminución en el soporte de presión, lo que hace que el núcleo se contraiga hasta que el aumento de la densidad y la temperatura equilibre la presión del núcleo con las capas superiores. La temperatura más alta hace que el hidrógeno restante experimente fusión a una velocidad más rápida, generando así la energía necesaria para mantener el equilibrio.
Evolución de la luminosidad, el radio y la temperatura efectiva del sol en comparación con el sol actual. Después de Ribas (2010).
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 manera casi lineal hasta el presente, aumentando en un 1% cada 110 millones de años.
Del mismo modo, 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 4.800 millones de años, cuando el Sol será un 67% más luminoso que en la actualidad. Posteriormente, el Sol continuará quemando hidrógeno en un caparazón que rodea su núcleo, hasta que el aumento de la luminosidad alcance el 121% del valor presente. Esto marca el final de la vida útil de la secuencia principal del Sol, y luego pasará por la etapa subgigante y evolucionará a un gigante rojo.
En este momento, la colisión de las galaxias 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 sobre el Sol o los planetas.
Etapa gigante roja del sol:
Una vez que el Sol cambie de quemar hidrógeno en su núcleo a quemar hidrógeno alrededor de su caparazón, el núcleo comenzará a contraerse y la envoltura externa se expandirá. La luminosidad total aumentará constantemente durante los siguientes mil millones de años hasta que alcance 2.730 veces la luminosidad actual del Sol a la edad de 12.167 mil millones de años. Durante esta fase, el Sol experimentará una pérdida de masa más rápida, con aproximadamente el 33% de su masa total desprendida con el viento solar. La pérdida de masa significará que las órbitas de los planetas se expandirán. La distancia orbital de la Tierra aumentará como máximo al 150% de su valor actual.
La parte más rápida de la expansión del Sol en un gigante rojo ocurrirá durante las etapas finales, cuando el Sol tendrá unos 12 mil millones de años. Es probable que se expanda para tragarse tanto Mercurio como Venus, alcanzando un radio máximo de 1.2 UA (180,000,000 km). La Tierra interactuará mareadamente con la atmósfera exterior del Sol, lo que serviría para disminuir el radio orbital de la Tierra. Arrastrar desde la cromosfera del Sol también reduciría la órbita de la Tierra. Estos efectos actuarán para contrarrestar el efecto de la pérdida de masa por el Sol, y la Tierra probablemente será absorbida por el Sol.
La ablación y la vaporización causadas por su caída en una trayectoria en descomposición hacia el Sol eliminarán la corteza terrestre y el manto, y finalmente la destruirán después de 200 años como máximo.
El único legado de la Tierra será un aumento muy leve (0.01%) de la metalicidad solar.
Antes de que esto suceda, la mayor parte de la atmósfera de la Tierra se habrá perdido en el espacio y su superficie consistirá en un océano de magma con continentes flotantes de metales y óxidos metálicos, así como icebergs de materiales refractarios, con una temperatura superficial de más de 2,400 K (2,130 ° C).
Árbitro:
Futuro de la tierra
