Estructura del Sol

Origen del Sol

La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energia y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta.

El Sol

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción

gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más.

Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja.

Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

Datos básicos El Sol La Tierra

Tamaño: radio ecuatorial 695.000 km. 6.378 km.

Periodo de rotación sobre el eje de 25 a 36 días * 23,93 horas

Masa comparada con la Tierra 332.830 1

Temperatura media superficial 6000 º C 15 º C

Gravedad superficial en la fotosfera 274 m/s2 9,78 m/s2

* El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36

dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.

El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.

Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.

Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los

radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

Composición del Sol

Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es

decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior

en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos

continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de

densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por

gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Componentes químicos Símbolo %

Hidrógeno H 92,1

Helio He 7,8

Oxígeno O 0,061

Carbono C 0,03

Nitrógeno N 0,0084

Neón Ne 0,0076

Hierro Fe 0,0037

Silicio Si 0,0031

Magnesio Mg 0,0024

Azufre S 0,0015

Otros

0,0015

La Energía Solar

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de

grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).

Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.

La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.

Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los

asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

Actividad solar

Manchas Solares

Las manchas solares tienen una parte central obscura conocida como umbra, rodeada de una

región más clara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las rodea.

Las manchas son el lugar de fuertes campos magnéticos. La razón por la cual las manchas solares son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad es que el campo magnético en las manchas no permite la convección debajo de ellas.

Las manchas solares generalmente crecen y duran desde varios días hasta varios meses. Las

observaciones de las manchas solares reveló primero que el Sol rota en un período de 27 días

(visto desde la Tierra).

El número de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un período de 11 años

conocido como el ciclo solar. La actividad solar está directamente relacionada con este ciclo.

Protuberancias solares

Las protuberancias solares son enormes chorros de gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que se extienden a muchos miles de kilómetros. Las mayores llamaradas pueden durar varios meses.

El campo magnético del Sol desvia algunas protuberancias que forman así un gigantesco arco. Se producen en la cromosfera que está a unos 100.000 grados de temperatura.

Las protuberancias son fenómenos espectaculares. Aparecen en el limbo del Sol como nubes

flameantes en la alta atmósfera y corona inferior y están constituidas por nubes de materia a

temperatura más baja y densidad más alta que la de su alrededor.

Las temperaturas en su parte central son, aproximadamente, una centésima parte de la

temperatura de la corona, mientras que su densidad es unas 100 veces la de la corona ambiente.

Por lo tanto, la presión del gas dentro de una protuberancia es aproximadamente igual a la de su alrededor.

El viento solar

El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que

escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.

Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la

órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas

se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol.

El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina  heliosfera.

La estructura del Sol

Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre 1011 estrellas de la Via

Láctea, nuestra galaxia, una más entre 1020 del universo actualmente observable. Su masa,

apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse.

Pero, aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida.

Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri,

está a 4 años luz, más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales.

A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en

realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno.

El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura:

Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R). El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta

densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares.

Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el

exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear

4 1H ® 4He + 2e+ + 2n + 26,7 MeV

donde e+ son positrones y n neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren

en el núcleo.

Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportada hacia el exterior por radiación.

Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el

plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que lo impulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente.

Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona.

El espesor de la fotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie.

La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna.

La temperatura, que alcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera.

La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el

disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue halo que rodea al Sol, de forma

irregular. La temperatura en la corona es de aproximadamente un millón de grados.

Entre la corona y la cromosfera existe una capa delgada de algunos centenares de kilómetros,

en la que la temperatura varía rápidamente de los 106 K de la corona hasta 104 K. Esta capa,

llamada zona de transición, está dominada por el flujo de calor de la región caliente a la fría; su

alto gradiente térmico da una idea de la energía transportada.

Leyes de Kepler

discípulo del danés Brahe con corrientes coperniciano, a la muerte de Brahe decidió interpretar esos datos sobre el movimiento de los planetas con respecto a la tierra, adaptándolos a las órbitas circulares de Copérnico. los cáculos cuadraban hasta Marte. Según los datos de Brahe la órbita de Marte estaba a 8' de arco ( 0,13º ) fuera del esquema de Copérnico. Al estudiar esta discrepancia Kepler se dió cuenta de que si las órbitas son elípticas en las que en uno de los focos se situaba el sol se solucionaba el problema.

Con esto y el resto de los datos Kepler anunció tres leyes que describían el movimiento planetario:

PRIMERA LEY

La primera ley dice cuál es la forma geométrica del camino que recorre un planeta en su movimiento de traslación alrededor del Sol.

 

 

SEGUNDA LEY

La segunda ley da información acerca de la velocidad con la que los planetas recorren sus órbitas.

 

TERCERA LEY

La tercera ley es una relación entre dos números importantes para caracterizar el movimiento de cada planeta: su período, T, y la distancia media del planeta al Sol, a.

El período de un planeta es el tiempo que tarda en recorrer toda su trayectoria o, lo que es lo mismo, en dar una vuelta completa alrededor del Sol. La distancia media es la semisuma de las distancias máxima (afelio) y mínima (perihelio) del planeta al Sol.

Los valores del período (la duración del año terrestre) y la distancia media al Sol correspondientes a nuestro planeta son:

T_⊕ = 365,24 días = 3,15 · 10⁷ s

a_⊕ = 1,49 · 10¹¹ m

3.^a ley: El cuadrado del período orbital de un planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol:

$\frac{T^2}{a^3}=k$

$k=\frac{{(3,15·{10}^7\mathrm{s})}^2}{{(1,49·{10}^{11}\mathrm{m})}^3}=\frac{{3,15}^2}{{1,49}^3}·{10}^{14-33}=3·{10}^{-19}\frac{{\mathrm{s}}^2}{{\mathrm{m}}^3}$

Cambios Geomorfológicos en nuestro planeta

Geomorfológico:

Disciplina científica que describe y clasifica las características topográficas de la Tierra. Many systems of classifying landforms have been devised. Muchos sistemas de clasificación de las formas terrestres se han ideado. Some systems describe and group topographic features primarily according to the processes that shaped or modified them. Algunos sistemas de descripción y características topográficas del grupo principalmente de acuerdo a los procesos que formaron o modificaron. Others take additional factors into consideration (eg, character of the surface rocks and climatic variations) and include the developmental stage of landforms as an aspect of their evolution over geologic time. Otros toman en consideración otros factores (por ejemplo, el carácter de las rocas de la superficie y las variaciones climáticas) e incluyen la etapa de desarrollo de formas de relieve como un aspecto de su evolución a lo largo del tiempo geológico.

"CAMBIOS EN LA TIERRA" 

 

         La Tierra es un planeta sometido a continuos cambios, los cuales se deben a diferentes procesos (geológicos, climáticos y biológicos); en algunos de estos cambios se percibe el importante papel que han tenido o tienen los seres vivos.

Las características actuales de los diferentes subsistemas terrestres se han configurado a partir de los procesos de formación del planeta  y a su posterior evolución.

ORIGEN Y EVOLUCIÓN DEL PLANETA.

Se pueden distinguir varias etapas en los procesos de formación y evolución de los subsistemas terrestres:

 1. Formación del núcleo de la Tierra y el Hádico.

         Según la hipótesis sintética, que se está imponiendo entre la comunidad científica, se produjo acreción de fragmentos homogéneos con silicatos y metales durante varios millones de años (mayores del 0,1 % de la masa terrestre, porque tamaños menores habrían requerido más tiempo de formación del planeta) Cuando la Tierra tenía la mitad de su tamaño, debido a la elevación de la temperatura por los impactos de los meteoritos o por la radiactividad, el hierro (menos refractario que los silicatos) se fundió y descendió para formar el protonúcleo; el proceso desprendería más calor todavía.

    Las nuevas partículas que llegaban perforaban la delgada corteza, se fundían y el hierro se añadía al núcleo, que se terminó de formar al mismo tiempo que el resto de la Tierra. Hace 3500 millones de años ya había campo magnético en la Tierra. Se descarta que por los procesos de fusión se formara un océano de magma, aunque si debió existir un nivel profundo fundido, que sería el precursor de la astenosfera actual. Hace 3900 m.a. terminó el bombardeo de los meteoritos sobre la primera litosfera de basaltos, que flotaba sobre material fundido. Estos sucesos comprenderían lo que se conoce como el Hádico o infierno de la Tierra.

2. Origen y evolución del sistema atmósfera – hidrosfera.

         Algunos de los cuerpos que chocaron para formar la Tierra debían ser ricos en gases y otros en gases y agua; estas sustancias quedaron ocluidas  hasta que los aumentos de temperatura provocaron una desgasificación brutal, en la que los volátiles más ligeros (hidrógeno y helio) escaparon irreversiblemente al espacio exterior, mientras que otros gases más pesados quedaron retenidos sobre la Tierra formando la llamada protoatmósfera.

  Desde el año 1.930 se han expuesto hipótesis muy diversas sobre las posibles composiciones de la protoatmósfera, que la comunidad científica propone  diferente de la actual  en base a lo siguiente:

-         los gases  que libera la Tierra  son diferentes de los que forman la atmósfera.

-         algunos seres vivos producen oxígeno e intervienen en el reciclado del nitrógeno. El potasio radiactivo genera argón, etc.

-         la atmósfera inicial era un medio de alta energía, dado que las radiaciones ultravioleta penetraban fácilmente y que la Tierra irradiaba grandes cantidades de calor interno.

             Cuando la superficie sólida de la Tierra estuvo lo bastante fría, el vapor de agua se condensó para formar el primer océano. Está en revisión la hipótesis tradicional que consideraba el protoocéano como un mar caliente a 80 ºC de temperatura y corrosivo (por la acidez debida a la disolución de CO₂) La presencia de yeso en depósitos antiguos permite especular con temperaturas en dicho mar próximas a los 60 ºC, y a 40ºC la presencia de bacterias muy semejantes a las que hoy fijan nitrógeno.

            Los océanos se formaron muy tempranamente, así lo demuestran:

-         la existencia de sedimentos aparentemente marinos entre las rocas más antiguas (3.800 m.a.); son las cuarcitas y las formaciones bandeadas de Groenlandia y el primer cinturón de rocas verdes.

-         abundancia de lavas submarinas.

-         la presencia de andesitas, que son rocas con minerales hidratados.

-         los gases que salen por las dorsales presentan Ar⁴⁰ procedente del K⁴⁰, que indica edades de 10 ó 20 m.a. después del origen del planeta, dado que  de los gases y vapores se formó la hidrosfera.

La salinización posterior de los océanos se ha debido fundamentalmente a los aportes iónicos del vulcanismo submarino y a los aportes de los ríos.

Otras variaciones de la hidrosfera se centran en los movimientos eustáticos, movimientos isostáticos, transgresiones y regresiones y, ahora, en la contaminación que causa el hombre.

Las ideas acerca de la composición de la primitiva atmósfera de la Tierra han sufrido profundos cambios en los últimos años. En la década de los cincuenta los datos espectroscópicos sobre las atmósferas de los planetas gigantes del sistema solar  indicaban la presencia de metano y amoníaco. A pesar de que los volcanes de la Tierra emiten fundamentalmente vapor de agua y dióxido de carbono, y no amoníaco y metano, se supuso, sin razón convincente, que la atmósfera primitiva era rica en estos dos últimos gases. No se tuvo en cuenta las enormes diferencias entre Júpiter y la Tierra; la falta de datos impidió  la comparación con Venus y Marte, planetas más próximos al nuestro.

Por tanto, cuando en 1953 Stanley  Miller llevó a cabo su histórico experimento sobre el origen de la vida en la Tierra, basado en las hipótesis de Haldane y Oparin sobre la composición de la atmósfera primitiva, cargó su circuito con amoníaco, metano e hidrógeno y lo sometió a la acción del calor y de descargas eléctricas. Cuando al cabo de una semana obtuvo 19 ácidos orgánicos, aminoácidos y urea, convenció a la comunidad científica de que la protoatmósfera estaba formada por una mezcla de los citados gases reductores y que la vida había surgido bajo la presencia de una atmósfera reductora en un mar cargado de aminoácidos.

En la década de los 70, la aportación de nuevos datos hizo modificar las ideas anteriores:

-         la proporción Fe³⁺ / Fe²⁺  de los basaltos más antiguos es la misma que en los actuales. Por tanto, los volcanes antiguos no expulsaban amoníaco y metano, sino que arrojaban fundamentalmente dióxido de carbono y vapor de agua como ahora.

-         se han encontrado sulfatos, bauxitas y óxidos de hierro en terrenos arcaicos. La atmósfera del pasado no era tan reductora como se había supuesto.

-         en los planetas vecinos, Venus y Marte, la atmósfera era de dióxido de carbono.

-         se han ideado hipótesis para explicar el origen de la vida que no requieren una protoatmósfera reductora: la síntesis de Miller a partir de metano y amoníaco pudo realizarse en fuentes hidrotermales con catalizadores inorgánicos (cationes en huecos de zeoliotas en un medio concentrado con aminoácidos), y a temperaturas de 40 ºC. Los procesos tectónicos rompieron las “vacuolas” de las zeolitas y liberaron los productos de la síntesis. El “invento” de una capa de lípidos daba más probabilidad de supervivencia. Estas nuevas teorías no precisan de una atmósfera muy reductora ni del caldo primordial.

- Panspermia: Al analizar condritas carbonáceas (meteoritos) se encontraron aminoácidos raros o desconocidos en la Tierra, lo que ha permitido especular con la posibilidad de que las síntesis abiogénicas se hubiesen producido en otros puntos del Sistema Solar (por ejemplo, en las grietas de los asteroides)

Pero aun con todo lo anterior no se explica satisfactoriamente la aparición de la vida. Una gran aportación se realizó en 1984 cuando se descubrió que una parte del ARN podía desprenderse del resto  y actuar como una enzima que catalizaba la producción de nuevo ARN.

En la actualidad, la composición admitida para la atmósfera primitiva es una mezcla sólo ligeramente reductora con: nitrógeno, dióxido de carbono y vapor de agua, con trazas de hidrógeno y monóxido de carbono.

 A partir de la atmósfera primitiva, los seres vivos fotosintéticos, aparecidos hace probablemente 4000 m.a., transformaron parte del dióxido de carbono y del agua en formaldehido (CH₂O) y O₂.; el primero pasó a los sedimentos y el segundo a la atmósfera para darle su carácter oxidante.

Hubo oxígeno libre en la atmósfera hace 2500 m.a.:

-         Sólo desde entonces hay areniscas con hematites.

-         Comienza a ser rara la pirita y son más abundantes los sulfatos.

La capa de ozono debió formarse hace 600 m.a., lo que facilitó que la biosfera se diversificara rápidamente. Desde entonces, las únicas variaciones de importancia en la composición atmosférica han sido las variaciones de CO₂ que se producen durante las glaciaciones, y el efecto invernadero originado por la combustión de carbón y petróleo.

3. Etapa de las microplacas (Arcaico 1 y 2)

Había dos tipos de corteza básica: corteza gruesa sobre lugares más calientes (con komatiitas, con 20 km de potencia) y corteza normal (con 12 km de espesor) Donde colisionaban se formaban andesitas (primeros continentes), gneises granulíticos y complejos verdes.

4. Etapa de formación de granitos (hace 2800 – 2500 m.a., Arcaico 3  o final del Arcaico)

Los basaltos por metamorfismo dieron eclogitas densas, que se hundieron y fundieron parcialmente para dar magmas andesíticos que luego originaron al menos la mitad de los granitos que hoy conocemos.

5. Etapa de procesos de subducción normal (desde hace 2500 m.a., Proterozoico y Fanerozoico)

 

            Los continentes viajan sobre las placas, las cuales chocan, suturan sus límites y también se separan cuando la energía existente bajo las placas continentales lo hace necesario.

Se calcula que los supercontinentes no pueden mantener sus dimensiones más de 100 m.a. sin que comience un nuevo proceso de separación (comienzo de un nuevo ciclo de Wilson), que tras 400 ó 500 millones de años reconstruirá un nuevo supercontinente. Algunos autores consideran que ha habido supercontinentes hace 2100, 1800, 1600, 1100, 650 (Pangea 1) y 250 m.a. (Pangea 2) El intervalo de tiempo entre una y otra Pangea se conoce como Ciclo Supercontinental.

Algunos efectos de los ciclos supercontinentales son:

·        Desarrollo de las orogenias.

·        Variaciones relativas del nivel del mar y producción de basculamientos: porque la litosfera continental pasa sobre las elevaciones y depresiones  de la astenosfera.

·        Variaciones del clima global: las edades de los tres últimos supercontinentes coinciden con las tres últimas glaciaciones importantes.

·        Variaciones de la biosfera: la diversidad de los seres vivos es máxima en los momentos de dispersión, y decrece lógicamente mientras dura un supercontinente, cuando los hábitats se hacen homogéneos y las plataformas continentales desaparecen en las colisiones.

             De los procesos de subducción normal sólo se hará un pequeño resumen de los acontecimientos geológicos más conocidos y estudiados por los geólogos, es decir, se partirá de Pangea 1 hasta llegar a la actualidad: el supercontinente Pangea 1, formado al final del Proterozoico (hace 650 m.a.) se rompió al comenzar el Fanerozoico, pero sus fragmentos se reunieron 300 m.a. después para formar Pangea 2. Las colisiones que crearon Pangea 2 metamorfizaron, fundieron y plegaron amplias zonas de los antiguos continentes, y sobre estas rocas se depositaron las de la era secundaria en discordancias espectaculares. La era primaria se corresponde, por tanto, con el tiempo comprendido entre la dispersión y el reagrupamiento de un supercontinente. El reagrupamiento de los continentes en Pangea 2 da lugar a una serie de grandes cadenas de colisión: Caledónides, Hercínides, Urales, Mongolia, etc. En Iberia, el continente Armoricano es comprimido entre Laurasia y Gondwana.

Climáticamente, el Paleozoico (era primaria) está comprendido entre dos grandes glaciaciones (eocámbrica y permocarbonífera) y con una glaciación menor (ordovícico – silúrica) en el centro. Los climas intermedios son cálidos.

La Pangea 2 comenzó a dispersarse a principios de la era secundaria. Paralelamente a la dispersión de los nuevos continentes, tienen lugar una serie de acontecimientos orogénicos, unos por colisión de litosferoclastos (Rocosas, en S. Francisco), otros por colisiones de microplacas (Alpes) y otros por colisiones bicontinentales (Himalaya) Los Andes son un orógeno formado únicamente por subducción de litosfera oceánica bajo litosfera continental.

El ciclo Alpino (era 2ª hasta la actualidad) comienza la dispersión con una regresión y con un clima muy árido, que evoluciona a tropical húmedo con la mayor transgresión conocida, y termina con una regresión y la mayor glaciación del Fanerozoico (hace 3 m.a., y que desarrolla el casquete glaciar del Polo N.) La biosfera se diversifica al ritmo de la dispersión de los continentes, y sufre una renovación drástica al final del Mesozoico.

A lo largo de la Historia se han producido numerosos desastres y catástrofes naturales, pero en las últimas décadas los daños originados por estos eventos se han disparado como consecuencia del vertiginoso crecimiento de la población mundial y de la ocupación por parte de ésta de espacios sumamente peligrosos. En lo que se refiere a los riesgos geológicos, -terremotos, tsunamis, volcanes, movimientos de ladera, hundimientos, subsidencias, arcillas expansivas y erosión costera-, no parecen haberse incrementado el número anual de sucesos, pero sin embargo tanto los daños económicos como la pérdida de vidas humanas han experimentado un crecimiento casi exponencial. A pesar de los avances científico-tecnológicos estamos muy lejos de controlar dichos eventos pero podemos analizar las causas que generan estos procesos con el fin de determinar su peligrosidad (plasmando los resultados en diversos documentos cartográficos), vulnerabilidad y exposición. Una vez determinado el riesgo asociado a cada uno de los eventos, podremos establecer las herramientas y recursos adecuados para la prevención (la predicción es en muchos casos imposible), mitigación y protección de sus efectos.

Cambios en nuestro planeta por la intervencion humana

" EL IMPACTO DEL HOMBRE EN NUESTRO PLANETA"

El Medio Ambiente: 

Concepto de medio ambiente.

Medio ambiente: conjunto de componentes físicos, químicos, biológicos y sociales capaces de causar efectos directos o indirectos en un plazo corto o largo, sobre los seres vivos y las actividades humanas.

interacciones entre el ser humano y el medio ambiente.

Riesgo: cualquier condición, proceso o suceso que puede ocasionar daños en la salud, seguridad o en las propiedades de los habitantes de una región.

Según su origen pueden ser:

Riesgos naturales: se producen sin la intervención humana.

Riesgos tecnológicos y sociales o humanos: se producen debido a las acciones humanas.

Riesgos mixtos o inducidos: tienen un origen natural, pero la intervención humana los magnifica (mixtos) o provoca (inducidos)

Recurso: todo material, producto, servicio o información que es útil para la humanidad, bien para cubrir nuestras necesidades o/y para satisfacer nuestros deseos.

Según su origen pueden ser:

Recursos naturales: cualquier cosa, materia o energía que conseguimos del entorno.

Renobables: se pueden regenerar, forman parte de un ciclo natural continuo. Pueden ser explotados indefinidamente siempre y cuando la tasa de de utilización no sobrepase la de renovación.

No renobables: recursos no regenerables, se van agotando progresivamente.

Recursos humanos o culturales: los producidos por nuestra actividad social.

Impacto ambiental: toda alteración del entorno provocada por la acción humana.

Se clasifica en:

Actuaciones directas: sobre los diferentes subsistemas terrestres.

Residuos: todo material resultante de un proceso de fabricación, transformación, cuando su poseedor o productor lo destina al abandono.

Evolución de la influencia humana en los cambios ambientales.

ETAPAS:

1º- cazador-recolector:

Recursos y tecnología: Energía solar contenida en el alimento y a partir del descubrimiento del fuego, la madera.

Rasgos de la población: Eran nómadas y vivían en grupo. Tasa de natalidad muy reducida. Unos 5 millones de individuos humanos.

Efectos ambientales: apenas hubo modificación del medio o impacto ambiental.

2º agrícola-ganadera:

Recursos y tecnología: domesticación de plantas y animales revolución agrícola. Metales, herramientas agrícolas y sistemas de regadío, molinos de agua y viento.

Rasgos de la población: la población aumenta por encima de los recursos naturales. Sedentarizacion de los grupos, primeras ciudades.

Otros oficios, especialización laboral, dinero, democracia, capitalismo, escritura y comercio.

Unos 500 millones de individuos.

Efectos ambientales: deforestación de bosques, sustitución de plantas por otras de cultivo, agricultura y sobre pastoreo provocando perdidas de suelo desertización, clima seco, sobreexplotación de recursos desaparición de civilizaciones completas.

3º industrial-tecnológica:

Recursos y tecnología: revolución industrial tercera fase ecológica.

Maquina de vapor, combustibles fósiles, carbón, petróleo y los derivados.

Energía mecánica, hidroeléctrica, electricidad. Nuevo sistema económico.

Rasgos de la población: mejora de los sistemas sanitarios, aumento de la calidad de vida, crecimiento enorme de la población.

Efectos ambientales: sobreexplotación de los recursos para mantener la población. Deforestación de 6 millones de km2

Cambio de la composición de la atmósfera.

6milloes de compuestos químicos.

Efectos sobre los suelos por residuos industriales, productos agrícolas o médicos.

la crisis ambiental. Presente y futuro de las relaciones de la humanidad con el medio ambiente.

Problemas ambientales:

*Cambio climático.

*Reducción del ozono atmosférico.

*Perdida de biodiversidad.

*Accidentes graves.

*Acidificación.

*Ozono troposferico y otros oxidantes fotoquímicos.

*Gestión del agua dulce.

*Degradación de los bosques.

*Amenaza para las zonas costeras.

*Producción y gestión de los residuos.

*Presión urbana.

*Riesgos químicos.

*Problemas sociales.

Crecimiento exponencial de la población:

La población del planeta supera los 6 millones de personas aunque el crecimiento demográfico se ha ralentizado debido a la caída a la mitad de las tasas de natalidad.

La población crece mayoritariamente en los países subdesarrollados donde ya resulta muy difícil satisfacer las crecientes demandas de comida, agua, alojamiento, sanitarias y educativas.

Asimetría en la distribución geográfica y social de los recursos:

El 80% de los recursos mundiales se consumen en los países industrializados. Representan solo la cuarta parte.

Incremento de la pobreza:

El número de pobres se ha duplicado. Un tercio de la humanidad vive en un estado de pobreza absoluta.

Déficit graves en cuanto a nutrición, salud, vivienda y acceso a la cultura:

800 millones de personas están desnutridas, unos 125 millones de niños no van a la escuela.

Incremento de la deuda externa de los países en vías de desarrollo:

La deuda externa representa en muchos casos más de la mitad de su presupuesto anual, descapitalización progresiva del tercer mundo.

Respuestas a los problemas actuales.

En los años sesenta de los movimientos ecologistas surgió el modelo conservacionista que propone dejar actuar libremente a la naturaleza y detener cualquier avance económico para evitar daños en el entorno.

1987 el Club de Roma creo un informe: los límites del crecimiento que trataba de responder ¿tenía futuro el desarrollo económico indefinido, o había que poner límites al crecimiento? Contribuyo a crear el concepto de sostenibilidad.

En Estocolmo, la conferencia de las naciones unidas para el medio ambiente humano, en que la ONU creo una comisión mundial sobre el medio ambiente y el desarrollo que elaboro en 1972 el informe Brundtland, donde se cita por 1ª vez el termino de:

Desarrollo sostenible: desarrollo que satisface las necesidades del presente sin comprometer la capacidad de las futuras generaciones para satisfacer sus propias necesidades.

1975 la UNESCO acordó los objetivos fundamentales de la educación ambiental, que se resumen en tres:

1-Toma de conciencia para que las nuevas generaciones comprendan que la sociedad depende de su entorno y que, sin embargo, puede dañarlo si no actúa correctamente.

2-Transmitir conocimientos suficientes para adquirir la competencia necesaria que permita la participación y evaluación de decisiones en relación con el entorno.

3-Desarrollar las actitudes necesarias para fomentar la participación y la responsabilidad de los individuos en la conservación y gestión adecuada del entorno.

Otro aspecto muy importante es el calentamiento global:

EL CALENTAMIENTO GLOBAL Y SUS CONSECUENCIAS

Desde fines del siglo XIX, los científicos han observado un           

aumento gradual en la temperatura promedio de la superficie

del planeta. Este aumento se estima que ha sido de entre

0.5ºF y 1.0ºF. Los diez años más calientes del siglo XX

ocurrieron entre 1985 y 2000, siendo 1998 el año más

caliente del que se tenga datos. Este calentamiento ha

reducido las áreas cubiertas de nieve en el hemisferio norte, y

ha ocasionado que muchos de los témpanos de hielo que

flotaban en el Océano Ártico se hayan derretido. Recientemente también se ha

observado cómo, debido a este aumento en temperatura, grandes porciones de

hielo de Antártica se han separado del resto de la masa polar, reduciendo así el tamaño del continente helado.

Causas del calentamiento global

Gracias a la presencia en la atmósfera de CO2 y de otros gases responsables

del efecto invernadero, parte de la radiación solar que llega hasta la Tierra es

retenida en la atmósfera. Como resultado de esta retención de calor, la

temperatura promedio sobre la superficie de la Tierra

alcanza unos 60ºF, lo que es propicio para el desarrollo de

la vida en el planeta. No obstante, como consecuencia de

la quema de combustibles fósiles y de otras actividades

humanas asociadas al proceso de industrialización, la

concentración de estos gases en la atmósfera ha

aumentado de forma considerable en los últimos años. Esto ha ocasionado que

la atmósfera retenga más calor de lo debido, y es la causa de lo que hoy

conocemos como el calentamiento o cambio climático global.

Consecuencias del calentamiento global

Clima - El calentamiento global ha ocasionado un aumento en la temperatura

promedio de la superficie de la Tierra. A causa de la fusión de porciones del

hielo polar, el nivel del mar sufrió un alza de 4-8 pulgadas durante el pasado

siglo, y se estima que habrá de continuar aumentando. La

magnitud y frecuencia de las lluvias también ha aumentado

debido a un incremento en la evaporación de los cuerpos de

agua superficiales ocasionado por el aumento en temperatura.

Los científicos estiman que la temperatura promedio de la

superficie terrestre puede llegar a aumentar hasta 4.5ºF en el

transcurso de los próximos 50 años (2001-2050), y hasta10ºF

durante este siglo. Este incremento en la evaporación de agua

resultará en un aumento en la intensidad y frecuencia de los

huracanes y tormentas. También será la causa de que la

humedad del suelo se reduzca debido al alto índice de

evaporación, y que el nivel del mar aumente un promedio de casi

2 pies en las costas del continente americano y el Caribe.

Salud - Un aumento en la temperatura de la superficie de la Tierra traerá como

consecuencia un aumento en las enfermedades respiratorias y

cardiovasculares, las enfermedades infecciosas causadas por

mosquitos y plagas tropicales, y en la postración y deshidratación

debida al calor. Los sistemas cardiovascular y respiratorio se

afectan debido a que, bajo condiciones de calor, la persona debe

ejercer un esfuerzo mayor para realizar cualquier actividad,

poniendo mayor presión sobre dichos sistemas.

Por otra parte, como las zonas tropicales se

extenderán hacia latitudes más altas, los mosquitos

y otras plagas responsables del dengue, la malaria,

el cólera y la fiebre amarilla en los trópicos afectarán a una

porción mayor de la población del mundo, aumentando el

número de muertes a causa  de estas enfermedades.

CALIDAD DE  AGUAS SUPERFICIALES 

-A pesar de que incrementará la magnitud y

frecuencia de eventos de lluvia, el nivel de agua en los lagos y ríos disminuirá

debido a la evaporación adicional causada por el aumento en la temperatura.

Algunos ríos de flujo permanente podrían secarse durante

algunas épocas del año, y ríos cuyas aguas se utilizan para la

generación de energía eléctrica sufrirían una reducción en

productividad. El aumento en temperatura aumentará la

demanda por agua potable, pero reducirá los niveles de

producción de los embalses ya que los niveles de agua bajarán.

Al disminuir el nivel de agua en lagos, embalses, ríos y

quebradas, el efecto potencial de los contaminantes será

mayor, ya que aumentará su concentración relativa al agua presente en los

mismos. Al aumentar la magnitud y frecuencia de las lluvias, aumentará

también la incidencia e intensidad de inundaciones, así como la

sedimentación de cuerpos de agua producto de la alta

escorrentía y la baja humedad del terreno. Los humedales de

tierra adentro, ecosistemas acuáticos poco profundos, también

se reducirán de tamaño debido a la evaporación.

CALIDAD DE AGUAS SUBTERRÁNEAS

- Un acuífero es una fuente

de abastos de agua subterránea. El nivel superior del agua en

un acuífero se conoce como el nivel freático. Como

consecuencia del aumento en temperatura, el nivel freático

bajará debido a la evaporación, disminuyendo así la cantidad

de agua disponible en el acuífero. Por otra parte, al aumentar

el nivel del mar el agua salada podría penetrar hacia los

acuíferos costeros, haciendo que sus aguas se salinicen y no

sean aptas para consumo humano.

ECOSISTEMAS TERRESTRES

- Como consecuencia del calentamiento global, la

región tropical se extenderá hacia latitudes más altas, y la región de bosques de

pinos se extenderá hacia regiones que hoy forman parte de la tundra y la taiga.

De perder los suelos su humedad por efecto de la evaporación,

muchas áreas ahora cubiertas de vegetación podrían quedar

secas, ensanchándose la región desértica del planeta. En las

llanuras continentales, la escasez de agua causada por el

aumento en temperatura podría convertir estas regiones (como

la pampa argentina y las grandes llanuras de Norte América) en

terrenos no aptos para la ganadería, principal renglón de la

                                                   economía para los habitantes de estas regiones.

ECOSISTEMAS COSTEROS

- Los ecosistemas costeros manglares, arrecifes de

coral, sistemas playeros, estuarios, y otros se afectarían significativamente,

ya que un alza en el nivel del mar inundaría las áreas de humedales costeros,

causaría un aumento en la erosión costera y salinizaría las aguas en la parte

baja de los ríos y en los acuíferos costeros. Las edificaciones muy cercanas a

la costa podrían verse afectadas por la acción del oleaje, que podría socavar

sus cimientos. Los arrecifes de coral, cuya función es la de

proteger a los manglares y playas del oleaje y la erosión

costera, quedarían a mayor profundidad bajo el mar.

También se afectaría la entrada de luz solar hasta el fondo

del arrecife, afectando así los procesos de fotosíntesis de

especies esenciales para la vida del coral, así como su

capacidad para detener el oleaje y evitar que impacte la

costa.

LA AGRICULTURA 

- Debido a la evaporación de agua de la superficie del terreno y

al aumento en la magnitud y frecuencia de lluvias e inundaciones, los suelos se

tornarán más secos y perderán nutrientes con mayor

facilidad al éstos ser removidos por la escorrentía. Esto

cambiará las características del suelo, haciendo

necesario que los agricultores se ajusten a las nuevascondiciones.

La necesidad de recurrir a la irrigación

será esencial durante las épocas de

sequía, que debido a la evaporación

serán más comunes que al presente. Las temperaturas más

 elevadas también propiciarán la reproducción de algunos

insectos como la mosca blanca y las langostas (un tipo de

esperanza), que causan enfermedades de plantas y afectan la

producción de cultivos.

LA FLORA Y LA FAUNA

- Debido a los cambios climáticos y a los cambios en los

ecosistemas terrestres, la vegetación característica de cada región se verá

afectada. Los bosques de pinos se desplazarán hacia latitudes más altas, la

vegetación tropical se extenderá sobre una franja más ancha de la superficie

terrestre, y la flora típica de la tundra y la taiga ocupará un área más reducida.

Como consecuencia, al alterarse la vegetación

característica de muchas reservas naturales, así

designadas para proteger el hábitat de especies

amenazadas, estas reservas podrían dejar de ser el hábitat

ideal para las mismas, ocasionando su extinción. De igual

manera, al ocurrir el proceso de desertificación en algunas

áreas también se destruirá el hábitat de muchas especies,

causando su extinción.

¿Podemos hacer algo para reducir la emisión de gases de
invernadero y las consecuencias del calentamiento global?

Todos podemos hacer algo para reducir la emisión de gases
de invernadero y las consecuencias del calentamiento
global. Entre otras cosas, debemos:

Reducir el consumo 

de energía eléctrica.   

             




                                          

                                                                                        
 Adquirir productos

 sin empaque o con

 empaque reciclado

 o reciclable.

                                    

Utilizar bombillas
fluorescentes.

 Utilizar papel
 reciclado.

Limitar el consumo
de agua.

  

Caminar o utilizar
transportes
públicos.

Hacer mayor uso de
la energía solar.

Hacer uso
eficiente del
automóvil.

Sembrar árboles
alrededor de la casa
para reducir el uso de
acondicionadores de
aire.

Reciclar envases de
aluminio, plástico y
vidrio, así como el
cartón y el papel.

Crear
conciencia en
otros sobre la
importancia de
tomar acciones
dirigidas a reducir el impacto
del calentamiento global.