Más

21.2: Influencias astronómicas - Geociencias

21.2: Influencias astronómicas - Geociencias


Si la radiación solar entrante (insolación) cambia, entonces el balance de radiación de la Tierra se ajustará, posiblemente alterando el clima. 2.21).

En la década de 1920, el astrofísico Milutin Milankovitch propuso que las fluctuaciones lentas en la órbita de la Tierra alrededor del sol pueden cambiar la distancia entre el sol y la Tierra. Los cambios de distancia alteran la insolación de acuerdo con la ley del cuadrado inverso (ecuación 2.16), contribuyendo así al cambio climático. Más tarde se descubrió que la recurrencia de la edad de hielo (inferida a partir de núcleos de hielo y sedimentos) estaba correlacionada con las características orbitales, lo que respalda su hipótesis. Milankovitch se centró en tres características orbitales: excentricidad, oblicuidad y precesión.

21.2.1.1. Excentricidad

La forma de la órbita elíptica de la Tierra alrededor del Sol (Fig. 21.7a) fluctúa lentamente entre casi circular (excentricidad e ≈ 0,0034) y ligeramente elíptica (e ≈ 0,058). A modo de comparación, un círculo perfecto tiene e = 0. Los tirones gravitacionales de otros planetas (principalmente Júpiter y Saturno) causan estas fluctuaciones de excentricidad.

Figura 21.7 Bosquejo de las características orbitales de la Tierra (exagerado). (a) Variaciones de excentricidad. La línea verde muestra una órbita circular. La delgada línea negra es una órbita elíptica. (b) Variaciones de la oblicuidad.

La excentricidad de la Tierra en cualquier momento (pasado o futuro) se puede calcular usando una suma de N términos de coseno:

begin {align} e approx e_ {o} + sum_ {i = 1} ^ {N} A_ {i} cdot cos left [C cdot left ( frac {t} {P_ {i }} + frac { phi_ {i}} {360 ^ { circ}} right) right] tag {21.12} end {align}

donde eo = 0.0275579 yt es el tiempo en años en relación con el año calendario 2000. Para cada término de coseno (es decir, para cada índice i de 1 a N), use los factores orbitales dados en la Tabla 21-1b (al final de este capítulo, en sección 21.10.3), donde AI son amplitudes, PI son periodos de oscilación en años, ϕI son cambios de fase en grados. C debe ser 360 ° o 2 · π radianes, dependiendo del argumento trigonométrico requerido por su calculadora, hoja de cálculo o lenguaje de programación.

La figura 21.8 muestra la excentricidad (curva púrpura en la parte superior) calculada utilizando los 20 términos, para tiempos que van desde 1 millón de años en el pasado hasta 1 millón de años en el futuro.

Figura 21.8 Características orbitales pasadas y futuras en la teoría de Milankovitch, calculadas usando todos los términos (ver Tabla 21-1b al final de este capítulo) en las aproximaciones en serie de las ecuaciones. (21.12 - 21.20). La curva inferior muestra los cambios de temperatura relativa estimados a partir de núcleos de hielo y sedimentos. Las edades de hielo (períodos glaciares) están sombreadas en cian. La precesión es para el solsticio de verano (es decir, solo se usa el término e · sin (ϖ)). Los puntos de datos cada 500 años en los 4 gráficos principales se encontraron utilizando cálculos de la página web proporcionada por Laskar y colegas, actualizada el 15 de agosto de 2015 por M. Gastineau. http://vo.imcce.fr/insola/earth/onli...line/index.php

Aplicación de muestra

Trace elipses para excentricidades de 0, 0,005, 0,058 y 0,50. Sugerencias: las coordenadas (x, y) están dadas por x = a · cos (t) e y = b · sin (t), donde t varía de 0 a 2π radianes. Suponga un semieje mayor de a = 1 y obtenga el semieje menor de b = a · (1 - e2) 1/2.

Encuentra la respuesta

Trazado a la derecha:

Exposición. Las primeras 3 curvas (líneas verdes continuas) parecen idénticas. Por lo tanto, para el rango completo de excentricidades de la Tierra (0,0034 ≤ e ≤ 0,58), vemos que la órbita de la Tierra es casi circular (e = 0).

Aplicación de muestra.

Calcule la excentricidad de la órbita terrestre hace 600.000 años (es decir, 600.000 años antes del año 2000) utilizando N = 5.

Encuentra la respuesta.

Dado: t = –600.000 años (signo negativo del pasado).

Encuentre: e (adimensional).

Utilice la ecuación. (21.12) con datos de la Tabla 21-1: e ≈ 0.0275579

+ 0.010739 · cos [2π · (–600000yr / 405091yr + 170.739 ° / 360 °)]

+ 0,008147 · cos [2π · (–600000yr / 94932yr + 109,891 ° / 360 °)]

+ 0,006222 · cos [2π · (–600000 años / 123945 años - 60,044 ° / 360 °)]

+ 0,005287 · cos [2π · (–600000 años / 98857 años - 86,140 ° / 360 °)]

+ 0.004492 · cos [2π · (–600000yr / 130781yr + 100.224 ° / 360 °)]

e ≈ 0.0275579 + 0.0107290 + 0.0081106 + 0.0062148 - 0.0019045 - 0.0016384 ≈ 0.049 (adimensional)

Cheque: 0,0034 ≤ e ≤ 0,058, dentro del rango de excentricidad esperado para la Tierra. Casi concuerda con la respuesta exacta de 0.047 de la figura 21.8, usando todos los términos N = 20.

Exposición: Un interglacial (no era de la edad de hielo) estaba terminando, y un nuevo glacial (edad de hielo) estaba comenzando.

Tabla 21-1. Esta tabla muestra solo los primeros 4 o 5 factores para los cálculos de la serie orbital, como se usa en las Aplicaciones de muestra. Para ver los 20 a 26 factores que se utilizaron para crear la figura 21.8, utilice la tabla 21-1b en la sección 21.10.3 cerca del final de este capítulo.
índiceAP (años)ϕ (grados)
Excentricidad:

i = 1

2

3

4

5

0.010739

0.008147

0.006222

0.005287

0.004492

405,091.

94,932.

123,945.

98,857.

130,781.

170.739

109.891

–60.044

–86.140

100.224

Oblicuidad:

j = 1

2

3

4

0.582412°

0.242559°

0.163685°

0.164787°

40,978.

39,616.

53,722.

40,285.

86.645

120.859

–35.947

104.689

Precesión climática:

k = 1

2

3

4

5

0.018986

0.016354

0.013055

0.008849

0.004248

23,682.

22,374.

18,953.

19,105.

23,123.

44.374

–144.166

154.212

–42.250

90.742

Simplificado de Laskar, Robutel, Joutel, Gastineau, Correia & Levrard, 2004: Una solución numérica a largo plazo para las cantidades de insolación de la Tierra. "Astronomía y astrofísica", 428, 261-285.

A simple vista, vemos dos oscilaciones de excentricidad superpuestas con períodos de aproximadamente 100 y 400 kyr (donde “kyr” = kilo años = 1000 años). La primera oscilación se correlaciona muy bien con el período de aproximadamente 100 kyr para los eventos fríos asociados con las edades de hielo. La excentricidad actual es de aproximadamente 0,0167. Pronóstico a corto plazo: la excentricidad cambiará poco durante los próximos 100.000 años. Las variaciones en e afectan la distancia R Tierra-sol a través de la ecuación. (2.4) en el capítulo Radiación solar e infrarroja.

21.2.1.2. Oblicuidad

La inclinación (oblicuidad) del eje de la Tierra fluctúa lentamente entre 22,1 ° y 24,5 °. Este ángulo de inclinación se mide desde una línea perpendicular al plano orbital de la Tierra (la eclíptica) alrededor del sol (figura 21.7b).

Una aproximación en serie para la oblicuidad ε es:

begin {align} varepsilon = varepsilon_ {o} + sum_ {j = 1} ^ {N} A_ {j} cdot cos left [C cdot left ( frac {t} {P_ { j}} + frac { phi_ {j}} {360 ^ { circ}} right) right] tag {21.13} end {align}

donde εo = 23.254500 °, y todos los demás factores tienen el mismo significado que para la ec. (21,12). La tabla 21-1 muestra los valores de estos factores orbitales para N = 4 términos en esta serie, y la tabla 21-1b tiene todos N = 23 términos.

La curva roja de la figura 21.8 muestra que la oblicuidad oscila con un período de aproximadamente 41 000 años. La oblicuidad actual es de 23,439 ° y va disminuyendo gradualmente.

La oblicuidad afecta la insolación a través del ángulo de declinación solar (ecuación 2.5 en el capítulo Radiación solar e infrarroja, donde un símbolo diferente Φr se utilizó para oblicuidad). Recuerde del capítulo sobre radiación solar e infrarroja que la inclinación del eje de la Tierra es responsable de las estaciones, por lo que una mayor oblicuidad causaría un mayor contraste entre el invierno y el verano. Una hipótesis es que las edades de hielo son más probables en épocas de menor oblicuidad, porque los veranos serían más fríos y provocarían menos derretimiento de los glaciares.

21.2.1.3. Precesión

Figura 21.9 Esquema de características orbitales terrestres adicionales. (a) Precesión del eje de la Tierra. (b) Precesión del eje mayor órbita-elipse (precesión del afelio) en tiempos sucesivos 1 - 3. Los pequeños puntos blancos p1, p2, p3 muestran las ubicaciones del perihelio (punto en la órbita de la Tierra más cercano al sol). Todas las elipses de la órbita están en el mismo plano.

Varios procesos de precesión afectan el clima.

Precesión axial. No solo la magnitud de la inclinación (oblicuidad) del eje de la Tierra cambia con el tiempo, sino también la dirección de la inclinación. Esta dirección de inclinación gira en el espacio, trazando un círculo completo en 25.680 años (figura 21.9a) en relación con las estrellas fijas. Gira en sentido opuesto a la dirección en la que gira la Tierra. Esta precesión es causada por la atracción gravitacional del sol y la luna en la Tierra, porque la Tierra es un esferoide achatado (tiene un diámetro mayor en el ecuador que en los polos). Por lo tanto, la Tierra se comporta como una peonza de juguete giratoria.

Precesión del afelio. La dirección del eje mayor de la órbita elíptica de la Tierra también se desplaza lentamente (con un período de 174 000 a 304 000 años) en relación con las estrellas fijas (figura 21.9b). La dirección de rotación es la misma que la precesión axial, pero la velocidad de la precesión fluctúa debido a la atracción gravitacional de los planetas (principalmente Júpiter y Saturno).

Figura 21.10 Ilustración para algún momento en el futuro, que muestra el ángulo (ϖ) del perihelio desde el equinoccio vernal en movimiento. NOTARIO PÚBLICO. = Polo Norte. Las estaciones son para el hemisferio norte. La inclinación del eje de la Tierra está exagerada para ilustrar los efectos estacionales.

Precesión del equinoccio. La suma de las tasas de precesión axial y del afelio (es decir, sumando las inversas de sus períodos) da una precesión total con un período fluctuante de aproximadamente 22.000 años. Esta precesión combinada describe los cambios en el ángulo (medido en el sol) entre las posiciones orbitales de la Tierra en el perihelio (punto de aproximación más cercana) y en el equinoccio vernal (primavera) en movimiento (figura 21.10). Este ángulo fluctuante (ϖ, un símbolo matemático llamado "variante pi") es la precesión del equinoccio.

Para los años en los que el ángulo ϖ es tal que el solsticio de invierno está cerca del perihelio (como en este siglo), entonces el efecto de enfriamiento de la inclinación del hemisferio norte hacia el sol se ve ligeramente moderado por el hecho de que la Tierra está más cerca al sol; por lo tanto, los inviernos y veranos no son tan extremos como podrían ser. Por el contrario, durante años con un ángulo diferente ϖ tal que el solsticio de verano está cerca del perihelio, entonces el hemisferio norte se inclina hacia el sol al mismo tiempo que la Tierra está más cerca del sol; por lo tanto, espere veranos más calurosos e inviernos más fríos. Sin embargo, las temporadas cercanas al perihelio son de menor duración que las temporadas cercanas al afelio, lo que modera los extremos para este último caso.

Precesión climática. ϖ por sí mismo es menos importante para la insolación que la combinación con excentricidad e: e · sin (ϖ) y e · cos (ϖ). Estos términos, conocidos como precesión climática, pueden expresarse mediante aproximaciones en serie, donde ambos términos usan los mismos coeficientes de la Tabla 21-1b, para N = 26.

begin {align} e cdot sin ( varpi) approx sum_ {k = 1} ^ {N} A_ {k} cdot sin left [C cdot left ( frac {t} { P_ {k}} + frac { phi_ {k}} {360 ^ { circ}} right) right] tag {21.14} end {align}

begin {align} left.e cdot cos ( varpi) approx sum_ {k = 1} ^ {N} A_ {k} cdot cos left [C cdot left ( frac { t} {P_ {k}} + frac { phi_ {k}} {360 ^ { circ}} right) right] right] tag {21.15} end {align}

Otros factores son similares a los de la ecuación. (21,12).

Una parcela de eq. (21.14), denominada "precesión climática", se muestra como la curva verde en la figura 21.8. Muestra ondas de alta frecuencia (período de 22.000 años) con amplitud modulada por la curva de excentricidad de la parte superior de la Fig. La precesión climática afecta la distancia sol-Tierra, como se describe a continuación.

Aplicación de muestra

Estime el término seno de la precesión climática para el año 2000, para N = 5.

Encuentra la respuesta

Dado: t = 0

Encuentre: e · sin (ϖ) =? (adimensional

Utilice la ecuación. (21.14) con coeficientes de la Tabla 21-1.

e · pecado (ϖ) =

+ 0,018986 · [2π · (0 años / 23682 años + 44,374 ° / 360 °)]

+ 0,016354 · [2π · (0 años / 22374 años - 144,166 ° / 360 °)]

+ 0,013055 · [2π · (0 años / 18953 años + 154,212 ° / 360 °)]

+ 0,008849 · [2π · (0 años / 19105 años - 42,250 ° / 360 °)]

+ 0,004248 · [2π · (0 años / 23123 años + 90,742 ° / 360 °)]

e · sin (ϖ) = 0.0132777 - 0.0095743 + 0.0056795

– 0.0059498 + 0.0042476 = 0.00768

Cheque: Este valor es menor que el valor exacto de 0.01628 de la curva trazada en la figura 21.8.

Exposición: La excentricidad en el año 2000 (es decir, casi en la actualidad) provoca una precesión climática media.

Tabla 21-2. Valores clave de λ, el ángulo entre la Tierra y el equinoccio vernal móvil. La figura 21.10 muestra que los solsticios y equinoccios están separados exactamente a 90 °.
Fechaλ (radianes, °)pecado (λ)cos (λ)
Equinoccio de primavera0 , 001
Solsticio de veranoπ / 2, 90 °10
Equinoccio de otoño (otoño)π, 180 °0–1
Solsticio de invierno3π / 2, 270 °–10

21.2.1.4. Variaciones de la insolación

Eq. (2.21) del capítulo Radiación solar e infrarroja proporciona la insolación diaria promedio ( overline {E} ). Se repite aquí:

begin {align} bar {E} = frac {S_ {O}} { pi} cdot left ( frac {a} {R} right) ^ {2} cdot left [h_ { O} ^ { prime} cdot sin ( phi) cdot sin left ( delta_ {S} right) + right.
cos ( phi) cdot cos left ( delta_ {S} right) cdot sin left (h_ {O} right) tag {21.16} end {align}

donde So = 1361 W m–2 es la irradiancia solar, a = 149.457 Gm es la longitud del semieje mayor, R es la distancia sol-Tierra para cualquier día del año, ho"Es el ángulo horario en radianes., ϕ es latitud y δs es el ángulo de declinación solar. Factores en esta eq. se dan a continuación.

En lugar de resolver esta fórmula para muchas latitudes, los climatólogos suelen centrarse en una latitud clave: ϕ = 65 ° N. Esta latitud cruza Alaska, Canadá, Groenlandia, Islandia, Escandinavia y Siberia, y es representativa de las zonas de génesis de los casquetes polares.

El ángulo horario ho al amanecer y al atardecer viene dado por el siguiente conjunto de ecuaciones:

begin {align} alpha = - tan ( phi) cdot tan left ( delta_ {s} right) tag {21.17a} end {align}

begin {align} beta = min [1, ( max (-1, alpha)] etiqueta {21.17b} end {align}

begin {align} h_ {o} = arccos ( beta) tag {21.17c} end {align}

Aunque el ángulo horario ho puede estar en radianes o grados (según se adapte a su calculadora u hoja de cálculo), el ángulo horario marcado con el primo (ho’, En eq. 21.16) debe estar en radianes.

El ángulo de declinación solar, utilizado en la ecuación. (21.16), es

begin {align} delta_ {s} = arcsin [ sin ( varepsilon) cdot sin ( lambda)] approx varepsilon cdot sin ( lambda) tag {21.18} end {align }

donde ε es la oblicuidad de la ec. (21.13), y λ es el longitud verdadera ángulo (medido en el sol) entre la posición de la Tierra y la posición del movimiento vernal equinoccio. Los casos especiales para λ se enumeran en la Tabla 21-2 en la página anterior.

Recuerde del capítulo sobre radiación solar e infrarroja (ecuación 2.4) que la distancia R sol-Tierra está relacionada con el semieje mayor a por:

begin {align} frac {a} {R} = frac {1 + e cdot cos (v)} {1-e ^ {2}} tag {21.19} end {align}

donde ν es la anomalía verdadera (el ángulo del sol entre la posición de la Tierra y el perihelio), ye es la excentricidad. Para el caso especial del solsticio de verano (ver el recuadro INFO Distancia Sol-Tierra), esto se convierte en:

begin {align} frac {a} {R} = frac {1+ [e cdot sin ( varpi)]} {1-e ^ {2}} tag {21.20} end {align}

donde e es de la ecuación. (21.12) ye · sen (ϖ) es de la ec. (21,14)

Toda la información anterior se utilizó para resolver la ecuación. (21.16) para la insolación diaria promedio en la latitud 65 ° N durante el solsticio de verano de 1 Myr en el pasado a 1 Myr en el futuro. Esto da como resultado la curva naranja para ( overline {E} ) trazada en la Fig. Esta es la señal climática resultante de la teoría de Milankovitch. Algunos científicos han encontrado una buena correlación entre esta y la curva de temperatura histórica trazada en la parte inferior de la figura 21.8, aunque el tema aún se está debatiendo.

Aplicación de muestra

Para el solsticio de verano a 65 ° N de latitud, calcule la insolación diaria promedio para los años 2000 y 2200, utilizando el pequeño número de valores de N que se dan en la Tabla 21-1.

Encuentra la respuesta

Dado: λ = π / 2, ϕ = 65 ° N, (a) t = 0, (b) t = 200 años

Buscar: ( overline {E} ) =? W m – 2 (Supongamos que = 1361 W m–2 = const.)

(a) De enunciados anteriores y aplicaciones de muestra: e = 0.0167, δs = ε = 23.439 °, e · sen (ϖ) = 0.00768 Utilice la ecuación. (21,17): ho = arcos [–tan (65 °) · tan (23.439 °)] = 158.4 ° = 2.7645 radianes = ho’ .

Eq. (21,20): (a / R) = (1 + 0,00768) / [1– (0,0167)2] = 1.00796

Conectando todos estos en eq. (21,16):

( overline {E} ) = [(1361 W m–2) / π] · (1,00796)2 · [2.7645 · sin (65 °) · sin (23.439 °) + cos (65 °) · cos (23.439 °) · sin (158.4 °)]

( overline {E} ) = 501,48 W · m–2 para t = 0.

(b) Ec. (21.12) para t = 200: e ≈ 0.0168

Eq. (21,13): ε = 23,2278 °. Eq. (21,14): e · pecado (ϖ) = 0,00730

Eq. (21,20): a / R = 1,00758. (21.16): ( overline {E} ) = 497,5 W · m–2

Cheque: Unidades bien. Magnitud ≈ que en la Fig. 2.11 (Cap. 2) en el solsticio de verano (día juliano relativo = 172).

Exposición: La teoría de Milankovitch indica que la insolación disminuirá ligeramente durante los próximos 200 años.

INFO • Distancia Sol-Tierra

Recuerde del Capítulo 2 (ecuación 2.4) que la distancia R sol-Tierra está relacionada con el semieje mayor a por:

frac {a} {R} = frac {1 + e cdot cos (v)} {1-e ^ {2}}

begin {align} frac {a} {R} = frac {1 + e cdot cos (v)} {1-e ^ {2}} tag {21.19} end {align}

donde ν es la anomalía verdadera (ángulo del sol entre la posición de la Tierra y el perihelio), ye es la excentricidad de la ec. Por definición, νλϖ = - (21.a) donde λ es la posición de la Tierra relativa al equinoccio vernal móvil, y ϖ es la posición del perihelio medida a partir del equinoccio vernal móvil. Por lo tanto,

begin {align} frac {a} {R} = frac {1 + e cdot cos ( lambda- varpi)} {1-e ^ {2}} tag {21.b} end {alinear}

Usando identidades trigonométricas, el término coseno es:

begin {align} frac {a} {R} = frac {1+ cos ( lambda) cdot [e cdot cos ( varpi)] + sin ( lambda) cdot [e cdot sin ( varpi)]} {1-e ^ {2}} etiqueta {21.c} end {align}

Los términos entre corchetes son los precesiones climáticas que puede encontrar con las ecuaciones. (21,14) y (21,15).

Para simplificar el estudio del cambio climático, los investigadores suelen considerar una época especial del año; por ejemplo, el solsticio de verano (λ = π / 2 de la Tabla 21-2). Esta época del año es importante porque es cuando los glaciares pueden o no derretirse, dependiendo de lo cálido que sea el verano. En el solsticio de verano, la ecuación anterior se simplifica a:

begin {align} frac {a} {R} = frac {1+ [e cdot sin ( varpi)]} {1-e ^ {2}} tag {21.20} end {align}

Además, durante el solsticio de verano, el ángulo de declinación solar de la ecuación. (21.18) se simplifica a: δs = ε

21.2.2. Salida solar

La irradiancia solar total promedio (TSI) que alcanza actualmente la parte superior de la atmósfera terrestre es So = 1361 W · m–2, pero la magnitud fluctúa diariamente debido a la actividad solar, con extremos de 1358 y 1363 W · m – 2 medidos por satélite desde 1975. Las observaciones de satélite tienen errores de calibración (sesgos) del orden de ± 4,5 W · m–2 (Kopp y Lean, 2011, figura 1).

21.2.2.1. Ciclo de manchas solares

Figura 21.11 Variación de la irradiancia solar total media anual So en la parte superior de la atmósfera de la Tierra durante 3 ciclos recientes de manchas solares. [Basado en datos de IPCC (2013) AR5 Capítulo 8, fig8.10, p689.]

Figura 21.12 Número promedio mensual de manchas solares durante 1750 - 2017. [NASA. https://solarscience.msfc.nasa.gov/i...ich_Color.pdf]

Cuando se promedia cada año, la curva suavizada resultante de TSI varía con un ciclo notable de 11 años (figura 21.11), correspondiente al ciclo de manchas solares de 9,5 a 11 años (figura 21.12) según lo observado por el telescopio.

Las manchas solares son más oscuras y frías que la temperatura media de la superficie del sol. Sin embargo, las manchas solares van acompañadas de fáculas, que son regiones más brillantes y cálidas que a menudo rodean cada mancha solar. Más manchas solares significan más fáculas y más fáculas significan mayor TSI.

Debido a que la variación de TSI es solo alrededor del 0.1% de su magnitud total, se cree que el ciclo de las manchas solares tiene solo un efecto menor (posiblemente insignificante) sobre el cambio climático reciente.

21.2.2.2. Variaciones a largo plazo en la producción solar

Figura 21.13 Concentración de carbono 14 como proxy de la actividad solar. Fechas aproximadas para estos mínimos: Mínimo de Oort: 1040 - 1080, Mínimo de lobo: 1280 - 1350, Mínimo de Spörer: 1450 - 1550, Mínimo de Maunder: 1645-1715, y Mínimo de Dalton: 1790 - 1830. El ciclo de manchas solares de 11 años todavía existe durante este lapso de tiempo, pero se suavizó para este gráfico. (Basado en datos de Muscheler et al, 2007, Quat.Sci.Rev., 26.)

Para obtener información sobre la producción solar de los siglos anteriores a la invención de los telescopios, los científicos utilizan apoderado medidas. Los proxies son fenómenos medibles que varían con la actividad solar, como las concentraciones de berilio-10 en los núcleos de hielo de Groenlandia o la concentración de carbono-14 en los anillos de los árboles (dendrocronología). La datación por carbono 14 radiactivo sugiere actividad solar como se muestra en la figura 21.13 durante los últimos 1.000 años. Es notable el ciclo de 200 años en mínimos de actividad solar.

Figura 21.14 Estimación aproximada suavizada de las manchas solares, donde se ha promediado el ciclo de manchas solares de 11 años. [Basado en datos de Usoskin, I.G. Rev. Viviente Sol. Phys. (2013) 10: 1. https://doi.org/10.12942/lrsp-2013-1]

Retrocediendo 10,000 años en el tiempo, la figura 21.14 muestra un carbono-14 altamente suavizado (14C) estimación de la actividad solar / de manchas solares. Existe cierta preocupación entre los científicos de que los factores terrestres (como las extensas erupciones volcánicas que oscurecen el cielo y reducen el crecimiento de los árboles durante muchas décadas) pueden haber confundido el análisis indirecto de los anillos de los árboles.

Incluso más atrás (hace 4.5 Gyr), el sol era más joven y más débil, y emitía solo alrededor del 70% de lo que emite actualmente. Aproximadamente 5 mil millones de años en el futuro, el sol se convertirá en una estrella gigante roja (matando a toda la vida en la Tierra), y luego se encogerá para convertirse en una estrella enana blanca.


Ver el vídeo: clase 2 Bloque II La influencia del Sol y la Luna sobre la Tierra