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Efecto Invernadero

Efecto invernadero

Se denomina efecto invernadero a la absorción en la atmósfera terrestre de radiaciones infrarrojas emitidas por la superficie, impidiendo que escapen al espacio exterior y aumentando, por tanto, la temperatura media del planeta. Este fenómeno evita que el calor del Sol recibido por la Tierra deje la atmósfera y vuelva al espacio. Existen gases de efecto invernadero que son parte de la composición normal de la atmósfera. Sin embargo, actividades como la quema de combustibles fósiles emiten gases (especialmente, dióxido de carbono, CO₂) en cantidades significativas y muchos científicos consideran que, como consecuencia, se está produciendo el calentamiento global. Otros gases que contribuyen al problema incluyen los clorofluorocarburos (CFC), el metano, los óxidos de nitrógeno y el ozono.

Fundamentos

Todos los cuerpos, por el hecho de estar a una cierta temperatura superior al cero absoluto, emiten una determinada cantidad de radiación electromagnética (véase cuerpo negro), con lo cual pierden energía, enfriándose y calentando otros cuerpos. También son capaces de absorber radiación de un cuerpo que esté a temperatura mayor, calentándose. Este fenómeno, por tratarse de emisión o absorción de radiación electromagnética, se produce incluso a través del vacío. Cuando la radiación solar llega a la superficie de la Tierra le aporta energía que eleva su temperatura. La energía absorbida es emitida luego como radiación infrarroja. Sin embargo, no toda esta radiación vuelve al espacio, ya que alrededor de un 90% es absorbida por la atmósfera, provocando un fenómeno similar al que mantiene la temperatura cálida en el interior de un invernadero. De este modo, el equilibrio térmico se establece a una temperatura superior a la que se obtendría sin este efecto. En zonas de la Tierra cuya atmósfera tiene poca proporción de gases de efecto invernadero (especialmente de vapor de agua), como en los grandes desiertos, las fluctuaciones de temperatura entre el día (absorción de radiación solar) y la noche (emisión hacia el cielo nocturno) son muy grandes. La importancia de los efectos de absorción y emisión de radiación en la atmósfera son fundamentales para el desarrollo de la vida tal y como se conoce. De hecho, si no existiera este efecto la temperatura media de la Tierra sería entre 30 y 40 ºC más baja, situándose a casi 20 ºC bajo cero. (Ver: Balance radiativo terrestre)

Gases de efecto invernadero y actividad industrial

Balance radiativo terrestre Los denominados gases de efecto invernadero o gases invernadero, responsables del efecto descrito son:
- Vapor de agua (H₂O)
- Dióxido de carbono (CO₂)
- Metano (CH₄)
- Óxidos de nitrógeno (NO_x)
- Ozono (O₃), y
- Clorofluorocarburos (artificiales). Si bien todos ellos (salvo los CFC) son naturales, en tanto que ya existían en la atmósfera antes de la aparición del hombre, desde la Revolución Industrial y debido principalmente al uso intensivo de los combustibles fósiles en las actividades industriales y el transporte, se han producido sensibles incrementos en las cantidades de óxidos de nitrógeno y dióxido de carbono emitidas a la atmósfera, con el agravante de que otras actividades humanas, como la deforestación, han limitado la capacidad regenerativa de la atmósfera para eliminar el dióxido de carbono, principal responsable del efecto invernadero. Estos cambios causan un paulatino incremento de la temperatura terrestre, el llamado cambio climático o calentamiento global que, a su vez, es origen de otros problemas medioambientales:
- Desertización y sequías, que causan hambrunas.
- Deforestación, que aumenta aún más el cambio.
- Inundaciones.
- Fusión de los casquetes polares, y otros glaciares, que causa un ascenso del nivel del mar, sumergiendo ciudades costeras.
- Destrucción de ecosistemas.

Protocolo de Kyoto

El protocolo de Kyoto es un convenio internacional que intenta limitar globalmente las emisiones de gases de efecto invernadero. El protocolo surge de la preocupación internacional por el calentamiento global que podrían incrementar las emisiones descontroladas de estos gases.

Efecto invernadero en la atmósfera de Venus

De todos los planetas del sistema solar, Venus es el que tiene un efecto invernadero más intenso debido a la densidad y composición de su atmósfera, ya que contiene un 96% de CO₂ y tiene una presión superficial de 90 bar. En estas condiciones la superficie alcanza temperaturas de hasta 460ºC. Cuando comenzó el estudio de la atmósfera de Venus en las décadas de 1960-70, surgieron las primeras señales de alarma sobre un posible efecto invernadero en la Tierra provocado por el aumento de la concentración de dióxido de carbono en la atmósfera. Siendo ambos planetas geológicamente muy similares su principal diferencia se encuentra en la intensidad del efecto invernadero en Venus.

Véase también

- Efecto invernadero en la construcción. categoría:climatología categoría:Atmósfera ja:温室効果 ko:온실 효과 th:ปรากฏการณ์เรือนกระจก zh-min-nan:Un-sek hāu-èng

Atmósfera terrestre

La atmósfera terrestre es la capa gaseosa que rodea a la Tierra. Está compuesta por nitrógeno (78,1%) y oxígeno (20,94%), con pequeñas cantidades de argón (0,93%), dióxido de carbono (variable, pero alrededor de 0,035%), vapor de agua y otros gases. Protege la vida de la Tierra absorbiendo en la capa de ozono parte de la radiación solar ultravioleta, reduciendo las diferencias de temperatura entre el día y la noche, y actuando como escudo protector contra los meteoritos. El 75% de la atmósfera está en los 11 km de altura desde la superficie planetaria.

Capas de la atmósfera terrestre y la temperatura

La temperatura de la atmósfera terrestre varía con la altitud. La relación entre la altitud y la temperatura es distinta dependiendo de la capa atmosférica considerada:
- Troposfera: 0 - 7/17 km, la temperatura disminuye con la altitud.
- Estratosfera: 7/17 - 50 km, la temperatura permanece constante para después aumentar con la altitud.
- Mesosfera: 50 - 80/85 km, la temperatura disminuye con la altitud.
- Termosfera: 80/85 - 500 km, la temperatura aumenta con la altitud.
- Exosfera: 500 - 1500/2000 km Las divisiones entre una capa y otra se denominan respectivamente tropopausa, estratopausa, mesopausa y termopausa. La temperatura media de la atmósfera terrestre en la superficie de la tierra es de 15 ºC (288 K). termopausa

Regiones atmosféricas

- Ionosfera. La región contiene iones. Aproximadamente comprende la mesosfera y la termosfera hasta 550 km.
- Capa de ozono.

Fricción atmosférica

La atmósfera es un escudo protector contra los impactos de enorme energía que provocarían aún pequeños objetos espaciales al colisionar a altísima velocidad la superficie del planeta. Sin atmósfera, la velocidad de colisión de estos objetos sería la suma de su propia velocidad inercial espacial (medida desde nuestro planeta) más la aceleración provocada por la gravitación terrestre. Una partícula del tamaño del punto de esta "i", incidiendo a más de 40.000 km por hora, sería capaz de perforar el techo de un automóvil. La fricción es la manifestación macroscópica de una transferencia de energía cinética, o su transformación en otro tipo de energía, por la que un cuerpo "pierde" movimiento cediéndoselo a otro ya sea transfiriéndole parte de su propio movimiento o transformándose en movimientos moleculares (calor, vibración sonora, etc.)

Velocidad decreciente en caída libre

Un cuerpo en caída libre dentro de la atmósfera puede tener velocidad decreciente, dado que la atracción gravitacional produce un movimiento uniformemente acelerado solamente en el vacío. Si un cuerpo comienza a caer atravesando la atmósfera, se va acelerando hasta que su peso es igual a la fuerza de fricción que se produce por el desplazamiento dentro del aire. En ese momento deja de acelerar, y su velocidad comienza a decrecer a medida que la atmósfera aumenta su densidad, provocando una fuerza de fricción mayor. Puede desacelerar la velocidad de caída no sólo por la densidad de la atmósfera sino también por la variación del área de sección atravesada, lo que aumenta la fricción. Los acróbatas aéreos de caída libre pueden variar su velocidad de caída acelerando o desacelerando: si se desplazan de cabeza aceleran hasta equilibrar su peso, y si abren brazos y piernas desaceleran.

Véase también

- International Standard Atmosphere
- Atmósfera Category:Meteorología categoría:La Tierra ja:大気 ko:대기권 ms:Atmosfera

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes. Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo. Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm] Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ] Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ] Envisat
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- Geología
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- Climas de la Tierra
- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos

- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Combustible fósil

Los combustibles fósiles son mezclas de compuestos orgánicos que se extraen del subsuelo con el objeto de producir energía por combustión. El origen de esos compuestos son seres vivos que murieron hace millones de años. Se consideran combustibles fósiles al carbón, procedente de bosques del periodo carbonífero, el petróleo y el gas natural, procedente de otros organismos. El origen de la energía en estos combustibles es finalmente solar. Plantas prehistóricas almacenaron energía solar mediante fotosíntesis, animales herbívoros luego se alimentaron de esas plantas, y carnívoros de los animales herbívoros. Finalmente esos organismos se transformaron en combustibles fósiles. Los combustibles fósiles son aquellos sindicados como responsables de la emisión desmesurada a la atmósfera de CO2 y, por tanto, responsables del cambio climático antropogénico, o aquel producido por el hombre. Categoría: Combustibles fósiles ja:化石燃料

Calentamiento global

media global, en los últimos 1000 años.]] Por calentamiento global se entiende un incremento (en el tiempo) de la temperatura media de la atmósfera terrestre y de los océanos. En la práctica se habla de calentamiento global para referirse al calentamiento observado durante las últimas décadas. Se postula que la temperatura se ha elevado desde finales del siglo XIX debido a la actividad humana, principalmente por las emisiones de dióxido de carbono que incrementaron el efecto invernadero. La teoría predice, además, que las temperaturas continuarán subiendo en el futuro si continúan las emisiones de gases invernadero. La denominación "calentamiento global" generalmente implica la actividad humana. Una denominación más neutral, cambio climático, se utiliza normalmente para designar a cualquier cambio en el clima, sin entrar en discusiones sobre su causa. En cambio, para indicar la existencia de influencia humana a veces se utiliza el término cambio climático antropogénico. Es necesario recalcar que calentamiento global y efecto invernadero no son sinónimos, más bien se cree que el efecto invernadero sería la causa del calentamiento global observado. Frecuentemente la discusión se centra en la temperatura, pero el calentamiento global o cualquier tipo de cambio climático pueden implicar cambios en otras variables: las lluvias globales y sus patrones, la cobertura de nubes y todos los demás elementos del sistema atmosférico. La complejidad del problema y sus múltiples interacciones hacen que la única manera objetiva de evaluar simultáneamente estos cambios sea a través del uso de modelos computacionales que intentan simular la física de la atmósfera y del océano. El cuerpo multigubernamental y científico encargado de su análisis global es el IPCC (siglas en inglés del Inter-Governmental Panel on Climate Change o Panel Intergubernamental sobre el Cambio Climático). Una de sus líneas de acción más visibles es el Protocolo de Kyoto, que promueve una reducción de emisiones contaminantes (principalmente gases de efecto invernadero) por parte de los países industrializados.

Opinión científica

Ya que se trata de una cuestión tan importante, los gobiernos necesitan predicciones de la tendencia futura de los cambios globales, de manera que puedan tomar decisiones políticas para evitar efectos indeseables. El IPCC está estudiando el calentamiento global, pero no se encarga de la investigación misma, sino de divulgar el material de investigación publicado. Sus informes reflejan el consenso científico. El informe del IPCC de 1995 concluyó que "la acumulación de evidencias sugiere un influjo comprobable de la actividad humana en el cambio climático". Esto fue reforzado por el TAR (Tercer Informe de Evaluación) de 2001, donde se dice: "Hay una evidencia mayor y más seria de que la mayor parte del calentamiento observado en los últimos 50 años es atribuible a actividades humanas". Un informe de 1996 efectuado por Dennis Bray y Hans von Storch, del Meteorologisches Institut der Universitat Hamburg, recopiló respuestas de cerca de 400 investigadores climáticos alemanes, estadounidenses y canadienses, y fue publicado en el United Nations Climate Change Bulletin. El informe resumía la respuesta de los científicos en este campo declarando que es "cierto que si no hay cambios en el comportamiento humano, el calentamiento global ocurrirá definitivamente en algún momento en el futuro". Esta declaración contó con un acuerdo general de los científicos con una puntuación de 2,6 en una escala entre 1 y 7, donde 1 indicaba un acuerdo completo y 7 un desacuerdo completo.

Teorías y objeciones

El debate ha sobrepasado el ámbito de las revistas científicas para invadir la arena pública. Algunos políticos llegan a convertirlo en tema de sus campañas electorales, como Al Gore, autor de Earth in the Balance (‘La Tierra en el balance’). Muchas de las teorías sobre el calentamiento global son motivo de controversia, particulamente, la cuestión de si existe un consenso científico suficiente para justificar una acción internacional concertada para aminorar sus efectos. (Ver Protocolo de Kyoto.) Los proponentes de la teoría de que el calentamiento global está causado por el efecto invernadero y, por lo tanto, por la actividad humana, expresan una amplia gama de opiniones. Algunos simplemente reconocen la realidad de los incrementos de temperatura observados. Otros apoyan medidas como el Protocolo de Kyoto, que intentan tener cierto efecto sobre el clima futuro y llevar eventualmente a medidas posteriores. Otros piensan que el daño medioambiental tendrá un impacto tan serio que deben darse pasos inmediatamente para reducir las emisiones de CO₂, a pesar de los costos económicos para las naciones avanzadas, como Estados Unidos, que produce mayores emisiones de gases de efecto invernadero que cualquier otro país, en términos absolutos, y es el segundo mayor emisor per cápita después de Australia. Hay climatólogos que apoyan este punto de vista.

Registros de temperatura

Australia-2004.]] El período sobre el que el calentamiento puede observarse varía según el enfoque: a veces desde la Revolución Industrial, otras desde el comienzo de un registro histórico global de temperatura alrededor de 1860; o sobre el siglo XX, o los 50 años más recientes. En los últimos 20.000 años el suceso más importante es el final de la Edad de Hielo, hace aproximadamente 12.000 años (ver [http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/073.htm Grida.no/climate/]). Desde entonces, la temperatura ha permanecido relativamente estable, aunque con varias fluctuaciones como, por ejemplo, el Período de Calentamiento Medieval (o Pequeña Edad del Hielo). Durante el siglo XX la temperatura se incrementó en aproximadamente 0,4 a 0,8 ºC.
- Si desea obtener detalles acerca del siglo XX, vea Registro de la temperatura en el siglo XX.
- Si desea ver la evolución de la temperatura en el último milenio, vea Evolución de temperatura de los últimos 1000 años.
- Para un estudio sobre sus causas, vea Cambio climático antropogénico. Las temperaturas en la troposfera inferior se han incrementado entre 0,08 y 0,22 ºC por década desde 1979 (ver Mediciones de temperatura por satélite). El aumento de la temperatura no sigue una ley lineal, sino que presenta fluctuaciones debidas a la variabilidad natural, siendo la más notable de ellas fenómeno del Niño. Durante el mismo periodo las temperaturas en la superficie terrestre muestran un incremento de aproximadamente 0,15 ºC por década (ver [http://www.ghcc.msfc.nasa.gov/ghcc_cvcc.html GHCC.MSFC.nasa.gov/]).

Teorías para explicar el cambio de temperatura

El sistema climático varía de dos formas: a través de procesos naturales internos y en respuesta a forzamientos externos. Entre los primeros destacan las emisiones volcánicas, así como los gases de efecto invernadero, y entre los segundos se incluyen cambios en la órbita de la Tierra alrededor del Sol (Teoría de Milankovitch), la propia actividad solar. (Ver Cambio climático para una discusión más en profundidad sobre las causas que fuerzan estos procesos). Los especialistas en climatología aceptan que la Tierra se ha calentado recientemente. Algo más controvertida es la cuestión sobre lo que puede haber causado este cambio. (Ver Atribuciones del reciente cambio climático para una discusión más en profundidad.)Asimismo nadie disputa el hecho que la concentración de gases invernadero ha aumentado y que la causa de este aumento es probablemente la actividad industrial durante los últimos 200 años.

Teoría de los gases invernadero

Atribuciones del reciente cambio climático.]] La hipótesis de que los incrementos o descensos en concentraciones de gases de efecto invernadero pueden dar lugar a una temperaura global mayor o menor fue postulada extensamente por primera vez a finales del s. XIX por Svante Arrhenius, como un intento de explicar las eras glaciales. Sus coetáneos rechazaron radicalmente su teoría. La teoría de que las emisiones de gases de efecto invernadero están contribuyendo al calentamiento de la atmósfera terrestre ha ganado muchos adeptos y algunos oponentes en la comunidad científica durante el último cuarto de siglo. El IPCC, que se fundó para evaluar los riesgos de los cambios climáticos inducidos por los seres humanos, atribuye la mayor parte del calentamiento reciente a las actividades humanas. La Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos (National Academy of Sciences) también respaldó esa teoría. El físico atmosférico Richard Lindzen y otros escépticos se oponen a aspectos parciales de la teoría. Hay muchos aspectos sutiles en esta cuestión. Los científicos atmosféricos saben que el hecho de añadir dióxido de carbono CO₂ a la atmósfera, sin efectuar otros cambios, tenderá a hacer más cálida la superficie del planeta. Pero hay una cantidad importante de vapor de agua (humedad, nubes) en la atmósfera terrestre, y el agua es un gas de efecto invernadero. Si la adición de CO₂ a la atmósfera aumenta levemente la temperatura, se espera que más vapor de agua se evapore desde la superficie de los océanos. El vapor de agua así liberado a la atmósfera aumenta a su vez el efecto invernadero (El vapor de agua es un gas invernadero más eficiente que el CO₂. A este proceso se le conoce como la retroalimentación del vapor de agua (water vapor feedback en Inglés). Es esta retroalimentación la causante de la mayor parte del calentamiento que los modelos de la atmósfera predicen que ocurrirá durante las próximas decádas. La cantidad de vapor de agua así como su distribución vertical son claves en el cálculo de esta retroalimentación. Los procesos que controlan la cantidad de vapor en la atmósfera son complejos de modelar y aquí radica mucha de la incertidumbre sobre el calentamiento global. El papel de las nubes es también crítico. Las nubes tienen efectos contradictorios en el clima. Cualquier persona ha notado que la temperatura cae cuando pasa una nube en un día soleado de verano, que de otro modo sería más caluroso. Es decir: las nubes enfrían la superficie reflejando la luz del Sol de nuevo al espacio. Pero también se sabe que las noches claras de invierno tienden a ser más frías que las noches con el cielo cubierto. Esto se debe a que las nubes también devuelven algo de calor a la superficie de la Tierra. Si el CO₂ cambia la cantidad y distribución de las nubes podría tener efectos complejos y variados en el clima y una mayor evaporación de los océanos contribuiría también a la formación de una mayor cantidad de nubes. A la vista de esto, no es correcto imaginar que existe un debate entre los que "defienden" y los que "se oponen" a la teoría de que la adición de CO₂ a la atmósfera terrestre dará como resultado que las temperaturas terrestres promedio serán más altas. Más bien, el debate se centra sobre lo que serán los efectos netos de la adición de CO₂, y en si los cambios en vapor de agua, nubes y demás podrán compensar y anular este efecto de calentamiento. El calentamiento observado en la Tierra durante los últimos 50 años parece estar en oposición con la teoría de los escépticos de que los mecanismos de autoregulación del clima compensarán el calentamiento debido al CO₂. Los científicos han estudiado también este tema con modelos computarizados del clima. Estos modelos se aceptan por la comunidad científica como válidos sólamente cuando han demostrado poder simular variaciones climáticas conocidas, como la diferencia entre el verano y el invierno, la Oscilación del Atlántico Norte o El Niño. Se ha encontrado universalmente que aquellos modelos climáticos que pasan estos tests también predicen siempre que el efecto neto de la adición de CO₂ será un clima más cálido en el futuro, incluso teniendo en cuenta todos los cambios en el contenido de vapor de agua y en las nubes. Sin embargo, la magnitud de este calentamiento predicho varía según el modelo, lo cual probablemente refleja las diferencias en el modo en que los diferentes modelos representan las nubes y los procesos en que el vapor de agua es redistribuido en la atmósfera. Los escépticos respecto al calentamiento global dicen que los modelos son inexactos, pero han sido incapaces de producir un modelo de clima que no prediga que las temperaturas se elevarán en el futuro. Es decir, la teoría de los escépticos de que los sistemas de retroalimentación del clima eliminarán cualquier efecto calentador achacable al CO₂ no se basa en las observaciones ni en ningún modelo creíble. Las industrias que utilizan el carbón como fuente de energía, los tubos de escape de los automóviles, las chimeneas de las fábricas y otros subproductos gaseosos procedentes de la actividad humana contribuyen con cerca de 22.000 millones de toneladas de dióxido de carbono (correspondientes a 6.000 millones de toneladas de carbón puro) y otros gases de efecto invernadero a la atmósfera terrestre cada año. La concentración atmosférica de CO₂ se ha incrementado hasta un 31% por encima de los niveles pre-industriales, desde 1750. Esta concentración es considerablemente más alta que en cualquier momento de los últimos 420.000 años, el período del cual han podido obtenerse datos fiables a partir de núcleos de hielo. Se cree, a raíz de una evidencia geológica menos directa, que los valores de CO₂ estuvieron a esta altura por última vez hace 40 millones de años. Alrededor de tres cuartos de las emisiones antropogénicas de CO₂ a la atmósfera durante los últimos 20 años se deben al uso de combustibles fósiles. El resto es predominantemente debido a usos agropecuarios, en especial deforestación (ver [http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/006.htm Grida.no/climate/ipcc_tar]). Los "gases de efecto invernadero" toman su nombre del hecho de que no dejan salir al espacio la energía que emite la Tierra, en forma de radiación infrarroja, cuando se calienta con la radiación procedente del Sol, que es el mismo efecto que producen los vidrios de un invernadero de jardinería. El efecto invernadero natural que suaviza el clima de la Tierra no es cuestión que se incluya en el debate sobre el calentamiento global. Sin este efecto invernadero natural las temperatures caerían aproximadamente 30 ºC. Los océanos podrían congelarse, y la vida, tal como la conocemos, sería imposible. Para que este efecto se produzca, son necesarios estos gases de efecto invernadero, pero en proporciones adecuadas. Lo que preocupa a los climatólogos es que una elevación de esa proporción producirá un aumento de la temperatura debido al calor atrapado en la baja atmósfera. Los incrementos de CO₂ medidos desde 1958 en Mauna Loa muestran una concentración que se incrementa a una tasa de cerca de 1.5 ppm por año. De hecho, resulta evidente que el incremento es más rápido de lo que sería un incremento lineal. El 21 de marzo del 2004 se informó de que la concentración alcanzó 376 ppm (partes por millón). Los registros del Polo Sur muestran un crecimiento similar al ser el CO₂ un gas que se mezcla de manera homogénea en la atmósfera.

Teoría de la variación solar

Se han propuesto varias hipótesis para relacionar las variaciones de la temperatura terrestre con variaciones de la actividad solar. La comunidad metereológica ha respondido con escepticismo, en parte, porque las teorías de esta naturaleza han sufrido idas y venidas durante el curso del siglo XX. (ver [http://www.aip.org/history/climate/solar.htm AIP.org/history/climate/solar.htm]) Sami Solanki, director del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar, en Göttingen (Alemania), ha dicho: :El Sol está en su punto álgido de actividad durante los últimos 60 años, y puede estar ahora afectando a las temperaturas globales. [...] Las dos cosas: el Sol más brillante y unos niveles más elevados de los así llamados "gases de efecto invernadero" han contribuido al cambio de la temperatura de la Tierra, pero es imposible decir cuál de los dos tiene una incidencia mayor. (Ver [http://www.washtimes.com/world/20040718-115714-6334r.htm www.WashTimes.com]) Willie Soon y Sallie Baliunas del Observatorio de Harvard correlacionaron recuentos históricos de manchas solares con variaciones de temperatura. Observaron que cuando han habido menos manchas solares, la Tierra se ha enfriado (Ver Mínimo de Maunder y Pequeña Edad de Hielo) y que cuando han habido más manchas solares, la Tierra se ha calentado (ver Período Cálido Medieval), aunque, ya que el número de manchas solares solamente comenzó a estudiarse a partir de 1700, el enlace con el período cálido medieval es, como mucho, una especulación. Las teorías han defendido normalmente uno de los siguientes tipos:
- Los cambios en la radiación solar afectan directamente al clima. Esto es considerado en general improbable, ya que estas variaciones parecen ser pequeñas.
- Las variaciones en el componente ultravioleta tienen un efecto. El componente UV varía más que el total.
- Efectos mediados por cambios en los rayos cósmicos (que son afectados por el viento solar, el cual es afectado por el flujo solar), tales como cambios en la cobertura de nubes. Aunque pueden encontrarse a menudo correlaciones, el mecanismo existente tras esas correlaciones es materia de especulación. Muchas de estas explicaciones especulativas han salido mal paradas del paso del tiempo, y en un artículo "Actividad solar y clima terrestre, un análisis de algunas pretendidas correlaciones" (Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 2003 p801–812) Peter Laut demuestra que hay inexactitudes en algunas de las más populares, notablemente en las de Svensmark y Lassen (ver más abajo). En 1991, Knud Lassen, del Instituto Meteorológico danés, en Copenhage y su colega Eigil Friis-Christensen encontraron una importante correlación entre la duración del ciclo solar y los cambios de temperatura en el hemisferio norte. Inicialmente utilizaron mediciones de temperaturas y recuentos de manchas solares desde 1861 hasta 1989, pero posteriormente encontraron que los registros del clima de cuatro siglos atrás apoyaban sus hallazgos. Esta relación aparentemente explicaba, de modo aproximado, el 80% de los cambios en las mediciones de temperatura durante ese período. Sallie Baliuna, un astrónomo del Centro Harvard-Smithsoniano para la astrofísica (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) se encuentra entre los que apoyan la teoría de que los cambios en el Sol "pueden ser responsables de los cambios climáticos mayores en la Tierra durante los últimos 300 años, incluyendo parte de la reciente ola de calentamiento global". Sin embargo, el 6 de mayo de 2000, la revista New Scientist informó que Lassen y el astrofísico Peter Thejil habían actualizado la investigación de Lassen de 1991 y habían encontrado que a pesar de que los ciclos solares son responsables de cerca de la mitad de la elevación de temperatura desde 1900, no logran explicar una elevación de 0,4 ºC desde 1980. "Las curvas divergen a partir de 1980," explica Thejil, "y se trata de una desviación sorprendentemente grande. Algo más está actuando sobre el clima. [...] Tiene las «huellas digitales» del efecto invernadero." Posteriormente, en el mismo año, Peter Stoff y otros investigadores de Centro Hadley, en el Reino Unido, publicaron un artículo en el que dieron a conocer el modelo de simulación hasta la fecha más exahustivo sobre el clima del Siglo XX. Su estudio prestó atención tanto a los agentes forzadores naturales (variaciones solares y emisiones volcánicas), como al forzamiento antropogénico (gases invernadero y aerosoles de sulfato). Al igual que Lassen y Thejil, encontraron que los factores naturales daban explicación al calentamiento gradual hasta aproximadamente 1960, seguido posteriormente de un retorno a las temperaturas de finales del siglo XIX, lo cual era consistente con los cambios graduales en el forzamiento solar a lo largo del siglo XX y la actividad volcánica durante las últimas décadas. Estos factores, por sí solos, sin embargo, no podían explicar el calentamiento en las últimas décadas. De forma similar, el forzamiento antropogénico, por sí solo, era insuficiente para explicar el calentamiento entre 1910-1945, pero era necesario para simular el calentamiento desde 1976. El equipo de Stott encontró que combinando todos estos factores se podía obtener una simulación cercana a la realidad de los cambios de temperatura globales a lo largo del siglo XX. Predijeron que las emisiones continuadas de gases invernadero podían causar incrementos de temperatura adicionales en el futuro "a un ritmo similar al observado en las décadas recientes". En [http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/fig12-7.htm] puede hallarse una representación gráfica] de la relación entre factores naturales y antropogénicos en la contribución a los cambios climáticos. Este informe aparece en "Climate Change 2001: The Scientific Basis" a report by the Intergovernmental Panel on Climate Change (IPCC). (ver [http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/index.htm www.Grida.no/Climate/ipcc_tar/])

Otros

Se han propuesto otras hipótesis en el ámbito científico:
- El incremento en temperatura actual es predecible a partir de la teoría de los Ciclos de Milankovitch, según la cual, los cambios graduales en la órbita terrestre alrededor del Sol y los cambios en la inclinación axial de la Tierra afectan a la cantidad de energía solar que llega a la Tierra.
- El calentamiento se encuentra dentro de los límites de variación natural y no necesita otra explicación particular.
- El calentamiento es una consecuencia del proceso de salida de un periodo frío previo, la Pequeña Edad de Hielo y no requiere otra explicación. Algunos escépticos argumentan que la tendencia al calentamiento no está dentro de los márgenes de lo que es posible observar (dificultad de generar un promedio de la temperatura terrestre para todo el globo debido a la ausencia de estaciones meteorológicas, especialmente en el océano, sensibilidad de los instrumentos a cambios de unas pocas decenas de grados celcius), y que por lo tanto no requiere de una explicación a través del efecto invernadero.

El calentamiento global en el pasado

Los geólogos creen que la Tierra experimentó un calentamiento global durante el Jurásico temprano con elevaciones medias de temperatura que llegaron a 5 ºC. Las investigaciones efectuadas por la Universidad Abierta ([http://en.wikipedia.org/wiki/Open_University Open University]) publicadas en la revista Geology (n.º 32, pág. 157–160, 2004 ([http://www3.open.ac.uk/earth-sciences/downloads/Press%20Release.pdf Open.ac.uk/Earth-Sciences])indican que esto fue la causa de que se acelerase la erosión de las rocas hasta en un 400%, un proceso en el que tardaron 150.000 años en volver los valores de dióxido de carbono a niveles normales. Posteriormente se produjo también otro episodio de calentamiento global conocido como [http://en.wikipedia.org/wiki/Paleocene-Eocene_Thermal_Maximum Máximo termal del Paleoceno-Eoceno] (texto en inglés).

Modelos climáticos

Los modelos climáticos más recientes dan una buena simulación de los cambios globales de temperatura en el siglo XX. La simulaciones climáticas no atribuyen inequívocamente el calentamiento que ocurrió desde 1910 hasta 1945 a variaciones naturales o a forzamientos antropogénicos. Todos los modelos muestran que el calentamiento habido entre 1975 y 2000 es en gran medida antropogénico. Estas conclusiones dependen de la exactitud de los modelos utilizados y de la correcta estimación de los factores externos. La mayoría de los científicos están de acuerdo en que hay procesos climáticos importantes que están incorrectamente explicados en los modelos clímáticos, pero no piensan que otros modelos mejores puedan cambiar la conclusión sober el origen del calentamiento global actual (fuente [http://en.wikipedia.org/wiki/IPCC IPCC]). Los críticos puntualizan que hay defectos no especificados en los modelos y factores externos no especificados que no se han tenido en consideración, y que podrían cambiar la conclusión del IPCC. Algunos críticos no identificados dicen que las simulaciones climáticas son incapaces de acomodar los mecanismos de autoregulación del vapor de agua ni de manejar nubes. Algunos efectos solares indirectos pueden ser muy importantes y no han sido explicados por los modelos (fuente [http://en.wikipedia.org/wiki/The_Skeptical_Environmentalist The Skeptical Environmentalist]. Ver también modelo climático

Efectos potenciales

Muchas organizaciones públicas, organizaciones privadas, gobiernos y personas individuales están preocupados por que el calentamiento global pueda producir daños globales en el medio ambiente y la agricultura. Esto es materia de una controversia considerable, con los grupos ecologistas exagerando los daños posibles y los grupos cercanos a la industria cuestionando los modelos climáticos y las consecuencias del calentamiento global --y subvencionando a los científicos para que también lo hagan--. Debido a los efectos potenciales en la salud humana y en la economía, y debido a su impacto en el ambiente, el calentamiento global es motivo de gran preocupación. Se han observado ciertos procesos y relacionado éstos con el calentamiento global. Disminución de la capa de nieve, elevación de los niveles de los mares y cambios meteorológicos son consecuencias del calentamiento global que pueden influir en las actividades humanas y en los ecosistemas. Algunas especies pueden ser forzadas a emigrar de sus habitats para evitar su extinción debido a las condiciones cambiantes, mientras otras especies pueden extenderse. Pocas de las ecorregiones terrestres pueden esperar no resultar afectadas. Otro motivo de gran preocupación para algunos es la elevación del nivel de los mares. Los niveles de los mares se están elevando entre 1 y 2 centímetros por década, y algunas naciones isleñas del Océano Pacífico, como Tuvalu están trabajando en los detalles de su esperada eventual evacuación. El calentamiento global da lugar a elevaciones del nivel marino debido a que el agua de los mares se expande cuando se calienta, además de que se produce un aumento de la cantidad de agua líquida procedente del adelgazamiento de los casquetes polares, del hielo marino y de la reducción de los glaciares. En palabras del TAR del IPCC: "Se prevé que el nivel medio global del mar se elevará entre 9 y 99 cm entre 1990 y 2100. [...] Esto es debido primariamente a la expansión térmica y a la pérdida de masa de los glaciares y casquetes polares. Conforme el clima se haga más cálido la evaporación se incrementará. Esto causará un aumento de las precipitaciones lluviosas y más erosión. Mucha gente piensa que esto podría resultar en un tiempo meteorológico más extremo conforme progrese el calentamiento global. El TAR del IPCC dice: "Se prevé que la concentración global de vapor de agua y las precipitaciones se incrementarán durante el siglo XXI. Para la segunda mitad del siglo XXI es probable que las precipitaciones se hayan incrementado en las latitudes medio-altas y en la Antártida en invierno. En las bajas latitudes habrán tanto incrementos como decrecimientos regionales según diferentes áreas. En la mayoría de las áreas serán probables variaciones interanuales y se espera un incremento en las precipitaciones. El calentamiento global tendría otros efectos menos evidentes. La corriente del Atlántico norte, por ejemplo, es debida a cambios de temperatura. Parece ser que conforme el clima se hace más cálido, esta corriente está disminuyendo, y esto quiere decir que áreas como Escandinavia y Gran Bretaña, que son calentadas por esta corriente, podrían presentar un clima más frío, en lugar del calentamiento general global. Hoy se teme que el calentamiento global sea capaz de desencadenar los cambios bruscos masivos de temperatura. La corriente del Atlántico Norte data de la época del deshielo de la última glaciación (hace 14.000 años). Hace 11.000 años esa corriente sufrió una interrupción que duró 1.000 años. Esto provocó la pequeña glaciación conocida como Joven Dryas (el nombre de una flor salvaje alpina) que duró 900 años en el noroeste de Norteamérica y el norte de Europa. (Ver la discusión sobre la teoría del caos para ideas relacionadas.) El calentamiento global modificará la distribución de la fauna y floras del planeta. Ello conllevará la extensión de enfermadades de las que algunos de estos animáles son portadores. Tal es el caso de la malaria, el dengue o la fiebre amarilla cuyos vectores son ciertas especies de mosquitos que habitan principalmente en zonas tropicales. Sin embargo, el calentamiento global también puede tener efectos positivos, ya que las mayores temperaturas y mayores concentraciones de CO₂ pueden mejorar la productividad de los ecosistemas. Los datos aportados por satélites muestran que la productividad del hemisferio norte se ha incrementado desde 1982. Por otro lado, un incremento en la cantidad total de la biomasa producida no es necesariamente del todo bueno, ya que puede disminuir la biodiversidad aunque florezcan un pequeño número de especies. Similarmente, desde el punto de vista de la economía humana, un incremento en la biomasa total pero un descenso en las cosechas podría ser una desventaja. Además, los modelos del IPCC predicen que unas concentraciones mayores de CO₂ podrían simplemente espolear la flora hasta un punto, ya que en muchas regiones los factores limitantes son el agua y los nutrientes, no la temperatura o el CO₂; tras ese punto, incluso aunque los efectos invernadero y del calentamiento continuasen, podría no haber ningún incremento compensatorio en crecimiento. Otro punto posible de discusión está en cómo incidirían los efectos del calentamiento global en el equilibrio económico humano norte-sur. Si produciría un aumento de la desertización de los países áridos y semiáridos añadido a un clima más benigno en los países fríos o si el efecto sería diferente.

La relación entre el calentamiento global y la deplección de ozono

Aunque se se menciona frecuentemente en la prensa popular una relación entre el calentamiento global y la deplección de ozono, esta conexión no es fuerte. Existen tres áreas de enlace:
- El calentamiento global producido por el forzamiento radiativo por CO₂ se espera que enfríe (quizas sorprendentemente) la estratosfera. Esto, a cambio, podría darnos lugar a un incremento relativo en la deplección de ozono, y en la frecuencia de agujeros de ozono. (Ver deplección de ozono y agujero de ozono para una discusión más en profundidad).
- A la inversa, la deplección de ozono representa un forzamiento radiativo del sistema climático. Hay dos efectos opuestos: La reducción de la cantidad de ozono permite la penetración de una mayor cantidad de radiación solar, la cual calienta la troposfera. Pero una estratosfera más fría emite menos radiaciones de onda larga, tendiendo a enfriar la troposfera. En general, el enfriamiento predomina. El IPCC concluye que las pérdidas estratosféricas de ozono durante las dos décadas pasadas han causado un forzamiento negativo del sistema de la superficie troposférica.
- Una de las predicciones más sólidas de la teoría del calentamiento global es que la estratosfera debería enfriarse. Sin embargo, aunque este hecho ha sido observado, es difícil atribuirlo al calentamiento global (por ejemplo, el calentamiento inducido por el incremento de radiación solar podría no tener este efecto de enfriamiento superior), debido a que un enfriamiento similar es causado por la deplección de ozono.

Véase también

- Clima
- Efecto invernadero
- Cambio climático
- Oscurecimiento global

Enlaces externos

- [http://www.artech.com.uy/aniu/confaca.htm Artech.com.uy: el efecto invernadero y el clima, por Roberto Maissonave]
- [http://www.oni.escuelas.edu.ar/olimpi99/autos-y-polucion/calentam.htm Oni.Escuelas.edu.ar: Autos y polución] Categoría:Climatología ja:地球温暖化

Metano

Propiedades
Generales

Nombre	Metano
Estructura de Lewis: H \| H-C-H \| H
Fórmula química	C H₄
Peso atómico	16.04 uma
Otras denominaciones	Gas del pantano; Hidruro de metilo
CAS number	74-82-8
Cambios de fase
Punto de fusión	90.6 K (-182.5°C)
Punto de ebullición	111.55 K (-161.6°C)
Punto triple	90.67 K (-182.48°C) 0.117 bar
Punto crítico	190.6 K (-82.6°C) 46 bar
Δ_fusH	1.1 kJ/mol
Δ_vapH	8.17 kJ/mol
Propiedades del gas
Δ_fH⁰_gas	-74.87 kJ/mol
Δ_fG⁰_gas	-50.828 kJ/mol
S⁰_gas	188 J/mol·K
C_m	35.69 J/mol·K
Seguridad
Efectos agudos	Asfixia; en algunos casos inconsciencia, ataque cardíaco o lesiones cerebrales. El compuesto se transporta como líquido criogénico. Su exposición causará obviamente la congelación.
Efectos crónicos	???
Flash point	-188°C
Temperatura de autocombustión	600°C
Límite explosivos	5-15%
Más información
Properties	[http://webbook.nist.gov/cgi/cbook.cgi?ID=C74828&Units=SI NIST WebBook]
MSDS	[http://ull.chemistry.uakron.edu/erd/chemicals1/7/6745.html Hazardous Chemical Database]
Valores en el SI y en condiciones normales (0 ºC y 1 atm), salvo que se indique lo contrario. Exenciones y referencias

El metano es el hidrocarburo alcano más sencillo, es un gas. Su fórmula química es C H₄. Cada uno de los átomos de hidrógeno está unido al carbono por medio de un enlace covalente. Es una sustancia no polar que se presenta en forma de gas a temperaturas y presiones ordinarias. Es incoloro y apenas soluble en agua en su fase líquida. En la naturaleza se produce como producto final de la putrefacción anaeróbica de las plantas, este proceso natural se puede aprovechar para producir biogás. Puede constituir hasta el 97% del gas natural. En las minas de carbón se le denomina grisú y es muy peligroso por su facilidad para inflamarse.

Fuentes de metano

Los orígenes principales de metano son:
- Descomposición de los residuos orgánicos
- Fuentes naturales (pantanos): 23%
- Extracción de combustibles fósiles: 20% (El metano tradicionalmente se quemaba y emitía directamente. Hoy día se intenta almacenar en lo posible para reaprovecharlo formando el llamado gas natural).
- Los procesos en la digestión y defecación de animales. 17%. (Especialmente del ganado).
- Las bacterias en plantaciones de arroz: 12%
- Combustión anaeróbica de la biomasa El 60% de las emisiones en todo el mundo es de origen antropogénico. Vienen pricipalmente de actividades agrícolas y otras actividades humanas. La concentración de este gas se ha incrementado de 0.8 a 1.7 ppm en los últimos 200 años.

Propiedades

- Calorías por gramo: 12 Kcal
- Calorías por gramo de CO₂: 4,5 Kcal

Véase también

- Etano
- Propano
- Butano
- Pentano
- Hexano
- Heptano
- Octano

Enlaces externos

- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn0291.htm Instituto nacional de Seguridad e Higiene en el Trabajo de España]: Ficha internacional de seguridad química del metano. categoría:Compuestos químicos categoría:Alcanos Categoría:Combustibles ja:メタン

Ozono

El ozono es el estado del oxígeno en el que cada molécula se compone de tres átomos del mismo (O₃). A temperatura y presión ambientales el ozono es un gas de olor acre e incoloro, que en grandes concentracciones puede volverse azulado. El ozono tiene un interesante uso industrial como precursor en la síntesis de algunos compuestos orgánicos, y sobre todo, como desinfectante (depuradoras). Su principal propiedad es que es un fortísimo oxidante. Es, sin embargo, conocido por el importante papel que desempeña en la atmósfera. A este nivel es necesario distinguir entre el ozono presente en la estratosfera y el de la troposfera. En ambos casos su formación y destrucción son fenómenos fotoquímicos.

Ozono estratosférico

El ozono se encuentra de forma natural en la estratosfera, formando la denominada capa de ozono. El ozono estratosférico se forma por acción de la radiación ultravioleta, que disocia las moléculas de oxígeno molecular (O₂) en dos átomos, los cuales son altamente reactivos, pudiendo reaccionar estos con otra molécula de O₂ formándose el ozono. El ozono estratosférico se destruye a su vez por acción de la propia radiación ultravioleta, ya que la radiación con longitud de onda menor de 290 nm hace que se desprenda un átomo de oxígeno de la molécula de ozono. Se forma así un equilibrio dinámico en el que se forma y destruye ozono, consumiéndose de esta forma la mayoría de la radiación de longitud de onda menor de dichos 290 nm. Así, el ozono actúa como un filtro que no deja pasar dicha radiación perjudicial hasta la superficie de la Tierra. El equilibrio del ozono en la estratosfera se ve afectado por la presencia de contaminantes, como pueden ser los compuestos clorofluorocarbonados (CFCs), que reaccionan con el ozono y hacen que se destruya más rápidamente de lo que se regenera. El daño que causan cada uno de estos contaminantes es función de su potencial de agotamiento del ozono.

Ozono troposférico

Sin embargo, también podemos encontrar ozono en la zona más baja de la atmósfera, convirtiéndose en un problema, puesto que el ozono, en concentración suficiente puede provocar daños en la vegetación (a partir de unos 60 microgramos por metro cúbico) o en la salud humana (a partir de unos 150 microgramos por metro cúbico). El mecanismo mediante el cual se genera el ozono en la troposfera es completamente distinto, ya que a esta altura no llegan las radiaciones ultravioletas. El ozono en este caso, se forma a partir de ciertos precursores (NO_x - óxidos de nitrógeno; y VOCs - compuestos orgánicos volátiles, como el formaldehido), contaminantes provenientes de la actividad humana. Estos contaminantes se disocian formando radicales con radiación menos energética, y dichos radicales pueden formar ozono con el oxígeno molecular. El conjunto del ozono, NO_x y VOCs forma una neblina visible en zonas muy contaminadas denominada smog fotoquímico. Categoría:Medio ambiente Categoría:Compuestos químicos ja:オゾン ko:오존 ms:Ozon

Temperatura

La temperatura es una magnitud física descriptiva de un sistema que caracteriza la transferencia de energía térmica, o calor, entre ese sistema y otros. Desde un punto de vista microscópico, es una medida de la energía cinética asociada al movimiento aleatorio de las partículas que componen el sistema. Concretamente, dado un sistema en el cual su hamiltoniano se pueda expresar como suma de energías cinéticas de todas las partículas, y suma de energías potenciales de partículas tomadas por pares (es decir, H=T+V donde V = Σ_{i V(r_ij)), entonces tendremos que se cumple 3/2 N K_BT = 1/n
- Σ_{i1/2 m_iv_i². Siendo K_B la constante de Boltzmann.

Para medir la temperatura se utiliza el termómetro.

Cuando dos sistemas en contacto están a la misma temperatura, se dice que están en equilibrio térmico y no se producirá transferencia de calor. Cuando existe una diferencia de temperatura, el calor tiende a transferirse del sistema de mayor temperatura al de menor temperatura hasta alcanzar el equilibrio térmico.

Multitud de propiedades fisicoquímicas de los materiales o las sustancias dependen de la temperatura, como por ejemplo su estado (gaseoso, líquido, sólido, plasma...), la densidad, la solubilidad, la presión de vapor o la conductividad eléctrica. Así mismo determina la velocidad a la que tienen lugar las reacciones químicas.

En el Sistema Internacional de Unidades, la unidad de temperatura es el kelvin. Sin embargo, está muy generalizado el uso de otras escalas de temperatura, concretamente la escala Celsius (o centígrada), y, en los países anglosajones, la escala Fahrenheit. Una diferencia de temperatura de un kelvin equivale a una diferencia de un grado centígrado.

Efecto en la comodidad o la sensación termica
La temperatura adecuada para estar comodos es un poco compleja de medir, ya que el calor aportado no solo puede venir del aire que nos rodea, si tambien de la radiación de objetos como las paredes o una sofa al que le ha dado el Sol. Para tener una idea más aproximada de la sensación se puede tomar la temperatura de varias formas.

Temperatura seca
Se llama Temperatura seca del aire, o más sencillamente temperatura seca, a la del aire, prescindiendo de la radiación calorífica de los objetos que rodean ese ambiente y de los efectos de la humedad relativa y de la velocidad del aire.

Se puede obtener con el termómetro de mercurio, cuyo bulbo, reflectante y de color blanco brillante, se supone razonablemente que no absorbe la radiación.

Temperatura radiante
La temperatura radiante tiene en cuenta el calor emitido por radiación de los elementos del entorno.

Se toma con un termómetro de bulbo, que tiene el depósito de mercurio encerrado en una esfera o bulbo metálico de color negro, para asemejarlo lo más posible a un cuerpo negro y que absorba la máxima radiación. Para anular lo más posible el efecto de la temperatura del aire, el bulbo negro se aísla mediante otro bulbo en el que se ha hecho el vacío.

La medidas se pueden tomar bajo el sol o a la sombra. En el primer caso tendrá en cuenta la radiación solar y dará una temperatura bastante más elevada

También sirve para dar una idea de la sensación térmica.

La temperatura de bulbo negro hace una función parecida, dando la combinación de la temperatura radiante y la ambiental

Temperatura humeda
Temperatura de bulbo húmedo o Temperatura húmeda es la temperatura que da un termómetro a la sombra con el bulbo envuelto en una mecha de algodón húmeda bajo una corriente de aire.

La corriente de aire se produce mediante un pequeño ventilador o poniendo en termómetro en un molinete y haciéndolo girar.

Al evaporarse el agua, absorbe calor, rebajando la temperatura, cosa que reflejará el termómetro. Cuanto menor sea la humedad relativa ambiente, más rápidamente se evapora el agua que empapa el paño.

Se utiliza para dar una idea de la sensación térmica o en los psicrómetros para calcular la humedad relativa.

Unidades de temperatura

- Kelvin (unidad del SI)

- Grados Celsius (o centígrados) (unidades habituales)

- Grados Fahrenheit (unidades anglosajonas)

- Grados Rankine (rara)

- Grados Réaumur (rara)

Categoría:Magnitudes físicas
Categoría:Calorimetría
Categoría:Climatización

ja:温度
ko:온도

th:อุณหภูมิ

Cuerpo negro

Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la luz que incide sobre él. Ninguna parte de la radiación es reflejada o pasa a través del cuerpo negro. A pesar de su nombre, el cuerpo negro emite luz y constituye un modelo ideal físico para el estudio de la emisión de radiación electromagnética. El nombre Cuerpo negro fue introducido por Gustav Kirchhoff en 1862. La luz emitida por un cuerpo negro se denomina radiación de cuerpo negro.

Bases experimentales
Es posible estudiar objetos en el laboratorio con comportamiento muy cercano al del cuerpo negro. Para ello se estudia la radiación proveniente de un agujero pequeño en una cámara aislada. La cámara absorbe muy poca energía del exterior ya que ésta solo puede incidir por el reducido agujero. Sin embargo, la cavidad 'radía' energía como un cuerpo negro. La luz emitida depende de la temperatura del interior de la cavidad produciendo el espectro de emisión de un cuerpo negro.

Notas históricas
El espectro de emisión de la radiación de cuerpo negro no podía ser explicado con la teoría clásica del electromagnetismo y la mecánica clásica. Estas teorías predecía una intensidad de la radiación a bajas longitudes de onda (altas frecuencias) infinita. A este problema se le conoce como la catástrofe ultravioleta. El problema teórico fue resuelto por Max Planck quién supuso que la radiación electromagnética solo podía propagarse en paquetes de energía discretos a los que llamó quanta. Esta idea fue utilizada poco después por Albert Einstein para explicar el efecto fotoeléctrico. Estos dos trabajos constituyen los cimientos básicos sobre los que se asentó la mecánica cuántica. Hoy llamamos fotones a los quanta de Planck.

Ley de Planck
La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro con una temperatura T viene dada por la ley de Planck:

$I(\nu) = \frac\frac$

donde $I(\nu)\delta\nu$ es la cantidad de energía por unidad de area, unidad de tiempo y unidad de ángulo sólido emitida en el rango de frecuencias entre ν y ν+δν; h es una constante que se conoce como constante de Planck, c es la velocidad de la luz y k es la constante de Boltzmann. La longitud de onda en la que se produce el máximo de emisión viene dada por la ley de Wien y la potencia emitida por unidad de área viene dada por la ley de Stefan-Boltzmann. Por lo tanto, a medida que la temperatura aumenta el brillo de un cuerpo cambia del rojo al amarillo y el azul.

Cuerpos reales y aprox. de cuerpo gris
Los objetos reales nunca se comportan como cuerpos negros ideales. En su lugar, la radiación emitida a una frecuencia dada es una fracción de la emisión ideal. La emisividad de un material especifica cuál es la fracción de radiación de cuerpo negro que es capaz de emitir el cuerpo real. La emisividad puede ser distinta en cada longitud de onda y depende de factores tales como la temperatura y ángulo de emisión.
En algunos casos resulta conveniente asumir una emisividad constante para todas las longitudes de onda. Esta aproximación se denomina aproximación de cuerpo gris. La Ley de Kirchhoff indica que la emisividad es igual a la absortividad de manera que un objeto que no es capaz de absorber toda la radiación incidente también emite menos energía que un cuerpo negro ideal.

Aplicaciones astronómicas
En astronomía, las estrellas se estudian en muchas ocasiones como cuerpos negros aunque esta es una aproximación muy mala para el estudio de sus fotosferas. La radiación cósmica de fondo de microondas proveniente del Big Bang se comporta como un cuerpo negro casi ideal. La radiación de Hawking es la radiación de cuerpo negro emitida por agujeros negros.

Categoría: Termodinámica
Categoría: Mecánica cuántica

ja:黒体
ko:흑체

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más.

A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol
Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar

El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol
Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos.

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO
Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³;

₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino;

₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴;

₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵;

₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último

₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴.

Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos

4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino

₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹.

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón.

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante
En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva
Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología
La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad.

Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera.

Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol.

Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica.

1907
El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera
:Artículo principal: Cromosfera
La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.

Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar
prominencias solares
La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más q}}