Sabias que ...

El rubor ye una reación involuntaria que tien llugar al pensar que se cometió dalguna torpeza? Diminutos vasos sanguíneos qu’irrigan la cara se dilaten de golpe, permitiendo que fluya mayor cantidá de sangre de lo usual.

Sabias que ...

Nel sieglu XIII un fraile de la ciudá de Pisa diseño los “roidi di ogli”? Yeran les primeres gafes de la hestoria !!! Concebios pa multiplicar la vida llaboral de los artesanos que realizaben trabayos de precisión.

Aurora polar

L’aurora polar ye un fenómenu en forma de brillu o lluminiscencia qu’aparez nel cielu nocturnu, usualmente en zones polares, aunque puede aparecer n’otres partes del mundu por cortos periodos de tiempu. Por esta razón dalgunos científicos la llamen "aurora polar" (o "aurora polaris"). Nel hemisferiu norte se conoz como "aurora boreal", y nel hemisferiu sur como "aurora austral", cuyo nome provien d’Aurora, la diosa romana del amanecer, y de la palabra griega Boreas, que significa norte, debíu a que n’Europa comúnmente aparez nel horizonte d’un tonu colorau como si’l sol emerxera d’una dirección inusual.

L’aurora boreal ye visible d’ochobre a marzu, aunque en ciertes ocasiones fai su aparición durante’l transcursu d’otros meses, siempre y cuando la temperatura atmosférica seya lo suficientemente baxa. Los meyores meses pa verla son xineru y febreru, yá que ye nestos meses onde les temperatures son más baxes. So equivalente en llatitú sur, aurora austral, posee propiedaes similares.

Orixe


Una aurora polar se produz cuando una eyección de masa solar choca colos polos norte y sur de la magnetósfera terrestre, produciendo una lluz difusa pero predominante proyectada na ionosfera terrestre.

Ocurre cuando partícules cargaes (protones y ellectrones) son guiaes pol campu magnéticu de la Tierra e inciden na atmósfera cerca de los polos. Cuando eses partícules choquen colos átomos y molécules d’osixeno y nitróxeno, que constituyen los componentes más abundantes del aire, parte de la enerxía de la colisión excita esos átomos a niveles d’enerxía tales que cuando se desexciten devuelven esa enerxía en forma de lluz visible.

El Sol, situáu a 150 millones de km de la Tierra, ta emitiendo continuamente partícules. Esi fluxo de partícules constituye’l denomináu vientu solar. La superficie del Sol o fotosfera atopase a unos 6000 °C; ensin embargu, cuando s’asciende na atmósfera del Sol hacia capes superiores la temperatura aumenta en vez de disminuir, tal y como la intuición nos suxeriría. La temperatura de la corona solar, la zona más externa que se puede apreciar a simple vista sólo durante los eclipses totales de Sol, alcanza temperaturas de hasta 3 millones de graos. El causante d’esi calentamientu ye’l campu magnéticu del Sol, que forma estructures espectaculares como se ve nes imáxenes en rayos X. Al ser la presión na superficie del Sol mayor que nel espaciu vacíu, les partícules cargaes que s’atopen na atmósfera del Sol tienden a escapar y son aceleraes y canalizaes pol campu magnéticu del Sol, alcanzando la órbita de la Tierra y más allá. Existen fenómenos mui enerxéticos, como les fulguraciones o les eyecciones de masa coronal qu’incrementen la intensidá del viento solar.

Les partícules del vientu solar viaxen a velocidaes dende 300 a 1000 km/s, de modu que recorren la distancia Sol-Tierra n’aproximadamente dos días. En les proximidaes de la Tierra, el vientu solar ye deflectáu pol campu magnéticu de la Tierra o magnetósfera. Les partícules fluyen na magnetosfera de la mesma forma que lo fai un ríu alrededor d’una piedra o d’un pilar d’un puente. El vientu solar tamién emburria a la magnetosfera y la deforma de modu qu’en llugar d’un haz uniforme de llíneas de campu magnéticu como les que mostraría un imán imaxinario colocáu en dirección norte-sur nel interior de la Tierra, lo que se tien ye una estructura allargada con forma de cometa con una llarga cola na dirección opuesta al Sol. Les partícules cargaes tienen la propiedá de quedar atrapaes y viaxar a lo llargu de las llíneas de campu magnéticu, de modu que seguirán la trayectoria que le marquen éstes. Les partícules atrapaes na magnetosfera colisionen colos átomos y molécules de l’atmósfera de la Tierra, típicamente osíxeno (O), nitróxeno (N) atómicos y nitróxeno molecular (N2) que s’encuentren en so nivel más baxu d’enerxía, denomináu nivel fundamental. El aporte d’enerxía proporcionáu poles partícules perturba a esos átomos y molécules, llevándolos a estaos excitaos d’enerxía. Al cabo d’un tiempu mui pequeñu, del orden de les millonésimes de segundu o incluso menor, los átomos y molécules vuelven al nivel fundamental, y devuelven la enerxía en forma de lluz. Esa lluz ye la que vemos dende’l suelu y denominamos aurores. Les auroras se mantienen por encima de los 95 km porque a esa altitú l’atmósfera, aunque mui tenue, ya ye suficientemente densa pa que los choques coles partícules cargaes ocurran tan frecuentemente que los átomos y molécules tan prácticamente en reposu. Por otru llau, les aurores nun pueden tar más arriba de los 500-1000 km porque a esa altura l’atmósfera ye demasiáu tenue –poco densa- pa que les poques colisiones qu’ocurren tengan un efectu significativu.

Se-y llama aurora boreal cuando s’observa esti fenómenu nel hemisferiu norte y aurora austral cuando ye observáu nel hemisferiu sur. Nun hai diferencies ente elles.

Los colores y les formas de les aurores

Les aurores tienen formes, estructures y colores mui diversos qu’además cambien rápidamente col tiempu. Durante una nueche, l’aurora puede comenzar como un arcu aisláu mui allargáu que se va extendiendo nel horizonte, xeneralmente en dirección este-oeste. Cerca de la medianoche l’arcu puede comenzar a incrementar so brillu. Comiencen a formarse ondes o rizos a lo llargo del arcu y tamién estructures verticales que se parecen a rayos de lluz mui allargaos y delgaos. De repente la totalidá del cielu puede llenarse de bandes, espirales, y rayos de lluz que tiemblan y se mueven rápidamente d’horizonte a horizonte. L’actividá puede durar dende unos pocos minutos hasta hores. Cuando s’aproxima l’alba tol procesu parez calmarse y tan sólo algunes pequeñes zones del cielu aparecen brillantes hasta que llega la mañana. Aunque lo descrito ye una nueche típica d’aurores, nos podemos encontrar múltiples variaciones sobre’l mesmu tema.

Los colores que vemos nes aurores dependen de la especie atómica o molecular que les partícules del vientu solar exciten y del nivel d’enerxía qu’esos átomos o molécules alcancen.
L’osíxeno ye responsable de los dos colores primarios de les aurores, el verde/marillu d’una transición d’enerxía a 557.7 nm, mientres qu’el color más coloráu lo produz una transición menos frecuente a 630.0 nm. Pa facernos una idea, nuestru güeyu puede apreciar colores dende’l violeta, que nel espectru tendría una llonxitú d’onda d’unos 390.0 nm hasta’l coloráu, a unos 750.0 nm.

El nitróxeno, al qu’una colisión le puede arrancar dalgunu de sos ellectrones más externos, produz lluz azulada, mientres que les molécules d’helio son mui a menudu responsables de la coloración colorao/púrpura de los bordes más baxos de les aurores y de les partes más externas curvaes.

El procesu ye similar al qu’ocurre nos tubos de neón de los anuncios o nos tubos de televisión. Nun tubu de neón, el gas s’excita por corrientes elléctriques y al desexcitarse envía la típica lluz rosa que toos conocemos. Nuna pantalla de televisión un haz d’ellectrones controláu por campos elléctricos y magnéticos incide sobre la mesma, faciéndola brillar en diferentes colores dependiendo del revestimientu químicu de los productos fosforescentes contenios nel interior de la pantalla.

Aurores n’otros planetes


Esti fenómenu nun ta restrinxíu a la Tierra. Otros planetes del Sistema Solar muestren fenómenos análogos, como ye’l casu de Xúpiter y Saturno que poseen campos magnéticos más fuertes que la Tierra (Urano, Neptuno y Mercurio tamién poseen campos magnéticos), y ambos poseen amplios cinturones de radiación. Les aurores fueron observaes n’ambos planetes, col telescopiu Hubble.

Estes aurores, al parecer, son causaes pol vientu solar; además, les llunes de Xúpiter, especialmente Ío, son fuentes importantes d’aurores. Se produz debíu a corrientes elléctriques a lo llargo d’unas llíneas, xeneraes por un mecanismu dínamo causáu pol movimientu relativu ente’l planeta y sos llunes. Ío, que posee volcanes activos e ionosfera, ye una fuente particularmente fuerte, y sos corrientes xeneran, a so vez, emisiones de radio, estudiaes dende 1955.

Les aurores fueron detectaes tamién en Marte pola nave Mars Express, durante unes observaciones realizaes en 2004 y publicaes un añu más tarde. Marte carece d’un campu magnéticu análogo al terrestre, pero sí posee campos llocales, asociaos a so corteza. Son éstos, al parecer, los responsables de les aurores nesti planeta.

NON A LES CORRIDES DE TOROS

¡Por fin! En Catalunya prohibieron les corrides de toros, ¡a ver pa cuando nel restu!

Campu magnéticu terrestre

El campu magnéticu terrestre presente na Tierra nun ye equivalente a un dipolu magnéticu col polu S magnéticu cercanu al Polu Norte xeográficu, y, col polu N del campu magnéticu cerca del Polu Sur xeográficu, sinon más bien presenta otru tipu especial de magnetismu. Ye un fenómenu natural orixináu polos movimientos de metales llíquidos nel núcleu del planeta y ta presente na Tierra y en otros cuerpos celestes como’l Sol.

Estiendese dende’l núcleu atenuándose progresivamente nel espacio esterior (ensin llímite), con efectos ellectromagnéticos conocios na magnetosfera que nos protexe del vientu solar, pero qu’además permite fenómenos mui diversos como la orientación de les roques nes dorsales oceániques, la magnetorrecepción d’algunos animales y la orientación de les persones mediante brúxules.

Una brúxula apunta na dirección Sur-Norte por tratase d’una aguya imantada inmersa nel campu magnéticu terrestre: dende esti puntu de vista, la Tierra se comporta como un imán xigantescu y tien polos magnéticos, los cuales, na actualidá, nun coinciden colos polos xeográficos.
El Polu Sur Magnéticu s’atopa a 1800 kilómetros del Polu Norte Xeográficu. En consecuencia, una brúxula nun apunta esactamente hacia’l Norte xeográficu; la diferencia, medida en graos, nomase “declinación magnética”. La declinación magnética depende del llugar d’observación, por un casu actualmente en Madrid ye aprosimadamente 3º oeste. El polu Sur magnéticu ta desplazándose pola zona norte canadiense en dirección hacia’l norte d’Alaska.

Variaciones del campu terrestre

El campu magnéticu de la lluna varía nel cursu de les eres xeológiques, ye lo que se denomina “variación secular”. Según se comprobó por análisis de los estratos al considerar que los átomos de fierro contenios tienden a allinearse col campu magnéticu terrestre. La dirección del campu magnéticu queda rexistrada na orientación de los dominios magnéticos de les roques y el llixeru magnetismu resultante se puede medir.

Midiendo’l magnetismu de roques situaes en estratos formaos en periodos xeolóxicos distintos s’elaboraron mapes del campu magnéticu terrestre en diverses eres. Estos mapes muestran qu’habó époques en que’l campu magnéticu terrestre disminuyó a cero pa llueu invertirse.

Durante los últimos ocho mil años s’efectuaron más de vente inversiones, la más reciente fai 700.000 años. Otres inversiones ocurrieron fai 870.000 y 950.000 años. L’estudiu de los sedimentos del fondu del océanu indica que’l campu estuvo prácticamente inactivu durante 10 o 20 mil años, fai poco más d’un millón d’años.

Nun se puede predicir cuándo ocurrirá la siguiente inversión porque la secuencia nun ye regular. Ciertes mediciones recientes muestren una redución del 5% na intensidá del campu magnéticu nos últimos 100 años, fechu qu’estima que’l campu magnéticu terrestre prácticamente desaparecerá dientru d’unos 1500 años aprosimadamente. Na Anomalía del Atlántico Sur, la fuercia del campu magnéticu ta disminuyendo diez veces más rápidu que en otros llugares.

Magnetismu planetariu

El magnetismu ye un fenómenu estendíu a tolos átomos con desequilibriu magnéticu. L’agrupación de dichos átomos produz los fenómenos magnéticos perceptibles, y los cuerpos estelares, los planetes ente ellos, son propicios a tener les condiciones pa que se desarrolle un campu magnéticu d’una cierta intensidá. Nel interior de los planetes, l’acumulación de materiales ferromagnéticos (como fierro) y so movimientu diferencial relativu respecto a otres capes del cuerpu inducen un campu magnéticu d’intensidá dependiente de les condiciones de formación del planeta. Nel mesmu siempre se distinguen los dos polos, equivalentes a los d’un imán normal.

Nel casu de la Tierra, la zona na que se mueve ta influenciada pol campu magnéticu solar, pero’l propiu campu magnéticu terrestre crea como una burbuxa, la magnetosfera terrestre, dientru del anterior. Dicha burbuxa tien una capa llímite ente so influencia y la solar (magnetopausa) que ye aprosimadamente esférica hacia’l Sol, y allargada hacia’l sistema solar esternu, acercándose a la superficie terrestre nos polos magnéticos terrestres. La interación en constante evolución ente ambos campos magnéticos y les partícules cargaes provenientes del Sol produz fenómenos como les aurores (boreales o australes) y la interferencia nes comunicaciones por ondes ellectromagnétiques, asina como alteraciones nos satélites artificiales en órbita.

El núcleu de la Tierra

El núcleu de la Tierra ye so esfera central, la más interna de les que constituyen la estructura de la Tierra. Ta formáu principalmente por fierro (Fe) y níquel (Ni). Tien un radiu de 3.486 Km, mayor que’l planeta Marte. La presión en so interior ye millones de vegaes la presión na superficie y la temperatura puede superar los 6.700 ºC. Consta de núcleu esternu, llíqudu y núcleu internu, sólidu.

Formación

Durante so formación fai unos 4.500 millones d’años, la Tierra pasó por una etapa de fusión lo que permitió que, debíu a la gravedá, que los materiales más densos se fundieran hacia’l centru, mientres que los más llixeros flotaron hacia la corteza, un procesu nomáu “diferenciación planetaria”. A causa d’esto, el núcleu terrestre ta compuestu en so mayor parte de fierro (80%), xuntu con níquel y varios elementos pesaos; otros elementos químicos densos, como’l plomo o l’uranio, o son demasiaos raros na Tierra o son propensos a combinación química colos elementos más llixeros, y por tanto permanecen na superficie.
Orixen del calor interno de la Tierra
La temperatura de la Tierra aumenta cola profundidá, fenómenu conocíu como “gradiente xeotérmicu” y so centru puede superar los 6.700 ºC, más caliente que la superficie del Sol; suponse que los tres factores que contribuyeron al calor interno de la Tierra son los siguientes:
• El calor lliberáu pola colisión de partícules durante la formación de la Tierra.
• El calor emitíu cuando el fierro cristalizó pa formar el núcleo internu sólidu.
• El calor emitíu pola desintegración radiactiva de los elementos, en especial los isótopos radiactivos d’uranio (U), torio (Th) y potasio (K).
Solo’l tercer factor permanece activo, y ye muncho menos intenso que nel pasáu; la Tierra irradia al espaciu más calor del que se xenera en so interior, polo que s’enfría llenta pero continuamente.

Característiques

La densidá media de la Tierra ye de 5.515 kg/m3, la mayor del Sistema Solar. Dau que la densidá media de los materiales de la superficie oscila ente 2.600 y 3.500 kg/m3, deben esistir materiales más densos nel núcleu del nuesu planeta. La sismoloxía aporta otres evidencies de l’alta densidá del núcleu. Calculase que la densidá media del núcleu ye de 1.100 kg/m3.
Los meteoritos aporten datos sobre la composición del núcleu, ya que se cree que son restos del material a partir del cual se formó la Tierra. Hai meteoritos rocosos formaos por roques similares a les peridotites y meteoritos metálicos compuestos por fierro y níquel; los primeros se consideran similares a les roques que formen el mantu terrestre, mientres que los segundos se supon que son representativos de la composición del núcleu. Según los últimos datos, el núcleu se compon de fierro con 5-10% de níquel y menores cantidaes d’elementos más llixeros, tal vez azufre y osíxeno.

Subdivisiones del núcleu

Los datos sísmicos muestren que’l núcleu ta dividíu en dos partes, un núcleu esternou llíquidu d’aproximadamente 2.270 km de grosor y un núcleu internu sólidu con un radiu d’unos 1.220 km; ambos tan separaos pola discontinuidá de Lehmann.

Núcleu esternu

Se cree que’l núcleu esternu ye llíquidu y ta compuestu de fierro mezcláu con níquel y pocos rastros d’elementos más llixeros. La mayoría de los científicos cree que la conveción del núcleu esternu, combinada cola rotación de dicho núcleu causada pola rotación de la Tierra (efectu de Coriolis), causen el campu magnéticu terrestre a través d’un procesu esplicáu pola hipótesis de la dínamu.

Núcleu internu

El núcleu internu sólidu foi descubiertu en 1936 por Inge Lehmann y se cree que ta compuestu principalmente por fierro y daqué de níquel; algunos científicos piensan que podría tar na forma d’un solo cristal de fierro. Especulaciones recientes suxieren que la parte más interna del núcleu ta enriquecida por elementos mui pesaos, con númberos atómicos por encima de 55, lo que incluiría oro, mercurio y uranio.
El núcleu internu sólidu ye demasiáu caliente como pa sostener un campu magnéticu permanente (debíu a la temperatura de Curie) pero probablemente actúa como un estabilizador del campu magnéticu xeneráu pol núcleu externu llíquidu.
Evidencies recientes suxieren que’l núcleu internu de la Tierra podría rotar llixeramente más rápidu que’l restu del planeta. En agostu de 2005 un grupu de xeofísicos anunció na revista Science que, d’acuerdu con sos cálculos, el núcleu internu de la Tierra rota en direción oeste a este aprosimadamente un grau por añu más rápido que la rotación de la superficie; asina, el núcleu fae una rotación extra aprosimadamente cada 400 años.

Carlomagno

¿Sabías que…

Carlomagno nun sabía escribir? Pero sabía lo importante que yera. Invertió na educación y rodeabase de sabios y asesores.

¿Sabías que…

Carlomagno defendió a la Ilesia de Roma y estudió teoloxía y fizo política eclesiástica? Eso nun quito pa que tuviera varios matrimonios y concubines.