lunes, 18 de abril de 2011

ESTRUCTURA SOLAR Y DE LA TIERRA

Como toda estrella 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 masivo toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. 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. Estas enormes presiones se generan debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe además de la contribución puramente térmica una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.



Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (tales como cianógeno, óxido de carbono y amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluído que si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta

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. Sin embargo, se puede 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, 7) Viento solar y 8) Granulación.


Archivo:Solar Life Cycle spa.svg

Fotosfera del sol en el aspecto ultravioleta

Archivo:Uvsun trace big.jpg

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles así como la granulación solar.

Archivo:Sun diagram.svg


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

La fotosfera es la zona visible donde se emite 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 más 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.


Archivo:Sun spot diag Lmb.png


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 , una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura.

Corona solar

La corona solar está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de kelvin, 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. Estas 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 emite gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.

Tomada por el Telescopio Óptico Solar Hinode el 12, de enero de 2007, esta imagen revela la naturaleza filamentaria del plasma conectando dos regiones con diferente polaridad magnética.

Archivo:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg


Eyección de masa coronal

La eyección de masa coronal (CME) es una onda hecha de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar. Esta onda es muy peligrosa ya que daña los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar.

Cada 11 años, el Sol entra en un turbulento ciclo (Actividad Máxima Solar) que representa la época más propicia para que el planeta sufra una tormenta solar. Dicho proceso acaba con el cambio de polaridad solar (no confundir con el cambio de polaridad terrestre).

El próximo máximo solar ocurrirá en el año.

Una potente tormenta solar es capaz de paralizar por completo la red eléctrica de las grandes ciudades, una situación que podría durar semanas, meses o incluso años.

Vista de la heliosfera protegiéndonos de las radiaciones provenientes del centro de la galaxia.

Archivo:Voyager 1 entering heliosheath region.jpg



Las tormentas solares pueden causar interferencias en las señales de radio, afectar a los sistemas de navegación aéreos, dañar las señales telefónicas e inutilizar satélites por completo.

El 13 de marzo de 1989, la ciudad de Québec, en Canadá, fue azotada por una fuerte tormenta solar. Como resultado de ello, seis millones de personas se vieron afectadas por un gran apagón que duró 90 segundos. La red eléctrica de Montreal estuvo paralizada durante más de nueve horas. Los daños que provocó el apagón, junto con las pérdidas originadas por la falta de energía, alcanzaron los cientos de millones de dólares.
Tormenta solar

Archivo:Sun in X-Ray.png


ESTRUCTURA DE LA TIERRA


El interior del planeta, como el de otros planetas terrestres (planetas cuyo volumen está ocupado principalmente de material rocoso), está dividido en capas. La Tierra tiene una corteza externa de silicatos solidificados, un manto viscoso, y un núcleo con otras dos capas, una externa semisólida, mucho más fluida que el manto y una interna sólida. Muchas de las rocas que hoy forman parte de la corteza se formaron hace menos de 100 millones (1×108) de años. Sin embargo, las formaciones minerales más antiguas conocidas tienen 4.400 millones (44×108) de años, lo que nos indica que, al menos, el planeta ha tenido una corteza sólida desde entonces.

Gran parte de nuestro conocimiento acerca del interior de la Tierra ha sido inferido de otras observaciones. Por ejemplo, la fuerza de la gravedad es una medida de la masa terrestre. Después de conocer el volumen del planeta, se puede calcular su densidad. El cálculo de la masa y volumen de las rocas de la superficie, y de las masas de agua, nos permiten estimar la densidad de la capa externa. La masa que no está en la atmósfera o en la corteza debe encontrarse en las capas internas.


Archivo:Earth-crust-cutaway-spanish.svg

La división de la tierra en capas ha sido determinada indirectamente utilizando el tiempo que tardan en viajar las ondas sísmicas reflejadas y refractadas, creadas por terremotos. Las ondas transversales (S, o secundarias) no pueden atravesar el núcleo, ya que necesitan un material viscoso o elástico para propagarse, mientras que la velocidad de propagación es diferente en las demás capas. Los cambios en dicha velocidad producen una refracción debido a la Ley de Snell. Las reflexiones están causadas por un gran incremento en la velocidad sísmica (velocidad de propagación) y son parecidos a la luz reflejada en un espejo.

Capas definidas por su composición


La corteza terrestre es una capa comparativamente fina; su grosor oscila entre 3 km en las dorsales oceánicas y 70 km en las grandes cordilleras terrestres como los Andes y el Himalaya.

Los fondos de las grandes cuencas oceánicas están formados por la corteza oceánica, con un espesor medio de 7 km; está compuesta rocas máficas (silicatos de hierro y magnesio) con una densidad media de 3,0 g/cm3.

Los continentes están formados por la corteza continental, que está compuesta por rocas félsicas (silicatos de sodio, potasio y aluminio), más ligeras, con una densidad media de 2,7 g/cm3.

La frontera entre corteza y manto se manifiesta en dos fenómenos físicos. En primer lugar, hay una discontinuidad en la velocidad sísmica, que se conoce como la Discontinuidad de Mohorovicic, o "Moho". Se cree que este fenómeno es debido a un cambio en la composición de las rocas, de unas que contienen feldespatos plagioclásicos (situadas en la parte superior) a otras que no poseen feldespatos (en la parte inferior). En segundo lugar, existe una discontinuidad química entre cúmulos ultramáficos y harzburgitas tectonizadas, que se ha observado en partes profundas de la corteza oceánica que han sido obducidas dentro de la corteza continental y conservadas como secuencias ofiolíticas.

Vista esquemática del interior de la Tierra. 1: Corteza continental - 2: Corteza oceánica - 3: Manto superior - 4: Manto inferior - 5: Núcleo externo - 6: Núcleo interno - A: Discontinuidad de Mohorovičić - D:Discontinuidad de Repetti - B: Discontinuidad de Gutenberg - C: Discontinuidad de Lehmann.


Archivo:Slice earth.svg


Manto

El manto terrestre se extiende hasta una profundidad de 2.890 km, lo que le convierte en la capa más grande del planeta. La presión, en la parte inferior del manto, es de unos 140 GPa (1,4 M atm). El manto está compuesto por rocas silíceas, más ricas en hierro y magnesio que la corteza. Las grandes temperaturas hacen que los materiales silíceos sean lo suficientemente dúctiles como para fluir, aunque en escalas temporales muy grandes. La convección del manto es responsable, en la superficie, del movimiento de las placas tectónicas. Como el punto de fusión y la viscosidad de una sustancia dependen de la presión a la que esté sometida, la parte inferior del manto se mueve con mayor dificultad que el manto superior, aunque también los cambios químicos pueden tener importancia en este fenómeno. La viscosidad del manto varía entre 1021 y 1024 Pa·s.[4] Como comparación, la viscosidad del agua es aproximadamente 10-3 Pa.s, lo que ilustra la lentitud con la que se mueve el manto.

Núcleo

La densidad media de la Tierra es 5.515 kg/m3. Esta cifra lo convierte en el planeta más denso del sistema solar. Si consideramos que la densidad media de la corteza es aproximadamente 3.000 kg/m3, debemos asumir que el núcleo terrestre debe estar compuesto de materiales más densos. Los estudios sismológicos han aportado más evidencias sobre la densidad del núcleo. En sus primeras fases, hace unos 4.500 millones de años, los materiales más densos, derretidos, se habrían hundido hacia el núcleo en un proceso llamado diferenciación planetaria, mientras que otros menos densos habrían migrado hacia la corteza. Como resultado de este proceso, el núcleo está compuesto ampliamente de hierro (Fe)(80%), junto con níquel (Ni) y varios elementos más ligeros. Otros elementos más densos, como el plomo (Pb) o el uranio (U) son muy raros, o permanecieron en la superficie unidos a otros elementos más ligeros.

Capas definidas por sus propiedades físicas

El aumento gradual de la temperatura y de la presión con la profundidad afecta las propiedades físicas y, a su vez, al comportamiento mecánico de los materiales terrestres. A más temperatura menor resistencia a la deformación, pero a mayor presión mayor resistencia. Según su comportamiento, pueden diferenciarse cinco capas concéntricas:

Litosfera

La litosfera comprende la corteza terrestre y la parte superior del manto. A pesar de su diferente composición química, forman una capa rígida y fría que actúa como una unidad. Tiene un grosor medio de 100 km y alcanza los 250 km bajo las porciones más antiguas de los continentes.

Astenosfera

La astenosfera se halla debajo de la litosfera, en el manto superior y alcanza los 660 km de profundidad. Su parte superior tiene unas condiciones de temperatura y presión que permiten la existencia de una pequeña porción de roca fundida, originando una capa muy dúctil que permite a la litosfera moverse con independencia de la astenosfera.

Mesosfera o manto inferior

Por debajo de la astenosfera se halla la mesosfera o manto inferior, donde el aumento de la presión contrarresta los efectos de la elevada temperatura y la resistencia de las rocas crece gradualmente con la profundidad hasta los 2.900 km de profundidad. La mesosfera es, pues, una capa más rígida y muy caliente.

Núcleo

El núcleo externo es una capa líquida cuyas corrientes de convección generan el campo magnético de la Tierra. El núcleo interno es una esfera de radio 1.216 km que, a pesar de su temperatura más elevada se comporta como un sólido debido a la enorme presión que soporta.






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