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3era SEMANA DEL SOL Y LA TIERRA
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CALENTAMIENTO GLOBAL
Calentamiento global es un término utilizado habitualmente en dos sentidos:
Es el fenómeno observado en las medidas de la temperatura que muestra en promedio un aumento en la temperatura de la atmósfera terrestre y de los océanos en las últimas décadas.
Es una teoría que predice, a partir de proyecciones basadas en simulaciones computacionales, un crecimiento futuro de las temperaturas.
Algunas veces se utiliza la denominación cambio climático, que designa a cualquier cambio en el clima, sin entrar en discusiones sobre su causa. Para indicar la existencia de influencia humana se utiliza el término cambio climático antropogénico.
Aunque la discusión se centra en la temperatura, el calentamiento global o cualquier tipo de cambio climático implica 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 y que tienen una precisión muy limitada debido al desconocimiento actual del funcionamiento de la atmósfera.
El período sobre el que el calentamiento puede observarse varía según el enfoque. En ocasiones 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.
Es de reseñar que muchos gráficos empleados para mostrar el calentamiento empiezan en 1970, cuando comienza a subir de nuevo la temperatura después de 36 años de descenso medio, a pesar de que durante esos años hubo un aumento de emisión de gases de efecto invernadero. La década más calurosa del pasado siglo XX fue precisamente la de los años 30.
Las temperaturas en la troposfera inferior se han incrementado entre 0,08 y 0,22 ºC por decenio desde 1979. 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 el fenómeno de El Niño. Durante el mismo periodo las temperaturas en la superficie terrestre muestran un incremento de aproximadamente 0,15 ºC por decenio.
-Teorías y objeciones
Algunos científicos simplemente reconocen como datos observables los incrementos de temperatura.
-Teorías que intentan explicar los cambios de temperatura
Los especialistas en climatología aceptan que la Tierra se ha calentado recientemente (El IPCC cita un incremento de 0.6 ± 0.2 °C en el siglo XX). Más controvertida es la posible explicación de lo que puede haber causado este cambio. Tampoco nadie discute 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.
También existen diferencias llamativas entre las mediciones realizadas en las estaciones meteorológicas situadas en tierra (con registros en raras ocasiones comenzados desde finales del siglo XIX y en menos ocasiones todavía de una forma continuada) y las medidas de temperaturas realizadas con satélites desde el espacio (todas comenzadas a partir de la segunda mitad del siglo XX). Estas diferencias se han achacado a los modelos utilizados en las predicciones del aumento de temperatura existente en el entorno de las propias estaciones meteorológicas debido al desarrollo urbano (el efecto llamado Isla de calor). Dependiendo del aumento predicho por estos modelos las temperaturas observadas por estas estaciones serán mayores o menores (en muchas ocasiones incluso prediciendo disminuciones de las temperaturas).
-Teoría de los gases invernadero
Concentración de dióxido de carbono en los últimos 417.000 años. La parte roja indica la variación a partir de 1800.
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 temperaturas 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.
-Teoría de la variación solar
Willie Soon y Sallie Baliunas del Observatorio de Harvard correlacionaron recuentos históricos de manchas solares con variaciones de temperatura. Observaron que cuando ha habido menos manchas solares, la Tierra se ha enfriado y que cuando ha habido más manchas solares, la Tierra se ha calentado, 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:
En 1991 Knud Lassen, del Instituto Meteorológico de Dinamarca, en Copenhague, 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".
*Otras hipótesis
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 celsius), y que por lo tanto no requiere de una explicación a través del efecto invernadero.
-El calentamiento global en el pasado
-Modelos climáticos
Según un artículo publicado en enero del 2004, el calentamiento global podría exterminar a una cuarta parte de todas las especies de plantas y animales de la Tierra para el 2050... especies conocidas... y generar otra cuarta parte de especies nuevas además de mejorar la productividad de algunos cultivos en latitudes altas y medias. Estudios realizados, muestran que la década de los noventa, fue la más caliente en los últimos mil años.
Indonesia es el país con mayor número de mamíferos y pájaros en peligro de extinción, 128 y 104 respectivamente.
Cinco de los 10 países que más deforestan se encuentran en el continente africano.
El IPCC afirma exactamente en Climate Change 2001: Synthesis Report que:
IPPC: cambios en la atmósfera, clima y sistema biológico terrestre durante el siglo XX:
Temperatura en la superficie del Hemisferio Norte: aumento durante el siglo XX más que en otro siglo de los últimos 1.000 años; el decenio de 1990 ha sido el más cálido del milenio (probable 66-90%).
IPCC: Conclusiones finales:
las concentraciones atmosféricas de los secundarios gases de efecto invernadero antropogénicos (CO2, CH4, N2O y el O3 troposférico) han aumentado en gran medida desde 1750. El principal gas de invernadero es el vapor de agua
Algunos gases secundarios de efecto invernadero perduran mucho tiempo (por ejemplo, el CO2, el N2O y los PFC).
Probablemente se deba a la falta de investigaciones acerca del sesgo en la lectura de los termómetros de las Estaciones Meteorológicas "inmersas" en las isla de calor que han formado las edificaciones en cualquier ciudad del planeta.
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.
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 decenio, 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. [...] y en caso de que todo el hielo de la Antártida se derritiera, el nivel del mar aumentaria 125 m.
Con un aumento de solo 6 m, bastaría para inundar Londres y Nueva York. Esto es debido primariamente a la expansión térmica y a la pérdida de masa de los glaciares y casquetes polares.
-La relación entre el calentamiento global y la reducción de ozono
El calentamiento global producido por el forzamiento radiativo por CO2 se espera que enfríe (quizás sorprendentemente) la estratosfera. Esto, a cambio, podría darnos lugar a un incremento relativo en la reducción de ozono, y en la frecuencia de agujeros de ozono.
A la inversa, la reducción 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.
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MANCHAS SOLARES
Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. 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, 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 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva, 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 es solamente 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.
Luego se observaron telescópicamente en 1610 por los astrónomos Johannes y David Fabricius, quién publicó una descripción en junio 1611. Por último Galileo había estado enseñando las manchas solares a astrónomos en Roma, y Christoph Scheiner había estado observando las manchas probablemente durante dos o tres meses. La disputa de la prioridad entre Galileo y Scheiner, ninguno de los cuales sabía del trabajo del Fabricius, fue así tan vano como amargo.
Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del Sistema Solar. Mostraban que el Sol giraba y mostraban cambios en el Sol, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el Sistema heliocéntrico de Copérnico.
-La evolución de una mancha solar
Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
- Clasificación de las manchas
- Las manchas y la rotación solar
-Evolución de las manchas en un ciclo
Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE.
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera.
El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie de sol.
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CAPA DE OZONO
Se denomina capa de ozono, a la zona de la estratosfera terrestre que contiene una concentración relativamente alta de ozono, gas compuesto por tres átomos de oxígeno(O3).
"Relativamente alta" quiere decir unas pocas partículas por millón, mucho más alta que las concentraciones en la atmósfera baja pero aún pequeña comparada con la concentración de los principales componentes de la atmósfera.
-Origen del ozono
La concentración de ozono es mayor entre los 15 y 40 km, con un valor de 2-8 partículas por millón. Si todo el ozono fuese comprimido a la presión del aire al nivel del mar, este tendría solo 3mm de espesor.
El enrarecimiento grave de la capa de ozono provocara el aumento de los casos de melanomas (cáncer) de piel, de cataratas oculares, supresión del sistema inmunitario en humanos y en otras especies, también afectara los cultivos sensibles a la radiación ultravioleta. Para proteger la capa de ozono hay que disminuir a cero el uso de químicos clorofluorocarbonos (refrigerantes industriales, propelentes), y de funguicidas de suelo de bromuro de metilo (Argentina, 900 t/año que destruyen la capa de ozono a un ritmo 50 veces superior a los CFC.
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ECLIPSE SOLAR
Para que se produzca un eclipse solar la Luna ha de estar en o próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que el Sol.
Suceden 5 eclipses solares en un año cuando el primero de ellos tiene lugar poco tiempo después del primero de enero. Entonces el segundo tendrá lugar en el novilunio siguiente, el tercero y el cuarto sucederán antes de que transcurra medio año, y el quinto tendrá lugar pasados 345 días después del primero, puesto que ese es el número de días que contienen 12 meses sinódicos.
Por término medio sucede un eclipse total de Sol en el mismo punto terrestre una vez cada 200-300 años. Para que suceda un eclipse de Sol, es preciso que la Luna esté en conjunción inferior (Luna nueva) y además que el Sol se encuentre entre los 18º 31´ y 15º 21´ de uno de los nodos de la órbita lunar.
-Magnitud y oscurecimiento
La magnitud de un eclipse solar es la fracción del diámetro solar ocultado por la Luna, mientras que el oscurecimiento se refiere a la fracción de la superficie solar que queda oculta. Son cantidades completamente distintas. La magnitud puede darse en forma decimal o como un porcentaje: hablaremos indistintamente de una magnitud 0,2 o del 20%, por ejemplo.
Si el eclipse es total se considera el cociente entre los diámetros angulares lunar y solar. En el momento de la totalidad este cociente valdrá 1, o más, en el caso de una Luna nueva muy próxima al perigeo.
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DEGRADACIÓN DEL PLANETA PLUTÓN A PLANETA "enano"
Plutón es un planeta enano, el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos. Posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Cercano a su órbita se encuentran Nix e Hidra, cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
En el 2003 el mismo equipo descubrió otro cuerpo mucho más distante llamado Sedna, en honor a la diosa Inuit de los océanos, a una distancia de 13 mil millones de kilómetros de distancia, en los confines del sistema solar.
Para los astrónomos aficionados, la perdida de la categoría de Plutón como planeta, degradado ahora a planeta enano, genera un poco de nostalgia entre la comunidad de astrónomos aficionados debido a que fue precisamente un aficionado, llamado Clyde Tombaugh, quien lo descubrió en 1930 a la edad de 24 años.
El 18 de febrero de ese año el astrónomo aficionado encontró la evidencia fotográfica de la existencia de un noveno planeta en el Sistema Solar, al que posteriormente denominó Plutón, debido a que el nombre del dios mitológico de las tinieblas infernales parecía apropiado para un astro que se encontraba en los confines del Sistema Solar, en una órbita alejada del Sol y, por otra parte, porque las iniciales del nombre del planeta coincidían con las del fallecido astrónomo Percival Lowell, cuyas conjeturas, investigaciones y esfuerzos, le abrieron el camino a Tombaugh para conseguir el éxito.
La sociedad de astrónomos aficionados Morelense piensa que la degradación de Plutón como planeta afectará los intereses de aquellos que propagan las ideas seudocientíficas de la astrología, los que tendrían que explicar, primero, por qué antes del descubrimiento de Plutón en 1930 no lo tomaban en cuenta en sus horóscopos.
Los astrólogos tendrán que decidirse por abandonar a Plutón dentro de la astrología o a inventar algunos nuevos símbolos, cuando se descubran nuevos planetas enanos en los confines del sistema solar.
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EFECTO DE LOS RAYOS ULTRAVIOLETAS EN LA PIEL
El cáncer de piel engloba a un conjunto de enfermedades neoplásicas que tienen diagnóstico, tratamiento y pronóstico muy diferente. Lo único que tienen en común es la misma localización anatómica, LA PIEL.
Linfoma cutáneo, como la mucosis fungoide.
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CAPAS DEL SOL
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. El Sol está constituido 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.
-Zona convectiva-
-Fotosfera-
*Esquema de la estructura de anillo de una llamarada solar y su origen causado por la deformación de las líneas del campo electromagnético:
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.
El signo más 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 imaginaba que era debido 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 continuamente 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) parecen 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 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, inferiores en ambos casos a los 6000 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, 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-
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-
La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material tenue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.
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