La menstruación o período es la pérdida de sangre por la vagina desde el útero y representa el inicio del ciclo sexual femenino o ciclo menstrual, que es un ritmo de aproximadamente 28 días de duración, similar al de las fases de la luna.
Etimología
Esta palabra se deriva del español menstruo, proveniente a su vez del latín menstruums, cuyo origen está en mensis, que significa mes.
Descripción
La menstruación es un proceso cíclico fisiológico de las mujeres sexualmente maduras que ocurre con una cadencia media aproximada de veintiocho días. Lo mismo ocurre en las hembras de todos los grandes primates. Durante la menstruación se produce un sangrado vaginal fruto de la descamación del endometrio, como consecuencia de la brusca deprivación hormonal al final del ciclo femenino, cosa que se presenta si no se ha producido la implantación de un blastocito. Una de las cosas que ha llamado más la atención sobre la menstruación ha sido su periodicidad, recibiendo popularmente el nombre de "regla" por su rítmica aparición.
Consideraciones culturales
El ritmo de 28 días de la menstruación promedio es un ritmo similar al de las fases de la luna, que se manifiestan 13 veces al año (28 días x 13 = 364 días = 1 año, aproximadamente). Desde la Antigüedad se creía, por esta sencilla relación, que el ciclo menstrual está firmemente relacionado con el ciclo lunar (creencia que ha llegado hasta nuestros días), y por esta supuesta relación se denominaron "lunas" a las menstruaciones. Algunos incluso llegaron a la errónea suposición de que la luna nueva era motivo de la regla en las mujeres vírgenes y la luna menguante en las adultas y casadas.1 En algunas culturas asocian a la vulva con una herida y a la menstruación con la sangre que llega periódicamente a recordar la existencia de ella.
Consideraciones fisiológicas
Ciclo menstrual.
El ovario sintetiza y secreta distintas hormonas esteroides:
• los estrógenos: la estrona, el estradiol y el estriol.
• la progesterona: se produce durante la fase lútea del ciclo sexual femenino.
• la inhibina: actúa sobre las gonadotropinas hipofisarias, suprimiendo la producción de la hormona estimulante del folículo (HEF).
• la activina: tiene una función inversa a la de la inhibina, pues estimula la producción de HEF.
Ciclo sexual femenino
El ciclo sexual femenino es un ciclo bifásico, es decir, está compuesto por dos etapas: la fase ovárica y la fase uterina.3
Fase ovárica
Tiene como elemento fundamental al folículo. Su desarrollo y maduración presenta tres características4 generales básicas:
• Selectividad: El folículo destinado a ovular procede de una población de folículos en crecimiento que, a su vez, provienen de una masa de folículos primordiales en reposo, formadas durante el desarrollo embrionario y fetal.
• Continuidad: La puesta en marcha del desarrollo folicular es un proceso continuo, hasta que las reservas estén exhaustas.
• Regularidad: El desarrollo folicular es un proceso regular y ordenado, con un índice constante de folículos que abandonan el pool en una unidad de tiempo. Esto significa que el ovario es un sistema regulado y coordinado, de manera que el inicio del crecimiento folicular se realiza en intervalos de tiempo regulares y con un índice de depleción de pool constante.
Fase uterina (ciclo endometrial)
Las distintas estructuras que forman el útero se hallan sometidas a la influencia de las hormonas ováricas. Las modificaciones más importantes se producen en el endometrio, también se observan en el moco cervical, expresión de la actividad de las glándulas del endocervix, y en forma menor en el miometrio.
Bajo la acción sucesiva de estrógenos y progesterona producidos por el ovario, la mucosa endometrial experimenta cambios cíclicos en su estrato funcional que se diferencian en tres etapas:
• proliferativa o estrogénica (del 5o. al 13o. día del ciclo)
• secretora o progestacional (del 14o al 28o. día del ciclo)
• menstrual o de disgregación (del 1o. al 4o. día del ciclo)
No hay que olvidar que estas dos fases del ciclo sexual femenino (ciclo ovárico y ciclo endometrial) son sincrónicas. Ambas avanzan en el mismo tiempo, una de ellas en el ovario y la otra en el útero.
Amenorrea Patológica
La ausencia de menstruación es un síntoma importante en la mujer y se llama amenorrea. La amenorrea primaria se define como la ausencia de menstruación en mujeres de 16 años o más.5
Se define como amenorrea secundaria a la ausencia de períodos menstruales durante seis o más meses en una mujer que ya ha comenzado a menstruar y que no está embarazada ni lactando ni tampoco en la menopausia.6
Fisiológica
La ausencia de menstruación se considera fisiológica:
• antes de la pubertad. La menarquia (primera menstruación) suele tener lugar entre los 10 y 14 años.
• en el embarazo. La amenorrea siempre está presente en el embarazo. Por ello, si una mujer joven con presencia constante de la menstruación ésta se ausenta durante algunos pocos meses y la mujer ha estado teniendo relaciones sexuales sin practicar medida alguna de anticoncepción, se considerará entonces el embarazo como posible causa etiológica.
• en la lactancia. La amenorrea que se produce durante la lactancia es de origen hipotálamo-hipofisario y es de duración variable. El endometrio no crece ni se desarrolla debido a una disminución en la producción de estrógenos y progesterona. Esto se debe a que, junto a la liberación de prolactina, hay una disminución de la liberación de gonadotropinas y en consecuencia no se produce la maduración de los folículos ováricos.
• en la menopausia: se inicia entre los 42 y 55 años. Se debe a que el ovario pierde funcionalidad, y comienza a darse cuando la secreción hormonal deja de ser rítmica.
Fuente Bibliografica
http://es.wikipedia.org/wiki/Menstruaci%C3%B3n
domingo, 28 de diciembre de 2008
El Sol
Datos derivados de la observación del sol:
Distancia media desde la Tierra 149.597.871 km (~1,5 × 1011 m)
Brillo visual (V)
–26,8m
Magnitud absoluta
4,8m
Diám. angular en el perihelio
32' 35,64"
Diám. angular en el afelio
31' 31,34"
Características físicas
Diámetro 1.392.000 km (~1,4 × 109 m)
Diámetro relativo (dS/dT) 109
Superficie 6,09 × 1018 m2
Volumen 1,41 × 1027 m3
Masa 1,9891 × 1030 kg
Masa relativa a la de la Tierra 333400x
Densidad 1411 kg/m3
Densidad relativa a la de la Tierra 0,26x
Densidad relativa al agua
1,41x
Gravedad en la superficie
274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura de la superficie 5780 K
Temperatura de la corona
5 × 106 K
Temperatura del núcleo ~1,36 × 107 K
Luminosidad (LS)
3,827 × 1026 W
Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36min
A 30° de latitud: 28d 4h 48min
A 60° de latitud: 30d 19h 12min
A 75° de latitud: 31d 19h 12min
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico 2,2 × 108 años
Composición de la fotosfera
Hidrógeno
73,46%
Helio
24,85%
Oxígeno
0,77%
Carbono
0,29%
Hierro
0,16%
Neón
0,12%
Nitrógeno
0,09%
Silicio
0,07%
Magnesio
0,05%
Azufre
0,04%
¿Que es el Sol?
El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y 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 que se encuentra en la fase denominada 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. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" 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
El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.
El Sol se formó hace unos 4500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que 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. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro 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 kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar cómo supernova al no tener la masa suficiente para ello.
Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y Venus a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente salvándola de ése destino.1 Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea absorbido.2 Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.
Estructura del Sol
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.
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 y 7) Viento solar.
Núcleo
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. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco 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 (1906-2005) en Estados Unidos y Karl 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 mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins. El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
1H1 + 6C12 → 7N13;
7N13 → 6C13 + e+ + neutrino;
1H1 + 6C13 → 7N14;
1H1 + 7N14 → 8O15;
8O15 → 7N15 + e+ + neutrino, y por último
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
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•1014 J 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) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno 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 creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar viene en la mayoría (~75%) del ciclo protón-protón.
En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno. Ver Proceso triple-alfa
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 (15 MK) a la periferia (6 kK 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
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 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.
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 unos 500 s 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.
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 (E = σT4, donde σ = 5,67051•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
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 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.
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.
CME
La 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.
• El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2011.
• 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.
• La ciudad de Nueva York posee la red eléctrica más vulnerable de la costa este de los Estados Unidos.
• 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.
• Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el Reino Unido quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante aurora boreal, fenómeno que normalmente sólo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados entre sí como Roma o Hawai.
Importancia de la energía solar en la Tierra
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.
Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.
Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre
Una mínima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestación de energía. Esta relación entre la materia y la energía explica la potencia del Sol, que hace posible la vida. ¿Cuál es la equivalencia? En 1905, Einstein había predicho una equivalencia entre la materia y la energía mediante su ecuación E=mc2. Una vez que Einstein formuló la relación, los científicos pudieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles de millones de años. En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares. De este modo, el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.
Observación astronómica del Sol
Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.
Exploración solar
Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaídas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.
Precauciones necesarias para observar el Sol•
No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
• Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CDs o cristales ahumados no ofrecen la suficiente protección a los ojos.
Fuente Bibliografica
http://es.wikipedia.org/wiki/Sol
Distancia media desde la Tierra 149.597.871 km (~1,5 × 1011 m)
Brillo visual (V)
–26,8m
Magnitud absoluta
4,8m
Diám. angular en el perihelio
32' 35,64"
Diám. angular en el afelio
31' 31,34"
Características físicas
Diámetro 1.392.000 km (~1,4 × 109 m)
Diámetro relativo (dS/dT) 109
Superficie 6,09 × 1018 m2
Volumen 1,41 × 1027 m3
Masa 1,9891 × 1030 kg
Masa relativa a la de la Tierra 333400x
Densidad 1411 kg/m3
Densidad relativa a la de la Tierra 0,26x
Densidad relativa al agua
1,41x
Gravedad en la superficie
274 m/s2 (27,9 g)
Temperatura de la superficie 5780 K
Temperatura de la corona
5 × 106 K
Temperatura del núcleo ~1,36 × 107 K
Luminosidad (LS)
3,827 × 1026 W
Características orbitales
Periodo de rotación
En el ecuador: 27d 6h 36min
A 30° de latitud: 28d 4h 48min
A 60° de latitud: 30d 19h 12min
A 75° de latitud: 31d 19h 12min
Periodo orbital alrededor del
centro galáctico 2,2 × 108 años
Composición de la fotosfera
Hidrógeno
73,46%
Helio
24,85%
Oxígeno
0,77%
Carbono
0,29%
Hierro
0,16%
Neón
0,12%
Nitrógeno
0,09%
Silicio
0,07%
Magnesio
0,05%
Azufre
0,04%
¿Que es el Sol?
El Sol es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y 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 que se encuentra en la fase denominada 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. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana, es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" 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
El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.
El Sol se formó hace unos 4500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que 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. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.
Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro 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 kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar cómo supernova al no tener la masa suficiente para ello.
Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber además de Mercurio y Venus a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente salvándola de ése destino.1 Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales así cómo el roce con la materia de la cromosfera solar harán que nuestro planeta sea absorbido.2 Otro artículo posterior también apunta en la misma dirección.
Estructura del Sol
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.
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 y 7) Viento solar.
Núcleo
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. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco 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 (1906-2005) en Estados Unidos y Karl 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 mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins. El ciclo ocurre en las siguientes etapas:
1H1 + 6C12 → 7N13;
7N13 → 6C13 + e+ + neutrino;
1H1 + 6C13 → 7N14;
1H1 + 7N14 → 8O15;
8O15 → 7N15 + e+ + neutrino, y por último
1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.
Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene
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•1014 J 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) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno 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 creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar viene en la mayoría (~75%) del ciclo protón-protón.
En los últimos estadios de su evolución, el Sol fusionará el helio producto de éstos procesos para dar carbono y oxígeno. Ver Proceso triple-alfa
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 (15 MK) a la periferia (6 kK 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
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 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.
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 unos 500 s 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.
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 (E = σT4, donde σ = 5,67051•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
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 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.
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.
CME
La 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.
• El próximo máximo solar ocurrirá en el año 2011.
• 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.
• La ciudad de Nueva York posee la red eléctrica más vulnerable de la costa este de los Estados Unidos.
• 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.
• Entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859, una intensa tormenta solar afectó a la mayor parte del planeta. Las líneas telegráficas de los Estados Unidos y el Reino Unido quedaron inutilizadas y se provocaron varios incendios. Además, una impresionante aurora boreal, fenómeno que normalmente sólo puede observarse desde las regiones árticas, pudo verse en lugares tan alejados entre sí como Roma o Hawai.
Importancia de la energía solar en la Tierra
La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.
La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.
Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.
Reacciones termonucleares e incidencia sobre la superficie terrestre
Una mínima cantidad de materia puede convertirse en una enorme manifestación de energía. Esta relación entre la materia y la energía explica la potencia del Sol, que hace posible la vida. ¿Cuál es la equivalencia? En 1905, Einstein había predicho una equivalencia entre la materia y la energía mediante su ecuación E=mc2. Una vez que Einstein formuló la relación, los científicos pudieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles de millones de años. En el interior del Sol se producen continuas reacciones termonucleares. De este modo, el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.
Observación astronómica del Sol
Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.
Exploración solar
Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Génesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaídas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.
Precauciones necesarias para observar el Sol•
No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
• Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CDs o cristales ahumados no ofrecen la suficiente protección a los ojos.
Fuente Bibliografica
http://es.wikipedia.org/wiki/Sol
Nanotecnología
La nanotecnología es un campo de las ciencias aplicadas dedicado al control y manipulación de la materia a una escala menor que un micrómetro, es decir, a nivel de átomos y moléculas (nanomateriales). Lo más habitual es que tal manipulación se produzca en un rango de entre uno y cien nanómetros. Para hacerse una idea de lo pequeño que puede ser un nanobot, más o menos un nanobot de 50 nm tiene el tamaño de 5 capas de moléculas o átomos (depende de qué esté hecho el nanobot).
nano- es un prefijo griego que indica una medida, no un objeto, de manera que la nanotecnología se caracteriza por ser un campo esencialmente multidisciplinar, y cohesionado exclusivamente por la escala de la materia con la que trabaja.
Definición
La nanotecnología promete soluciones nuevas y más eficientes para los problemas ambientales, así como muchos otros enfrentados por la humanidad. Las nanotecnologías prometen beneficios de todo tipo, desde aplicaciones médicas nuevas o más eficientes a soluciones de problemas ambientales y muchos otros; sin embargo, el concepto de nanotecnología aún no es muy conocido en la sociedad.
Un nanómetro es la mil millonésima parte de un metro (10^(-9) metros). Para comprender el potencial de esta tecnología es clave saber que las propiedades físicas y químicas de la materia cambian a escala nanométrica, lo cual se debe a efectos cuánticos. La conductividad eléctrica, el calor, la resistencia, la elasticidad, la reactividad, entre otras propiedades, se comportan de manera diferente que en los mismos elementos a mayor escala.
Aunque en las investigaciones actuales con frecuencia se hace referencia a la nanotecnología (en forma de motores moleculares, computación cuántica, etcétera), es discutible que la nanotecnología sea una realidad hoy en día. Los progresos actuales pueden calificarse más bien de nanociencia, cuerpo de conocimiento que sienta las bases para el futuro desarrollo de una tecnología basada en la manipulación detallada de las estructuras moleculares.
Historia
El ganador del premio Nobel de Física (1965), Richard Monroy fue el primero en hacer referencia a las posibilidades de la nanociencia y la nanotecnología en el célebre discurso que dio en el Caltech (Instituto Tecnológico de California) el 29 de diciembre de 1959 titulado Abajo hay espacio de sobra (There's Plenty Room at the Bottom).
Otro hombre de esta área fue Eric Drexler quien predijo que la nanotecnología podría usarse para solucionar muchos de los problemas de la humanidad, pero también podría generar armas poderosísimas. Creador del Foresight Institute y autor de libros como Máquinas de la Creación Engines of Creation muchas de sus predicciones iniciales no se cumplieron, y sus ideas parecen exageradas en la opinion de otros expertos, como Richard Smalley.
Pero estos conocimientos fueron más allá ya que con esto se pudo modificar la estructura de las moléculas como es el caso de los polímeros o plásticos que hoy en día los encontramos en todos nuestros hogares y que sin ellos no podríamos vivir. Pero hay que decir que este tipo de moléculas se les puede considerar “grandes”...
Con todos estos avances el hombre tuvo una gran fascinación por seguir investigando más acerca de estas moléculas, ya no en el ámbito de materiales inertes, sino en la búsqueda de moléculas orgánicas que se encontrarán en nuestro organismo.
No fue sino hasta principios de la década de los cincuenta cuando Watson y Crick propusieron que el DNA era la molécula principal que jugaba un papel clave en la regulación de todos los procesos del organismo y de aquí se tomó la importancia de las moléculas como determinantes en los procesos de la vida.
Hoy en día la medicina se le da más interés a la investigación en el mundo microscópico ya que en este se encuentran posiblemente las alteraciones estructurales que provocan la enfermedad, y no hay que decir de las ramas de la medicina que han salido mas beneficiadas como es la microbiología. Inmunología, fisiología, en fin casi todas las ramas de la medicina.
Con todos estos avances han surgido también nuevas ciencias como es la ingeniería genética que hoy en día todos han oído escuchar acerca de las repercusiones que puede traer la humanidad como es la clonación o la mejora de especies. Entre estas ciencias también se encuentra otras no muy conocidas como es la nanotecnología, a la cual se le puede definir como aquella que se dedica a la fabricación de la tecnología en miniatura.
La nanotecnología, a diferencia de la ingeniería genética, todavía no esta en pasos de desarrollo; Se le puede considerar como “ una ciencia teórica” ya que todavía no se le ha llevado a la practica ya que aún no es viable, pero las repercusiones que acarreara para el futuro son inmensas.
Inversión
Algunos países en vías de desarrollo ya destinan importantes recursos a la investigación en nanotecnología. La nanomedicina es una de las áreas que más puede contribuir al avance sostenible del Tercer Mundo, proporcionando nuevos métodos de diagnóstico y cribaje de enfermedades, mejores sistemas para la administración de fármacos y herramientas para la monitorización de algunos parámetros biológicos.
Actualmente, alrededor de 40 laboratorios en todo el mundo canalizan grandes cantidades de dinero para la investigación en nanotecnología. Unas 300 empresas tienen el término “nano” en su nombre, aunque todavía hay muy pocos productos en el mercado.
Algunos gigantes del mundo informático como IBM, Hewlett-Packard (HP), NEC e Intel están invirtiendo millones de dólares al año en el tema. Los gobiernos del llamado Primer Mundo también se han tomado el tema muy en serio, con el claro liderazgo del gobierno estadounidense, que para este año ha destinado 570 millones de dólares a su National Nanotechnology Initiative.
En España, los científicos hablan de “nanopresupuestos”. Pero el interés crece, ya que ha habido algunos congresos sobre el tema: en Sevilla, en la Fundación San Telmo, sobre oportunidades de inversión, y en Madrid, con una reunión entre responsables de centros de nanotecnología de Francia, Alemania y Reino Unido en la Universidad Autónoma de Madrid.
Ensamblaje interdisciplinario
La característica fundamental de la nanotecnología es que constituye un ensamblaje interdisciplinar de varios campos de las ciencias naturales que están altamente especializados. Por tanto, los físicos juegan un importante rol no sólo en la construcción del microscopio usado para investigar tales fenómenos sino también sobre todas las leyes de la mecánica cuántica. Alcanzar la estructura del material deseado y las configuraciones de ciertos átomos hacen jugar a la química un papel importante. En medicina, el desarrollo específico dirigido a nanopartículas promete ayuda al tratamiento de ciertas enfermedades. Aquí, la ciencia ha alcanzado un punto en el que las fronteras que separan las diferentes disciplinas han empezado a diluirse, y es precisamente por esa razón por la que la nanotecnología también se refiere a ser una tecnología convergente.
Una posible lista de ciencias involucradas sería la siguiente:
• Química (Moleculares y computacional)
• Bioquímica
• Biología molecular
• Física
• Electrónica
• Informática
• Matemáticas
Nanotecnología avanzada
La nanotecnología avanzada, a veces también llamada fabricación molecular, es un término dado al concepto de ingeniería de nanosistemas (máquinas a escala nanométrica) operando a escala molecular. Se basa en que los productos manufacturados se realizan a partir de átomos. Las propiedades de estos productos dependen de cómo estén esos átomos dispuestos. Así por ejemplo, si reubicamos los átomos del grafito (compuesto por carbono, principalmente) de la mina del lápiz podemos hacer diamantes (carbono puro cristalizado). Si reubicamos los átomos de la arena (compuesta básicamente por sílice) y agregamos algunos elementos extras se hacen los chips de un ordenador.
A partir de los incontables ejemplos encontrados en la biología se sabe que miles de millones de años de retroalimentación evolucionada puede producir máquinas biológicas sofisticadas y estocásticamente optimizadas. Se tiene la esperanza que los desarrollos en nanotecnología harán posible su construcción a través de algunos significados más cortos, quizás usando principios biomiméticos. Sin embargo, K. Eric Drexler y otros investigadores han propuesto que la nanotecnología avanzada, aunque quizá inicialmente implementada a través de principios miméticos, finalmente podría estar basada en los principios de la ingeniería mecánica.
Determinar un conjunto de caminos a seguir para el desarrollo de la nanotecnología molecular es un objetivo para el proyecto sobre el mapa de la tecnología liderado por Instituto Memorial Battelle (el jefe de varios laboratorios nacionales de EEUU) y del Foresigth Institute. Ese mapa debería estar completado a finales de 2006.
Futuras aplicaciones
Según un informe de un grupo de investigadores de la Universidad de Toronto, en Canadá, las catorce aplicaciones más prometedoras de la nanotecnología son:
• Almacenamiento, producción y conversión de energía.
• Armamento y sistemas de defensa.
• Producción agrícola.
• Tratamiento y remediación de aguas.
• Diagnóstico y cribaje de enfermedades.
• Sistemas de administración de fármacos.
• Procesamiento de alimentos.
• Remediación de la contaminación atmosférica.
• Construcción.
• Monitorización de la salud.
• Detección y control de plagas.
• Control de desnutrición en lugares pobres
• Informática.
• Alimentos transgénicos
Riesgos potenciales
Sustancias viscosas
Recientemente, un nuevo estudio ha mostrado como este peligro de la “sustancia viscosa gris” es menos probable que ocurra de como originalmente se pensaba. K. Eric Drexler considera un escenario accidental con sustancia viscosa gris improbable y así lo declara en las últimas ediciones de Engines of Creation. El escenario sustancia viscosa gris clamaba la Tree Sap Answer: ¿Qué oportunidades existen de que un coche pudiera ser mutado a un coche salvaje, salir fuera de la carretera y vivir en el bosque solo de savia de árbol?. Sin embargo, se han identificado otros riesgos mayores a largo plazo para la sociedad y el entorno.
Una variante de esto es la “Sustancia viscosa verde”, un escenario en que la nanobiotecnología crea una máquina nanométrica que se autoreplica que consume todas las partículas orgánicas, vivas o muertas, creando un cieno -como una masa orgánica muerta. En ambos casos, sin embargo, sería limitado por el mismo mecanismo que limita todas las formas vivas (que generalmente ya actúan de esta manera): energía disponible.
Veneno y Toxicidad
A corto plazo, los críticos de la nanotecnología puntualizan que hay una toxicidad potencial en las nuevas clases de nanosustancias que podrían afectar de forma adversa a la estabilidad de las membranas celulares o distorsionar el sistema inmunológico cuando son inhaladas o ingeridas. Una valoración objetiva de riesgos puede sacar beneficio de la cantidad de experiencia acumulada con los materiales microscópicos bien conocidos como el hollín o las fibras de asbestos.
Hay una posibilidad que las nanopartículas en agua potable pudieran ser dañinas para los humanos y otros animales. Las células de colon expuestas a partículas de dióxido de titanio se ha encontrado que se descomponen a mayor velocidad de la normal. Las nanopartículas de dióxido de titanio se usan normalmente en pantallas de sol, haciéndolas transparentes, al contrario de las grandes partículas de dióxido de titanio, que hacen a las pantallas de sol parecer blancas.
Armas
La militarización de la nanotecnología es una aplicación potencial. Mientras los nanomateriales avanzados obviamente tienen aplicaciones para la mejora de armas existentes y el hardware militar a través de nuevas propiedades (tales como la relación fuerza-peso o modificar la reflexión de la radiación EM para aplicaciones sigilosas), y la electrónica molecular podría ser usada para construir sistemas informáticos muy útiles para misiles, no hay ninguna manera obvia de que alguna de las formas que se tienen en la actualidad o en un futuro próximo puedan ser militarizadas más allá de lo que lo hacen otras tecnologías como la ingeniería genética. Mientras conceptualmente podríamos diseñar que atacasen sistemas biológicos o los componentes de un vehículo (es decir, un nanomáquina que consumiera la goma de los neumáticos para dejar incapaz a un vehículo rápidamente), tales diseños están un poco lejos del concepto. En términos de eficacia, podrían ser comparados con conceptos de arma tales como los pertenecientes a la ingeniería genética, como virus o bacterias, que son similares en concepto y función práctica y generalmente armas tácticamente poco atractivas, aunque las aplicaciones para el terrorismo son claras.
La nanotecnología puede ser usada para crear dispositivos no detectables – micrófonos o cámaras de tamaño de una molécula, y son posibilidades que entran en el terreno de lo factible. El impacto social de tales dispositivos dependería de muchos factores, incluyendo quién ha tenido acceso a él, cómo de bien funcionan y cómo son usados. E.U.A. ha aportado gran parte de estos avances al igual que los chinos y franceces. Como dato la union europea produce 29.64% de nanotecologia mundial otro 29 Estados Unidos y el resto pequenos paises. Memoria:
En un laboratorio de IBM en Zurich, uno de los que ayudaron en la invención de aquel microscopio AFM de 1986, se trabaja en la miniaturización a nivel nanómetro del registro de datos. El sistema de almacenamiento se basa en un conjunto de 1024 agujas de AFM en una matriz cuadrada que pueden escribir bits de información de no más de 50 nanómetros de diámetro. El mismo conjunto es capaz luego de leer la información e incluso reescribirla.
La capacidad de guardar información a esa escala es una noticia excitante para el mercado, pues multiplica inmensamente la cantidad de información que se puede almacenar en un área determinada. El mejor sistema actual de registro, basado en la memoria magnética, puede guardar alrededor de dos gigabits por centímetro cuadrado; los físicos creen que el límite físico de la capacidad este sistema —no alcanzado aún— es de alrededor de 25 gigabits por centímetro cuadrado (64 gigabytes/in²).1 El sistema de matriz de agujas descripto más arriba, bautizado "Millipede" (Miriápodo, por tener mil patas), ofrece 35 gigabits por centímetro cuadrado (y hasta 80 gigabits si se utiliza una aguja única) y es capaz de hacerlo a la velocidad de los artefactos magnéticos actuales. Con unidades de almacenamiento provistas de matrices gigantescas, con millones de agujas, se puede lograr un almacenamiento en el orden de los terabytes, algo así como 40 veces lo que está disponible hoy comercialmente.
Fuente Bibliografica
http://es.wikipedia.org/wiki/Nanotecnologia
nano- es un prefijo griego que indica una medida, no un objeto, de manera que la nanotecnología se caracteriza por ser un campo esencialmente multidisciplinar, y cohesionado exclusivamente por la escala de la materia con la que trabaja.
Definición
La nanotecnología promete soluciones nuevas y más eficientes para los problemas ambientales, así como muchos otros enfrentados por la humanidad. Las nanotecnologías prometen beneficios de todo tipo, desde aplicaciones médicas nuevas o más eficientes a soluciones de problemas ambientales y muchos otros; sin embargo, el concepto de nanotecnología aún no es muy conocido en la sociedad.
Un nanómetro es la mil millonésima parte de un metro (10^(-9) metros). Para comprender el potencial de esta tecnología es clave saber que las propiedades físicas y químicas de la materia cambian a escala nanométrica, lo cual se debe a efectos cuánticos. La conductividad eléctrica, el calor, la resistencia, la elasticidad, la reactividad, entre otras propiedades, se comportan de manera diferente que en los mismos elementos a mayor escala.
Aunque en las investigaciones actuales con frecuencia se hace referencia a la nanotecnología (en forma de motores moleculares, computación cuántica, etcétera), es discutible que la nanotecnología sea una realidad hoy en día. Los progresos actuales pueden calificarse más bien de nanociencia, cuerpo de conocimiento que sienta las bases para el futuro desarrollo de una tecnología basada en la manipulación detallada de las estructuras moleculares.
Historia
El ganador del premio Nobel de Física (1965), Richard Monroy fue el primero en hacer referencia a las posibilidades de la nanociencia y la nanotecnología en el célebre discurso que dio en el Caltech (Instituto Tecnológico de California) el 29 de diciembre de 1959 titulado Abajo hay espacio de sobra (There's Plenty Room at the Bottom).
Otro hombre de esta área fue Eric Drexler quien predijo que la nanotecnología podría usarse para solucionar muchos de los problemas de la humanidad, pero también podría generar armas poderosísimas. Creador del Foresight Institute y autor de libros como Máquinas de la Creación Engines of Creation muchas de sus predicciones iniciales no se cumplieron, y sus ideas parecen exageradas en la opinion de otros expertos, como Richard Smalley.
Pero estos conocimientos fueron más allá ya que con esto se pudo modificar la estructura de las moléculas como es el caso de los polímeros o plásticos que hoy en día los encontramos en todos nuestros hogares y que sin ellos no podríamos vivir. Pero hay que decir que este tipo de moléculas se les puede considerar “grandes”...
Con todos estos avances el hombre tuvo una gran fascinación por seguir investigando más acerca de estas moléculas, ya no en el ámbito de materiales inertes, sino en la búsqueda de moléculas orgánicas que se encontrarán en nuestro organismo.
No fue sino hasta principios de la década de los cincuenta cuando Watson y Crick propusieron que el DNA era la molécula principal que jugaba un papel clave en la regulación de todos los procesos del organismo y de aquí se tomó la importancia de las moléculas como determinantes en los procesos de la vida.
Hoy en día la medicina se le da más interés a la investigación en el mundo microscópico ya que en este se encuentran posiblemente las alteraciones estructurales que provocan la enfermedad, y no hay que decir de las ramas de la medicina que han salido mas beneficiadas como es la microbiología. Inmunología, fisiología, en fin casi todas las ramas de la medicina.
Con todos estos avances han surgido también nuevas ciencias como es la ingeniería genética que hoy en día todos han oído escuchar acerca de las repercusiones que puede traer la humanidad como es la clonación o la mejora de especies. Entre estas ciencias también se encuentra otras no muy conocidas como es la nanotecnología, a la cual se le puede definir como aquella que se dedica a la fabricación de la tecnología en miniatura.
La nanotecnología, a diferencia de la ingeniería genética, todavía no esta en pasos de desarrollo; Se le puede considerar como “ una ciencia teórica” ya que todavía no se le ha llevado a la practica ya que aún no es viable, pero las repercusiones que acarreara para el futuro son inmensas.
Inversión
Algunos países en vías de desarrollo ya destinan importantes recursos a la investigación en nanotecnología. La nanomedicina es una de las áreas que más puede contribuir al avance sostenible del Tercer Mundo, proporcionando nuevos métodos de diagnóstico y cribaje de enfermedades, mejores sistemas para la administración de fármacos y herramientas para la monitorización de algunos parámetros biológicos.
Actualmente, alrededor de 40 laboratorios en todo el mundo canalizan grandes cantidades de dinero para la investigación en nanotecnología. Unas 300 empresas tienen el término “nano” en su nombre, aunque todavía hay muy pocos productos en el mercado.
Algunos gigantes del mundo informático como IBM, Hewlett-Packard (HP), NEC e Intel están invirtiendo millones de dólares al año en el tema. Los gobiernos del llamado Primer Mundo también se han tomado el tema muy en serio, con el claro liderazgo del gobierno estadounidense, que para este año ha destinado 570 millones de dólares a su National Nanotechnology Initiative.
En España, los científicos hablan de “nanopresupuestos”. Pero el interés crece, ya que ha habido algunos congresos sobre el tema: en Sevilla, en la Fundación San Telmo, sobre oportunidades de inversión, y en Madrid, con una reunión entre responsables de centros de nanotecnología de Francia, Alemania y Reino Unido en la Universidad Autónoma de Madrid.
Ensamblaje interdisciplinario
La característica fundamental de la nanotecnología es que constituye un ensamblaje interdisciplinar de varios campos de las ciencias naturales que están altamente especializados. Por tanto, los físicos juegan un importante rol no sólo en la construcción del microscopio usado para investigar tales fenómenos sino también sobre todas las leyes de la mecánica cuántica. Alcanzar la estructura del material deseado y las configuraciones de ciertos átomos hacen jugar a la química un papel importante. En medicina, el desarrollo específico dirigido a nanopartículas promete ayuda al tratamiento de ciertas enfermedades. Aquí, la ciencia ha alcanzado un punto en el que las fronteras que separan las diferentes disciplinas han empezado a diluirse, y es precisamente por esa razón por la que la nanotecnología también se refiere a ser una tecnología convergente.
Una posible lista de ciencias involucradas sería la siguiente:
• Química (Moleculares y computacional)
• Bioquímica
• Biología molecular
• Física
• Electrónica
• Informática
• Matemáticas
Nanotecnología avanzada
La nanotecnología avanzada, a veces también llamada fabricación molecular, es un término dado al concepto de ingeniería de nanosistemas (máquinas a escala nanométrica) operando a escala molecular. Se basa en que los productos manufacturados se realizan a partir de átomos. Las propiedades de estos productos dependen de cómo estén esos átomos dispuestos. Así por ejemplo, si reubicamos los átomos del grafito (compuesto por carbono, principalmente) de la mina del lápiz podemos hacer diamantes (carbono puro cristalizado). Si reubicamos los átomos de la arena (compuesta básicamente por sílice) y agregamos algunos elementos extras se hacen los chips de un ordenador.
A partir de los incontables ejemplos encontrados en la biología se sabe que miles de millones de años de retroalimentación evolucionada puede producir máquinas biológicas sofisticadas y estocásticamente optimizadas. Se tiene la esperanza que los desarrollos en nanotecnología harán posible su construcción a través de algunos significados más cortos, quizás usando principios biomiméticos. Sin embargo, K. Eric Drexler y otros investigadores han propuesto que la nanotecnología avanzada, aunque quizá inicialmente implementada a través de principios miméticos, finalmente podría estar basada en los principios de la ingeniería mecánica.
Determinar un conjunto de caminos a seguir para el desarrollo de la nanotecnología molecular es un objetivo para el proyecto sobre el mapa de la tecnología liderado por Instituto Memorial Battelle (el jefe de varios laboratorios nacionales de EEUU) y del Foresigth Institute. Ese mapa debería estar completado a finales de 2006.
Futuras aplicaciones
Según un informe de un grupo de investigadores de la Universidad de Toronto, en Canadá, las catorce aplicaciones más prometedoras de la nanotecnología son:
• Almacenamiento, producción y conversión de energía.
• Armamento y sistemas de defensa.
• Producción agrícola.
• Tratamiento y remediación de aguas.
• Diagnóstico y cribaje de enfermedades.
• Sistemas de administración de fármacos.
• Procesamiento de alimentos.
• Remediación de la contaminación atmosférica.
• Construcción.
• Monitorización de la salud.
• Detección y control de plagas.
• Control de desnutrición en lugares pobres
• Informática.
• Alimentos transgénicos
Riesgos potenciales
Sustancias viscosas
Recientemente, un nuevo estudio ha mostrado como este peligro de la “sustancia viscosa gris” es menos probable que ocurra de como originalmente se pensaba. K. Eric Drexler considera un escenario accidental con sustancia viscosa gris improbable y así lo declara en las últimas ediciones de Engines of Creation. El escenario sustancia viscosa gris clamaba la Tree Sap Answer: ¿Qué oportunidades existen de que un coche pudiera ser mutado a un coche salvaje, salir fuera de la carretera y vivir en el bosque solo de savia de árbol?. Sin embargo, se han identificado otros riesgos mayores a largo plazo para la sociedad y el entorno.
Una variante de esto es la “Sustancia viscosa verde”, un escenario en que la nanobiotecnología crea una máquina nanométrica que se autoreplica que consume todas las partículas orgánicas, vivas o muertas, creando un cieno -como una masa orgánica muerta. En ambos casos, sin embargo, sería limitado por el mismo mecanismo que limita todas las formas vivas (que generalmente ya actúan de esta manera): energía disponible.
Veneno y Toxicidad
A corto plazo, los críticos de la nanotecnología puntualizan que hay una toxicidad potencial en las nuevas clases de nanosustancias que podrían afectar de forma adversa a la estabilidad de las membranas celulares o distorsionar el sistema inmunológico cuando son inhaladas o ingeridas. Una valoración objetiva de riesgos puede sacar beneficio de la cantidad de experiencia acumulada con los materiales microscópicos bien conocidos como el hollín o las fibras de asbestos.
Hay una posibilidad que las nanopartículas en agua potable pudieran ser dañinas para los humanos y otros animales. Las células de colon expuestas a partículas de dióxido de titanio se ha encontrado que se descomponen a mayor velocidad de la normal. Las nanopartículas de dióxido de titanio se usan normalmente en pantallas de sol, haciéndolas transparentes, al contrario de las grandes partículas de dióxido de titanio, que hacen a las pantallas de sol parecer blancas.
Armas
La militarización de la nanotecnología es una aplicación potencial. Mientras los nanomateriales avanzados obviamente tienen aplicaciones para la mejora de armas existentes y el hardware militar a través de nuevas propiedades (tales como la relación fuerza-peso o modificar la reflexión de la radiación EM para aplicaciones sigilosas), y la electrónica molecular podría ser usada para construir sistemas informáticos muy útiles para misiles, no hay ninguna manera obvia de que alguna de las formas que se tienen en la actualidad o en un futuro próximo puedan ser militarizadas más allá de lo que lo hacen otras tecnologías como la ingeniería genética. Mientras conceptualmente podríamos diseñar que atacasen sistemas biológicos o los componentes de un vehículo (es decir, un nanomáquina que consumiera la goma de los neumáticos para dejar incapaz a un vehículo rápidamente), tales diseños están un poco lejos del concepto. En términos de eficacia, podrían ser comparados con conceptos de arma tales como los pertenecientes a la ingeniería genética, como virus o bacterias, que son similares en concepto y función práctica y generalmente armas tácticamente poco atractivas, aunque las aplicaciones para el terrorismo son claras.
La nanotecnología puede ser usada para crear dispositivos no detectables – micrófonos o cámaras de tamaño de una molécula, y son posibilidades que entran en el terreno de lo factible. El impacto social de tales dispositivos dependería de muchos factores, incluyendo quién ha tenido acceso a él, cómo de bien funcionan y cómo son usados. E.U.A. ha aportado gran parte de estos avances al igual que los chinos y franceces. Como dato la union europea produce 29.64% de nanotecologia mundial otro 29 Estados Unidos y el resto pequenos paises. Memoria:
En un laboratorio de IBM en Zurich, uno de los que ayudaron en la invención de aquel microscopio AFM de 1986, se trabaja en la miniaturización a nivel nanómetro del registro de datos. El sistema de almacenamiento se basa en un conjunto de 1024 agujas de AFM en una matriz cuadrada que pueden escribir bits de información de no más de 50 nanómetros de diámetro. El mismo conjunto es capaz luego de leer la información e incluso reescribirla.
La capacidad de guardar información a esa escala es una noticia excitante para el mercado, pues multiplica inmensamente la cantidad de información que se puede almacenar en un área determinada. El mejor sistema actual de registro, basado en la memoria magnética, puede guardar alrededor de dos gigabits por centímetro cuadrado; los físicos creen que el límite físico de la capacidad este sistema —no alcanzado aún— es de alrededor de 25 gigabits por centímetro cuadrado (64 gigabytes/in²).1 El sistema de matriz de agujas descripto más arriba, bautizado "Millipede" (Miriápodo, por tener mil patas), ofrece 35 gigabits por centímetro cuadrado (y hasta 80 gigabits si se utiliza una aguja única) y es capaz de hacerlo a la velocidad de los artefactos magnéticos actuales. Con unidades de almacenamiento provistas de matrices gigantescas, con millones de agujas, se puede lograr un almacenamiento en el orden de los terabytes, algo así como 40 veces lo que está disponible hoy comercialmente.
Fuente Bibliografica
http://es.wikipedia.org/wiki/Nanotecnologia
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