cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Procesos eólicos
Transporte de sedimentos polo vento
Saltación e suspensión son os mecanismos máis importantes do transporte eólico. As partículas realizan saltos a favor do vento; tralo impacto con grans na superficie, poden rebotar de novo e elevarse. Deste xeito, o vento transfire enerxía cinética ao gran, o cal, ao chocar coa superficie de area, retira outras partículas e pode proxectalas ao aire. As partículas de limo e arxila poden permanecer en suspensión con vento turbulento, e incluso case indefinidamente no caso dos grans moi pequenos. As grandes tormentas de area elevan partículas ata 250 metros de altura e avanzan con velocidades que poden chegar a alcanzar os 200 m/s. Estimouse que se transportan entre 500 e 1&nmbsp;000 millóns de toneladas de po desde todas as fontes cada ano. Algunhas das tormentas máis potentes de po do Sáhara, alcanzan os países meridionais de Europa e mesmo chegan ás costas orientais de América do Sur, cruzando o océano Atlántico. miniatura|Mapa da meseta de [[loess do río Amarelo (China).]] Outros cálculos estiman que en 1 km³ de aire poden viaxar en suspensión unhas 900 toneladas de po. Tendo isto en conta, unha tempestade de po de 500 km de diámetro podería transportar máis de 90·106 toneladas de po, dabondo como para construír un outeiro de 3 km de base e 30 m de altura. O transporte de sedimentos polo vento é realizado por rodadura, reptación, deslizamento, saltación e suspensión. Os grans grosos fano polos tres primeiros mecanismos citados, os de tamaño medio por saltación e os máis finos por suspensión.
O vento é tamén, polo menos en parte, responsable da formación dun depósito amarelado, homoxéneo, de gran fino e sen estratificar: o loess. A maior parte dos autores están de acordo en que a súa xénese se debe ás nubes de po que foron dispersadas a partir dos depósitos glaciarios e fluvioglaciarios, polos ventos fortes anticiclónicos que sopraban desde as vastas capas de xeo continentais do Plistoceno. Crese que os potentes depósitos de loess de Europa central, Rusia, China, Estados Unidos, Arxentina, Nova Zelandia e outros lugares, foron sedimentados, prioritariamente, en épocas interglaciarias ou postglaciarias, baixo condicións climáticas máis secas e frías que as existentes hoxe. Na China, por exemplo, a extensa superficie de loess, de arredor de 750 000 km2, ten un grosor de máis de 250 m e as súas capas basais foron depositadas hai uns 2,4 millóns de anos, de acordo con medicións paleomagnéticas.
O tamaño das partículas de loess é maioritariamente o dos limos, entre 4 e 60 microns de diámetro, malia que entre un 5 e un 30 %, poden ser partículas de tamaño arxila. Os solos procedentes deste tipo de depósito son de alta calidade e adoitan producir excelentes colleitas. center|550px|miniatura|Unha nube de po africano procedente do deserto do Sáhara que cruza o Atlántico e chega ata o Caribe. Fonte:[[NASA.]]
Sedimentación eólica
Os ripples son rizaduras producidas en sedimentos sen consolidar análogas ás que se forman baixo a auga, pero con cristas algo máis agudas. Estas rizaduras, formadas por saltación das partículas, son comúns en todas as superficies de area.
Os procesos para a formación de ripples están relacionados coa interacción dinámica entre o fluxo do vento e o movemento de sedimentación. O inicio adoita producirse ao chou, coa presenza dun pequeno obstáculo na superficie, un segmento de area mollada ou unha variación local do tamaño do sedimento ou da velocidade do vento; o resultado é a aparición de pequenos montículos de area. Estes montículos presentan unha cara a barlovento que rexistra a maior parte dos impactos das partículas, mentres que a cara oposta, a de sotavento, é a que recibe os grans por saltación. Os grans máis grosos tenden a acumularse na crista, mentres que o material máis fino se deposita nas concavidades entre cristas.
Son, non obstante, as dunas as que mellor caracterizan as morfoxéneses do vento. As dunas poden presentar unha fascinante variedade de modelos dependendo de factores como:
Modelos de dunas
miniatura|200px|ErgChebbi en [[Marrocos.]] As variedades máis frecuentes de dunas son as transversais, barkháns, lonxitudinais e parabólicas. Todas se desprazan uns 15 m/ano. Nos grandes desertos, extensas áreas están completamente cubertas de area, e denomínanse mares de area ou ergs. Os máis extensos atópanse en África (Sáhara), Arabia Saudita e Australia.
Os campos de dunas dos desertos son os conxuntos máis importantes na modelaxe eólica da superficie terrestre, esténdense sobre centenares de quilómetros. Moitos campos están compostos por grandes e complexas construcións dunares, como os aklés do Sáhara ou de Arabia Saudita. Son grandes acumulacións de area modeladas en formas irregulares, anárquicas e sen ningún aliñamento sistemático.
Plataforma de Organizaciones Democráticas
Constituída entre decembro de 1976 e abril de 1977, Valentín Paz-Andrade foi elixido para formar parte da comisión negociadora.
Ectoparasito
miniatura|270px|[[Pediculus humanus é un ectoparasito do home.]] miniatura|270px|[[Planococcus citri, ectoparasito dos cítricos.]] miniatura|270px|Un [[peixe do xénero Lithognathus co parasito Cymothoa exigua.]] Un ectoparasito é un organismo parasito que vive, de forma temportal ou permanente, na superficie doutro organismo de distinta especie, o seu hospedeiro,  ou ben, no caso de que o hospedeiro sexa un animal, nunha cavidade de fácil acceso, como o nariz ou as orellas.
Plataforma de Organizaciones Democráticas
A plataforma traballou en asuntos como a legalización dos partidos políticos, a lei de amnistía ou a preparación das primeiras eleccións xerais en España despois da ditadura.
Ectoparasito
Moitos ectoparasitos (por exemplo, a maioría dos piollos) son específicos do hospedeiro, mentres que outros (por exemplo, moitas carrachas) parasitan unha gama máis ampla de hospedeiros.
O ectoparasito benefíciase desta relación parasitaria co seu hospedeiro, a expensas do cal se nutre, producíndolle ou non danos e/ou lesións.
Diversos ectoparasitos causan infestacións significativas no home e en moitos tipos de animais domésticos, incluíndo o gando, as mascotas, animais de laboratorio, aves, peixes e abellas. No caso de que produzan enfermidades no hospedeiro, estas denomínanse ectoparasitoses.
Pola contra, os parasitos que viven no interior do hospedeiro denóminanse endoparasitos.
Etimoloxía
O termo está formado polo elemento ecto-, tirado do grego antigo ἐκτός ektós "fora", e parasito.
Tipos de ectoparasitos
miniatura|270px|[[Mosquito pouco despois de chuchar sangue humano. Os mosquitos son os vectores de varias enfermidades como, por exemplo, a malaria.]]
A gran maioría dos ectoparasitos son invertebrados. A maioría son artrópodos: insectos e arácnidos, que normalmente parasitan animais domésticos terrestres, mentres que os extoparasitos crustáceos están asociados a peixes. Moitos ectoparasitos son coñecidos por seren vectores de axentes patóxenos.
Algúns ectoparasitos, como as cochinillas nas plantas, ou o ácaro Sarcoptes scabiei en animais, establecen unha asociación permanente co seu hospedeiro, a miúdo cunha forte redución anatómica. Outros, como é a regra nos parasitos hematófagos, desprázane activamente en busca de individuos aos que explotar, estando entre os máis comúns as carrachas.
As parasitoses externas son enfermidades que se dan con frecuencia, sendo moito maior a súa incidencia nos meses cálidos. Afectan á pel dos animais de dúas formas: ectodérmica (sobre a pel) ou endodérmica (dentro da pel), pero ás veces poden seren vectores de enfermidades graves.
Os principais parasitos externos —por seren os máis comúns— que poden afectar ao home e aos animais domésticos son as pulgas, as carrachas, os piollos, os ácaros do oído e os produtores da sarna.
Os parasitos dos vexetais desenvóilvense no exterior das plantas das que se nutren mediante haustorios que penetran no interior dos tecidos da súa hospedeira. Uns dos máis importantes destes parasitos son os oídios da vide (Erysiphe necator) e do carballo (Erysiphe alphitoides), e o visgo (Viscum album).
Defensa nartural contra os ectoparasitos
Unha clase notábel de relación simbiótica é a que existe entre animais que acicalan a outros, actuando como limpadores de ectoparasitos, acción que realizan peixes, crustáceos e aves, como a garza boieira (Bubulcus ibis) e os picabois (xénero Buphagus), entre outros.
Defensa artificial contra os ectoparasitos
Os pesticidas que se usan para eliminar os extoparaistos chámanse ectoparasiticidas e, como moitos produtos químicos moi empregados, supoñen problemas ambientais acumulándose ou dispersándose no medio. Os principais son a deltametrina, a cipermetrina, a abamectina, a doramectina, a ivermectina e a eprinomectina.
Cometa
205px|dereita miniatura|Os tres núcleos que conforman o cometa [[C/2001 A2]] Os cometas son corpos de forma irregular, fráxiles e pequenos (en relación con outros corpos espaciais), compostos por unha mestura de grans non volátiles e gases conxelados. Teñen órbitas moi elípticas que os leva moi preto do Sol e os devolve ó espazo profundo, moitas veces alén da órbita de Plutón.
As estruturas dos cometas son diversas e moi dinámicas, pero todos eles desenvolven unha nube de material difuso que os rodea, denominada cabeleira (a 'cola', que vai detrás ó achegarse ó sol e diante ó afastarse, pasando a chamarse ás veces 'barba'), que xeralmente crece en tamaño e brillo á medida que o cometa se aproxima ó Sol. Xeralmente é visible un pequeno núcleo brillante (de menos de 10 quilómetros de diámetro) cara a un extremo da cabeleira. A cabeleira e mailo núcleo xuntos constitúen a cabeza do cometa ou cometa visible.
Alabastro
O alabastro é unha variedade compacta é traslúcida do xeso, amplamente utilizado en escultura, e tamén en arquitectura e ornamentación. O alabastro oriental é unha variedade da calcita que se empregaba en tempos antigos.
Cometa
Á medida que os cometas se aproximan ó Sol desenvolven colas enormes de material luminoso que se estenden por millóns de quilómetros dende a cabeza, afastándose do Sol. Cando están lonxe do Sol, o núcleo está moi frío e o seu material está conxelado. Neste estado os cometas reciben ás veces o nome de "iceberg sucio" ou "bola de neve sucia". Cando un cometa se aproxima ó Sol, a poucas UA (unidades astronómicas) do Sol, a superficie do núcleo comeza a quecer e os volátiles evapóranse. As moléculas evaporadas despréndense e arrastran con elas pequenas partículas sólidas formando a cabeleira do cometa, de gas e po.
Cando o núcleo está conxelado, pode ser visto soamente debido á luz solar reflectida. Así e todo, cando se crea a cabeleira, o po reflicte máis luz solar e o gas da cabeleira absorbe a radiación ultravioleta e comeza a fluorescer. A unhas 5 UA do sol, a fluorescencia xeralmente faise máis intensa cá luz reflectida.
Á medida que o cometa absorbe a luz ultravioleta, os procesos químicos desprenden hidróxeno, que escapa á gravidade do cometa e forma unha envolta de hidróxeno. Esta envolta non pode ser vista dende a Terra xa que a súa luz é absorbida pola nosa atmosfera, pero foi detectada polas naves espaciais.
A presión da radiación solar e os ventos solares aceleran os materiais afastándoos da cabeza do cometa a diferentes velocidades de acordo co tamaño e masa dos materiais. Por isto, as colas de po relativamente masivas son aceleradas máis amodo e acostuman ser combadas. A cola iónica é moito menos masiva, e é acelerada tanto que aparece como unha liña case recta que se estende dende o cometa no lado oposto ó sol.
A súa orixe aceptada en xeral é a chamada Nube de Oort, zona alén Plutón na que se cre que se moven moitos corpúsculos que de cando en vez (polo paso dunha estrela máis achegada, por exemplo) desequilibran a súa traxectoria iniciando unha viaxe ata o Sistema Solar máis interno.
Etimoloxía
miniatura|upright|Na Crónica anglosaxoa menciónase un cometa que supostamente fixo a súa aparición no [[729 d.C.]] A palabra cometa deriva do latín comēta ou comētēs. Iso, á súa vez, é unha romanización do grego κομήτης ("que leva pelo longo"), e o Oxford English Dictionary sinala que o termo (ἀστὴρ) κομήτης xa significaba en grego "estrela de pelo longo, cometa". Κομήτης derivaba de κομᾶν ("levar o pelo longo"), que á súa vez derivaba de κόμη ("o pelo da cabeza") e utilizábase para significar "a cola dun cometa".
O símbolo astronómico para os cometas é 16px (en Unicode ☄ U+2604), que consiste nun pequeno disco con tres extensións en forma de pelo. Con todo, algúns cometas poden ter un maior contido de po, o que fai que se chamen "bólas de terra xeadas".
Orixe
Os cometas proveñen principalmente de dous lugares, da nube de Oort, situada entre 50000 e 100000 UA do Sol, e do cinto de Kuiper, localizado máis aló da órbita de Neptuno. Asemade, tense creado un novo grupo de cometas, os que pululan polo cinto de asteroides, chamado 'Main-belt' (Cometas do cinto principal).
Crese que os cometas de longo período teñen a súa orixe na nube de Oort, que leva o nome do astrónomo Jan Hendrik Oort. Esta nube consiste de restos da condensación da nébula solar. Isto significa que moitos dos cometas que se achegan ao Sol seguen órbitas elípticas tan alongadas que só regresan ao cabo de miles de anos. Cando algunha estrela pasa moi preto do sistema solar, as órbitas dos cometas da nube de Oort vense perturbadas: algúns saen despedidos fóra do sistema solar, pero outros acurtan as súas órbitas. Para explicar a orixe dos cometas de curto período, como o cometa Halley, Gerard Kuiper propuxo a existencia dun cinto de cometas situados máis aló de Neptuno, o cinto de Kuiper.
As órbitas dos cometas están a cambiar constantemente: as súas orixes están no sistema solar exterior e teñen a propensión para ser altamente afectados (ou perturbados) por achegamentos relativos aos planetas maiores. Algúns son movidos a órbitas moi próximas ao Sol e destrúense cando se aproximan, mentres que outros son enviados fóra do sistema solar para sempre.
Se a súa órbita é elíptica e de período longo ou moi longo, proveñen da hipotética nube de Oort, pero se a súa órbita é de período curto ou medio-curto, proveñen do cinto de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hai excepcións como a do cometa Halley, cun período de 76 anos (curto), que provén da nube de Oort.
Núcleo
miniatura|upright|Diagrama que mostra as características físicas dun cometa. a) Núcleo, b) [[Coma (astronomía)|Coma, c) Cola de gas/ión d) Cola de po, e) Envoltura de hidróxeno, f) Movemento do cometa g) Dirección o Sol.]] A estrutura sólida e central dun cometa coñécese como núcleo. Os núcleos cometarios están compostos por unha amálgama de rocha, po, xeo de auga, e dióxido de carbono, monóxido de carbono, metano e amoníaco conxelados. Como tal, descríbense popularmente como "bólas de neve sucias" segundo o modelo de Fred Whipple. Os cometas cun maior contido de po foron denominados "bólas sucias de xeo". O termo "bólas de po xeadas" xurdiu tras a observación da colisión do Cometa 9P/Tempel 1 cunha sonda "impactora" enviada pola misión Deep Impact da NASA en xullo de 2005. As investigacións realizadas en 2014 suxiren que os cometas son como "Xeado frito", no sentido de que as súas superficies están formadas por xeo cristalino denso mesturado con composto orgánico, mentres que o xeo interior é máis frío e menos denso.
A superficie do núcleo é xeralmente seca, polvorenta ou rochosa, o que suxire que os xeos están ocultos baixo unha cortiza superficial de varios metros de espesor. Ademais dos gases xa mencionados, os núcleos conteñen unha variedade de compostos orgánicos, que poden incluír metanol, cianuro de hidróxeno, formaldehido, etanol, etano, e quizais moléculas máis complexas como hidrocarburos de cadea longa e aminoácidos. En 2009, confirmouse que se atopou o aminoácido glicina no po de cometa recuperado pola misión Stardust da NASA. En agosto de 2011, publicouse un informe, baseado en estudos da NASA sobre meteoritos atopados na Terra, que suxería que os compoñentes do ADN e do ARN (adenina, guanina e moléculas orgánicas relacionadas) poderían formarse en asteroides e cometas. miniatura|esquerda|upright|[[19P/Borrelly|Cometa Borrelly exhibe chorros, pero non ten xeo na superficie.]] As superficies exteriores dos núcleos cometarios teñen un albedo moi baixo, o que os converte nun dos obxectos menos reflectores do sistema solar. A sonda espacial Giotto descubriu que o núcleo do cometa Halley reflicte ao redor do catro por cento da luz que incide sobre el, e a Deep Space 1 descubrio que a superficie do cometa Borrelly reflicte menos do 3,0%; en comparación, o asfalto reflicte o sete por cento. O material escuro da superficie do núcleo pode estar formado por compostos orgánicos complexos. O quecemento solar expulsa os volátiles máis lixeiros (compostos químicos), deixando atrás compostos orgánicos máis grandes que tenden a ser moi escuros, como o alcatrán ou o cru. A baixa reflectividade das superficies cometarias fan que absorban a calor que impulsa os seus procesos de desgasificación.
Observáronse núcleos de cometas con radios de ata 30 quilómetros, pero determinar o seu tamaño exacto é difícil. O núcleo de 322P/SOHO ten probablemente só 100–200 metros de diámetro. A falta de detección de cometas máis pequenos a pesar da maior sensibilidade dos instrumentos levou a algúns a suxerir que existe unha carencia real de cometas de tamaño inferior a 100–200 m. Estimouse que os cometas coñecidos teñen unha densidade media de 0.6g/cm. Debido á súa baixa masa, os núcleos dos cometas non se volven esféricos baixo a súa propia gravidade e, por tanto, teñen formas irregulares. miniatura|upright|Cometa [[81P/Wild exhibe chorros no lado luminoso e no lado escuro, cun marcado relevo, e está seco.]] Crese que aproximadamente o seis por cento dos asteroides próximos á Terra son núcleos extintos de cometas que xa non experimentan desgasificación, incluíndo 14827 Hypnos e (3552) Don Quixote.
Os resultados das sondas Rosetta e Philae mostran que o núcleo de 67P/Churyumov-Gerasimenko non ten campo magnético, o que suxire que o magnetismo pode non xogar un papel na formación temperá de planetesimais. Ademais, o espectrógrafo ALICE que vai montado en Rosetta determinou que os electróns (dentro de 1 km por encima do núcleo do cometa) producidos a partir da fotoionización das moléculas de auga pola radiación solar, e non os fotóns do Sol como se pensaba antes, son os responsables da degradación da auga e das moléculas de dióxido de carbono liberadas do núcleo do cometa no seu coma. Os instrumentos do módulo de aterraxe Philae atoparon polo menos dezaseis compostos orgánicos na superficie do cometa, catro dos cales (acetamida, acetona, isocianato de metilo e propionaldehído) foron detectados por primeira vez nun cometa.
Coma
miniatura|upright|Imaxe do [[Telescopio Hubble|telescopio espacial Hubble do cometa ISON pouco antes do perihelio. ]] A coma é a nube de po e gas que rodea o núcleo dun cometa. As correntes de po e gas así liberadas forman unha enorme e extremadamente delgada atmosfera ao redor do cometa chamada "coma". A forza exercida sobre a coma pola presión de radiación do Sol e o vento solar fai que se forme unha enorme "cola" que apunta cara ao exterior do Sol.
O coma adoita estar formado por auga e po, e a auga representa ata o 90% dos volátiles que saen do núcleo cando o cometa está a menos de 3 ou 4 unidades astronómicas (450.000.000 a 600.000.000 km) do Sol. A molécula nai H2O destrúese principalmente pola fotodisociación e en moito menor grao pola fotoionización, xogando o vento solar un papel menor na destrución da auga en comparación coa fotoquímica. As partículas de po máis grandes permanecen ao longo da traxectoria orbital do cometa, mentres que as máis pequenas son afastadas do Sol cara á cola do cometa pola presión da luz.
Aínda que o núcleo sólido dos cometas adoita ter menos de 60 km de diámetro, a coma pode ter miles ou millóns de quilómetros, chegando a ser ás veces máis grande que o Sol. Por exemplo, aproximadamente un mes despois dun estalido en outubro de 2007, o cometa 17P/Holmes tivo brevemente unha tenue atmosfera de po máis grande que o Sol. O gran cometa de 1811 tamén tiña unha coma de aproximadamente o diámetro do Sol. Aínda que a coma pode chegar a ser bastante grande, o seu tamaño pode diminuír no momento en que cruza a órbita de Marte que esta ao redor de 1,5 unidades astronómicas do Sol. A esta distancia, o vento solar vólvese o suficientemente forte como para soprar o gas e o po fóra da coma e, ao facelo, agrandar a cola. Observouse que as colas de ións esténdense unha unidade astronómica (150 millóns de km) ou máis.
En 1996 descubriuse que os cometas emiten raios X. Isto sorprendeu moito aos astrónomos porque a emisión de raios X adoita estar asociada a corpos de moi alta temperatura. Os raios X xéranse pola interacción entre os cometas e o vento solar: cando os ións altamente cargados do vento solar voan a través dunha atmosfera cometaria, chocan cos átomos e moléculas do cometa, "roubando" un ou máis electróns do átomo nun proceso chamado "intercambio de carga". Este intercambio ou transferencia dun electrón ao ión do vento solar vai seguido da súa desexcitación ao estado de terra do ión mediante a emisión de raios X e fotóns ultravioleta afastado.
Arco de choque
Os arcos de choque fórmanse como resultado da interacción entre o vento solar e a ionosfera do cometa, que se crea pola ionización dos gases da coma. A medida que o cometa achégase ao Sol, o aumento das taxas de desgasificación fai que a coma se expanda, e a luz solar ioniza os gases da coma. Cando o vento solar atravesa esta coma iónica, aparece o choque de proa.
Composición
miniatura|upright|Núcleo do cometa [[103P/Hartley con chorros que flúen cara a fóra. Imaxe tomada pola sonda Deep Impact o 4 de novembro de 2010.]] Os cometas chegan a ter diámetros dalgunhas decenas de quilómetros e están compostos de auga, xeo seco, amoníaco, metano, ferro, magnesio, sodio e silicatos. Debido ás baixas temperaturas dos lugares onde se atopan, estas substancias atópanse conxeladas. Algunhas investigacións apuntan a que os materiais que compoñen os cometas son materia orgánica e resultan determinantes para a vida, o que daría lugar a que na formación dos planetas chocasen contra a Terra e desen orixe aos seres vivos.
Cando se descobre un cometa vese aparecer como un punto luminoso, cun movemento perceptible sobre o fondo das estrelas chamadas fixas. O primeiro que se ve é o núcleo ou coma; logo, cando o astro se achega máis ao Sol, comeza a desenvolver o que se coñece como a cola do cometa, que lle confire un aspecto fantástico.
Ao achegarse ao Sol, o núcleo quéntase e o xeo sublima, pasando directamente ao estado gasoso. Os gases do cometa proxéctanse cara atrás, o que motiva a formación da cola apuntando en dirección oposta ao Sol e estendéndose millóns de quilómetros. Usualmente, a porcentaxe de dióxido de carbono do material volatilizado dos cometas é arredor do 10 %. Aínda así, existen cometas nos que non se observa vaporización de dióxido de carbono, como o Cometa Read, de Tipo Main Belt.
Os cometas presentan diferentes tipos de colas. As máis comúns son as de po e as de gas. A cola de gas diríxese sempre no sentido perfectamente contrario ao da luz do Sol, mentres que a cola de po retén parte da inercia orbital, aliñándose entre a cola principal e a traxectoria do cometa. O choque dos fotóns que recibe o cometa como unha chuvia, á parte de calor, ofrecen luz, que é visible ao exercer o cometa de pantalla, reflectindo así cada partícula de po a luz solar. No cometa Hale-Bopp descubriuse un terceiro tipo de cola composta por ións de sodio.
miniatura|300px|Cola principal de gas (azul no esquema) e cola secundaria de po (amarelo). As colas dos cometas chegan a estenderse de forma considerable, acadando millóns de quilómetros. No caso do cometa 1P/Halley, na súa aparición de 1910, a cola chegou a medir preto de 30 millóns de quilómetros, un quinto da distancia da Terra ao Sol. Cada vez que un cometa pasa preto do Sol desgástase, debido a que o material que vai perdendo nunca se repón. Agárdase que, de media, un cometa pase unhas dúas mil veces preto do Sol antes de sublimarse completamente. Ao longo da traxectoria dun cometa, este vai deixando grandes cantidades de pequenos fragmentos de material; cando case todo o xeo volátil foi expulsado e xa non queda suficiente para ter coma, dise que é un cometa extinto.
Cando a Terra atravesa a órbita dun cometa, estes fragmentos penetran na atmosfera en forma de estrelas fugaces ou tamén chamadas chuvia de meteoros. En maio e outubro poden observarse as chuvias de meteoros producidas polo material do cometa Halley: as Eta Acuáridas e as Oriónidas.
Os astrónomos suxiren que os cometas reteñen, en forma de xeo e po, a composición da nebulosa primitiva coa que se formou o Sistema Solar e da que se condensaron logo os planetas e as súas lúas. Por esta razón o estudo dos cometas pode dar indicios das características daquela nube primordial.
Estudo das órbitas
miniatura|200px|Movemento dun cometa aredor do Sol. (A) Sol, (B) Plutón, (C) Cometa. Ata o século XVI, período no que Tycho Brahe realizou estudos que revelaron que os cometas debían provir de fóra da atmosfera terrestre, non se estableceu definitivamente se eran fenómenos atmosféricos ou obxectos interplanetarios. Máis tarde, no século XVII, Edmund Halley utilizou a teoría da gravitación, desenvolvida por Isaac Newton, para intentar calcular o número de órbitas dos cometas, descubrindo que un deles volvía ás proximidades do Sol cada 76 ou 77 anos aproximadamente. Este cometa foi denominado cometa Halley e de fontes antigas sábese que foi observado por humanos dende o ano 66 a. C.
O segundo cometa ao que se lle descubriu unha órbita periódica foi o cometa Encke, en 1821. Como o cometa Halley, tivo o nome do seu calculador, o matemático e físico alemán Johann Encke, que descubriu que era un cometa periódico. O cometa de Encke ten o período máis curto dun cometa, só 3,3 anos, e en consecuencia ten o maior número de aparicións rexistradas. Foi tamén o primeiro cometa cunha órbita influída por forzas que non eran do tipo gravitacional. Agora é un cometa moi tenue para ser observado a simple vista, aínda que puido ser un cometa brillante hai algúns milleiros de anos, antes de que a súa superficie de xeo se evaporase. Porén, non se sabe se foi observado antes de 1786, mais análises melloradas da súa órbita temperá suxiren que se corresponde con observacións mencionadas en fontes antigas.
Con posterioridade foron descubertos cometas con órbitas non só elípticas, senón tamén hiperbólicas, distinguindo entre cometas de período curto e período longo entre os de órbita elíptica, e os exocometas ou de órbita hiperbólica, non periódicos.
Estudo das súas características físicas
A composición dos cometas non foi probada ata o período da era espacial. A principios do Século XIX, un matemático alemán, Friedrich Bessel orixinou a teoría de que había obxectos sólidos en estado de evaporación: do estudo do seu brillo, Bessel expuxo que os movementos non-gravitacionais do cometa Encke foran causados por forzas de chorro creadas como material evaporado da superficie do obxecto. Esta idea foi esquecida durante máis de cen anos e logo, independentemente, Fred Lawrence Whipple propuxo a mesma idea en 1950. Para Whipple un cometa é un núcleo rochoso mesturado con xeo e gases, é dicir, empregando a súa terminoloxía, unha bóla de neve sucia. O modelo proposto por ambos comezou axiña a ser aceptado poa comunidade científica e foi confirmado cando unha frota de vehículos espaciais voou a través da nube luminosa de partículas que rodeaban o núcleo conxelado do cometa Halley en 1986 para fotografar o núcleo e observáronse os chorros de material que se evaporaba. Logo, a sonda Deep Space 1 voou preto do cometa Borrelly o 21 de setembro de 2001, confirmando que as características do Halley son tamén comúns a outros cometas.
Andrea Iannone
Andrea Iannone, nado en Vasto, Italia, o 9 de agosto de 1989, é un piloto profesional de motos que corre actualmente en MotoGP cunha Ducati Pramac e é compañeiro de equipo do estadounidense Ben Spies.
Biografía
Andrea comezou a destacar como bo piloto en campionatos italianos e españois, e en 2005 realizaría a súa primeira fichaxe por Aprilia para disputar a tempada completa. No ano siguinte (2006) fracturouse dúas vértebras, o que lle condicionou toda a vida. Foi no 2008, no GP da China, onde conseguiu a súa primeira vitoria coma profesional na categoría de 125 cc.
Tempada 2009
En 2009 comezou dunha maneira espectacular, con dúas vitorias consecutivas, que o poñían como o líder do Campionato e serio aspirante ao título, pero a súa inexperiencia e a súa irregularidade relegárono á sétima posición do campionato ao rematar a tempada.
Neste mesmo ano produciuse un dos incidentes máis significativos da súa carreira deportiva, no Gran Premio de San Marino derribou na última curva a Pol Espargaró, que ía primeiro despois de remontar 13 posicións. Produciuse un rifirrafe entre eles, durante o cal Espargaró golpeou e rompeu á cúpula da moto de Iannone, e este reaccionou dándolle un cabezazo a Espargaró co casco posto. Despois, o piloto italiano díxolle á prensa: ''Eu non lle toquei porque me da noxo. Os españois son así, el quería gañar e eu tamén. Disgústame telo tirado, porque non o fixen a propósito. Se me conformase co segundo posto non pasaría isto, pero quería gañar''. Por este suceso, sancionaron a Iannone con 5.000 dólares e foi duramente criticado polos medios de comunicación, causando a perda dalgún patrocinador. Na seguinte carreira, en Estoril, Iannone disculpouse con Espargaró.
Tempada 2010
Na tempada 2010, Andrea Iannone correu na nova categoría de Moto2. Este ano fichou polo equipo Aprilia onde compartiu equipo con Gabor Talmacsi. Despois dun comenzo lento, conseguiu vitorias en Mugello e Assen. Porén foi sancionado en Barcelona, ​​cando recibiu unha penalización "ride-through" por adiantar a Yuki Takahashi baixo condicións de bandeira amarela. A continuación, pasou a gañar de novo en Motorland Aragón, unha pista nova no calendario de MotoGP en 2010. Rematou terceiro no Mundial, conseguindo 3 vitorias e 5 podios.
Tempada 2011
No ano 2011, Iannone firmou polo equipo Speed Master Team, do que é socio seu pai, sendo o único piloto do equipo. Rematou a tempada no terceiro posto do mundial de Moto2 por detrás de Stefan Bradl e Marc Márquez, tras gañar a Alex de Angelis na última carreira da tempada (Valencia) e así lograr 3 vitorias e 6 podios.
Tempada 2012
Na tempada 2012 seguiu no mesmo equipo (Speed Master Team) e rematou a tempada en Moto2 quedando terceiro no Mundial, por detrás de Pol Espargaró e Marc Márquez. En setembro dese ano anunciou que para a próxima tempada correría en MotoGP cunha Ducati Pramac e sería compañeiro de equipo do estadounidense Ben Spies.
Biodiversidade
miniatura|dereita|200px|Imaxe dun Lince [[Lince (zooloxía)|Lynx lynx, unha das cerca de 2 millóns de especies identificadas que conforman o patrimonio da Biodiversidade no mundo]] Biodiversidade (neoloxismo do inglés biodiversity, á súa vez do grego βιο-, vida, e do latín diversĭtas, -ātis, variedade), ou diversidade biolóxica, é a variedade de vida dun hábitat ou dun ecosistema, ou mesmo o conxunto presente na Terra. Este termo polo xeral refírese á riqueza de especies, inda que se pode referir tamén á variación a nivel xenético, fenotípico ou o presente en comunidades ou ecosistemas.
A diversidade de especies do planeta actual supera os 10 millóns de especies, e meirande parte desta aínda non foi descrita. Algunhas estimacións cuantifican a riqueza total en mil millóns de especies diferentes. A distribución das especies ten diferenzas na súa distribución bioxeográfica e temporal. A riqueza de especies varía segundo a latitude e nos ecosistemas terrestres é maior no ecuador e nos ecosistemas mariños posiblemente nas faixas arredor do ecuador, nas zonas costeiras con afloramento e nos arrecifes de coral. Ademais destes existen outros puntos quentes de biodiversidade con interese de conservación.
Os cambios ambientais abruptos polo xeral producen extincións masivas. Desde o inicio da vida na terra, houbo cinco grandes extincións masivas e varios eventos menores que diminuíron a diversidade. Grazas á explosión do cámbrico, o fanerozoico (os últimos 540 millóns de anos) foi un crecemento continuo de diversidade de organismos multicelulares. Nese período producíronse eses eventos de perdas, como o colapso dos bosques tropicais no carbonífero que reduciu a riqueza de plantas e animais. A extinción máis acusada deuse entre pérmiano e o triásico (hai 251 millóns de anos), que supuxo que os vertebrados precisasen 30 millóns de anos para recuperar a súa diversidade. A máis recente foi a da transición entre o cretáceo e o paleóxeno (hai 65 millóns de anos), e que produciu a extinción dos dinosauros non avícolas. Desde a aparición dos humanos modernos a biodiversidade global está a verse reducida, tanto pola perda de especies como pola súa diversidade xénica por procesos como a destrución de hábitats. Este proceso actual de extinción chámaselle extinción do Holoceno.
A Organización das Nacións Unidas (ONU) declarou o 22 de maio como o Día internacional da Diversidade Biolóxica.
Concepto inicial
"Biodiversidade" polo xeral emprégase como un substitutivo dos termos máis claros e específicos de diversidade de especies e riqueza de especies.
Wilcox 1982 e 1984
Bruce A. Wilcox preparou para a "Conferencia de Parques Naturais do Mundo" de 1982 da "Comisión Internacional da Conservación da Natureza e dos Recursos Naturais" (IUCN) unha definición concreta do termo. Indicou que "a diversidade biolóxica é a variedade de formas de vida [...] en todos os niveis dos sistemas biolóxicos (i.e., molecular, organismos, poboacións, especies e ecosistemas) [...]".
Wilcox indicou en 1984 que esta biodiversidade tamén se pode definir en termos xenéticos como a diversidade de alelos e xenes dun organismo, e empregala en procesos onde actúa a mutación e a transferencia xénica, os cales están ligados a procesos evolutivos.
Nacións Unidas 1992
As Nacións Unidas definiron no Congreso da Terra o concepto de "diversidade biolóxica" como a "variabilidade entre os organismos de toda orixe, incluídas, 'inter alia', a terrestre, a mariña e a dos sistemas acuáticos e os procesos ecolóxicos complexos dos que son parte: o cal inclúe a diversidade nas especies, entre as especies e nos ecosistemas." Esta definición segue a ser a empregada na Convención da Diversidade Biolóxica das Nacións Unidas.
Gaston e Spicer 2004
En 2004 Gaston e Spicer definiron a biodiversidade como a "variación da vida a todos os niveis de organización biolóxica".
Outras definicións de xenes a ecosistemas
Outras definicións populares amplían o termo de biodiversidade definíndoa como "a totalidade dos xenes, especies e ecosistemas dunha rexións".
Indícase que esta definición ten a vantaxe de describir a meirande parte das circunstancias presentes na visión unificada dos tipos de variedade biolóxica que se foran definindo. Estas son a diversidade taxonómica (ou riqueza e diversidade de especies), a diversidade morfolóxica (que xorde dos conceptos de diversidade xénica e molecular), a diversidade funcional (ou a medida das funcións que realiza unha comunidade biolóxica), e a diversidade ecolóxica (ou diversidade dos ecosistemas).
Concepto actual
As principais agrupacións de ecólogos concretan a definición en dúas liñas similares:
Distribucións
miniatura|Distribución espacial das especies de vertebrados terrestres obtida por Mannion (2014). A súa maior diversidade de especies mostrase en vermello e a menor en azul. Esta está nas rexións concentrada nas rexións ecuatoriais e avanza dminuíndo cara os polos.
O estudo da bioxeografía reflicte que a biodiversidade non están distribuída dunha maneira homoxénea. Varía amplamente entre rexións e latitudes. Algúns dos principais factores que afectan á distribución da biota son a temperatura, a precipitación, as altitudes, a tipoloxía de solos e outros factores xeográficos.
Gradientes latitudinais
Polo xeral, existen un aumento na biodiversidade desde os polos cara os trópicos. Isto é, os ecosistemas dos puntos a menor latitude presentan menos riqueza de especies que os de maior latitude: descende desde os trópicos cara ás rexións polares. A este patrón dáselle o nome de gradientes latitudinais en diversidade. Existen varios factores que contribúen a este gradiente, inda que se entende que a temperatura media é o máis determinante. Con todo, o gradiente de aumento da biodiversidade dos polos aos trópicos acontece en particular do Ártico ao ecuador, mais non está tan definido no hemisferio sur. No sur dáse un claro patrón de aumento da biodiversidade coa altitude.
A diversidade terrestre está consistentemente máis concentrada nos trópicos e nalgúns casos localizada nalgunha rexión, como o fitocorio da surafricana do Cabo. Os bosques tropicais, como o Parque nacional Yasuní ecuatoriano e que teñen climas húmidos durante máis tempo, teñen unha biodiversidade elevada.
Inda que si está claro que exista un patrón de decrecemento latitudinal da biodiversidade terrestre algúns estudos mostran que iso non se cumpre nos ecosistemas acuáticos, en especial nos mariños. A diversidade mariña é maior nas costas que nos océanos abertos, en particular nas rexións de afloramento, e nos sistemas bentónicos que nos sistemas peláxicos. Unha rexións de alta diversidade mariña é o arquipélago indonésico.
Así mesmo, en grupos taxonómicos como os fungos e as bacterias non existen patróns claros de gradientes xeográficos. Para estes si que se observou que existen patróns de variación no solos ligados aos gradientes de altitude, de par cos da flora. A diversidade dos fungos e das bacterias do solo munda de par á flora segundo aumenta a altitude. No caso das comunidades bacterianas descoñecese aínda máis se existe patróns latitudinais xeográficos claros xa que ademais a súa diversidade ten unha alta variacións temporal a curta escala. No caso dos microorganismos mariños peláxicos poderían existir máximos de diversidade nas zonas temperás, e tense suxerido que podería ser algo común na comunidade bacteriana mariña. No caso das especies de parasitos semella non existir ningún tipo de patrón latitudinal.
Puntos quentes
Os "puntos quentes" ou "hotspots" son rexións cunha alta riqueza de especies endémicas e que están cun alto risco de perda de especies, pro procesos como os de degradación de hábitats. Os puntos quentes distribúense por todo o planeta, inda que fundamentalmente concéntranse nas áreas de maior biodiversidade terrestre, os trópicos.
Un caso son os bosques atlánticos do Brasil, onde habitan 20 mil especies de plantas, 1350 de vertebrados e millóns de insectos. Moitas destas especies son endemismos ou incluso non están descritas. Outras zonas deste tipo son as illas de Madagascar, a India ou países tropicais como Colombia. Só en Colombia atópase o 10% das especies da terra.
Moitas rexións de alta diversidade ou cantidade de endemismos xurdiron por procesos evolutivos de especialización en hábitats ou procesos evolutivos complexos.
Evolución
miniatura|upright=1.35|Estimación da diversidade de fósiles mariños durante o fanerozoico.
Cronoloxía
A biodiversidade actual é o resultado do proceso de evolución da vida durante 3,5 miles de millóns de anos.
O momento concreto da orixe da vida na Terra aínda non está ben estudada, inda que as evidencias están a mostrar que xa estaba ben asentada tan só tras uns poucos centos de millóns de anos despois da formación do planeta. Ata hai 2,5 miles de millóns de anos os grupos presentes eran formas microorgánicas: arqueas, bacterias e algúns organismos unicelulares de protozoos e protistas. A historia da biodiversidade do fanerozoico, os últimos 540 millóns de anos, comezou co rápido crecemento da explosión cámbrica. Ese foi o momento onde case todos os filos de organismos multicelulares apareceron por primeira vez. Nos seguintes 400 millóns de anos, ou preto destes, a diversidade dos grupos invertebrados mudou menos do que o fixeron os vertebrados, que aumentaron a súa riqueza de xeito exponencial. Este aumento drástico da diversidade sufriu posteriores períodos de perdas masivas de especies: os procesos de extincións masivas. Unha perda importante aconteceu cando os bosques tropicais colapsaron durante o carbonífero.
O proceso de extinción do permiano-triásico, hai 251 millóns de anos, foi o período coñecido de maiores perdas de diversidade. Aos vertebrados levaríalles recuperarse deste período uns 30 millóns de anos.
As estimacións da diversidade de especies macroscópicas do planeta están nos 9 millóns de especies, inda que cunha posible variación entre 2 e os 100 millóns de especies, dos cales a meirande parte deles serían artrópodos. A diversidade semella estar en continuo crecemento mesmo cando existen os procesos de redución por selección natural.
A diversificación
Se existe ou non unha capacidade de carga global, ou un número máximo de especies que poden coexistir no planeta, é un debate sen resolver. Esa capacidade de carga suporía que existen un límite máximo de especies habitándoo ao mesmo tempo.
Os rexistros de especies dos océanos apunta a un crecemento loxístico, e na terra (en particular para os insectos, plantas e tetrápodos) a un crecemento exponencial da diversidade. Algúns grupos, como os tetrápodos, incluso poderían continuar a ocupar exponencialmente máis hábitats, que serían adecuados para estes. A diversidade de especies podería ter un crecemento continuo, e ligado á diversidade funcional, despois de extincións masivas.
Os cambios na diversidade ao longo do fanerozoico explícanse mellor por modelos hiperbólicos, e non polos exponenciais ou loxísticos. Iso implica unha relación directa (a máis antecesores, máis descendentes) e unha relación negativa co aumento da limitación de recursos. Procesos como as diferenzas entre a intensidade dos procesos de competividade interespecífica puido ter efectos na re-diversificación de grupos como os amonoideos en comparanza cos bivalvos a finais da extinción do permiano. Ese patrón de crecemento tamén pode estar relacionado co efecto da diversidade sobre do aumento na complexidade da estrutura de comunidades.
Con todo, constantemente estanse a descubrir novas especies: entre 5-10 mil novas especies por ano. Moitas destas, inda que se descobren, non son clasificadas. Un caso son os artrópodos, dos cales se estima que preto do 90% están sen clasificar. Estímase que a diversidade terrestre, en particular os trópicos, albergan á meirande parte da biodiversidade coñecida, uns 8,7 millóns de especies, mais existirían cando menos outros 2.1 millóns de especies mariñas. Inda así, todo indica que a subestimación da diversidade da comunidades microbianas, e en particular a súa riqueza mariña, e importante e que a riqueza global podería chegar ao trillón de especies.
Existen un consenso de que desde a aparición dos humanos iniciouse un proceso de extinción masiva, o chamado evento de extinción do Holoceno, que é un resultado do impacto antrópico sobre dos ecosistemas. Algúns autores chegan a afirmar que á taxa actual de extinción podería supoñer unha extinción da vida terrestre en 100 anos.
A riqueza de especies
En 2011 estimouse que a diversidade terrestre estaba arredor dos 8,7 millóns de especies e que a diversidade mariña sería menor, ao estar preto de 2,2 millóns de especies. Con todo, nesas estimacións xa se indicou que eran de maior confianza para os eucariotas que para os procariotas, para os cales serían só un valor mínimo de especies posibles.
Con todo, varias estimacións indicaron que inda que a diversidade de especies de microorganismos coñecida é reducida, a súa diversidade real atoparíase preto das 1012 especies. De feito, varias campañas de mostraxe trans-oceánicas e de secuenciación revelaron unha riqueza de 44.493 OTUs planctónicas, que sumándolle ás do bentos, chegaron ata as 120.436. Outras campañas similares recolleron 102.360 OTUs de protistas mariños. Estas observacións estarían a mostrar unha diversidade menor que estimada por metodoloxías de estimación, mais aínda así sería unha diversidade elevada.
Ademais da sub-estimación de especies, moitas especies cando se describen atópanse en estados críticos de desaparición. Iso implica que puideran existir especies que se extingan antes de que sexan descritas.
Así mesmo, como se constata cos microorganismos, existen tendencias a subestimar algúns grupos taxonómicos. Un caso é o dos animais, nos cales os seus grupos máis estudados son as aves e os mamíferos. Porén, os peixes e os artrópodos son grupos menos estudados e con menos especies descritas, cando poderían superar en riqueza.
Cuantificación da biodiversidade
A medida directa da biodiversidade é a riqueza de especies dunha comunidade biolóxica ou dunha área ou rexión. A riqueza de especies simplemente cuantifica o número de especies presentes nesa área. Esta medida pode empregar tamén o número de grupos taxonómicos (p.ex. xéneros presentes) ou OTUs en mostras metaxenómicas no canto de "especies". A cuantificación da diversidade dunha comunidade non equivale á medida de especies nunha área ou volume. Iso é só a densidade de especies. A biodiversidade céntrase nunha comunidade biolóxica de interese e esa pode ocupar diferentes áreas de terreo ou volumes en augas fluviais ou mariñas.
Outras cuantificacións consideran a proporción relativa das abundancias das especies, como son os índices de biodiversidade. Con eles pódese considerar máis diversa unha comunidade cando as abundancias das especies se reparten máis homoxeneamente dentro da comunidade e non se concentran só en unha ou varias especies.
A cuantificación da biodiversidade pode considerar ademais a distancia taxonómica ou filoxenética entre as especies da comunidade, empregar medidas de diferenciación, ou beta-diversidade, ou a capacidade funcional dos grupos de especies que a compoñen.
Estimación non-paramétrica
Os estimadores non-paramétricos empregan os valores da abundancia de especies raras, ou de pouca abundancia, como un indicativo das especies que non foron atopadas coas mostras recollidas de campo. Ao valor de especies observadas, Sobs, engádenlle unha corrección (C) obtida dun cálculo sobre da proporción de especies de abundancias de entre 1 e n individuos (f1, f2,...,fn), en xeral ata un máximo de f=10 para obter unha estimación de especies (Sest = Sobs + C).
Os estimadores Jackniffe, Jack1 e Jack2, deseñáronse empregando datos de recaptura de especies na pesca. Logo, empregáronse como estimadores da diversidade real dunha comunidade. Os estimadores como Chao1 deseñáronse como estimadores do mínimo de especies esperables nunha comunidade.