poblacion estelar

Históricamente, la diferencia entre estrellas del disco y estrellas del esferoide fue descubierta por el astrónomo alemán Walter Baadeen la galaxia de Andrómeda. Él mismo definió dos clases de estrellas: las de la población I y las de la población II. Es importante notar que Baade estableció esta clasificación antes de que se conocieran los procesos de evolución estelar, por lo que su clasificación es puramente empírica.

Los criterios de clasificación incluyen la velocidad en el espacio, localización dentro de la galaxia, edad, composición química y diferencias de distribución en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las estrellas de la población I son las que Baade asociaba con el disco de Andrómeda, contienen cantidades significativas de elementos más pesados que el helio (llamados "metales" por los astrónomos). Estos elementos pesados fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por explosiones de supernovas. Nuestro Sol es una estrella de población I. Son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea y de cualquier otra galaxia espiral.

Las estrellas de la población II pertenecen a las primeras generaciones de estrellas de vida larga creadas tras el Big Bang, y por tanto la mayoría con p

oca abundancia de metales. Resulta improbable que tengan planetas orbitándolas. Las estrellas de población II se encuentran en cúmulos globulares y en el núcleo de la Vía Láctea. También estas estrellas pueden llegar a conformar toda una galaxia elíptica.

Durante mucho tiempo se pensaba que todas las estrellas de población II eran de baja metalicidad, pero ya se sabe que esto no es cierto. En la galaxia, las estrellas de población II del halo estelar son efectivamente de baja metalicidad. Sin embargo, las estrellas de población II del bulbo tienen metalicidades relativamente altas que pueden llegar a ser solares.

Las estrellas de la población II son mucho más viejas que las de la población I, al contrario de lo que cabría esperar por la numeración asignada. Cuando se empezó a examinar la composición de las estrellas no se sabía por qué algunas tenían menos abundancia de metales que otras. Ahora con los conocimientos de evolución estelar se sabe que las estrellas de población II sean de baja masa, ya que las estrellas masivas que nacieron junto con las estrellas de población II ya han muerto.

Una tercera y aún hipotética población estelar es la población III. Estas estrellas pertenecerían justo a la primera generación tras el Big Bang cuando apenas había trazas de elementos más pesados que el helio. Se supone, pues, que estas estrellas no tienen ninguna metalicidad y explicarían los elementos pesados observados en la emisión de los quasars. Asimismo, se cree que estas estrellas dispararon el período de la reionización. Por desgracia todavía no se ha observado ninguna que confirme su existencia. Aunque se espera que eso cambie con los futuros telescopios de nueva generación y es que a la distancia que deberían encontrarse, los actuales telescopios no son capaces de resolver estrellas. Según los modelos estelares deberían haber sido extremadamente grandes, calientes y por tanto de corta vida, posiblemente con la masa de varios cientos de veces la del Sol.

La Magnetosfera

Es la capa más grande y exterior de la atmósfera terrestre, y se extiende entre los 500 y los 60.000 kilómetros.

Nuestro planeta gira sobre su eje, y el núcleo de fierro fundido produce un movimiento de partículas cargadas que lo convierte en un gran imán con su campo y polos magnéticos. Esto se descubrió hace  medio siglo y gracias al satélite Explorer I, y en nuestro sistema solar hay cuatro planetas más, que poseen este campo magnético: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Una de las funciones, es proteger a la atmósfera más próxima a la Tierra de la radiación iónica, (la misma que irradia el uranio), capaz de destruir toda la vida de la superficie terrestre y que viene del Sol.

Además, si no existiera, las partículas solares habrían  disociado los átomos de hidrógeno y oxígeno, y nuestro planeta habría perdido la mayor parte del agua de su atmósfera y de los océanos. Se cree que esto pudo ocurrir en Marte.

Por otro lado, si éstas partículas provenientes del Sol logran perturbar lo suficiente nuestra magnetosfera, se pueden producir interrupciones o mal funcionamiento  tanto de equipos de radio, radar, satélites que intervienen en los GPS, como así mismo se provocaría desorientación en los animales. También afectaría a la temperatura, y a los movimientos de la parte externa de la atmósfera.

 

Hace un mes, Stanislav  Barabash , del Instituto Sueco de Física Espacial, informó que esta magnetosfera  podría estar contribuyendo al escape de oxígeno de la atmósfera por los polos, basándose en mediciones de escape de iones en Venus, Marte y la Tierra, siendo la pérdida en nuestro planeta 3 veces más rápida que en los demás. El calcula en 60.000 Tons. la pérdida anual, y subraya que no hay peligro pues la Tierra posee miles de trillones de Tons.

Los científicos saben que las inversiones  magnéticas polares han sucedido durante al menos los últimos 3.000 millones  de años. En los últimos 15 millones de años, ha habido un cambio cada 250.000 años, pero no son ciclos exactos, la última fue hace 790.000 años, y se sabe que la intensidad del campo magnético se ha reducido en los últimos 2 milenios, pero por esto mismo, por ser imposible de predecir cuándo ocurrirá, y porque ya ha ocurrido muchas veces , es que aquellos grupos esotéricos y apocalípticos que señalan el final del calendario maya como fecha para la inversión de los polos magnéticos y que además, será catastrófico, no pueden ser creíbles.

 

la clasificación de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Tamaño y brillo de las estrellas

Las estrellas más grandes que se conocen son las súper gigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.

Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:

- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.

A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, ...

COSMOS: un viaje personal

Es una serie documental de divulgación científica escrita por Carl Sagan, Ann Druyan y Steven Soter(con Sagan como guionista principal y presentador), cuyos objetivos fundamentales fueron: difundir la historia de la astronomía y de la ciencia, el origen de la vida, concienciar sobre el lugar que ocupa nuestra especie y nuestro planeta en el universo, las modernas visiones de la cosmología y las últimas noticias de la exploración espacial; en particular, las misiones Voyager.

El programa de televisión estuvo listo en 1980 y constó de trece episodios, cada uno de aproximadamente una hora de duración. La música utilizada fue mayormente obra deVangelis, y otros. Ganó un Premio Emmy y un Peabody. La serie se ha emitido en 60 países y ha sido vista por más de 500 millones de personal. Tras el rodaje de la serie, Sagan escribió el libro homónimo Cosmos, complementario al documental.

Cosmos fue producida en 1978 y 1979 por KCET (televisión pública de California) con un presupuesto de 6,3 millones de US$, sin contar los 2 millones de US$ adicionales para su propaganda y difusión. El formato de la serie se inspira en documentales realizados previamente por la BBC como Civilisation (1969) de Kenneth Clark; The Ascent of Man (1973), de Jacob Bronowski, y Life on Earth (1979), de David Attenborough.

La serie destacó por su uso innovador de los efectos especiales, que mostraban a Sagan caminando a través de ambientes que eran, en verdad, maquetas, en lugar de los tradicionales sets de filmación a tamaño real. La banda sonora contó con piezas del compositor griego Vangelis, como Alpha, Pulstar, o Heaven and Hell Parte 1 (esta última sirvió como tema de apertura, además de darle nombre al capítulo 4 de la serie). A lo largo de los trece capítulos que componen la serie se usaron muchas pistas de audio de varios álbumes de los 70 como Albedo 0.39, Spiral,Ignacio, Beaubourg o China. El éxito mundial del documental también lanzó a la música de Vangelis a muchas casas, y recibió la atención de la audiencia mundial.

La descripción histórica que realizó Sagan de Hipatia de Alejandría y de la quema de la Biblioteca de Alejandría ha sido criticada por historiadores que interpretan las fuentes sobre la vida de Hipatia y la caída de la biblioteca de manera diferente, y piensan que Sagan debió mencionar la existencia de una controversia académica al respecto. Otras partes de Cosmos causaron controversia entre el público general, no así entre los especialistas de la ciencia. Por ejemplo, en el tratamiento que hace Sagan sobre la astrología como una seudociencia, o su correcto tratamiento de la teoría de la evolución, rechazada especialmente por los protestantesfundamentalistas de los Estados Unidos.

En esta primera versión, el doblaje para el público español ibérico de la voz de Sagan corrió a cargo de José María Del Río. Para América Latina, estuvo a cargo de Agustín López Zavala.

La empresa Turner Home Entertainment compró Cosmos a sus productores de KCET en 1989, y llevó la serie a la televisión comercial. Los episodios de una hora de duración fueron editados cambiando su formato a uno de menor duración, y Sagan filmó nuevos epílogos para muchos episodios en los que daba cuenta de nuevos descubrimientos (y puntos de vista alternativos) que habían surgido desde la realización de la filmación original. Además se añadió un episodio 14 que consistió en una entrevista en CNN entre Sagan y Ted Turnerdurante el año 1989 o 1990. Esta primera versión actualizada de la serie fue comercializada como un “box set” de VHS.

Cosmos ha sido actualizado por segunda vez en el año 2000 en formato DVD, versión que incluye subtítulos en siete idiomas y sonido remasterizado 5.1. Añade también una introducción por Ann Druyan al comienzo de la serie, en el que se analizan algunos de los cambios producidos en los años posteriores a su emisión.

En 2005 The Science Channel (Discovery Science) retransmitió la serie conmemorando su 25 aniversario con efectos especiales y sonido digitalizados. En esta última versión el doblaje para España de Carl Sagan recayó en José Ángel Juanes.

COSMOLOGIA

Aunque la palabra «cosmología» fue utilizada por primera vez en 1731 en la Cosmología generalis de Christian Wolff, el estudio científico del universo tiene una larga historia, que involucra a la física, la astronomía, la filosofía, el esoterismo y la religión.

El nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis de que las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.

EL BIG BAN

A pesar de que el modelo del Big Bang o «La Gran Explosión», es un modelo teórico observacionalmente bastante robusto y ampliamente aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:

• Se desconoce qué ocurrió en los primeros instantes tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio del universo temprano, una de cuyas metas es encontrar la explicación a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional).
• No existe un modelo definitivo de la formación de las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.
• Queda por saber a qué se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración (Véase Aceleración de la expansión del universo).
• No se sabe cuál es el destino final del universo.
• Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura.

• En el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, y no se conoce la proporción entre protones y neutrones, estas partículas están hechas por dos quarks con la misma carga eléctrica, no se habrían podido unir gracias a la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta solo tiene un alcance del tamaño máximo de un núcleo atómico y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el universo se agrandó en un solo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.

El sol

Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz.

El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.

El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.

El Sol se formó hace 4.500 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

 

Sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares.

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).

Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.

El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran.

 

 El sol esta compuesta de unos gases calientes como el hidrógeno (70%) y  el helio (28%). También contiene carbono, nitrógeno, oxigeno y otros elementos que suman el 2% restante. Su estructura interna se caracteriza por una sucesión de capas esféricas. Es difícil establecer con precisión los límites entre cada una de estas capas, así como las diferencias en su composición química, si bien es posible diferenciarlas por los fenómenos físicos que acontecen en ellas. El modelo más aceptado establece seis capas en la estructura del sol: núcleo, zona radiante, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona:

El núcleo del sol está compuesto fundamentalmente por hidrógeno y helio. Se estima que cada uno de estos elementos mantiene una proporción del 49%, mientras que el 2% restante corresponde a otros componentes, entre los que se encuentra el carbono. La energía producida y la enorme presión a que se ve sometido hacen que el núcleo del sol mantenga temperaturas estimadas en 15 millones de ºC.

Envolviendo al núcleo se encuentra la zona radiante, llamada así porque en ella la energía producida en el núcleo se transmite hacia el exterior fundamentalmente por radiación. Está compuesta por grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizados. Aunque no es tan densa como el núcleo, la zona radiante mantiene una densidad tal que los fotones pueden tardar más de 100,000 años en atravesarla, siendo absorbidos y reemitidos millones de veces durante su trayecto.
Más allá de la zona radiante se encuentra la zona convectiva. Se le denomina así porque en ella la energía proveniente de la zona radiante se transmite principalmente por convección. 
 
Debido a que en la zona convectiva los gases solares ya no se encuentran ionizados, estos se vuelven opacos a la radiación y absorben los fotones con facilidad. Da inicio entonces un complejo sistema de movimientos convectivos: los gases en las capas más cercanas a la zona radiante se calientan, se dilatan y, al volverse menos densos, ascienden hacia la superficie. Al llegar al límite inferior de la fotosfera, donde la atmósfera solar se vuelve otra vez transparente a la radiación, estos gases ceden calor, se enfrían ligeramente e inician las corrientes descendentes que completan los ciclos convectivos. Los fenómenos convectivos facilitan significativamente la transmisión de energía y el traslado de los fotones, los cuales atraviesan esta zona en menos de un mes.

La fotosfera, considerada la superficie del sol, es una capa de apenas unos 200 km de profundidad que envuelve a la zona convectiva. En está capa la atmósfera solar se vuelve lo suficientemente rala para que la gran mayoría de los fotones que llegan hasta ella escapen sin problema al espacio exterior. Los gases en la fotosfera presentan una temperatura cercana a los 6,000ºC. En ella es posible apreciar las llamadas manchas solares, las cuales son producto de la actividad magnética del sol.

La cromosfera es una capa que se extiende unos 16,000 km más allá de la fotosfera. Significativamente más transparente y menos brillante que ésta última, solo puede ser apreciada con facilidad durante los eclipses solares. Su nombre se debe a la luz rojiza que emiten los átomos de hidrógeno que la componen. Dista de ser una capa homogénea, ya que contiene numerosas protuberancias en forma de llamas, mientras que su temperatura va de 6,000ºC, en su parte inferior, a 1,000,000ºC en las capas que colindan con la corona.

La corona, la capa más tenue y externa de la atmósfera solar, se extiende varios millones de kilómetros más allá de la cromosfera. Su característica más sobresaliente es que los gases que la componen llegan a alcanzar temperaturas de 2,000,000ºC, muy por encima de las temperaturas en las capas que le anteceden. Sin embargo se considera que esta capa es tan poco densa que no es posible hablar de temperatura en términos exactos. La corona da lugar al llamado viento solar, un flujo de partículas que inunda el espacio interplanetario, y en ella ocurren fenómenos como las llamaradas solares y las eyecciones masivas. La corona se puede apreciar a simple vista, como un halo blanco-perla alrededor del sol, durante los eclipses totales de sol.
 

la energia de las estrellas

Las estrellas emiten energía de diferentes maneras:
1. En forma de fotones de radiación electromagnética carentes de masa, desde los rayos gamma más energéticos a las ondas radioeléctricas menos energéticas (incluso la materia fría radia fotones; cuanto más fría es la materia, tanto más débiles son los fotones). La luz visible es parte de esta clase de radiación.
2. En forma de otras partículas sin masa, como son los neutrinos y los gravitones.
3. En forma de partículas cargadas de alta energía, principalmente protones, pero también cantidades menores de diversos núcleos atómicos y otras clases de partículas. Son los rayos cósmicos.
Todas estas partículas emitidas (fotones, neutrinos, gravitones, protones, etc.) son estables mientras se hallen aisladas en el espacio. Pueden viajar miles de millones de años sin sufrir ningún cambio, al menos por lo que sabemos.
Así pues, todas estas partículas radiadas sobreviven hasta el momento (por muy lejano que sea) en que chocan contra alguna forma de materia que las absorbe. En el caso de los fotones sirve casi cualquier clase de materia. Los protones energéticos son ya más difíciles de parar y absorber, y mucho más difíciles aún los neutrinos. En cuanto a los gravitones, poco es lo que se sabe hasta ahora.
Supongamos ahora que el universo sólo consistiese en estrellas colocadas en una configuración invariable. Cualquier partícula emitida por una estrella viajaría por el espacio hasta chocar contra algo (otra estrella) y ser absorbida. Las partículas viajarían de una estrella a otra y, a fin de cuentas, cada una de ellas recuperaría toda la energía que había radiado. Parece entonces que el universo debería continuar inmutable para siempre.
El hecho de que no sea así es consecuencia de tres cosas:
1. El universo no consta sólo de estrellas sino que contiene una cantidad importante de materia fría, desde grandes planetas hasta polvo interestelar. Cuando esta materia fría frena a una partícula, la absorbe y emite a cambio partículas menos energéticas. Lo cual significa que en definitiva la temperatura de la materia fría aumenta con el tiempo, mientras que el contenido energético de las estrellas disminuye.

2. Algunas de las partículas (neutrinos y gravitones, por ejemplo) emitidas por las estrellas y también por otras formas de materia tienen una tendencia tan pequeña a ser absorbidas por éstas que desde que existe el universo sólo han sido absorbidas un porcentaje diminuto de ellas. Lo cual equivale a decir que la fracción de la energía total de las estrellas que pulula por el espacio es cada vez mayor y que el contenido energético de las estrellas disminuye.
3. El universo está en expansión. Cada año es mayor el espacio entre las galaxias, de modo que incluso partículas absorbibles, como los protones y los fotones, pueden viajar por término medio distancias mayores antes de chocar contra la materia y ser absorbidas. Esta es otra razón de que cada año sea menor la energía absorbida por las estrellas en comparación con la emitida, porque hace falta una cantidad extra de energía para llenar ese espacio adicional, producido por la expansión, con partículas energéticas y hasta entonces no absorbidas.
Esta última razón es suficiente por sí misma. Mientras el universo siga en expansión, continuará enfriándose. Naturalmente, cuando el universo comience a contraerse de nuevo (suponiendo que lo haga) la situación será la inversa y empezará a calentarse otra vez.

Ciclogenesis explosiva

Ciclogénesis significa básicamente, creación  o génesis de un ciclón (o depresión,  o borrasca, si nos referimos a latitudes medias o extratropicales).  Los ciclones (término genérico donde se incluyen los huracanes, tifones, borrascas, bajas polares, medicanes, etc.) son sistemas de bajas presiones donde el viento gira en sentido contrario a las agujas del reloj en el Hemisferio Norte (el giro es a favor en el Hemisferio Sur).
 
Todas las depresiones, borrascas o ciclones atlánticos sufren,  en cierta forma, una  ciclogénesis para su generación desarrollo, profundización y mantenimiento. En sus estados iniciales están formados por una estructura en  forma de onda, con sus sistemas frontales, frío, cálido y ocluido, que se van amplificando con el tiempo y cerrándose sobre si misma. Su mínimo de presión en superficie va bajando durante la primera parte de su ciclo de vida.
La ciclogenesis explosiva es como su nombre indica es  básicamente una ciclogénesis pero que sucede muy rápidamente y muy intensamente. Es decir, la depresión o ciclón en superficie puede formarse y profundizarse en un periodo muy corto de tiempo, convirtiéndose en una borrasca (caso de latitudes medias) muy violenta y adversa en cuestión de pocas horas. El término general usado para estas depresiones  que se profundizan muy rápidamente, es de “bomba” meteorológica. 
La definición de bomba, ciclón  o borrasca explosiva es aquella borrasca cuyo mínimo depresionario la presión baja 24 mb en 24hrs, o menos. Esta definición suele establecerse o referirse  a latitudes altas, alrededor de los 55º-60º  ya que los procesos ciclogenéticos están influenciados por la rotación de la Tierra. Las ciclogénesis explosiva suceden con frecuencia en el Atlántico y Pacífico.
 
Si nos restringimos a latitudes medias y en términos generales, para que se produzca una "bomba" deben coexistir, de forma oportuna, sincronizada  y a distancia, una borrasca o vaguada de presión "incipiente"  en niveles bajos que interacciona positivamente con otra de niveles altos, digamos 300 mb y que suele estar lejos de la primera, para producir  entre ambas una profundización o amplificación explosiva del sistema depresionario en niveles inferiores en un corto periodo de tiempo. 


La baja  precursora en niveles bajos, que se va a produndizar, suele desarrollarse  normalmente, en una zona de gran contraste térmico entre aire frío y seco respecto a otros cálido y húmedo.  El precursor de niveles altos, que suele disparar la profundización superrápida de la baja en superficie, suele ser una baja, una vaguada o un máximo de viento muy intenso.  

 
La mayoría de los fenómenos meteorológicos están condicionados por los contrastes térmicos mar-tierra-atmosfera, siendo el Sol la fuente primaria que alimenta y mantiene estos contrastes. Cuanto mayor sea los contrastes térmicos, mayor serán los efectos que se desencadenen para equilibrar estos contrastes, siempre que exista un mecanismo disparador y mantenedor. Por otra parte es sabido que en latitudes medias los contrastes entre la masas polares, frías, y las tropicales y subtropicales, calidas y húmedas, se traducen en ondas atmosféricas, borrascas móviles de latitudes medias, etc., en su mayor medida controladas por la corriente en chorro en niveles altos-medios que actúa como elemento rector.

 
En la zona frontal o frontogenética las masas de aire cálido y húmedo  son sobrevoladas por otras más frías que pueden generar ondulaciones en los frentes y generar las borrascas que se amplifican y poseen un ciclo de vida característico. La vaguada dinámica/onda  fría en altura, altera a la onda térmica del frente polar en superficie, permitiendo un intercambio de aire latitudinal: aire cálido va hacia latitudes más altas y frías,  y el aire frío hacia latitudes más bajas y cálidas,  tratando de balancear el equilibrio térmico entre el norte/frío y el sur/cálido. Las ondas en altura son realmente hundimientos o baches dentro de la troposfera y tropopausa, como los llamaba Mariano Medina, a estas bajas o senos depresionario en altura.