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Teoría de la dinamo

Ilustración del mecanismo de dinamo que genera el campo magnético terrestre: las corrientes de convección del metal fluido en el núcleo externo de la Tierra , impulsadas por el ...

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Ilustración del mecanismo de dinamo que genera el campo magnético terrestre: las corrientes de convección del metal fluido en el núcleo externo de la Tierra , impulsadas por el flujo de calor del núcleo interno y organizadas en rollos por la fuerza de Coriolis , generan corrientes eléctricas circulantes que sustentan el campo magnético. [ 1 ]

En física , la teoría de la dinamo propone un mecanismo mediante el cual un cuerpo celeste, como la Tierra o una estrella, genera un campo magnético . Esta teoría describe el proceso por el cual un fluido giratorio, convectivo y conductor de electricidad puede mantener un campo magnético durante escalas de tiempo astronómicas . Se cree que una dinamo es la fuente del campo magnético terrestre y de los campos magnéticos de Mercurio y los planetas jovianos .

Historia de la teoría

Cuando William Gilbert publicó De Magnete en 1600, concluyó que la Tierra es magnética y propuso la primera hipótesis sobre el origen de este magnetismo: el magnetismo permanente, como el que se encuentra en la magnetita . En 1822, André-Marie Ampère propuso que las corrientes internas son responsables del magnetismo terrestre. [ 2 ] En 1919, Joseph Larmor propuso que una dinamo podría estar generando el campo. [ 3 ] [ 4 ] Sin embargo, incluso después de que él presentara su hipótesis, algunos científicos prominentes propusieron explicaciones alternativas. El premio Nobel Patrick Blackett realizó una serie de experimentos buscando una relación fundamental entre el momento angular y el momento magnético , pero no encontró ninguna. [ 5 ] [ 6 ]

Walter M. Elsasser , considerado uno de los "padres" de la teoría de la dinamo, actualmente aceptada para explicar el magnetismo terrestre, propuso que este campo magnético era el resultado de corrientes eléctricas inducidas en el núcleo externo fluido de la Tierra. Reveló la historia del campo magnético terrestre al ser pionero en el estudio de la orientación magnética de los minerales en las rocas.

Para mantener el campo magnético frente a la desintegración óhmica (que ocurriría para el campo dipolar en 20 000 años), el núcleo externo debe estar en convección. Es probable que la convección sea una combinación de convección térmica y composicional. El manto controla la velocidad a la que se extrae el calor del núcleo. Las fuentes de calor incluyen la energía gravitacional liberada por la compresión del núcleo, la energía gravitacional liberada por el rechazo de elementos ligeros (probablemente azufre , oxígeno o silicio ) en el límite del núcleo interno a medida que crece, el calor latente de cristalización en el límite del núcleo interno y la radiactividad del potasio , el uranio y el torio . [ 7 ]

A principios del siglo XXI, la modelización numérica del campo magnético terrestre dista mucho de ser precisa. Los modelos iniciales se centran en la generación del campo por convección en el núcleo externo fluido del planeta. Fue posible demostrar la generación de un campo intenso, similar al de la Tierra, cuando el modelo asumía una temperatura uniforme en la superficie del núcleo y viscosidades excepcionalmente altas para el fluido del núcleo. Los cálculos que incorporaron valores de parámetros más realistas produjeron campos magnéticos menos parecidos a los de la Tierra, pero indicaron que las mejoras del modelo podrían conducir finalmente a un modelo analítico preciso. Ligeras variaciones en la temperatura de la superficie del núcleo, en el rango de unos pocos milikelvin, dan lugar a aumentos significativos en el flujo convectivo y producen campos magnéticos más realistas. [ 8 ] [ 9 ]

Definición formal

La teoría de la dinamo describe el proceso mediante el cual un fluido rotatorio, convectivo y conductor de electricidad mantiene un campo magnético. Esta teoría se utiliza para explicar la presencia de campos magnéticos anómalamente prolongados en cuerpos astrofísicos. El fluido conductor en la geodinamo es hierro líquido en el núcleo externo, y en la dinamo solar es gas ionizado en la tacoclina . La teoría de la dinamo de los cuerpos astrofísicos utiliza ecuaciones magnetohidrodinámicas para investigar cómo el fluido puede regenerar continuamente el campo magnético. [ 10 ]

Antiguamente se creía que el dipolo , que constituye gran parte del campo magnético terrestre y está desalineado 11,3 grados respecto al eje de rotación, se debía a la magnetización permanente de los materiales de la Tierra. Esto significa que la teoría de la dinamo se utilizó originalmente para explicar la relación entre el campo magnético del Sol y el de la Tierra. Sin embargo, esta hipótesis, propuesta inicialmente por Joseph Larmor en 1919, ha sido modificada gracias a extensos estudios sobre la variación magnética secular , el paleomagnetismo (incluidas las inversiones de polaridad ), la sismología y la abundancia de elementos en el sistema solar. Además, la aplicación de las teorías de Carl Friedrich Gauss a las observaciones magnéticas demostró que el campo magnético terrestre tiene un origen interno, en lugar de externo.

Para que un dínamo funcione, se requieren tres condiciones:

  • Un medio fluido conductor de electricidad
  • Energía cinética proporcionada por la rotación planetaria
  • Una fuente de energía interna para impulsar movimientos convectivos dentro del fluido. [ 11 ]

En el caso de la Tierra, el campo magnético se induce y se mantiene constantemente por la convección de hierro líquido en el núcleo externo. Un requisito para la inducción del campo es un fluido en rotación. La rotación en el núcleo externo es proporcionada por el efecto Coriolis causado por la rotación de la Tierra. La fuerza de Coriolis tiende a organizar los movimientos del fluido y las corrientes eléctricas en columnas (véase también columnas de Taylor ) alineadas con el eje de rotación. La inducción o generación del campo magnético se describe mediante la ecuación de inducción : ∂B∂t=η∇2B+∇×(tú×B){\displaystyle {\frac {\partial \mathbf {B} }{\partial t}}=\eta \nabla ^{2}\mathbf {B} +\nabla \times (\mathbf {u} \times \mathbf {B} )} donde u es la velocidad, B es el campo magnético, t es el tiempo yη=1/(σμ){\displaystyle \eta =1/(\sigma \mu )}es la difusividad magnética conσ{\displaystyle \sigma }conductividad eléctrica yμ{\displaystyle \mu }permeabilidad . La relación entre el segundo término del lado derecho y el primer término da el número de Reynolds magnético , una relación adimensional entre la advección del campo magnético y la difusión.

El calentamiento mareomotriz alimenta una dinamo.

Las fuerzas de marea entre cuerpos celestes en órbita provocan fricción que calienta sus interiores. Esto se conoce como calentamiento por mareas y ayuda a mantener el interior en estado líquido. Se requiere un interior líquido que pueda conducir electricidad para producir una dinamo. Encélado de Saturno e Ío de Júpiter tienen suficiente calentamiento por mareas para licuar sus núcleos internos, pero es posible que no creen una dinamo porque no pueden conducir electricidad. [ 12 ] [ 13 ] Mercurio, a pesar de su pequeño tamaño, tiene un campo magnético, porque tiene un núcleo líquido conductor creado por su composición de hierro y la fricción resultante de su órbita altamente elíptica. [ 14 ] Se teoriza que la Luna alguna vez tuvo un campo magnético, basándose en evidencia de rocas lunares magnetizadas, debido a su corta distancia más cercana a la Tierra que creó calentamiento por mareas. [ 15 ] Una órbita y rotación de un planeta ayuda a proporcionar un núcleo líquido y complementa la energía cinética que sustenta una acción de dinamo.

Teoría cinemática de la dinamo

En la teoría cinemática de la dinamo, el campo de velocidad se prescribe en lugar de ser una variable dinámica: el modelo no contempla la distorsión del flujo en respuesta al campo magnético. Este método no permite describir el comportamiento variable en el tiempo de una dinamo caótica totalmente no lineal, pero puede utilizarse para estudiar cómo varía la intensidad del campo magnético con la estructura y la velocidad del flujo.

Utilizando simultáneamente las ecuaciones de Maxwell y el rotacional de la ley de Ohm , se puede derivar una ecuación de autovalores lineal para campos magnéticos ( B ), suponiendo que el campo magnético es independiente del campo de velocidad. Se obtiene un número de Reynolds magnético crítico , por encima del cual la intensidad del flujo es suficiente para amplificar el campo magnético impuesto, y por debajo del cual el campo magnético se disipa.

Medida práctica de posibles dinamos

La característica más funcional de la teoría de la dinamo cinemática es que permite comprobar si un campo de velocidad es capaz de generar un efecto de dinamo. Al aplicar experimentalmente un campo de velocidad determinado a un campo magnético pequeño, se puede observar si el campo magnético tiende a aumentar (o no) en respuesta al flujo aplicado. Si el campo magnético aumenta, el sistema es capaz de generar un efecto de dinamo o es una dinamo; si no aumenta, simplemente se dice que "no es una dinamo".

Un método análogo, denominado paradigma de membrana , es una forma de observar los agujeros negros que permite expresar el material cercano a sus superficies en el lenguaje de la teoría de la dinamo.

Ruptura espontánea de una supersimetría topológica

La dinamo cinemática también puede verse como el fenómeno de la ruptura espontánea de la supersimetría topológica de la ecuación diferencial estocástica asociada relacionada con el flujo de la materia de fondo. [ 16 ] Dentro de la teoría supersimétrica estocástica , esta supersimetría es una propiedad intrínseca de todas las ecuaciones diferenciales estocásticas ; su interpretación es que el espacio de fases del modelo preserva la continuidad a través de flujos de tiempo continuo. Cuando la continuidad de ese flujo se rompe espontáneamente, el sistema se encuentra en el estado estocástico de caos determinista . [ 17 ] En otras palabras, la dinamo cinemática surge debido al flujo caótico en la materia de fondo subyacente.

Teoría de la dinamo no lineal

La aproximación cinemática deja de ser válida cuando el campo magnético se vuelve lo suficientemente intenso como para afectar los movimientos del fluido. En ese caso, el campo de velocidad se ve afectado por la fuerza de Lorentz , por lo que la ecuación de inducción deja de ser lineal con respecto al campo magnético. En la mayoría de los casos, esto conlleva una atenuación de la amplitud de la dinamo. A estas dinamos también se las conoce a veces como dinamos hidromagnéticas . [ 18 ] Prácticamente todas las dinamos en astrofísica y geofísica son dinamos hidromagnéticas.

La idea principal de la teoría es que cualquier pequeño campo magnético existente en el núcleo externo crea corrientes en el fluido en movimiento allí debido a la fuerza de Lorentz. Estas corrientes crean más campo magnético debido a la ley de Ampère . Con el movimiento del fluido, las corrientes son transportadas de tal manera que el campo magnético se vuelve más fuerte (siempre quetú⋅(J×B){\displaystyle \;\mathbf {u} \cdot (\mathbf {J} \times \mathbf {B} )\;}es negativo [ 19 ] ). Por lo tanto, un campo magnético "semilla" puede volverse cada vez más fuerte hasta alcanzar algún valor que esté relacionado con las fuerzas no magnéticas existentes.

Se utilizan modelos numéricos para simular dinamos totalmente no lineales. Se emplean las siguientes ecuaciones:

  • La ecuación de inducción, presentada anteriormente.
  • Ecuaciones de Maxwell para un campo eléctrico despreciable:∇⋅B=0∇×B=μ0J{\displaystyle {\begin{aligned}&\nabla \cdot \mathbf {B} =0\\[1ex]&\nabla \times \mathbf {B} =\mu _{0}\mathbf {J} \end{aligned}}}
  • La ecuación de continuidad para la conservación de la masa , para la cual se suele utilizar la aproximación de Boussinesq :∇⋅tú=0,{\displaystyle \nabla \cdot \mathbf {u} =0,}
  • La ecuación de Navier-Stokes para la conservación del momento , nuevamente en la misma aproximación, con la fuerza magnética y la fuerza gravitatoria como fuerzas externas:DtúDt=−1ρ0∇pag+ν∇2tú+ρ′gramo+2Ω×tú+Ω×Ω×R+1ρ0J×B ,{\displaystyle {\frac {D\mathbf {u} }{Dt}}=-{\frac {1}{\rho _{0}}}\nabla p+\nu \nabla ^{2}\mathbf {u} +\rho '\mathbf {g} +2{\boldsymbol {\Omega }}\times \mathbf {u} +{\boldsymbol {\Omega }}\times {\boldsymbol {\Omega }}\times \mathbf {R} +{\frac {1}{\rho _{0}}}\mathbf {J} \times \mathbf {B} ~,}dóndeν{\displaystyle \,\nu \,}es la viscosidad cinemática ,ρ0{\displaystyle \,\rho _{0}\,}es la densidad media yρ′{\displaystyle \rho '}es la perturbación de densidad relativa que proporciona flotabilidad (para convección térmica)ρ′=αΔT{\displaystyle \;\rho '=\alpha \Delta T\;}dóndeα{\displaystyle \,\alpha \,}es el coeficiente de expansión térmica ),Ω{\displaystyle \,\Omega \,}es la velocidad de rotación de la Tierra yJ{\displaystyle \,\mathbf {J} \,}es la densidad de corriente eléctrica.
  • Una ecuación de transporte, generalmente de calor (a veces de concentración de elementos ligeros):∂T∂t=κ∇2T+ε{\displaystyle {\frac {\,\partial T\,}{\partial t}}=\kappa \nabla ^{2}T+\varepsilon }donde T es la temperatura,κ=k/ρdopag{\displaystyle \;\kappa =k/\rho c_{p}\;}es la difusividad térmica con k conductividad térmica,dopag{\displaystyle \,c_{p}\,}capacidad calorífica yρ{\displaystyle \rho }densidad yε{\displaystyle \varepsilon }es una fuente de calor opcional. A menudo, la presión es la presión dinámica, sin tener en cuenta la presión hidrostática ni el potencial centrípeto.

Estas ecuaciones se adimensionalizan a continuación, introduciendo los parámetros adimensionales, Ra=gramoαTD3νκ,mi=νΩD2,PAGr=νκ,PAGmetro=νη{\displaystyle R_{\mathsf {a}}={\frac {\,g\alpha TD^{3}\,}{\nu \kappa }}\;,\quad E={\frac {\nu }{\,\Omega D^{2}\,}}\;,\quad P_{\mathsf {r}}={\frac {\,\nu \,}{\kappa }}\;,\quad P_{\mathsf {m}}={\frac {\,\nu \,}{\eta }}} donde R a es el número de Rayleigh , E el número de Ekman , P r y P m el número de Prandtl y el número de Prandtl magnético . La escala del campo magnético se suele expresar en unidades del número de Elsasser.B=(ρΩ/σ)1/2.{\displaystyle B=(\rho \Omega /\sigma )^{1/2}.}

Conversión de energía entre energía magnética y energía cinética

El producto escalar de la forma anterior de la ecuación de Navier-Stokes conρ0tú{\displaystyle \;\rho _ {0}\mathbf {u} \;}da la tasa de aumento de la densidad de energía cinética,12ρ0tú2do{\displaystyle \;{\tfrac {1}{2}}\rho _{0}u^{2}c\;}, en el lado izquierdo. El último término en el lado derecho es entoncestú⋅(J×B){\displaystyle \;\mathbf {u} \cdot (\mathbf {J} \times \mathbf {B} )\;}, la contribución local a la energía cinética debida a la fuerza de Lorentz .

El producto escalar de la ecuación de inducción con1μ0B{\textstyle {\tfrac {1}{\mu _ {0}}}\mathbf {B} }da la tasa de aumento de la densidad de energía magnética,12μ0B2{\displaystyle \;{\tfrac {1}{2}}\mu _{0}B^{2}\;}, en el lado izquierdo. El último término en el lado derecho es entonces1μ0B⋅(∇×(tú×B)).{\textstyle {\tfrac {1}{\mu _{0}}}\mathbf {B} \cdot \left(\nabla \times \left(\mathbf {u} \times \mathbf {B} \right)\right)\;.}Dado que la ecuación está integrada en volumen, este término es equivalente, salvo un término de frontera (y con el doble uso de la identidad del triple producto escalar ), a−tú⋅(1μ0(∇×B)×B)=−tú⋅(J×B) {\textstyle \;-\mathbf {u} \cdot \left({\tfrac {1}{\mu _{0}}}\left(\nabla \times \mathbf {B} \right)\times \mathbf {B} \right)=-\mathbf {u} \cdot \left(\mathbf {J} \times \mathbf {B} \right)~}(donde se utilizó una de las ecuaciones de Maxwell). Esta es la contribución local a la energía magnética debida al movimiento del fluido.

Por lo tanto, el término−tú⋅(J×B){\displaystyle \;-\mathbf {u} \cdot (\mathbf {J} \times \mathbf {B} )\;}es la tasa de transformación de energía cinética en energía magnética. Esta debe ser no negativa al menos en parte del volumen, para que la dinamo produzca un campo magnético. [ 19 ]

A partir del diagrama anterior, no queda claro por qué este término debería ser positivo. Un argumento sencillo se basa en la consideración de los efectos netos. Para crear el campo magnético, la corriente eléctrica neta debe rodear el eje de rotación del planeta. En ese caso, para que el término sea positivo, el flujo neto de materia conductora debe dirigirse hacia el eje de rotación. El diagrama solo muestra un flujo neto desde los polos hacia el ecuador. Sin embargo, la conservación de la masa requiere un flujo adicional desde el ecuador hacia los polos. Si ese flujo se produjera a lo largo del eje de rotación, la circulación se completaría con un flujo desde los polos mostrados hacia el eje de rotación, produciendo el efecto deseado.

Orden de magnitud del campo magnético creado por la dinamo terrestre.

La fórmula anterior para la tasa de conversión de energía cinética en energía magnética es equivalente a una tasa de trabajo realizado por una fuerza deJ×B{\displaystyle \;\mathbf {J} \times \mathbf {B} \;}en la materia del núcleo externo, cuya velocidad estú{\displaystyle \mathbf {u} }Este trabajo es el resultado de fuerzas no magnéticas que actúan sobre el fluido.

De ellas, la fuerza gravitatoria y la fuerza centrífuga son conservativas y, por lo tanto, no tienen ninguna contribución global al movimiento del fluido en bucles cerrados. El número de Ekman (definido anteriormente), que es la relación entre las dos fuerzas restantes, a saber, la viscosidad y la fuerza de Coriolis, es muy bajo dentro del núcleo externo de la Tierra, porque su viscosidad es baja (1,2–1,5 ×10 − 2 pascal-segundo [ 20 ] ) debido a su liquidez.

Por lo tanto, la principal contribución promedio en el tiempo al trabajo proviene de la fuerza de Coriolis, cuyo tamaño es−2ρΩ×tú,{\displaystyle \;-2\rho \,\mathbf {\Omega } \times \mathbf {u} \;,}aunque esta cantidad yJ×B{\displaystyle \mathbf {J} \times \mathbf {B} }Están relacionadas solo indirectamente y, en general, no son iguales a nivel local (por lo tanto, se afectan mutuamente, pero no en el mismo lugar y al mismo tiempo).

La densidad de corriente J es, en sí misma, el resultado del campo magnético según la ley de Ohm . Sin embargo, debido al movimiento de la materia y al flujo de corriente, este campo no necesariamente se corresponde con el campo en el mismo lugar y momento. Aun así, estas relaciones pueden utilizarse para deducir órdenes de magnitud de las cantidades en cuestión.

En términos de orden de magnitud,JB∼ρΩtú{\displaystyle \;J\,B\sim \rho \,\Omega \,u\;}yJ∼σtúB{\displaystyle \;J\sim \sigma uB\;}, donaciónσtúB2∼ρΩtú,{\displaystyle \;\sigma \,u\,B^{2}\sim \rho \,\Omega \,u\;,}o: B∼ρΩσ{\displaystyle B\sim {\sqrt {{\frac {\,\rho \,\Omega \,}{\sigma }}\;}}}

La relación exacta entre ambos lados es la raíz cuadrada del número de Elsasser .

Tenga en cuenta que la dirección del campo magnético no se puede inferir de esta aproximación (al menos no su signo) ya que aparece al cuadrado, y de hecho, a veces está invertido , aunque en general se encuentra en un eje similar al deΩ{\displaystyle \mathbf {\Omega } }.

Para el núcleo externo de la Tierra, ρ es aproximadamente 10 4 kg/m 3 , [ 20 ] Ω = 2 π /día = 7,3×10 −5 /segundo y σ es aproximadamente 10 7 Ω −1 m −1 . [ 21 ] Esto da 2,7×10 −4 tesla .        

El campo magnético de un dipolo magnético tiene una dependencia cúbica inversa con la distancia, por lo que su orden de magnitud en la superficie terrestre se puede aproximar multiplicando el resultado anterior por ( R núcleo externo ⁄ R Tierra ) 3 = ( 2890 ⁄ 6370 ) 3 = 0,093 , lo que da  2,5×10 −5  tesla, no muy lejos del valor medido de 3×10 −5  tesla en el ecuador .

Modelos numéricos

Representación visual del modelo de Glatzmaier antes de la inversión del dipolo.

En términos generales, los modelos de geodinamo intentan producir campos magnéticos consistentes con los datos observados, dadas ciertas condiciones y ecuaciones, como se mencionó en las secciones anteriores. La implementación exitosa de las ecuaciones magnetohidrodinámicas fue de particular importancia, ya que impulsó la autoconsistencia de los modelos de dinamo. Si bien los modelos de geodinamo son especialmente comunes, no se limitan necesariamente a la geodinamo; los modelos de dinamo solar y general también son de interés. El estudio de los modelos de dinamo es útil en el campo de la geofísica, ya que permite identificar cómo diversos mecanismos forman campos magnéticos, como los producidos por cuerpos astrofísicos como la Tierra, y cómo estos provocan que los campos magnéticos presenten ciertas características, como la inversión de polos.

Las ecuaciones utilizadas en los modelos numéricos de dinamo son sumamente complejas. Durante décadas, los teóricos se limitaron a los modelos cinemáticos bidimensionales de dinamo descritos anteriormente, en los que el movimiento del fluido se elige de antemano y se calcula su efecto sobre el campo magnético. El avance de los modelos lineales a los no lineales tridimensionales de dinamo se vio obstaculizado en gran medida por la búsqueda de soluciones a las ecuaciones magnetohidrodinámicas, que eliminan la necesidad de muchas de las suposiciones de los modelos cinemáticos y permiten la autoconsistencia.

Representación visual del modelo de Glatzmaier durante la inversión dipolar.

Los primeros modelos de dinamo autoconsistentes , que determinan tanto los movimientos del fluido como el campo magnético, fueron desarrollados por dos grupos en 1995, uno en Japón [ 22 ] y otro en Estados Unidos. [ 23 ] [ 24 ] Este último se creó como un modelo para la geodinamo y recibió una atención significativa porque reprodujo con éxito algunas de las características del campo terrestre. [ 19 ] Tras este avance, se produjo un gran auge en el desarrollo de modelos de dinamo tridimensionales razonables. [ 19 ]

Aunque actualmente existen muchos modelos autoconsistentes, existen diferencias significativas entre ellos, tanto en los resultados que producen como en la forma en que fueron desarrollados. [ 19 ] Dada la complejidad del desarrollo de un modelo de geodinamo, pueden surgir discrepancias en muchos aspectos, como al realizar suposiciones sobre los mecanismos que proporcionan energía a la dinamo, al elegir los valores de los parámetros utilizados en las ecuaciones o al normalizar las ecuaciones. A pesar de las numerosas diferencias que pueden presentarse, la mayoría de los modelos comparten características como dipolos axiales bien definidos. En muchos de estos modelos, también se han recreado con éxito fenómenos como la variación secular y las inversiones de polaridad geomagnética . [ 19 ]

Observaciones

Representación visual del modelo de Glatzmaier tras la inversión del dipolo.

Se pueden realizar muchas observaciones a partir de los modelos de dinamo. Los modelos se pueden usar para estimar cómo varían los campos magnéticos con el tiempo y se pueden comparar con datos paleomagnéticos observados para encontrar similitudes entre el modelo y la Tierra. Sin embargo, debido a la incertidumbre de las observaciones paleomagnéticas, las comparaciones pueden no ser del todo válidas o útiles. [ 19 ] Los modelos simplificados de geodinamo han mostrado relaciones entre el número de dinamo (determinado por la variación en las tasas de rotación en el núcleo externo y la convección asimétrica especular (por ejemplo, cuando la convección favorece una dirección en el norte y la otra en el sur)) y las inversiones de los polos magnéticos, así como encontrar similitudes entre la geodinamo y la dinamo del Sol. [ 19 ] En muchos modelos, parece que los campos magnéticos tienen magnitudes algo aleatorias que siguen una tendencia normal que promedia a cero. [ 19 ] Además de estas observaciones, se pueden hacer observaciones generales sobre los mecanismos que impulsan la geodinamo basándose en la precisión con la que el modelo refleja los datos reales recopilados de la Tierra.

Modelado moderno

La complejidad de la modelización de la dinamo es tan grande que los modelos de la geodinamo están limitados por la potencia actual de las supercomputadoras , en particular porque calcular el número de Ekman y el número de Rayleigh del núcleo externo es extremadamente difícil y requiere una gran cantidad de cálculos.

Se han propuesto numerosas mejoras en la modelización de dinamos desde el avance de la autoconsistencia en 1995. Una sugerencia para estudiar los complejos cambios del campo magnético es aplicar métodos espectrales para simplificar los cálculos. [ 25 ] En última instancia, hasta que se produzcan mejoras considerables en la capacidad de cálculo, los métodos para calcular modelos de dinamo realistas deberán ser más eficientes, por lo que mejorar dichos métodos es de suma importancia para el avance de la modelización numérica de dinamos.

Personas notables

Véase también

Referencias

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