Download Geografia Geomorfologia (679 Pag Averiguar

TEMA I
LA TIERRA, PLANETA EN MOVIMIENTO Y SU REPRESENTACIÓN
ESQUEMA/RESUMEN
Introducción
1.
Situación de la Tierra en el Universo
— El Sistema Solar. Cuerpos que lo forman.
— Un Universo en expansión.
— El conocimiento de la forma de la Tierra y su situación en
el espacio.
2.
Forma y dimensiones de la Tierra.
—
—
—
—
—
3.
Pruebas de la esfericidad de la Tierra.
La Geodesia.
Medición de la Tierra.
Elipsoide y geoide.
Principales propiedades de la esfera.
Los movimientos de la Tierra.
3.1.
Rotación.
a)
Orientación y situación sobre la superficie terrestre.
-
Puntos cardinales.
Red geográfica.
Meridianos.
Paralelos.
Longitud.
Latitud.
Diferente extensión superficial de 1° de latitud y lon­
gitud.
- Velocidad de giro en cada zona terrestre.
15
b)
Consecuencias del movimiento de rotación.
-
3.2.
Fuerza centrífuga.
Efecto de Coriolis.
Alternancia día/noche.
Permite medir el tiempo.
• La hora.
• Los husos horarios.
5.
Los meteoritos.
La representación de la Tierra: Cartografía.
Importancia de la Cartografía en Geografía.
a)
5.2.
Base matemática para la confección de un mapa.
Características del movimiento de traslación.
- Zonas climáticas.
• Intertropical.
• Templadas.
• Polares.
c)
a)
Conclusión: consecuencias geográficas de la esfericidad
de la Tierra y de los movimientos de rotación y tras­
lación.
Cuerpos celestes que afectan a la Tierra.
La escala.
- Definición.
- Escala numérica y gráfica.
b)
Triangulación.
- Situación absoluta y relativa.
- Línea de base.
- Datum.
Consecuencias del movimiento de traslación.
- Sucesión de estaciones.
• Solsticios.
• Equinoccios.
c)
Determinación de la altitud.
- Método barométrico.
- Método trigonométrico.
- Nivelación.
d)
Proyecciones.
- Características.
• Equidistantes.
• Conformes.
• Equivalentes.
- Tipos de proyecciones.
• Cenitales o acimutales;
La Luna, único satélite de la Tierra.
- Características del satélite.
- Giro alrededor de la Tierra.
•
•
•
•
•
16
4.2.
5.1.
b)
4.1.
• Eclipses.
• Mareas.
Traslación.
- Sentido del giro.
- Trayectoria.
- Distancia media al Sol.
• Perihelio.
• Aphelio.
- Velocidad.
- Inclinación del eje terrestre.
4.
- Consecuencias del giro de la Luna alrededor de la Tierra.
Perigeo.
Apogeo.
Fases de la Luna.
Sizigia (conjunción, oposición).
Cuadratura.
Por su posición
Polar.
Ecuatorial.
Oblicua.
Principales tipos
Ortográfica.
Estereográfica.
Gnomònica.
Equivalente de Lambert.
17
INTRODUCCION
Geografía significa descripción de la Tierra. Por eso no es extraño
que tradicionalmente se inicien los tratados de Geografía General
con un capítulo dedicado a analizarla como un planeta situado en
el Universo. El objeto de la Geografía no es, en cambio, la Tierra
planeta, ni por supuesto el Universo, sino justamente la superficie
terrestre, ese complejo espacio en el que se interreiacionan cuatro
medios físicos: la litosfera, la biosfera, la hidrosfera y la atmósfera.
Esto debe quedar muy claro desde ahora. No obstante las carac­
terísticas de la Tierra como elemento del Sistema Solar tienen unas
repercusiones esenciales sobre la dinámica de la superficie, objeto
de nuestro estudio, por lo que analizar su forma y dimensiones,
sobre todo sus movimientos dentro del sistema, son de importancia
primordial para el conocimiento geográfico.
1.
SITUACIÓN DE LA TIERRA EN EL UNIVERSO
Durante un larguísimo período de tiempo los hombres desco­
nocieron el lugar que nuestro planeta ocupaba en el espacio, e
incluso que estaba dotado de movimiento así como su forma y
dimensiones. En la actualidad cuando hay seres humanos que han
podido llegar a la Luna y enviar naves a puntos aún más lejanos
y se han podido obtener fotografías de la Tierra desde el espacio,
nuestro conocimiento del Universo sigue siendo pequeño. Conoci­
miento en el que se multiplican las hipótesis científicas y en el que
queda mucho por saber, a pesar de los avances espectaculares. En
cambio hoy tenemos una serie de certezas que nos parecen obvias
19
y elementales. Así, cualquier colegial sabe que la Tierra es un planeta,
que gira alrededor de! Sol con su satélite la Luna. Que forma parte
del Sistema Solar y que el Sol es una estrella, que junto con otras
miles de estrellas constituyen una galaxia, la Vía Láctea, que a su
vez no es más que uno de los billones de galaxias que componen
el Universo (figura 1.1).
Mercurio
¿
o
CM
V
D
-I
¿o
f¡
>S
cc
í
s
<
s
UJ
E
|s
s
s
§§11 I
.3^
^
fe
i
i
O
(O
(/)
ü
§X
z
1
o
§:
§
?
Ü.SS
g
&
Q.
Figura 1.1. El Sistema Solar en septiembre de 1975. Los trozos indican ia parte de
la órbita por debajo del plano de rotación de la Tierra.
El Sistema Solar, formado por si Sol, que rige su atracción
gravitatoria, nueve planetas con sus correspondientes satélites, un
número desconocido de meteoritos y cometas y cientos de asteroides,
es sólo una mínima parte de la Via Láctea, una galaxia que constituye
un sistema, que tiene la forma de una lente delgada, y gira sobre
su ej^ menor (cuadro 1.1).
20
8
§
x>
o
0
zcc
o
cu
1
21
Sus dimensiones son enormes. Se miden por la velocidad de
propagación de la luz, que es de 300.000 km ^. y se calcula que
su eje mayor tiene la longitud equivalente a 100.000 millones de
años-luz.
Todo el sistema gira como una unidad, con un doble movimiento,
uno en torno a sí mismo y otro centrífugo, que nos va acercando
a toda velocidad a la constelación de Cefeo. Todas las galaxias que
constituyen el Universo están en movimiento, se alejan en todas
direcciones, lo que hace creer que el Universo todo está en expan­
sión, desde el momento en que hace 10 ó 20.000 millones de años
la gran masa en la que se contenían todas las galaxias actuales
estalló y lanzó sus fragmentos girando en el espacio (este instante
es el llamado big bang).
Esta moderna imagen del Universo procede de fecha muy reciente,
de 1924, cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble de­
mostró que nuestra galaxia no era única, e incluso calculó las
distancias a nueve galaxias. Más tarde pudo com probar que, además
de existir muchas galaxias, se movían y al m edir los espectros de
todas las que aparecían más lejanas, las longitudes de onda eran
cada vez mayores, presentando una desviación hacia el rojo, que
demuestra que el Universo no es estático, sino que está en expansión.
Esta es una de las grandes revoluciones intelectuales del siglo xx,
pieza clave de la búsqueda de una teoría del Universo, en la que
cientos de científicos se afanan aún.
El proceso hasta llegar al estado actual de conocimientos ha sido
largo y penoso. Al hombre le costó mucho tom ar conciencia de
cómo era y dónde estaba la Tierra.
En el siglo vi a. de C. comenzó a dudarse de que la Tierra fuera
plana. Pitágoras pensó que si la Luna mostraba en todas sus fases
un perfil curvo, debería ser redonda y no sería extraño que la Tierra
tuviera idéntica forma. Aristóteles, observando los eclipses, llegó a
la conclusión de que la Tierra era esférica, puesto que la forma
proyectada sobre la Luna era siempre redonda.
En el siglo iii a. de C., Eratóstenes fue capaz de calcular el
perímetro de la Tierra, y lo hizo con una admirable aproximación.
Observó que en Siena (en el valle del Nilo), en el solsticio de verano
los rayos del Sol eran perpendiculares a las 12 horas, pudiendo ver
el Sol reflejado en el fondo de un pozo. En cambio, el mismo día,
en Alejandría, a 800 kms. de distancia, los objetos proyectaban una
sombra a las 12 horas que equivalía a una inclinación de los rayos
solares de 7°. Pensó que si 7 grados equivalían a 800 kilómetros y
la Tierra fuera una esfera, los 360° de perímetro de la misma medirían
sobre 45.000 kilómetros (lo calculó en estadios con la aproximación
22
que hemos transcrito a kilómetros). Nótese que el perímetro real es
de 40.075 km.
En cambio, después de tales atisbos de genialidad vinieron tierppos de oscuridad. La vuelta a los clásicos del Renacimiento hizo
resurgir el interés por estos temas. Colón, en su intento de probar
la esfericidad terrestre, se embarcó en su colosal aventura y Ma­
gallanes sería el primero en demostrarla, al circunnavegarla en 1522.
Al desconocimiento de la forma se unía el de la situación. Ptolomeo es considerado el prom otor de la idea de que la Tierra ocupaba
el centro del Universo, girando en torno a ella los cuerpos celestes,
en órbitas esféricas concéntricas, y permaneciendo en la última esfera
las estrellas fijas.
Copérnico, partiendo de los clásicos, llegó a la afirmación de que
la Tierra se mueve, y que, como los demás planetas, gira alrededor
del Sol. Pero hasta que esta idea estuviera admitida y afianzada
entre la humanidad transcurrió mucho tiempo y costó no pocos
sufrimientos a algunos de sus defensores [Giordano Bruno, Galileo,
etc.).
Los trabajos de Kepler y Newton fueron decisivos para llegar al
conocimiento actual de la Tierra como cuerpo espacial y del Sistema
Solar en el que se encuentra. Adentrarnos en este apasionante estudio
nos alejaría de nuestro objetivo, que es la Tierra.
2.
FORMA Y DIMENSIONES DE LA TIERRA
La Tierra es una gran esfera. Esta forma, como hemos visto, fue
advertida ya por los grandes pensadores griegos, aunque tardó mucho
en aceptarse en nuestra cultura.
En la actualidad disponemos de fotografías tomadas desde satélites
artificiales, que evidencian la forma esférica; hay otros múltiples
argumentos que aportan pruebas a favor de la afirmación con que
iniciábamos este apartado. A modo de ejemplo citaremos algunos:
— Siempre que se produce un eclipse de Luna, la Tierra proyecta
una sombra curva.
— Cuando en el horizonte marino vemos alejarse un barco parece
que se hunde hasta desaparecer, efecto que sólo puede darse
si el cuerpo sobre el que están barco y observador es esférico.
— Si miramos desde el Ecuador la Estrella Polar, la vemos sobre
el horizonte, pero al ir avanzando hacia el Norte, llega un
23
momento (en el Polo Norte), en que la estrella queda situada
verticalmente sobre el observador.
— El peso de un objeto está relacionado con la distancia que lo
separa del centro de la Tierra, por la gravedad. Si un mismo
objeto pesa igual en diversos puntos del globo, esto ocurrirá
porque es esférico.
— Si se observan con instrumentos de precisión dos postes de
igual altura situados a 1 km. de distancia entre sí y se traza
la recta supuesta entre ambos, luego se alinea un tercer poste
y se hace la misma operación entre el primero y el tercero,
se observará que la nueva recta va por debajo de la anterior,
lo que constituye otra prueba de la esfericidad (figura 1.2).
que midieron un arco de meridiano de 57 minutos en Laponia,
resultando ser mayor que otro igual, medido en París. En cambio,
otro arco de tres grados medido en el Ecuador resultó ser menor
que en París.
El propio Newton, al interpretar el experimento de Richer, que
encontró una inesperada diferencia entre la oscilación del péndulo
en París y Cayena, dedujo que esta diferencia se debía a que la
Tierra no es perfectamente esférica, sino que, por causa de la IFuerza
centrífuga, sufre un ensanchamiento en el Ecuador.
La figura, cuyo perímetro es de 40.075 km., se define como un
elipsoide de revolución, es decir, la figura de un sólido engendrada
por una elipse que gira alrededor de su eje menor. Es una figura
imaginaria, en la que se borran las diferencias que hay en la superficie
terrestre entre los fondos oceánicos y los relieves más elevados. En
un intento de precisión aún mayor se define como geoide, que es
también una figura imaginaria, que equivale a la esfera, cuya superficie
sería el nivel del mar de los océanos y su prolongación bajo los
continentes, sin solución de continuidad. Las líneas de elipsoide y
geoide no coinciden exactamente. El geoide se puede imaginar como
una superficie ondulada de forma irregular. Dicha forma ha variado
a lo largo de la historia de la Tierra y continúa haciéndolo, puesto
que es suficientemente deformable como para registrar cambios en
la velocidad de rotación (figura 1.3).
l
Esfera
Hay una disciplina científica cuyo objeto es la determinación de
la forma y dimensiones de la Tierra. Es la Geodesia. A la Geografía
le interesa de forma marginal.
En 1967, la Asociación Internacional de Geodesia adoptó los
siguientes valores de medición de la Tierra:
Radio ecuatorial:
Radio polar:
Radio medio:
6.378,16 km.
6.356,77 km.
6.367,75 km.
Estas cifras prueban que no se trata de una esfera perfecta, sino
que está ligeramente achatada, con un índice de aplanamiento cer­
cano a 1/300. (Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno también
presentan un cierto achatamiento).
El achatamiento se atribuye a la fuerza centrífuga, que provoca
en la Tierra, que es un tanto plástica, una deformación, para lograr
el equilibrio entre las fuerzas de gravedad y de rotación. Fue puesto
de relieve ya en el siglo xviii, gracias a dos expediciones francesas
24
i
No obstante podemos considerar a la Tierra como una esfera y
aplicarle sus propiedades, sin correr riesgo de grandes errores. Las
propiedades más destacables de la esfera son:
25
— Si se corta en dos mitades, la intersección del plano con la
esfera es un círculo.
— Si un plano corta a una esfera pasando por su centro, sea
cual sea la posición, se obtiene un círculo máximo, que es el
mayor que puede trazarse en una esfera.
— Por dos puntos de la superficie de una esfera sólo puede
pasar un círculo máximo, salvo que correspondan a los dos
extremos de un mismo diámetro, en cuyo caso son infinitos.
— La distancia más corta entre dos puntos de la superficie de
una esfera, es un arco de círculo máximo.
— Un círculo máximo corta a otro dividiéndolo en dos semi­
círculos.
El hecho de que la Tierra sea una esfera es de una trascendencia
enorme. Esta forma, unida a los movimientos que realiza y que van
a ser el objeto de estudio de nuestro siguiente apartado, va a
condicionar la vida y las características climáticas del planeta. Por
otra parte, la necesidad de representar la superficie de la Tierra
sentida desde la antigüedad, encuentra en el hecho de la esfericidad
una de sus principales dificultades; acabaremos el tema analizando
las formas que encuentra la Cartografía para vencer los problemas
que este hecho plantea.
3.
3.1.
a)
Rotación
Orientación y situación sobre la superficie terrestre
La Tierra gira en torno a su eje polar y emplea en el giro completo
23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos. Cada punto de la Tierra
recorre 360° en este giro, que se produce a una velocidad consi­
derable y en sentido Oeste a Este (por eso vemos salir el Sol por
el Este y ponerse por el Oeste).
De lo que acabamos de exponer se deduce claramente que el
movimiento de rotación nos sirve para situarnos en el espacio y en
el tiempo.
En primer lugar podemos orientarnos; con sólo observar el punto
por donde el Sol sale y se pone, sabemos dónde están los llamados
puntos cardinales (Norte, Sur, Este y Oeste). Los puntos de referencia
fijos y válidos para toda la superficie terrestre son los polos, es
decir, los extremos del eje de rotación, que sirven de base para
trazar la red geográfica.
La red geográfica es un entramado sobre la superficie terrestre
de líneas llamadas meridianos y paralelos, cuya finalidad es localizar
con exactitud matemática cualquier punto de la superficie (figura 1.4).
Los meridianos son arcos de círculo máximo cuyos extremos
coinciden con los polos. Cada meridiano mide 180° y dos opuestos
constituyen un círculo máximo.
LOS MOVIMIENTOS DE LA TIERRA
Situados sobre la superficie terrestre no tenemos conciencia de
que nos movemos; a pesar de la evidencia de la evolución del Sol
y la Luna a lo largo del día y de la noche, resultó más sencillo
para el hombre pensar que eran ellos los que se movían, antes que
aceptar que lo hacía la Tierra.
Pero la Tierra se mueve en el espacio, y lo hace con dos
movimientos principales: gira sobre sí misma alrededor de un eje
imaginario y gira alrededor del Sol, describiendo una curva casi
circular (una elipse) llamada órbita terrestre, a lo largo de un plano,
que es el plano de revolución de la Tierra, o plano de la eclíptica.
Figura 1.4. Red de meridianos y paralelos.
26
27
Los paralelos son círculos completos, que se obtienen por la
intersección de planos perpendiculares al eje de rotación. Uno sólo,
el Ecuador, es un círculo máximo, que divide la Tierra en dos mitades
iguales, o hemisferios.
En ambos casos el número que se puede trazar es infinito.
Meridianos y paralelos se cortan en ángulo recto.
Sobre este entramado se puede localizar cualquier punto con toda
precisión, por el sistema que consiste en medir por un lado la
distancia angular entre el paralelo en que esté el punto a localizar
y el Ecuador, y por otro entre el meridiano en cuestión y uno que
se toma como referencia con el valor 0° y que se denomina de
Greenwich (por el observatorio del mismo nombre, situado al Oeste
de Londres). Los valores obtenidos se denominan coordenadas del
punto y vienen definidas por dos valores: longitud y latitud, que
corresponden a las mediciones citadas.
La longitud puede definirse como el ángulo que forma el plano
del meridiano de un lugar con el meridiano cero, o como el arco
de paralelo medido en grados entre un punto y el meridiano cero.
Observando la figura 1.5 se deduce fácilmente que todos los puntos
situados sobre un mismo meridiano tienen la misma longitud. Ésta
puede ser Este u Oeste, y comprendida entre O y 180°.
La latitud es, en cambio, el ángulo comprendido entre el plano
del Ecuador y el que pasa por un punto de la superficie y el centro
de la Tierra. La latitud puede ser Norte y Sur, con valores com ­
prendidos entre cero grados (en el Ecuador) y 90° en cada uno de
los polos. También puede definirse como el arco de meridiano
medido en grados entre un punto y el Ecuador. Todos los puntos
de un mismo paralelo tienen la misma latitud (figura 1.5).
La extensión lineal de un grado de longitud y latitud varía. En
el Ecuador un grado de paralelo tiene 111,322 km. (el resultado de
dividir los 40.075 km. de perímetro ecuatorial por 360° de la cir­
cunferencia). Pero según ascendemos en latitud el tamaño disminuye;
así a los 60° de latitud la extensión de un grado de paralelo es de
55,8 km. y a 90° es cero. Por el contrario, los grados de meridiano
son sensiblemente iguales, con la única salvedad de la deformación
que hemos comentado en la forma esférica, que está ligeramente
achatada. A 0° de latitud un grado de meridiano mide 110,5 km. y
a 90° 111,7 km. (cuadro I.2.).
Naturalmente, con la latitud varía también la velocidad del giro,
dada la forma esférica. Es máxima en el Ecuador y mínima en los
polos. Cada punto de la Tierra recorre 360° en el día, pero como
hemos visto, no son de igual extensión en kilómetros. Por tanto,
sobre el Ecuador un punto recorrerá 40.075 km. y a 60° N. y S. tan
sólo 20.088 km. (55,8x360).
CUADRO 1.2
EXTENSIÓN DE UN GRADO DE MERIDIANO Y DE PARALELO SEGÚN LA
LATITUD
Figura 1.5. Longitud y latitud. E! ángulo a corresponde a ia longitud del punto x /
el ángulo p a su latitud.
28
LATITUD'^
EXTENSIÓN DE UN GRADO DE
MERIDIANO. KM
EXTENSIÓN DE UN GRADO DE
PARALELO. KM
0
110,56
111,32
10
110,60
109,64
20
110,70
104,65
30
110,85
96,49
40
111,03
85,39
50
111,23
71,70
60
111,41
55,80
70
111,56
38,18
80
111,66
19,39
90
111,70
0,00
29
Así, la velocidad del movimiento en el Ecuador es de 1.700 km/
hora; en el paralelo 60° es de 85 km/hora y en los polos es cero.
b)
Consecuencias de! movimiento de rotación
El movimiento de rotación hace que se generen una serie de fuerzas
que afectan a los objetos situados sobre la superficie. La fuerza
centrifuga tiende a separar los objetos, pero su efecto es contra­
rrestado por la fuerza de la gravedad (como es bien sabido ésta
consiste en que los cuerpos son atraídos entre sí de forma direc­
tamente proporcional a su masa, e inversamente proporcional al
cuadrado de la distancia que los separa). El resultado del efecto de
estas dos fuerzas es una variación en el peso, que es más reducido
en el Ecuador.
Un segundo efecto muy importante es el conocido como efecto
de Coriolis o fuerza de CorioHs. Consiste en que todo móvil sobre
la superficie terrestre sufre una desviación, que es hacia la derecha
en el sentido de su marcha en el Hemisferio Norte y a la izquierda
en el Hemisferio Sur. Esta desviación produce importantes efectos
sobre la circulación de los vientos y de las corrientes marinas, que
veremos en los capítulos siguientes (temas V y VI).
Como consecuencia del movimiento de rotación, todo punto de
la Tierra sufre una alternancia entre un período de iluminación (día),
y otro de oscuridad (noche), que coinciden con un período de
calentamiento y otro de enfriamiento, ya que la luz, como el calor,
tienen el mismo origen; el Sol.
Gracias a la rotación, todos los puntos de la Tierra reciben una
cantidad de luz y calor necesaria para la vida. Veremos que existen
diferencias muy notables de unos lugares a otros, pero nunca tan
grandes como las que habría entre la mitad iluminada y la mitad
en tinieblas permanentes, si no hubiera rotación. También veremos
cómo a lo largo del año hay importantes cambios en la duración
del día y de la noche para las distintas zonas terrestres.
La última consecuencia trascendental del movimiento de rotación
es que nos permite medir el tiempo. La unidad de medida es el
día, período que tarda la Tierra en girar sobre sí misma.
El día se ha dividido en 24 horas, de modo que una hora es el
período que tarda la Tierra en girar 15°.
El centro del día, o mediodía, es el momento en que el Sol está
en el punto más alto de su recorrido «aparente» en torno a la Tierra.
Como es natural este punto coincide para todos los lugares situados
a lo largo de un meridiano, pero varía de unos lugares a otros,
según la longitud a que se encuentren.
30
Figura 1.6. Mapa de husos horarios de! mundo. Tomado de Stahier.
31
Dado que la Tierra gira de Oeste a Este, si desde el meridiano
cero, en el que suponemos son las doce horas, nos desplazaramos
hacia el Este, tendríamos que adelantar una hora el reloj por cada
15° recorridos, mientras que si lo hiciéramos al Oeste, tendríamos
que retrasarlo en igual medida.
Las necesidades de la vida moderna hacen imposible mantener
la hora real de cada lugar, por lo que se han adoptado los llamados
husos horarios. La Tierra está dividida en 24 husos horarios en los
que se toma la hora media para todo el huso y que son un tanto
irregulares sobre los continentes, para adaptarse en lo posible a las
fronteras políticas, de modo que en un mismo país se evite tener
un elevado número de horas diferentes. Tan sólo los países muy
extensos (Canadá, Rusia, USA, Australia) tienen varios husos horarios
y, por tanto, varias horas oficiales. La hora oficia! se basa en un
meridiano de referencia. Se toma la hora real de este meridiano y
se aplica de forma arbitraria a un amplio territorio. Cada país procura
tener para todo su territorio una sola hora oficial, salvo los muy
extensos. Normalmente se adopta como hora oficial la del huso
horario en que se halle comprendida la capital del Estado, salvo
que por intereses comerciales o culturales prefieran utilizar la del
huso próximo. Por ejemplo, en España la hora oficial corresponde
a la del huso de Europa Central (figura 1.6).
Los meridianos esenciales son ei de Greenwich y el llamado de
medianoche, que es el de 180°. En 1884, la Conferencia Internacional
sobre Meridianos acordó fijar en él, aunque con algunas desviaciones
para evitar problemas de horario en tierra firme, ia línea .de fecha
astronómico es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos de
la Tierra por un mismo punto, medido respecto a las estrellas fijas
y el año solar es el tiem po transcurrido entre dos equinoccios).
El movimiento se efectúa de Oeste a Este, coincidiendo con el
de rotación, hecho general en casi todos los planetas y satélites del
sistema Solar.
La trayectoria que describe la Tierra es una elipse de muy pequeña
excentricidad, en uno de cuyos focos se sitúa el Sol. A lo largo del
recorrido la Tierra está a una distancia media del Sol de 150 millones
de kilómetros, estando a 147 millones de kilómetros en el momento
de mayor proximidad o perihelio y a 152 millones en el momento
de máximo alejamiento o aphelio. La velocidad media a la que la
Tierra gira es de 107.000 km/hora.
No podemos detenernos en los principios y leyes que rigen este
movimiento, vamos a analizar, tan sólo, algún aspecto de trascen­
dentales consecuencias geográficas.
Si nos fijamos a lo largo del año en la salida y en la puesta del
Sol, veremos que paulatinamente va cambiando de lugar. Si fuéramos
fijando en cada momento la posición del Sol, obtendríamos que
recorre un círculo oblicuo, y, por tanto, inclinado con respecto al
Ecuador. Esto ocurre por una sencilla razón: ia Tierra gira indinada
sobre el piano de traslación o plano de ia eclíptica.
internacional.
De lo expuesto se desprende que si conocemos la hora real que
es en un lugar y podemos saber la hora que es en ese mismo
momento en Greenwich, podemos deducir la longitud exacta a la
que se encuentra el lugar. E, inversamente, si conocemos la hora
de Greenwich y la longitud del lugar, podemos determinar la hora
solar.
3.2.
a)
Traslación
Características del movimiento de traslación
Es el segundo movimiento. En él la Tierra realiza un giro completo
alrededor del Sol, en el que invierte 365 días, 5 horas y 48 minutos
con 45,6 segundos, período al que se llama año (se puede hacer
una matización entre el año astronómico y el año solar. El año
32
33
El eje terrestre presenta una inclinación con relación al plano de
la eclíptica de 23° 27'. Es decir forma con este plano un ángulo de
66° 33'. Esta inclinación se mantiene de forma constante y el eje
siempre apunta en la misma dirección. Por tanto, a lo largo del giro
efectuado alrededor del Sol, habrá un momento en que se dirija
hacia el Sol y otro en que lo haga en sentido contrario (figura 1.7).
b)
Consecuencias del movimiento de traslación
De este hecho se derivan importantes consecuencias, las princi­
pales son la sucesión de estaciones y la delimitación de zonas
climáticas.
Si observamos la figura 1.8, vemos destacados cuatro momentos
clave para la vida en la Tierra.
22 Junio
X
22 Diciembre
22 Septiembre
Figura 1.8. Posición de la Tierra con respecto al Sol en el momento de los equinoccios
Y solsticios. Obsérvese cómo varia la posición de la mitad iluminada con relación a
los Polos.
34
En torno al 22-23 de diciembre los rayos del Sol son perpen­
diculares al plano tangente a la supeficie terrestre en el Trópico de
Capricornio (paralelo situado a 23° 27' de latitud Sur) (A). En este
momento la línea que delimita la parte iluminada de la Tierra de la
que no lo está, es tangente a dos paralelos situados a 66° 33' (Circulo
Polar Ártico y Antàrtico respectivamente). En el Ecuador hay una
igualdad entre día y noche, ya que la línea de iluminación lo divide
por la mitad. Pero fuera de esta latitud, hay una notable desigualdad
entre el día y noche en toda la Tierra. En el hemisferio Norte es
mayor la zona oscura que la iluminada, por tanto los días son mucho
más cortos que las noches, y tanto más cuanto más nos acercamos
al Polo Norte. A partir del Círculo Polar Ártico (66° 33') reina la
noche permanente, no se ve salir el Sol.
La situación en el Hemisferio Sur es la opuesta: días más largos
que las noches y desde el Círculo Polar Antàrtico al Polo Sur un
día de 24 horas. Es el solsticio de invierno, momento en que se
inicia esta estación para el Hemisferio Norte.
En torno al 22 de junio se da una situación idéntica pero invertida
(C). Es el momento del solsticio de verano. Entonces, los rayos del
Sol son perpendiculares al plano tangente a la superficie terrestre
en el Trópico de Cáncer (23° 27' Norte). Por tanto, en el Círculo
Polar Ártico el día tiene 24 horas de luz, mientras que en el Antàrtico
es la noche la que tiene esta duración. Salvo en el Ecuador, es
máxima la desigualdad de duración entre día y noche, pero ahora
en el Hemisferio Norte, donde comienza el verano, los días son más
largos que las noches y en el Sur ocurre al revés. Entre el Hemisferio
Norte y el Hemisferio Sur las estaciones se presentan invertidas.
Los Trópicos de Cáncer y Capricornio son la latitud máxima en
la que los rayos del Sol son perpendiculares al mediodía en algún
momento del año, alcanzando éste una altura de 90° sobre el ho­
rizonte. Por encima de esta latitud nunca se alcanza la verticalidad.
En cada Trópico el movimiento aparente del Sol oscila entre estos
dos momentos, en que alcanza la máxima y mínima altura. Cuando
llega a la vertical parece que se para y vuelve hacia atrás, por eso
a este momento se le llama solsticio (de sol-l-stare).
Los otros dos momentos clave son los llamados equinoccios.
Alrededor del 22 de marzo se produce el equinoccio de primavera
(B) (comienzo de la primavera para el Hemisferio Norte). Los rayos
del Sol son perpendiculares al plano perpendicular a la superficie
terrestre en el Ecuador (círculo máximo perpendicular al eje terrestre).
Por tanto, la línea que separa la mitad iluminada de la oscura en
la Tierra, pasa por los polos. Todos los paralelos terrestres quedan
35
divididos en dos semicírculos iguales y, consiguientemente, en todas
las latitudes el día y la noche tienen la misma duración (12 horas)
(la palabra equinoccio significa igual noche, del latín aequus nox).
La altura del Sol sobre el horizonte es máxima: 90° en el Ecuador.
En el resto de la Tierra la altura coincide con la latitud (90° menos
la latitud del lugar considerado).
En torno al 22 de septiembre se produce el equinoccio de otoño
(D), en el que la situación es idéntica pero invertida.
A partir de los equinoccios comienza para los polos un día o
una noche de seis meses de duración, que va extendiéndose hasta
el momento del solsticio, en que llega a alcanzar a los Círculos
Polares.
A partir de estos cuatro momentos, observando la figura 1.8,
podemos deducir con facilidad cuál será la situación en las etapas
intermedias para todos los puntos del globo.
La sucesión de estaciones es de enorme importancia. Si la Tierra
no girara inclinada, exponiendo alternativamente sus hemisferios al
Sol, las cosas serían muy diferentes. En todos los lugares la duración
del día y de la noche sería igual todo el año, no habría estaciones.
Por el contrario, como consecuencia de la inclinación hay, como
hemos visto, estaciones, y además, a partir de los paralelos signi­
ficativos que hemos resaltado (Trópicos y Círculos Polares), se pueden
delimitar cinco zonas climáticas-.
— Una zona intertropical. Situada entre los Trópicos. Se carac­
teriza porque los rayos solares alcanzan la máxima verticalidad, que
nunca logran fuera de ella. La duración entre el día y noche es
sensiblemente igual a lo largo del año, con una oscilación mínima.
El calentamiento diurno supera al enfriamiento nocturno, es la zona
Figura 1.9. Incidencia de los rayos solares sobre la superficie terrestre, consecuencia
de su esfericidad. Compárese la superficie calentada en cada caso por ei mismo
volumen de rayos, así como la parte de atmósfera atravesada.
cálida.
de la noche, unida a la extrema oblicuidad de los rayos solares,
explica las bajas temperaturas de estas zonas frías (figura 1.10).
— Dos zonas templadas. Entre los Trópicos y los Círculos Polares.
A ellas los rayos solares llegan mas oblicuos cuanto mayor es la
latitud y por tanto con una energía calorífica menor, ya que han de
atravesar mayor espesor de atmósfera y calentar mayor superficie.
Además, hay una notable oscilación de la duración del día y la
noche a lo largo del año y según la latitud. Todo ello hace que
estas zonas conozcan grandes variaciones de temperaturas, que, no
obstante, se mantienen, en general, moderadas (figura 1.9) (tema IV).
— Dos zonas polares. Limitadas por los Círculos Polares a 66°
33' N. y S. Allí la desigualdad día/noche llega al máximo, alcanzando
en los polos una duración de seis meses continuos. La larga duración
c)
Conclusión: consecuencias geográficas de la esfericidad de la
Tierra y de los movimientos de rotación y traslación
Recapitulando sobre todo lo expuesto hasta aquí, podemos con­
cluir destacando los hechos más importantes, desde el punto de
vista geográfico:
— El hecho de la esfericidad de la Tierra hace que los rayos
solares incidan de forma perpendicular tan sólo en torno al
Ecuador y hasta la latitud de 23° 27' (por la inclinación del
36
37
— En definitiva, como consecuencia última, se definen sobre la
superficie terrestre unas zonas climáticas que condicionan la
vida sobre el planeta, dándole una notable diversidad y riqueza
(figura 1.10).
eje terrestre), mientras que según aumenta la latitud hacia los
polos la oblicuidad va siendo mayor, con las repercusiones
consiguientes en cuanto a capacidad energética (figura 1.9).
Al girar sobre sí misma, hecho que permite una fácil orientación
y localización, así como un sistema cómodo para medir el
tiempo, produce una serie de efectos de los que destacamos:
• Que los móviles sufren una desviación en su desplazamiento
(fuerza de Coriolis).
• Que hay una sucesión alternativa de períodos de iluminación
y caldeamiento (día) y de oscuridad y enfriamiento (noche),
para todos los puntos de la Tierra.
- Al girar alrededor del Sol inclinada sobre su eje hace que se
produzca una sucesión de estaciones climatológicas, que afec­
tan sobre todo a las latitudes por encima de los Trópicos, en
las que las diferencias entre la duración del día y la noche
son cada vez más acusadas, según nos aproximamos a los
polos, al tiem po que se acrecienta la oblicuidad de los rayos
solares.
Polo N.
4.
CUERPOS CELESTES QUE AFECTAN A LA TIERRA
4.1.
La Luna, único satélite de la Tierra
La Luna es un pequeño satélite cuyo diámetro es de aproxim a­
damente una cuarta parte de la Tierra (3.475 km) y cuya masa es
de alrededor de la octava parte de la misma, por lo que la fuerza
de gravedad en su superficie es mucho menor que la de la Tierra.
Gira en torno a nuestro planeta a una distancia media de 381.500
km. describiendo una órbita elíptica, en sentido Oeste a Este, con
su eje de rotación aproximadamente paralelo al terrestre. La Tierra
ocupa uno de los focos de esta elipse, que es mucho más excéntrica
que la órbita terrestre. Así en el perigeo (momento de máxima
proximidad) su distancia es de 356.000 km. y en el apogeo (momento
de máximo alejamiento) es de 407.000 km.
Zona Polar
Zona Templada
Zona
Intertropical
Oposición
(sizigia)
Zona Templada
Zona Polar
Figura 1.10. Zonas climáticas de la Tierra.
38
Figura 1.11. Posiciones relativas de la Luna, la Tierra / el SoL Órbita lunar.
39
En su movimiento alrededor de la Tierra nos muestra siempre la
misma cara, porque el tiempo que emplea en girar sobre su eje
(rotación) es igual al que utiliza en realizar el giro en torno a la
Tierra (traslación), con una duración para ambos de 27 días, 7 horas,
43 minutos y 11,5 segundos (referido a una estrella fija, si lo referimos
al Sol tarda 29 días y medio). Según sea la posición que ocupa con
relación a la Tierra y al Sol se nos presenta con diferente iluminación,
que no es propia, sino reflejo de la luz solar. Estas diversas formas
son las denominadas fases de la Luna.
Cuando el Sol, la Luna y la Tierra se encuentran alineados,
aproximadamente en línea recta se dice que están en sizigia; que
será conjunción si Sol y Luna están al mismo lado de la Tierra y
oposición si ésta está en medio. Por el contrario, si entre los tres
forman un ángulo recto, se dice que están en cuadratura (figura
1.11).
Durante los momentos de sizigia pueden producirse eclipses, que
serán de Sol en la conjunción y de Luna en la oposición. Es uno
de los efectos de Tierra y Luna. Mayor importancia tiene otro fe­
nómeno que afecta a la Tierra, que veremos en el tema de los
Océanos: las mareas. Las mareas son el único efecto directo y
demostrado de la Luna sobre la Tierra.
5.
5.1.
LA REPRESENTACIÓN DE LA TIERRA. CARTOGRAFÍA
La importancia de la Cartografía en Geografía
Desde sus orígenes la Geografía ha estado vinculada a los mapas,
a la Cartografía, que constituye una ciencia independiente de enorme
importancia. En un curso inicia!, en que tratamos todos los grandes
apartados de la Geografía, no es posible ni siquiera una mínima
profundización en este tema, pero dada la importancia que para el
geógrafo tienen los mapas, vamos a analizar de forma muy breve
cómo se resuelve el problema de representar en plano una superficie
curva, dado que la Tierra es una esfera. Veremos también lo que
significa la escala, las fases que se siguen para levantar un mapa
y los tipos de mapas más importantes.
El hombre no puede captar de forma directa, no ya la realidad
del globo terrestre, ni siquiera el conjunto de su propia ciudad, por
lo que es imprescindible representar la superficie terrestre sobre la
que vivim os para poder «abarcarla» con la mirada. Inicialmente surgen
dos problemas esenciales, uno el del tamaño, que se resuelve con
la escala y otro el paso de la curva al plano, que se resuelve con
los sistemas de proyección.
4.2.
Los meteoritos
De los restantes cuerpos celestes, tan sólo los meteoritos afectan
a la Tierra. Son cuerpos, metálicos unos (compuestos de hierro puro
y algo de níquel) y pétreos otros (formados por silicatos), que se
suponen restos de un cuerpo planetario similar a la Tierra, que se
desintegró (su estudio se utiliza para descifrar las características del
interior de nuestro planeta).
Se trasladan en órbitas independientes alrededor del Sol y a
menudo son interceptados por la Tierra, precipitándose en la at­
mósfera. La mayoría son muy pequeños y se volatilizan. Los más
grandes han llegado hasta la superficie, habiendo dejado incluso la
huella de su impacto (ejemplo cráter meteor de Arizona). Los grandes
cráteres lunares que se aprecian con un telescopio sencillo, son
resultado de la caída de grandes meteoritos, que no son frenados,
dado que la Luna no posee atmósfera, por lo que llegan a la superficie
y se hunden, explotando posteriormente.
40
5.2.
a)
Base matemática para la confección de un mapa
La escala
El mapa es una representación convencional de la configuración
superficial de la superficie terrestre. Como toda representación debe
guardar una relación de tamaño o proporción con el objeto real.
Esta proporción viene dada por la escala, que es la relación de
reducción entre las distancias reales y las del mapa.
La escala numérica se expresa como una fracción, en la que el
numerador es la unidad y el denominador indica el número de veces
que cualquier medida del mapa es mayor en la realidad. Así, si la
escala es 1:100.000 y medimos en centímetros, quiere decir que un
centímetro sobre el mapa equivale a 100.000 cm. en la realidad, es
decir, 1 cm. = 1 km. Se denomina gran escala a la que tiene pequeño
denominador y pequeña escala a la que lo tiene grande. Los mapas
de escalas más grandes se denominan planos.
41
La escala puede ser numérica y gráfica. La gráfica consiste en
representar en un segmento la equivalencia en metros, kilómetros,
etc. que permite medir directamente distancias sobre el mapa, con
sólo trasladar la medida realizada sobre la escala gráfica (figura 1.12).
1:50.000
1000 m
Figura 1.12.
5 km
2
-4^
-
Escala gráfica en una hoja del Mapa Topográfico Nacional a escala
1:50.000.
Gracias a la escala no sólo es posible medir distancias lineales,
sino también superficies, ya que las figuras representadas son se­
mejantes y por tanto sus áreas son iguales al cuadrado de la razón
de semejanza.
Sm/Sr = (1/x)^
Siendo:
= denominador de la escala.
Sm = superficie medida en el mapa.
Sr = superficie en la realidad.
X
Por tanto:
Sr = Sm • x^.
Para confeccionar un mapa previamente a la elección de la escala
hay que llevar a cabo una serie de operaciones, que constituyen,
junto a la escala, la base matemática del mapa.
b)
Triangulación
De cualquier punto terrestre podemos conocer su posición relativa
y su posición absoluta. Supongamos unos exploradores que llegan
a una tierra poco conocida. Allí encuentran tres puntos clave: dos
montañas y una laguna. Si logran medir la distancia entre cada punto
pueden levantar un plano de situación, en el que marcar, mediante
un triángulo, las distancias entre los tres lugares y tener, por tanto,
su situación relativa. Si por métodos astronómicos se pueden obtener
42
las coordenadas geográficas de uno de ellos tendríamos la situación
absoluta.
Para levantar mapas reales se procede del mismo modo. Se deben
establecer las posiciones relativas de varios puntos clave, a los que
luego se añaden puntos secundarios y con mucha menor precisión
un número indefinido de puntos menos importantes.
La primera operación consiste en medir una línea de base. Es
decir, medir con toda precisión una línea recta y larga, de hasta
varios kilómetros. (Hoy se hace con instrumentos electrónicos y
anteriormente con una cinta métrica especial, que no sufre m odifi­
caciones con la temperatura.)
Sobre la base así medida se realiza una triangulación, que consiste
en cubrir la zona a cartografiar de una red de triángulos, cuyos
vértices serán los citados puntos de referencia. Una vez conocido
el valor de la base, si, desde los extremos, medimos dos ángulos,
lanzando una visual con el teodolito sobre un tercer punto, tenemos
los elementos clave para desde allí trazar cuantos triángulos que­
ramos, ya que conociendo un lado y dos ángulos de un triángulo,
conocemos los otros dos lados y el tercer ángulo.
Los extremos de la base tienen que enlazarse con un punto
fundamental que se establece como origen de todas las coordenadas
de la red y que constituye el llamado datum. La triangulación no
es el único método para iniciar la cartografía de un territorio, pero
es, sin duda, uno de los más utilizados.
c)
Determinación de la altitud
Después de conocer la posición absoluta de los puntos clave es
necesario saber su altura. Para ello hay tres métodos:
— Barométrico. Muy sencillo de realizar, pero con grandes riesgos
de error (se basa en la disminución de la presión con la altura
que veremos en el tema V).
— Trigonométrico. Poco preciso. Consiste en hallar el desnivel a
partir del ángulo de la pendiente y la distancia.
— Nivelación. Utilizando el aparato llamado nivel, que consiste
en un telescopio montado horizontalmente, con un nivel de
burbuja en el tubo. Se establece una superficie de nivel, que
suele ser el nivel medio del mar en calma y a partir de ella
se van realizando mediciones, enfocando horizontalmente hacia
la pendiente desde un punto de mira elevado hasta 4 m. Es
un método lento y costoso, pero de gran precisión. En la
actualidad hay métodos mucho más rápidos a partir de la
fotografía aérea, pero no tan precisos (figura 1.13.)
43
Escala
vertical
Proyección
globular.
Proyección
ortodròmica.
Figura 1.13. Medición de altura por nivelación. Conocida la altura del punto «x» para
averiguar la del punto «y» se sitúan en ambos puntos dos escalas graduadas. Con
el nivel se lanza una visual horizontal y se mide la altura que alcanza en ambos.
h (y )= h (x )+ a -b .
Una vez conocidas las coordenadas geográficas
clave hay que trasladarlas al plano. El paso de
constituye la red geográfica a una superficie plana
esencial de la cartografía; se resuelve mediante las
d)
de los puntos
la retícula que
es el problema
proyecciones.
Proyección
de Mercator.
Proyecciones
Por geometría elemental sabemos que hay una serie de figuras
geométricas desarrollables, es decir, que si se cortan por determi­
nadas líneas se pueden desenvolver y desarrollar, dando lugar a una
superficie plana. Son ejemplos el cono o el cilindro. Pero la Tierra
es una esfera y por tanto pertenece al grupo de figuras no desa­
rrollables, no se puede cortar y desenvolver a lo largo de una recta,
de modo que si hemos de «estirarla» sobre una superficie plana
quedará deformada, siendo imposible la proyección perfecta.
Si se pretende representar una parte muy pequeña de la superficie,
la distorsión puede ser mínima, pero ésta aumentará según lo haga
la superficie a representar, llegando al máximo si se pretende abarcar
todo el globo (figura 1.14).
44
Proyección
estereográfica.
Figura 1.14. Deformaciones según el tipo de proyección (de Eckertj.
La proyección consiste en pasar al plano la red de meridianos y
paralelos. Existen multitud de sistemas de proyección, sin que se
pueda decir que haya uno perfecto, sino más o menos adecuados
a las necesidades. Las deformaciones pueden afectar de forma es45
pecial a las superficies, a los ángulos o a las distancias. Hay sistemas
que conservan las distancias a lo largo de direcciones especiales,
son los equidistantes. Otros conservan los ángulos, o sea que las
líneas en la esfera forman al cortarse el mismo ángulo que en la
representación plana. Son proyecciones conformes. Éstas conservan
la forma de la figura representada, pero entrañan grandes cambios
de superficie. Las proyecciones de este tipo son muy útiles para
representaciones de carácter general, pues reflejan bastante bien las
características físicas.
Por último, hay proyecciones que conservan la superficie de
cualquier figura, es decir, conservan las áreas. Son equivalentes. En
ellas cualquier extensión, grande o pequeña, tiene la misma superficie
en el plano que en la esfera a igualdad de escala. Naturalmente,
las deformaciones de los ángulos, sobre todo en los bordes, son
considerables.
Según lo que se pretenda del mapa, serán más útiles unas u
otras. Por ejemplo, en un mapa de navegación es esencial medir
ángulos, por tanto necesitamos una proyección conforme. Si interesa
medir distancias desde un punto, se preferirán equidistantes y si se
desea representar la distribución de un fenómeno (por ejemplo las
áreas de bosque) buscaremos una equivalente.
— Cenitales o acimutales. Resultan de proyectar la superficie del
globo sobre un plano, desde un cierto centro de perspectiva (un
ejemplo práctico consistiría en hacer una réplica de la red de me­
ridianos y paralelos terrestres en alambre, introducir una bombilla y
proyectar la sombra de la red en la pared. El punto de mira, la
bombilla en este caso, puede situarse en el interior, en la antípoda
de lo que se desea representar, o, incluso, en el exterior).
Tipos de proyecciones
Se pueden clasificar en cuatro grandes grupos (figura 1.15):
Figura 1.15. La mayor parte de las proyecciones se resuelven considerando a la Tierra
inscrita en un cicHndro, un cono o trasladada a un plano.
46
47
Estas proyecciones poseen simetría radial respecto a un punto
central. Toda recta trazada desde el centro hacia el exterior, coincide
con un círculo máximo.
Según la posición que tengan respecto al globo, pueden ser de
tres formas:
• Polar, si el plano de proyección es perpendicular al eje terrestre.
• Ecuatorial, si el plano es paralelo al eje, o sea, perpendicular
al Ecuador.
• Oblicua, si el plano es perpendicular a cualquier punto inter­
medio.
Entre las más importantes proyecciones cenitales se pueden citar
las ortográficas, estereográficas y gnomónicas, que difieren por la
localización del foco desde el que se realiza la proyección (figura
1.16).
Hay otros tipos de proyecciones cenitales entre las que destaca
la equivalente de Lambert, muy generalizada (figuras 1.17, 1.18 y 1.19).
90°
—
Sistemas de proyección cónicos. En este caso se proyecta la
red geográfica sobre un cono que se desarrolla sobre un plano.
Se caracteriza porque los meridianos aparecen como rectas y los
paralelos como arcos de círculo concéntricos. Resulta especialmente
útil para zonas situadas en latitudes medias, siendo imposible re­
presentar por este sistema la totalidad del globo.
Figura 1.18. Ejennplo de proyección estereográfica.
90°
í 1 1f
0°
60°
30°
^
I f
15'
f 7
90°
Figura 1.17. Ejemplo de proyección ortográfica. A. oblicua. B. Ecuatorial.
48
B
Figura 1.19.
E jem plo de p ro y e c a o n gnom onica.
49
Entre los muchos tipos de proyección cónica, la más sencilla es
la simple, que es tangente al globo en un paralelo, el único que
conserva la escala. Una modificación de la misma consiste en hacer
el cono tangente a dos paralelos (figura 1.20).
Muy utilizada y difundida, porque su error en la escala es muy
pequeño, es la llamada proyección cónica conforme de Lambert, en
la que una recta trazada sobre el mapa resulta muy aproximada a
un segmento de círculo máximo.
Si se utilizan varios paralelos de base, por medio de varios conos,
se obtiene una proyección poUcónica.
él la escala aumenta rápidamente. Es conforme. Muy utilizada en
navegación y en mapas mundi, a pesar de no ser recomendable
por la deformación que produce en las altas latitudes (figura I. 21).
—
Sistemas de proyección cilindricos. En este caso se proyecta
la red geográfica sobre un cilindro, para desarrollarla luego en un
plano.
En las proyecciones cilindricas los paralelos aparecen como rectas
con un espaciamiento más acusado según nos alejamos del Ecuador.
Los meridianos aparecen con idéntica separación, es decir, paralelos
entre sí. Es muy útil para latitudes bajas y para mapas de conjunto.
Las más generalizadas son: la proyección de Mercator, en la que
los meridianos son paralelos. Sólo mantienen su separación real en
el Ecuador, al que el cilindro es tangente. Según nos alejamos de
0°
30“
60°
90°
60°
30°
Figura 1.21. Ejemplo de proyección cilindrica. Proyección de Mercator.
Figura 1.20. E¡emplo de proyección cónica simple
50
La transversal de Mercator, llamada U.T.M. (Universal Transversa
de Mercator) o conforme de Gauss, consiste en utilizar un cilindro
tangente a un meridiano, a lo largo del cual la escala se mantiene
constante (figura I. 22).
51
801
Figura 1.22. Proyección U.T.iV!.
—
Otros sistemas de proyección. Hay otras importantes proyec­
ciones que no se ajustan a los tres tipos citados. Son especialmente
utilizadas para mapas mundi. Las más interesantes son:
I
I
• Homolográfica (o de Mollweide) que conserva las áreas. Los
paralelos aparecen como rectas (el Ecuador doble que el me­
ridiano central) y los meridianos, salvo el central que es recto,
como arcos de elipse.
• Sinusoidal. Muy similar, salvo que los meridianos aparecen como
curvas sinusoidales.
• Homolosena. Resultado de combinar las dos anteriores. Los
paralelos son rectas y en cuanto a los meridianos utiliza uno
como central para cada continente (figura I. 23).
Hay otras muchas cuya simple enumeración parece innecesaria.
El geógrafo necesita conocer las características de las más im por­
tantes, que serán las que más utilice. Sabemos que la mejor repre­
sentación de la Tierra es el globo, pero, puesto que es inevitable
el uso de mapas, hemos de tener muy claro que debemos elegir
el que mejor se adecúe a nuestros fines, para lo cual hay que
prestar atención a la proyección utilizada en su confección.
Figura 1.23. Proyecciones complejas. A. proyección homolográfica. B. proyección si­
nusoidal. C. proyección homolosena.
52
53
5.3.
Base geográfica para la confección de un mapa
Todo lo hasta aquí visto constituye la base matemática de la
elaboración de un mapa. Hay además lo que podemos llamar base
geográfica, que consiste esencialmente en la representación del re­
lieve y de la planimetría.
La representación del relieve o altimetría, problema esencial en
cartografía, es uno de los campos en que más se ha perfeccionado.
Ha habido múltiples métodos más o menos rústicos para representar
el relieve, como los perfiles abatidos, que ya usaron los babilonios,
o el sombreado con pequeños trazos, o simplemente el hacer apa­
recer las cotas de altitud en el mapa.
El sistema más perfecto y generalizado es el de las curvas de
nivel o isohipsas, consistente en unir con una línea todos los puntos
del terreno que tienen la misma altitud, en relación a la base de
referencia, que se establece previamente y que con frecuencia no
es otra que el nivel del mar. Es como si supusiéramos el relieve
cortado por planos horizontales paralelos entre sí (figura I. 24).
En cada mapa se mantiene constante la separación entre las
curvas de nivel, que recibe el nombre de equidistancia. Ésta es
elegida, por lo general, en m últiplos de 10, teniendo en cuenta las
características del terreno y la escala del mapa. En el Mapa Topo­
gráfico Nacional de escala 1:50.000 la equidistancia es de 20 m.
Las isohipsas se trazan a partir de la medición de cotas en el
terreno. Cuanto mayor sea el número de acotaciones, mayor será
la precisión del mapa. En la actualidad, los avances de la fotogrametria
permiten el trazado directo de curvas de nivel, a partir de la fotografía
aérea.
El mapa de curvas de nivel deja de ser expresivo a partir de
escalas de 1:500.000, aproximadamente. A partir de estas escalas lo
más frecuente es representar el relieve por medio de tintas hipsométricas, que consisten en dar el mismo color a los espacios com ­
prendidos entre los intervalos elegidos, por ejemplo de O a 200 m.,
de 200 a 500, etc. De esta forma suele aparecer representado el
relieve en la mayoría de los atlas.
En los mapas de isohipsas es frecuente hoy añadir un sombreado,
que consigue un buen efecto plástico y facilita la rápida observación
del relieve. El sombreado puede hacerse con luz cenital (imaginando
el foco sobre el mapa) o procedente del NW, que aunque es falso
(en nuestra latitud la iluminación real solar procedería del SE o SW),
consigue un buen efecto óptico (figura 1. 25).
Existen otros numerosos métodos, muchos de ellos hechos a
base de combinar varios sistemas, lográndose, en algunos, efectos
de gran belleza, e incluso pictóricos.
La representación de la altimetría por medio de curvas de nivel
nos permite medir, directamente sobre el mapa, alturas, pendientes
y levantar perfiles topográficos. Al geógrafo le resultan esenciales
para la interpretación del paisaje y el análisis de las formas y
características del relieve.
La representación planimétrica da una riquísima información. In­
cluye los diversos accidentes del terreno con su rotulación. De éstos,
unos son naturales (hidrografía, vegetación) y otros resultado de la
acción humana (cultivos, carreteras, pueblos, ciudades, etc.). Algunos
son inexistentes en la realidad (límites administrativos).
Según las características y, sobre todo, la escala del mapa, se
Figura 1.24. Representación de! relieve por curvas de nivel.
55
54
incluye mayor o menor número de accidentes, cuya representación,
que es en forma de símbolos, se explica en la llamada cartela o
leyenda del mapa.
Por último, todo mapa (excepto los llamados mudos) lleva ro­
tulación, es decir, se incorporan nombres que ayudan a la lectura
e interpretación, pero que cartográficamente representan un problema,
dado que «tapan» el terreno. Se juega con colores y tamaños de
letras y, por supuesto, se seleccionan según las características y la
escala del mapa.
En Geografía, y también en otras materias, es muy importante la
interpretación de los mapas, para lo que es preciso adquirir el hábito
a través de la práctica. Pero, además, el geógrafo confecciona un
elevado número de mapas, que corresponden a los llamados te­
máticos.
V
\
¡ r r r ^ W
4M-
'. Z - '4
i/;.i_*.-i.-tó;fi¿.— vy.u
_J '
^ \ \ ■-.
^
, ,f\
/ \
> // A\
a f^ .p
\ - '^
w
--. ;
(
I
'
.„'■'
®
‘\
*
5.4.
\ y-V«r,v,rtf/L
/ t/e‘/u Y/Vi/r'a/W
;
\
f
iW^iA
*/i.^#i/rA'
ih» A</iw
la J'Hffn>tnntt$^^
\
‘ .1/orr«o
íf í '^ ' .
♦II"
”
\
;
^
, W
' \
^ Ss. =
.-: ^
\ fui .>/w«tór^
^ >
\'<
í
...*6‘
T
(1
-% .^
,J : .'-
'1
.
'■
r
^
• ^ -
'V
/•■/ ;!
% O v XV t f
/tffM e üftru/o \
A, (Q/T
• Uí/n^
' (M //o^o ;'
C o liid tf^ U ljA M u j. U » u 'h
^
A'.*" f¿ 2
Mu fia
I
/o.í ^i>t^i/:f«
■\
''
V /
má ’
Miín^.
\
,
\
\
l*iiiilln\
"
■/ '
. --J
, '
■ \ '
•%
Figura 1.25. Reproducción de un fragmento de una hoja de! níiapa Topográfico Nacional.
1:50.000.
56
Tipos de mapas
/
VY
r/?o¿¿9
-
/
"'
Se pueden hacer múltiples clasificaciones: mapas marinos, mapas
de navegación aérea, etc. pero nos interesan aquí tan sólo los
terrestres.
Entre los terrestres se pueden distinguir los topográficos, que
representan la superficie tal como aparece, es decir, con su aspecto
físico, más los resultados de la acción humana.
La variedad de mapas topográficos es muy grande. Entre ellos
destacan los mapas nacionales, que realizan los propios países a
menudo con fines militares, de gran escala y precisión. El español
es el Mapa Topográfico Nacional a escala 1:50.000, del que existen
dos versiones, una realizada por el Instituto Geográfico Nacional y
otra por el Servicio Cartográfico del Ejército.
Existe un interesante Mapa Internacional del Mundo, a escala
1:1.000.000, cuya confección, propuesta por Penck en 1891, se acor­
dó, por medio de una Comisión Internacional, a comienzos de siglo,
comprometiéndose cada país a hacer su territorio. Hay otro a escala
1:2.500.000. Ambos están sin concluir.
Los mapas temáticos son, en cambio, los que tienen por objeto
la representación de un tema, fenómeno o aspecto concreto, que­
dando la parte topográfica en segundo plano, como simple marco
de referencia. La variedad es enorme. A grandes rasgos diremos
que los hay de tipo cualitativo (muestran tan sólo la localización o
distribución del fenómeno) y cuantitativo (si añaden una precisión
numérica, estadística, etc.). En todos los casos los tipos de repre57
f
sentación son variadísimos, desde el simple coloreado, al uso de
tramas, puntos, símbolos, superposición de gráficos, superficies es­
tadísticas proporcionales, trazado por ordenador, etc. (figura I. 26).
Los países más avanzados disponen de importantes servicios
cartográficos. En España, los principales son el Instituto Geográfico
Nacional, que edita el Mapa Topográfico Nacional a 1:50.000, el
Parcelario a 1:10.000 y 1:2.000. Los conjuntos provinciales a
1:200.000. Los mapas de España a 1:500.000 y 1:1.000.000. El Atlas
Nacional de España y múltiples mapas temáticos.
El Servicio Geográfico del Ejército, entre cuyas publicaciones des­
tacan los mapas de España a 1:50.000, 1:100.000, 1:200.000,
1:400.000 y 1:800.000.
El Instituto Hidrográfico de i a Marina, el Instituto Español de
Oceanografía, el Servicio Cartográfico y Fotográfico del Ejército del
Aire, el Instituto Geológico y Minero, Ministerios, Ayuntamientos y
Centros de Investigación, así como centros privados publican m úl­
tiples mapas de variado interés.
Para concluir, tan sólo citaremos muy brevemente que, en la
actualidad, otro elemento que facilita la tarea del geógrafo es la
fotografía aérea, de múltiples aplicaciones y para cuyo uso correcto
es preciso un aprendizaje y un dom inio de determinados aparatos
de apoyo (estereóscopos, barra de paralaje, etc.).
Se trata de fotografías verticales (el eje de la cámara es perpen­
dicular al suelo) que se toman desde una determinada altura, en
pasadas sucesivas, de modo que cada foto se solapa, en parte, con
la anterior para permitir una visión estereoscópica (en relieve).
La riqueza y exactitud de los detalles hacen que sus posibilidades
de utilización sean muy grandes, tanto para estudios de relieve como
de geografía urbana, de geología, agricultura, edafología, vegetación,
arqueología, etc.
El análisis de la Tierra como Planeta del