Download Condiciones cósmicas de la Tierra - Nadir. Página de Luis Vicente

CONDICIONES CÓSMICAS
DE LA TIERRA
Luis Vicente Garcia merino
Fig. 2 LA TIERRA VISTA DESDE LA LUNA. La superficie de la luna, está constituida por rocas, cuyas
formas se deben a los efectos de los impactos, y una gruesa capa de polvo resultante de la fragmentación
producida por las colisiones o por los cambios de temperatura. La ausencia de atmósfera y agua impide otras
formas de alteración o erosión de las rocas. Además en la Luna apenas hay colores, todo es gris, o negro,
cuando queda en sombra. La Tierra, en cambio, se muestra llamativamente marcada por los colores azul del
mar y blanco del las nubes, entre las que se vislumbra el color ocre de los continentes. Foto NASA, Apollo 8
Crew. Earth Rise
L
as páginas que aquí se presentan serían de lectura obligada para cualquier visitante exterior a
nuestro planeta. En ellas se trata de explicar los fundamentos de los mecanismos que regulan
los fenómenos naturales de mayor trascendencia a la escala del planeta. Son conocimientos,
necesarios para desenvolverse en él y, por tanto, lo son especialmente para los terrícolas, sus
usuarios habituales. Sin embargo, una buena parte de los terrestres racionales apenas manifiestan
interés en conocer y entender las causas de tales fenómenos que algunos desprecian o ignoran,
hasta el punto de que ni siquiera se detienen a observar o se preguntan por los hechos más evidentes. A pesar de que cualquier persona tiene a su alcance, en la actualidad, más información que la
que pudo soñar el más curioso erudito de la antigüedad, la mayoría de los humanos es incapaz de
organizar e interpretar esa información, de manera que, aunque conocen los hechos más notables,
no saben por qué se producen.
Y, no deja de resultar sospechoso que este conocimiento, considerado necesario hasta mediados
del siglo XX al menos para las personas que por sus estudios estaban destinadas a desempeñar un
papel en la sociedad, haya desaparecido casi por completo de los planes de estudios posteriores. La
razón aparente es la abundancia de información sobre esos temas. Pero la información no sirve si
no hay capacidad para interpretarla. Por eso parece sospechoso que, cuando los conflictos entre las
sociedades y el medio natural se han agudizado, cuando la relación entre la economía y el equilibrio
ambiental alcanza mayor intensidad y cuando se trata de proporcionar educación a todo el mundo
se haga banalizando la enseñanza y eliminando todo marco de referencia - que inevitablemente
deben formarse sobre la memoria -, lo que priva a la mayoría de la población de la capacidad para
dar sentido, relacionar e interpretar una información que se suministra sin articular.
Afortunadamente, el siglo XX ─que comenzó cantando al progreso y a la técnica y ha concluido
temeroso de cualquier acción sobre la naturaleza, espantado de las atrocidades a que ha llegado el
matrimonio entre la técnica y el capital─ ha abierto al siglo actual la puerta para empezar a valorar
la reflexión frente a la acción inmediata, a cuestionar el beneficio a costa del medio. Así, a la larga
pasada por la técnica y las ciencias con inmediata aplicación que ha caracterizado al siglo XX, parece anunciarse una pasada por las ciencias de la Tierra y las humanidades durante el siglo XXI. Son
multitud los signos que lo anuncian, como lo son los intentos de evitarlo, absorberlo o banalizarlo,
porque este tipo de conocimientos y actitudes se presta menos al servicio del capital que la técnica
o las ciencias aplicadas.
Mas no se trata de desprestigiar a la técnica frente al conocimiento no aplicado. El progreso
técnico es, sin duda, uno de los mayores logros de la Humanidad y el temor a él es poco racional,
impropio de una especie que inicio su despegue del resto de los seres vivos partiendo del homo habilis - es decir, técnico, que usa instrumentos - para llegar a ser homo sapiens.
Así, a un período en que la realidad se construía pensando en el futuro, en los beneficios que podría proporcionar lo que se hacía, está sucediendo otro en que se vuelve la vista al pasado y se tiende a construir tratando de integrar el legado de Naturaleza y de la Historia. A una época dominada
por los futuristas, en la que los profetas de la técnica, desde Julio Verne a Isaac Asimov, han tenido
un éxito sin precedentes, a una época en que se soñaba con una humanidad dominadora de la naturaleza, del tiempo y del espacio; a una época en la que ha llegado a considerarse la tecnocracia, el
gobierno de los técnicos, como el modelo más eficaz, está sucediendo otra época que teme un futuro
desnaturalizado, una humanidad encerrada en refugios frente a un medio al que se ha hecho inhabitable; una nueva época en que se extiende la preocupación por la conservación de lo existente, por
la pequeña escala, recelosa del gigantismo de las grandes obras, más interesada en comprender la
naturaleza que en las profecías de futuro, las cuales, por cierto, hace tiempo que han dejado de ser
optimistas. Y es que al tiempo que estos signos amables empezaban a generalizarse, han hecho su
aparición otros signos temibles y desesperanzadores que parecen conducir en direcciones opuestas,
imponiéndose bajo el imperio de la economía, del resurgir de las peores manifestaciones del sistema
económico-social con se organiza prácticamente todo el mundo en que vivimos.
Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 2 LA VÍA LÁCTEA. Es la galaxia donde está incluido el Sistema Solar. Tiene un diámetro de 100.000 años luz,
(siendo cada año luz equivalente a 9,47·1012; es decir 9,46 billones de km, lo que da un diámetro de 946.000 billones
de km) y presenta un forma espiral compuesta de varios brazos. Suelen distinguirse cuatro brazos principales, aunque para otros especialistas sólo hay dos y ramales o partes desgajadas de los principales. El Sol es un estrella poco
destacada que se ubica en uno de los brazos a 28.000 años luz del centro de la galaxia, en un un brazo menor denominado brazo de Orión, localizado entre los que se denominan brazo de Perseo y brazo de Sagitario. La Vía Láctea
rota en torno a un eje situado en el centro con un periodo de unos 250 millones de años. Como el Sistema Solar está
dentro de la Vía Láctea no podemos verla en una vista como esta. Esta imagen es una interpretación hecha sobre la
imagen de otras galaxias semejantes, donde el artista ha supuesto la existencia de una barra en el centro. Imagen
NASA Spitzer SpaceTelescope Collection. http://www.nasaimages.org. Modificada.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
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omo sucede en el resto de los planetas, buena parte de los rasgos físicos
de la Tierra están determinados por sus condiciones astronómicas, por
los efectos de la Luna y del Sol con relación a su órbita, aunque también hay
efectos debidos a otros cuerpos, cuya importancia se va descubriendo poco
a poco. Para comprender la incidencia del cosmos sobre la Tierra comenzaremos estudiando el lugar que ocupa en el Universo y especialmente su situación y condiciones dentro del Sistema Solar.
La Tierra, con el Sistema Solar del que forma parte, está incluida en la galaxia denominada Vía Láctea, donde ocupa una posición intermedia, en el disco, al borde de uno de los brazos, a una distancia de 28.000 años luz del centro. Aunque la Vía Láctea es un objeto demasiado grande, para la percepción
humana y también para poder valorar qué efectos tiene sobre nuestro planeta, se han señalado algunos posibles.
El Sol gira en torno al centro de la Vía Lác­tea a una velocidad de 810.000 km
por hora (225 km/s), de manera que completa una órbita cada 250 millones
de años. En el recorrido de esa órbita, que el Sol ha completado 22 veces a lo
largo de su existencia, podrían existir áreas donde se producen perturbaciones
gravitatorias, o bien, al atravesar las ondas de densidad de los brazos, podrían
registrarse alteraciones que se manifestarían de diversos modos, sobre todo
desequilibrando las órbitas de los cometas y proyectándolos hacia el centro
del Sistema Solar. Así, el paso a través de esas zonas podría asociarse con un
incremento de los impactos de meteoritos en la Tierra y otros planetas. Algunos autores han establecido que, precisamente, un ciclo en torno a 200-250
millones de años se asocia con crisis que llevan consigo la desaparición masiva
de especies. Otros han especulado con la posibilidad de una estrella oscura
emparentada con el Sol, a la que llaman Némesis, situada a algunos años luz
del Sol, que se acerca periodicamente al Sistema Solar causando fuertes perturbaciones y piensan que quizá esas perturbaciones puedan asociarse con
cambios climáticos o trans­formaciones relacionadas con los principales acon­
tecimientos de la evolución del planeta y, en especial, de la vida. Hay un interesante libro de D.M. Raup (1986) titulado precisamente The Nemesis affair.
A story of the death of dinosaurs and the ways of science en que se plantea
como la masa de esta estrella, a la que supone un ciclo de unos 26 millones
de años, porque esa es periodicidad de las extinciones masivas de las que
vendría a ser responsable, entre otras la de los dinosurios, desestabilizaría los
cuerpos situados en el área exrterior del Sistema Solar, lanzandolos hacia los
planetas cercnos al Sol. Aunque la órbita y periodo de Némsis, como su masa
y entindad e incluso su propia existencia están muy cuuestionados, pues por
el momentos no hay constancia contrastada de su existencia más allá de la
especulación.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
1 LA ESTRUCTURA DE LA VÍA LÁCTEA
La Vía Láctea es una galaxia de tipo espiral, el más común en el universo. Su
forma es lenticular, como un disco, ancho y plano, con un diámetro de 100.000
años luz (sin incluir el halo, que puede tener un diámetro de 200.000 años
luz) y un grosor que disminuye desde el centro (en torno a 7.000 años luz) a
los bordes (500 años luz, o menos). El centro de la Galaxia que, visto desde la
Tierra, está situado hacia la constelación de Sagitario, queda oculto por una
masa de gas y polvo opaco. Componen la Vía Láctea más de 300.000 millones
de estrellas, de las cuales 100.000 millones estarían en el disco. Una buena
pro­porción de ese enorme número de estrellas podrían contar con sus correspondientes sistemas planetarios. Conocemos la estructura de la Vía Láctea a
través del estudio de otras galaxias semejantes: la del Remolino o la de Andrómeda. Como éstas, la Vía Láctea está formada por tres partes, dispuestas
desde el centro al exterior
•El núcleo o Bulbo. Situado en el centro, es una especie de globo apla­nado,
elipsoidal, con un tamaño que en su diámetro mayor sería de unos 15.000
años luz y, en el menor, en torno a 7.000. Es un área más masiva que el resto,
donde las estrellas se encuentran muy concentradas, de modo que es la parte
más luminosa de la galaxia, aunque desde la posición de la Tierra esto no se
pueda apre­ciar porque hay masas de polvo que lo ocultan. Se supone que las
estrellas del bulbo son estrellas viejas y que en su centro se producen potentes
efectos gravitatorios que pueden estar asociados a un agujero negro.
• El disco, es mucho más plano, entre 3.000 y 700 años luz de espesor, y se
extiende unos 40.000 años luz desde el límite del núcleo hasta el borde exterior. Entre el disco y el núcleo aparece un área de muy baja densidad que separa estos dos elementos. También en la parte interior del disco hay una masa de
polvo oscuro de unos 1.000 años luz de espesor. El disco esta compuesto por
estrellas más jóvenes que las del núcleo, aunque no todas de la misma edad.
Las estrellas del disco se disponen en franjas de densidades diferentes, de manera que las bandas más densas tienden a
GALAXIA deriva del griego Gálaktos,
formar los brazos de una espiral, lo que cacon el sufijo de cualidad «sia», que significa de naturaleza láctea. Galaxia era,
racteriza a este tipo de galaxias. Todas las
pues, el nombre griego de la Vía Láctea.
la aplicación de este término como genéestrellas del disco giran en torno al centro,
rico a un tipo de objetos astronómicos es
aunque a velocidades diferentes.
muy posterior a la antigüedad clásica.
Este curioso nombre corresponde a la explicación mitológica según la cual el rastro de estrellas de la Galaxia era la leche
que escapó del seno de Hera cuando esta
arrancó de él al niño Heracles, a quien
odiaba y que le habían llevado a amantar
con engaños. También se decía que era el
camino por el que Zeus volvía a su hogar,
a cuyos lados estaban los palacios de los
dioses. Desde la Edad Media fue la guía
para el Camino de Santiago.
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• El halo. Es una especie de esfera, probablemente aplanada, que rodea el disco y
el núcleo de la galaxia, Esta formado por
estrellas viejas, generalmente agrupadas
en cúmulos globulares, muy alejados unas
de otros, de forma que tiene una densidad
muy inferior a la del disco.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
2 EL SISTEMA SOLAR
El Sistema Solar está constituido por el Sol y los astros que se disponen en
torno a él, articulados por la gravedad solar, además de elementos más pequeños, como los asteroides, el polvo u otras partículas. Es difícil establecer
los límites del Sistema Solar porque hay varios criterios, para hacerlo. Unos
autores consideran que el límite se sitúa allí donde el llamado plasma o viento
solar, emisión de partículas ionizadas que fluye desde el Sol hacia el espacio
en todas direcciones, se detiene frente a la presión del plasma interestelar, lo
que definiría una discontinuidad a la que se denomina heliopausa. Aunque, de
acuerdo con los datos recibidos de la sonda Voyager I, las primeras manifestaciones de la heliopausa empiezan a dejarse sentir en las proximidades de la
órbita de Plutón, es decir a unos 6.000 millones de km, se considera que la heliopausa está en realidad a una distancia muy superior, del orden de 150.000
millones de km, incluso más. Otro criterio para delimitar el Sistema Solar es la
distancia en que la gravedad solar deja de actuar o se compensa, igualándose
con la de las estrellas más cercanas. Este límite podría situarse en unos 2,38
años luz (22,5·1012 km). Finalmente, el límite del sistema podría situarse allí
donde se localiza la hipotética nube de Oort, una acumulación de materia que
forma una especie de anillo a una distancia de 0,1 año luz;es decir, alrededor 1
billón de Km (946.728 millónes de km).
Son distancias apenas imaginables. Para llegar a la nube de Oort a la velocidad de 40.320 km por hora, que es la velocidad de escape de la Tierra y normal
de las naves actuales, se necesitarían 2.756,6 años y nada menos que 118.000
para alcanzar la estrella más cercana. Aunque esa velocidad se puede doblar
o triplicar, seguimos hablando de tiempos inasequibles a la vida del ser humano. Las distancias interiores del Sistema Solar no son tan inalcanzables, pero
no dejan de ser enormes, hasta el punto de que sólo distorsionando la escala
podemos representar los planetas e imaginar su posición.
Estrellas situadas a menos de 10 años luz del Sistema Solar
ESTRELLA
Proxima Centauri
Estrella de Barnard
Wolf 359
Luyten 726-8
Lalande 21185
Sirio
Ross 154
Epsilon Eridani
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Distancia en
años luz
4,3
5,9
7,7
7,9
8,2
8,7
9,3
10,8
Años para llegar allí a la velocidad de
43.200 km/h
216.000 km/h
(12 km/s)
(60 km/s)
107.500
21.500
147.500
29.500
192.500
38.500
198
39.500
205.000
41.000
217.500
43.500
232.500
46.500
270.000
54.000
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Condiciones cósmicas de la Tierra
El Sistema Solar está compuesto por varios tipos de elementos: el Sol, los
planetas y sus satélites, los asteroides, los cometas, el polvo interplanetario
y las partículas del plasma solar. Aunque desde el punto de vista de nuestra
percepción parece que la mayor parte del espacio interplanetario está vació,
en realidad por todas partes hay elementos, aunque su densidad pueda ser de
solamente algunos átomos por metro cúbico, lo cual, sin embargo, es suficiente para que la Tierra recoja 10.000 toneladas de polvo interplanetario al día,
(MAROV 1985 p. 20), aunque otros autores reducen esa estimación de 3.000
a 2.000 tm y los menos exagerados lo dejan en 300 (Galadi Henriquez 1998,
pag. 60) o que el Sol pierda alrededor de 1.000.000 de toneladas por segundo
en la emisión de las partículas que forman el viento solar (COMELLAS. 1987 p.
43). Con todo, la mayor parte de la masa del sistema se encuentra en el Sol,
con más del 99 por ciento del total.
Las primeras observaciones del Sistema Solar y la denominación de algunos
de sus elementos se hicieron en la Antigüedad, de manera que no siempre se
ajustan a las concepciones actuales. Ocurre con los planetas, término que en
griego significa vagabundo o errante, porque su movimiento en el cielo era
muy diferente del de las estrellas. Más tarde, acabó sirviendo para denominar
los cuerpos que rotan alrededor del sol con una órbita regular y que reciben de
él la luz y la energía. Hoy se trata de ajustar esta denominación a una realidad
que se complica a medida que la exploración espacial y la mejora en las técnicas de observación descubren nuevos cuerpos. Así, recientemente (en 2006)
se ha creado una nueva categoría de planetas, los planetas enanos, termino
que se reserva para aquellos cuerpos cuyo volumen no alcanza a superar los
2.500 km de diámetro, con órbitas, en la mayoría de los casos, muy elípticas,
cuya masa ha sido insuficiente para asegurar una forma esférica y que apenas han podido despejar su órbita eliminando los cuerpos de cierta entidad.
Plutón ha sido rebajado a esta categoría y a ella pertenecen algunos cuerpos
descubiertos recientemente como Sedna, Haumnea o Eris. Igualmente Júpiter
y Saturno se alejan bastante del modelo de los otros planetas, emitiendo tanta
o más energía que la que reciben y con un sistema completo de satélites. Parecen ser estrellas frustradas, astros que no llegaron a adquirir la masa suficiente
para iniciar las reacciones que les hubieran convertido en estrellas, haciendo
de sus satélites los sistemas planetarios de un sistema estelar doble o triple.
2.1 Los cuerpos de pequeño tamaño
El polvo sideral o interplanetario, está formado por partículas de tamaño
minúsculo, las más de ellas microscópicas, entre unas micras y un milímetro,
que reflejan la luz del Sol dando lugar a un resplandor al nivel de la eclíptica
llamado luz zodiacal porque aparece junto a las constelaciones del Zodiaco.
También las hay de algunos centímetros, y mayores, aunque mucho menos
abundantes. Proceden de la fragmentación de partículas más grandes por co8
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Condiciones cósmicas de la Tierra
lisión entre ellas, del impacto de grandes meteoritos sobre la superficie de un
planeta o satélite, de las emisiones volcánicas, de restos de cometas y, seguramente, de la masa originaria del Sistema Solar. Se disponen en varios grupos,
formando anillos, especies de nubes anulares, en órbita alrededor del Sol. Uno
de esos anillos se sitúa entre Mercurio y el Sol, otro se localiza en torno a la
banda de asteroides. El tercer anillo, que es el más extenso, se localiza entre
60 y 300 millones de km del Sol, de modo que dentro de él se encuentran
las órbitas de Venus, La Tierra y Marte. Sus partículas son muy pequeñas, de
una micra o menos, y pueden ser de naturaleza silícea, ferrosa o carbonatada,
dependiendo de su procedencia. A ellas se deben las estrellas fugaces. Las
partículas mayores, cuando alcanzan dimensiones decimétricas, al entrar en
la atmósfera terrestre, no se queman por completo y forman meteoritos que
alcanzan la superficie de la Tierra.
Los asteroides son cuerpos cuyas dimensiones, pueden extenderse desde
algunos centímetros hasta cerca del millar de kilómetros. En su mayor parte
corresponden a masas formadas por acreción (agregación y fusión de partículas más pequeñas) que no han podido llegar a formar un planeta o satélite.
Fig. 6 ASTEROIDES. La imagen es una composición comparando las dimensiones de los asteroides vi-
sitados por naves espaciales (en cada caso se indica la nave que los fotografió) y 4 cometas que se sitúan
en el angulo inferior derecho (Halley, Borrelly; Tempel 1 y Wild 2). El mayor asteroide representado, Lutetia, tiene 132 Km en su eje mayor, mientras que el más pequeño, Itokawa, se queda en 500 metros. Todos ellos están en órbitas interiores a la de Júpiter. La mayoría pertenece al Cínturon de Asteroides, aunque Itokawa y Eros atraviesan la órbita de Marte. Eros, con 33 Km en su eje mayor, alcanza la órbita de
la Tierra y podría colisionar con nuestro planeta de forma catastrófica (se cree que es más grande que el
que colisionó hace 65 millones de años causando la extinción de los dinosaurios). Las formas irregulares de estos objetos se deben a que ninguno alcanza la gravedad suficiente para conseguir la forma esférica, aunque su capacidad gravitatoria puede hacer que objetos más pequeños orbiten en torno a ellos a
modo de satélites, como sucede con 253 Ida y Dactyl, en el ángulo superior izquierdo. Imagen procedente de NASA-APOD. Astronomy picture of the day. 2010 July 26. Montaje Emily Lakdawalla & Ted Stryk.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Pueden también proceder de cuerpos que se han roto por efecto de las fuerzas de marea debidas a la gravedad de un gran planeta o de lascas que han
saltado como consecuencia de un gran impacto. De hecho, en la Tierra se han
encontrado meteoritos de origen lunar y marciano. Sus formas son irregulares, grandes rocas moviéndose en el espacio. Los más son de naturaleza silícea, aunque también parecen ser abundantes los ferrosos y carbonatados.
Los asteroides se localizan formando un cinturón, el Cinturón de Asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter, ocupando un área desde 350 hasta
unos 450 Millones de km del Sol. El más grande de ellos, Ceres, tiene 974 km
de diámetro y recientemente ha sido incorporado a la categoría de planeta
enano. Le siguen Palas, 560 km, Vesta, 530, y Juno, 250. Pero la mayoría queda
muy por debajo de ese tamaño, entre algunos metros y algunos Km, y son incontables los que tienen dimensiones de sólo unos centímetros. Hay otros asteroides en órbitas diferentes y menos densamente pobladas, algunas de ellas
muy cercanas a la Tierra: Hermes (de unos 400 m de eje mayor) cruzó la órbita
terrestre en 1937 a sólo 600.000 km de nuestro planeta (COMELLAS, 1987, p.
143). Más recientemente, el 8 de Noviembre de 2011, el asteroide 2005YU de
400 m de diámetro, ha pasado entre la Luna y la Tierra,a 324.000 Km de distancia de la superficie terrestre y, unos meses antes, un pequeño objeto de 1
m en el eje mayor, 2011CQ1, pasó el 4 de febrero de 2011 a solamente 5.480 Km
de la Tierra.
Algunos autores sospechaban la existencia de extensos cinturones de asteroides más allá de la órbita de Plutón que fue confirmada en 1992 con el descubrimiento del Cinturón de Kuiper. Se trata de un una extensa zona que se
extiende des la orbita de Neptuno hasta más allá de 8.000 millones de Km
del Sol. Desde su descubrimiento se han encontrado en este lugar numeros
asteroides y la mayoría de los planetas enanos. Finalmente, se supone que,
en el límite extremo del Sistema Solar, se encuentra la Nube de Oort, que
podría contener el sistema Solar en una esfera formada por una acumulación
de cuerpos, de tamaño, forma y comportamiento parecidos a los asteroides,
que son restos de la materia originaria del sistema, compuestos de hielos de
elementos ligeros, de los que podrían proceder los cometas.
Los cometas, son cuerpos de muy poca masa, formados de hielo, fundamentalmente de agua, pero también de metano y amoniaco, aunque además
pueden tener un núcleo, silíceo o carbonatado, y una importante cantidad de
polvo sobre el hielo. Lo particular del cometa, a lo que debe su nombre, es el
hecho de que, al acercarse al Sol, el hielo se sublima, convirtiéndose en una
enorme cola de gases que se combina con una cola de polvo, generalmente
de forma curva. El viento solar lleva esa cola hacia el lado del cometa opuesto
al Sol. La emisión de partículas durante su acercamiento al Sol significa una
importante erosión en el cometa que, al cabo de un cierto número de órbitas,
pierde sus gases y deja de formar cola. Las órbitas de los cometas, muy elípti10
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 7 EL COMETA HYAKUTAKE EN 1996. «Esta
fotografía del cometa Hyakutake, fue tomada la
noche del 18 de abril y muestra los diferentes
componentes de la cola. Las características de
cola de color rojo y dorado son polvo, constituido predominantemente de pequeñas partículas de roca y carbono. La cola de polvo brilla al
reflejar la luz solar. Ampliando la cola de polvo
está la cola de iones del cometa, que muestra un
brillo azul. Se compone principalmente de iones
de agua, de monóxido de carbono y cianógeno.
La cola de iones brilla emitiendo luz cuando
los electrones se recombina con iones eléctricamente cargados para formar hacer moléculas
sin carga. La fotografía fue tomada justo al norte
de Kansas City, Missouri, Estados Unidos». La
imagen y el texto que la explica se han tomado
de NASA APOD Astronomy Picture of the Day.
May 2 1996. The tails of comet Hyakutake Credit and Copyraight Vic Winter Este cometa, probablemente en su segunda aproximación al Sol,
ha sido uno de los más brillantes del siglo XX,
fue muy visible en el Norte de España, hacia el
Oeste, al anochecer, durante los meses de mayojunio de 1996.
cas, les llevan a cruzar las de los planetas y asteroides. Dada la poca masa del
cometa, se ven fuertemente afectados por la gravedad de los astros mayores,
de modo que, o bien puede modificarse la órbita y salir para siempre del sistema, o bien se pueden partir en varios trozos, incluso quedar reducidos a partículas de polvo, por efecto de las mareas. Así, la vida de los cometas es corta en
términos astronómicos: algunos centenares o millares de años, dependiendo
de la órbita. La mayoría de las lluvias periódicas de estrellas fugaces que se
conocen en la Tierra corresponden a restos de cometas, cuya órbita atraviesa nuestro planeta en su recorrido. No es conocido el origen de los cometas,
aunque se supone que proceden de la Nube de Oort, desde donde algunos
de ellos serían expulsados hacia el centro del sistema por las perturbaciones
gravitatorias que puede producir la aproximación de una estrella o el paso a
través de determinadas zonas de la galaxia.
La influencia que tienen sobre la Tierra estos cuerpos depende de su tamaño. Las partículas de polvo producen las estrellas fugaces, las más espectaculares de las cuales no superan el milímetro en su eje mayor. Las piezas de
tamaño centimétrico, cuando son restos de un cometa, de hielo o materiales
volátiles, forman bólidos: bolas de fuego que se evaporan en la atmósfera, a
veces con el ruido de una explosión. Cuando son rocosos o de materiales más
consistentes, como el hierro, forman meteoritos que, tras atravesar la atmósfera como una llamarada, llegan a la superficie con el tamaño de una pequeña
piedra. A pesar de la velocidad no suelen producir efectos dramáticos, salvo
impacto directo.
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VALORES ORBITALES Y FÍSICOS DE LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR. En la parte derecha de la tabla, marcada en color, figuran los planetas enanos, aunque
para respetar el orden de las distancias al Sol, Ceres, recientemente incorporado a esa categoría, se ha destacado con el mismo color entre Marte y Júpiter. Esta categoría se ha
reconocido en 2006 a consecuencia del descubrimiento de nuevos cuerpos más alla de Plutón. Este último ha perdido su reconocimiento para pasar a encabezar esta nueva categoría a la que también se refieren los especialistas como cuerpos transneptunianos. Sus órbitas son muy elípticas, alcanzando la de Sedna valores extremos. Además, aunque las
mediciones de su diámetro y volumen todavía son discutibles y, según la fuente que se tome, resultan muy diferentes, todos son de tamaño muy modesto, por debajo de 2500 Km
de diámetro (la Luna tiene 3.400)y varios por debajo de 1000. De hecho están más cerca de los asteroides o de los cometas que de los planetas, pudiendo asociarlos a los numerosos cuerpos que se alojan en el Cinturon de Kuiper, pues con toda probabilidad se añadirán muchos más cuerpos de este tipo; de hecho ya hay varios pendiente de clasificación
y confirmación de sus características orbitales y físicas. El número de satélites de Júpiter y los siguientes planetas todavía es incierto puesto que aquí sólo figuran aquellos que
tienen confirmados sus caracteres orbitales, pero se sabe que los llamados planetas gigantes tienen muchos más.
PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR
Condiciones cósmicas de la Tierra
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Los núcleos de mayores dimensiones, especialmente si alcanzan tamaños
de varios centenares de metros, tienen efectos catastróficos. Cuando el cuerpo que colisiona con la Tierra es un cometa, suele estallar, vaporizándose en
la atmósfera. La explosión puede ser enorme, produciendo daños similares
a una explosión nuclear y la emisión de polvo a la atmósfera, lo cual afecta
a las temperaturas durante un cierto tiempo, causando una disminución de
la radiación solar. Aunque el caso es discutido, parece que fue de este tipo el
impacto que se registró en Tunguska (Siberia) el 30 de Junio de 1908, cuando
mas de 1.000 km2 de la taiga quedaron arrasados. La interpretación más difundida es que se trataba de un cometa, formado fundamentalmente de hielo, de
un tamaño entre 50 y 100 m en su eje mayor. En cambio, cuando se trata de un
asteroide de esos tamaños, la catástrofe que desencadena es de dimensiones
muy superiores. El impacto forma un cráter desde varios centenares de metros hasta kilómetros de diámetro, con paredes levantadas y, un centro ligeramente abombado. Las consecuencias en la corteza terrestre se manifiestan en
violentos terremotos y fracturas con posible emisión de lava, maremotos en el
océano y efectos climáticos muy pronunciados y relativamente duraderos por
la emisión de grandes cantidades polvo a la atmósfera. Un cuerpo de varios km
puede alterar incluso la rotación o la inclinación del eje del planeta y modificar
por completo sus propiedades físicas. A esta causa se atribuyen las extinciones
masivas de especies, como la que se supone acabó con los dinosaurios a fina-
Fig. 8 METEOR CRÁTER EN ARIZONA. Hace 49.000 años un meteorito de unos 50 metros compuesto
de Hierro y Nikel vino a estrellarse sobre rocas del paleozoico en Arizona. Se estima la velocidad del impacto
en 12,9 m/s (46.500 Km /h) El cráter resultante del impacto tiene cerca de 1200 metros de diámetro y casi 170
metros de profundidad, a la que debe sumarse la porción del sustrato constituida por depósitos de las lascas y
polvo del impacto. Es el cráter mejor conservado de los que se disponen y hoy alberga un parque natural y un
importante complejo para visitas turísticas.
Imagen procedente de USGS: Dr. Roddy. www.solarviews.com/cap/earth/meteor.htm
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 9 LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR mostrando sus tamaños comparados entre ellos y con el Sol, situado a la
izquierda. Se puede apreciar el contraste entre los planetas terrestres de tamaño reducido y los grandes planetas gaseosos, entre
los que destacan Júpiter y Saturno, de tamaño muy inferior al Sol, -algo más de 10 veces menores-, pero con un sistema completo
de satélites y composición muy parecida a la de las estrellas. Más allá de Neptuno, Plutón, representa los pequeños planetas exteriores que ahora sabemos que componen un nutrido grupo de astros menores de 2.500 km de diámetro. Imagen procedente de
http://www.nasaimages.org NASA Solar System Collection
les del Cretácico. Hay bastantes testigos de impactos meteóricos. Uno de ellos
es el Meteor Cráter, en Arizona, con 180 metros de profundidad y 1,2 km de
diámetro, resultado del impacto, hace alrededor de 50.000 años, de un meteorito de más de 100 metros de diámetro formado de hierro, cuyos restos se
hallan incrustados a varios centenares de metros de profundidad bajo el suelo
del cráter.
2 .2
Los planetas y sus satélites
Son cuerpos esféricos, cuando su masa asegura la gravedad suficiente para
mantener la forma esférica. Esta condición exige, por lo general, dimensiones
superiores a 2.500 km. Los planetas se disponen en órbitas en torno al Sol formando el Sistema Solar, mientras que los satélites se disponen en órbitas en
torno a los planetas formando sistemas planetarios. Tales sistemas realmente
sólo existen para los cuatro planetas mayores, situados más allá del Cinturón
de Asteroides. Son raros en los planetas más próximos al Sol donde la Luna,
que, probablemente,
es un planeta capturado por la gravedad de
la Tierra, es una excepción. Los satélites de
Marte parecen ser en
realidad dos asteroides
capturados por el planeta y muy cercanos a
Fig. 10 SATURNO. Las órbitas de los satélites de Saturno atraviesan los
delgados anillos del planeta en esta vista tomada por el telescopio Hubble él, de pequeño tamaño
en 1995. A la izquierda, sobre los anillos, Titán, cuya sombra se proyecta
en Hemisferio Sur del Planeta. A la derecha, a ambos lados de los anillos, y formas irregulares.
Encelado, Jano, Tethis y Mimas. Imagen NASA-APOD Astronomy Picture Plutón y Caronte, sepaof the Day April 29 1996. Créditos Nasa y Erich Karkoschka.
14
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
En la tabla se han incluido solamente los satélites mayores del sistema solar. Con fondo gris figuran los que
tienen un tamaño equivalente o superior al de la Luna y con texto rojo los que equivalen o superan el diámetro
de Mercurio. La interrogación indica que el dato es supuesto, no seguro. El caso de Dysnomia es muy dudoso,
pues su tamaño podría quedar definitivamente en torno a 100 Km (Se discute en un abanico entre 100 y 250
km). En los casos en que el satélite tiene forma elíptica o irregular se ha tomado como diámetro el eje mayor.
Titán es el único de los grandes satélites que tiene rotación retrógrada, es decir inversa al sentido de giro del
planeta, lo que lleva a suponer que es un planeta capturado. Aunque esta suposición podría ser la explicación
de un varios de los satélites de los planetas transaturnianos, Júpiter y Saturno, en cambio, presentan un sistema
completo que llama la atención por el tamaño planetario de sus principales satélites.
rados sólo por una distancia de 24.000 km, forman un planeta doble. Aunque,
por lo general, el tamaño de los satélites queda por debajo del de un planeta,
dos de ellos, Ganimedes, en el sistema de Júpiter, y Titán, en el sistema de Saturno superan el tamaño de Mercurio; además otros 5 superan holgadamente
el tamaño de los llamados planetas enanos, 2.500 Km de diámetro.
Los planetas se disponen en cuatro grupos. El primero de ellos, está formado por Mercurio, Venus, Tierra y Marte, se denomina de los planetas interiores. Es un conjunto muy vinculado al Sol, formado por planetas rocosos, con
atmósferas relativamente ligeras y probable actividad volcánica. Al menos, Venus, Marte y la Tierra presentan dos niveles de alturas con relación al radio
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15
Condiciones cósmicas de la Tierra
medio del planeta: áreas bajas y llanas, que en la tierra forman los fondos
oceánicos, y macizos elevados, entre 2.000 y 4.000 metros sobre las anteriores, donde se levantan formaciones montañosas y se extienden llanuras o edificios volcánicos; niveles que en la Tierra forman los continentes y los océanos.
Más allá de estos cuatro planetas existe una amplia solución de continuidad,
de 550 millones de km -más del doble de lo que ocupan las órbitas del primer
grupo-, donde sólo existe el Cinturón de Asteroides.
Podría pensarse que el Sistema Solar inició su formación como un sistema
doble o triple, un tipo bastante común en la galaxia, aunque sólo pudo llegar a
encender una estrella. De no haberse producido este fracaso, nuestro sistema
tendría dos o tres estrellas con sus propios sistemas planetarios. Tales estrellas
nonatas podrían haber sido Júpiter y Saturno, por lo que les denominaremos
planetas pseudo estelares, aunque la mayoría de los autores prefieren hablar de planetas gigantes. Son cuerpos compuestos, como el Sol, de hidrógeno
y helio, gaseosos, y muy baja densidad. Inicialmente se supuso que contenían
un núcleo rocoso, pero hoy se piensa que su interior está constituido de hidrógeno metálico. La presión de los gases es muy grande y estos planetas se
comprimen, lo que genera calor, de modo que emiten dos veces más energía
que la que reciben del Sol. Júpiter tiene un conjunto de 16 satélites, con los
que mantiene una relación de masa semejante a la del Sol con su sistema. Cuatro de ellos, tienen tamaños planetarios, con diámetros superiores a los 3.000
km. Saturno, de tamaño algo menor, y a una distancia media de 650 millones
de km de Júpiter, -cercana a la que separa Júpiter del Sol- presenta un número
semejante de Satélites, 17, aunque con
una distribución de tamaños diferente.
Uno de ellos muy grande, semejante
a Mercurio, cuatro de tamaño medio,
entre 1.000 y 1.500 km de diámetro,
y el resto muy pequeños. Los cuerpos
más interesantes de este grupo son,
por tanto, los satélites, de carácter rocoso y densidades alrededor de 3 gr/
cm3, semejante a la de la Luna. Algunos tienen atmósferas de metano. En
la mayoría de ellos la superficie presenta una gruesa capa de hielo, probableFig 11 NEPTUNO. La Tierra no es el único planeta mente de metano, amoniaco o nitróazul con nubes blancas del Sistema Solar. El metano
absorbe la luz roja proporcionando el color azul. En geno, que en algún caso pueden estar
la atmósfera, compuesta además de hidrógeno (80%) líquidos. Son frecuentes las superficies
y helio (19%), las nubes de amoniaco y/o hielo de
agua, son blancas. Urano, de composición similar, es muy tectonizadas y en un satélite de
tambien azulado, pero de tono cyan, muy diferentte
del azul terrestre. Imagen NASA-APOD: Astronomy Júpiter, Io, se han registrado erupcioPicture of the Day. Big Blue Giant August 17 1995. nes volcánicas.
16
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 12 LOS PLANETAS ENANOS COMPARADOS CON EL TAMAÑO DE LA TIERRA. Aquí figuran
algunos de los planetas también llamados transneptunianos o plutoides porque pertenecen a un grupo al que
Plutón da carácter, que pertenecen al Cinturón de Kuiper, del que serían los mayores objetos conocidos. No son
los únicos planetas enanos, pues a este grupo, aunque no a los transneptunianos, pertenece Ceres, situado en
el Cínturón de Asteroides, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Salvo Plutón, todos ellos han sido descubiertos
recientemente, entre 2003 y 2005. Erís, el de mayor tamaño, conserva la tradición de denominar a los planetas
con los nombres de divinidades grecorromanas (aunque inicialmente se le denominó Xena, la princesa guerrera
que protagoniza una serie de televisión). Eris es la diosa griega de la discordia y Disnomia que da nombre al
satélite es la divinidad de la anarquía. Los demás han recibido nombres de divinidades de diversas mitologías:
Haumea es la diosa hawaiana de la felicidad y los satélites de Haumea llevan nombres de dos de sus hijas.
Sedna es la diosa del mar en la mitología esqauimal; Makemake es el dios creador en la mitología de la Isla
de Pascua y Quaoar es el dios creador de la mitología de una tribu india de California, los tongva, que da el
nombre de su hijo y primera creación al satélite de este planeta, Weywot. En cuanto a Plutón, recientemente se
han descubiertos dos pequeños satélites, Hiydra y Nix, con un diámetro en torno a 100 Km (114 y 91, respectivamente). Imagen procedente de NASA-APOD: Astronomy Picture of the Day. 2008 Sedptember 23.
Los planetas exteriores o lejanos, forman el tercer conjunto, constituido
por Urano y Neptuno. Eran planetas apenas conocidos hasta la exploración
del Voyager II en 1986 y 1989, respectivamente. Tienen un tamaño intermedio
entre los planetas del grupo terrestre y los gigantes. Están compuestos por un
pequeño núcleo sólido, una gran cantidad de agua, que puede estar líquida a
causa del calor interno, recubierta de una capa de hielo, metano y amoniaco,
con una atmósfera de hidrógeno y helio. Ambos son de color azul y presentan
nubes blancas hielo de agua y de amoniaco, metano o etano. Urano tiene 5
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17
Condiciones cósmicas de la Tierra
satélites de tamaño medio y, al menos, otros 5 pequeños. Son cuerpos con superficies heladas y de tectónica atormentada. Neptuno tiene dos satélites conocidos, además de otros 6 que se han descubierto recientemente. El mayor
de ellos, Tritón, posiblemente tiene una atmósfera de metano y una superficie
de hielo afectada por deformaciones y rugosidades.
El último grupo es el de los planetas enanos. Se trata de una categoría establecida recientemente y aún discutida por algunos especialistas, como consecuencia de los descubrimientos realizados desde mediados de los años 90
en el Cinturón de Kuiper. Se incluyen en ella los cuerpos, en órbita alrededor
del Sol, que no alcanzan la masa suficiente para mantener la forma esférica,
que no han podido despejar su orbita de cuerpos pequeños, y que, por lo general, tienen un eje mayor inferior a 2.500 km y una densidad menor de 2,5 o
3 g/cm3. Plutón fue descubierto en 1930 e incorporado como noveno planeta
al Sistema Solar, lugar que ha perdido en 2006 para encabezar el grupo de los
planetas enanos. Aunque, inicialmente, se pensó que tenía naturaleza rocosa,
hoy se le supone formado por un núcleo rocoso rodeado de un espeso manto
de hielos que constituirían en torno a dos tercios de su masa, de manera que,
como sus vecinos, tiene una baja densidad, 2 g/cm3. Con Caronte, su satélite
forma un planeta doble, de manera que ambos giran sincronizados en torno a
un eje común, dos satélites mas pequeños, recientemente descubiertos - Hidra y Nix- orbitan también en torno a Plutón. Desde el comienzo del siglo XXI
se han incorporado varios nuevos cuerpos al grupo de los planetas enanos.
Ceres, se conoce desde hace tiempo pero se le consideraba un asteroide. Situado entre Marte y Júpiter, en torno a 400 millones de Km de Sol, es una excepción entre los planetas enanos que pertenecen al conjunto de los cuerpos
trasneptunianos o del Cinturón de Kuiper. Otros planetas enanos son Quaoar,
Haumea, Makemake, Eris, y hay varios esperando su inclusión en el grupo.
Se sospecha que pueden existir más planetas, los cuales serían difíciles de reconocer, aún cuando fueran relativamente grandes, porque apenas podrían
reflejar una luz solar muy amortiguada y además se moverían muy lentamente
en su órbita.
Fig 13 ESTRUCTURA INTERNA DE LOS PLANETAS DE TIPO TERRESTRE. Las densidades de
Mercurio la Tierra y Venús son muy semejantes (5,43; 5,52 y 5,24 gr/cm3 respectivamente) lo que permite
suponer una composición interna muy semejante. Aunque en el caso de Mercurio se supone que el nucleo de
hierro y nikel ocupa una gran parte del planeta. Venus y La Tierra deben tener una composición muy semejante,
aunque algunos expertos suponen que Venus carece de núcleo interior sólido que es lo que en la Tierra asegura
el campo magnético. Marte con una densidad muy inferior, 3,93, por su pequeño tamaño, puede tener un núcleo
sólido y frío. En el caso de la Luna hay dudas sobre la existencia de un núcleo. Imagen NASA Solar System
Collection. Modificada.
18
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
2 .3
Los planetas de tipo terrestre
Algunos especialistas
piensan que el área ideal
para el desarrollo de la
vida en torno a una estrella del tamaño y tipo del
Sol, se correspondería con
la que se extiende desde
la órbita de Venus a la de
Marte. Parece una teoría
un tanto geocéntrica, porque el hecho de que en la
Tierra se den las condiciones apropiadas parece deberse más a una serie de Fig. 14 MAPA DE VENUS. La densidad de la atmósfera de Venus
-unas cien veces la densidad de la atmósfera terrestre- impide la visión
circunstancias afortunadas de su superficie, por lo que los rasgos que aquí se representan se han
mediante radar que no ha podido alcanzar la zona en torno a
que a su posición en el Sis- obtenido
los polos. Las áreas claras corresponden a tierras bajas, llanuras con
tema Solar. No obstante, escasos desniveles, parecidas a los fondos oceánicos de La Tierra. Las
zonas oscuras corresponden a áreas elevadas que equivaldrían a los
podríamos decir que es en continentes terrestres. La gran mancha oscura del centro es Afrodita,
tamaño no mayor que Europa, aunque la deformación de la proese área donde puede en- de
yección la representa mucho mayor. Sus montañas superan los 8.000
contrarse la posibilidad de metros de altitud. El continente situado al Norte es Isthar,cuyo tamaño
es semejante a África, con una altitud media de 5.000 mts. Allí se
que el agua esté líquida, encuentran los Montes Maxwell, que se elevan hasta 11.800 metros.
donde las atmósferas han (cartografía de la misión Pioner-Venus)
podido perder la mayor parte de su hidrógeno y helio y donde la radiación de
luz y calor solar es relativamente intensa, aunque no excesiva si se puede contar con alguna protección.
Pero para que esas posibilidades lleguen a algo hacen falta condiciones bien
precisas, como es un periodo de revolución (rotación en torno al eje) de algunas horas, de manera que pueda equilibrarse la temperatura recibida del
Sol durante el día con la perdida por radiación infrarroja al espacio durante la
noche; una atmósfera ni muy densa para producir un excesivo efecto invernadero, ni muy ligera para permitir una radiación demasiado directa y la pérdida
de elementos; la existencia de agua líquida, una protección contra la radiación
ultravioleta, ausencia de impactos excesivamente catastróficos... En fin, son
muchas condiciones añadidas a la distancia al Sol. Así pues, para que la vida
pueda desarrollarse, además de estas condiciones, y otras que iremos viendo,
conviene estar a una distancia razonable de la estrella, para recibir luz y calor
en proporción adecuada.
Con todo, merece la pena detenerse un momento en los planetas vecinos,
porque siendo físicamente hermanos de la Tierra, las condiciones de su evolución han sido bien distintas y, en consecuencia, también lo son sus rasgos
LVGM
19
Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 15 LA SUPERFICIE DE VENUS. La nave sovietica venera 13 apenas pudo sobrevivir unos minutos en la superficie de Venus a 480o C de
y tras atravesar una atmósfera cargada de aeorosoles de ácido
temperatura
sulfúrico. Sin embargo, fue suficiente para enviar algunas fotografías de la
superficie del planeta. En esta se puede ver parte de la nave y un sector de
superficie con rocas que parecen desagregarse en lascas planas. Créditos
de la imagen: Programa soviético de exploración planetaria.
actuales. No podemos
dejar de pensar que
nues­
tra Tierra podría
llegar a una situación
semejante, en una u
otra dirección, con sólo
un cambio, no demasiado grande, de sus condiciones actuales.
Venus es un planeta
casi idéntico a la Tierra
en tamaño, de densidad
parecida y quizá también en la composición interna. Pero ahí acaban las semejanzas. Venus gira en
sentido contrario a los demás planetas, es decir, de Este a Oeste, y lo hace muy
lentamente, en 243 días terrestres, de manera que el tiempo durante el cual el
Sol ilumina un meridiano, por el efecto combinado de la rotación inversa y la
traslación, equivale a unos 60 días terrestres. Estas condiciones suponen una
gran acumulación de calor por radiación en la cara expuesta al sol y una circulación atmosférica muy diferente a otros planetas.
La atmósfera de Venus es muy densa, de modo que en la superficie pesa casi
cien veces más que la terrestre (90.000 mb). Esta compuesta en un 96 % de
CO2, un 3,5% de nitrógeno y el resto de agua, azufre, cloro y otros elementos.
En su estructura y dinámica difiere notablemente de las atmósferas de La Tierra y Marte, presentando algunos fenómenos extraordinarios. Aunque la troposfera -la parte más próxima a la superficie y caracterizada por el descenso
de la temperatura a medida que se asciende en altitud- alcanza una altura
de 60 km (casi 6 veces más alta que en La Tierra). Los 20 primeros km son
de una gran transparencia, mientras que los 30 km siguientes son brumosos
y se ven afectados por el ciclo del ácido sulfúrico. Este se comporta de modo
parecido al vapor de agua en la Tierra. Los aerosoles de azufre, dispersos en
una niebla anaranjada y mezclados con partículas de agua en la estratosfera, a
unos 80 km de altura, acaban convirtiéndose en ácido sulfúrico por acción de
la radiación solar. El ácido sulfúrico, al incrementar el volumen de las gotas, se
precipita en forma de lluvia que se evapora sin tocar el suelo, hacia los 20 km
de altura. Así la lluvia de ácido no llega a alcanzar la superficie, aunque crea
un medio químicamente muy agresivo, especialmente si se tiene en cuenta
que es probable que exista un ciclo similar con el cloro y que la densidad de la
atmósfera debe significar para los cuerpos inmersos en ella algo más próximo
a un baño que al contacto con el ligero aire de la Tierra.
20
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
En la parte alta de la atmósfera, además de extensas nubes, que alcanzan,
más de 50 km de altura, hay fuertes
vientos que circundan el planeta, transfiriendo calor del hemisferio iluminado
al oscuro. La composición de la atmósfera de Venus tiene un acusado efecto
invernadero; es decir, deja pasar parte
de la radiación solar pero retiene casi
toda la radiación devuelta por el planeta en el infrarrojo, de manera que se
ha producido tal acumulación de calor
que la superficie mantiene constantemente una temperatura de 470 °C. La
densidad de la atmósfera asegura una
buena distribución de la temperatura
por todo el planeta, incluso en las zonas no iluminadas por el Sol, donde la
pérdida de calor por radiación es mínima, de forma que las variaciones de
temperatura son insignificantes.
Fig. 16 UN VOLCAN DE VENUS. A causa de la
opacidad de la atmósfera las imágenes de Venus proceden de sondeos de radar que luego se editan: En este
volcan de unos 30 km de diametro, puede apreciarse
la caldera, la chimenea central y las laderas del volcan
con los canales por donde quizá se vertió una lava
muy fuida. El recinto de la caldera se ha roto hacia
la parte superior de la imagen, por donde se ha derramado su contenido. Esa circunstancia es lo que porporciona a la imagen ese singular aspecto de garrapata. Imagen procedente de NASA-APOD. Astronomy
Picture Of the Day. August 26 1995, a Venusian Tick
Credito: NASA Magellan Project.
En esas condiciones, la superficie de
Venus es un verdadero horno, con una
fuerte agresión química de las rocas,
aunque sin agua y con vientos muy
flojos, con lo que apenas debe haber
transporte y/o sedimentación. No sabemos si existe o no el vulcanismo,
aunque muchos sospechan que el azufre tiene ese origen. La superficie se
organiza en grandes megaestructuras, semejantes a los continentes y océanos
de la Tierra, y presenta formas de relieve que evidencian una tectónica activa,
al menos en el pasado. También se ha encontrado un buen número de cráteres de impacto, lo que demuestra una escasa capacidad de modificación de la
superficie desde hace varios cientos de millones de años. Hay agua en estado
de vapor en la atmósfera aunque en cantidad modesta. Además, el vapor de
agua tiende a disociarse por la radiación solar y sus moléculas se vuelven a
combinar con otros elementos o se pierden hacia el espacio.
Probablemente los caracteres iniciales de Venus no serían muy diferentes
de los de la Tierra, tendría cantidades de agua semejantes y posibilidades de
evolucionar de forma parecida ¿Qué pudo desviarlo hacia las terribles condiciones actuales? No hay acuerdo en la explicación de las causas. Podemos
LVGM
21
Condiciones cósmicas de la Tierra
FIG 17 CHRYSE PLANITIA, lugar donde se posó el Viking 1. La superficie de Marte en esta vista panorámica, una de las primeras que tomo el vehículo de exploración, recuerda en muchos detalles a los desiertos
terrestres. Se observan rocas y lascas de perfiles angulosos y depósitos de particulas recubriéndolas, depositos
que han sido modelados por el viento en forma de pequeñas dunas. Foto Viking 1.
pensar que Venus ha sufrido un enorme impacto, capaz de volcarlo, invirtiendo la posición de su eje, lo que explicaría el giro en sentido inverso y quizá la
lentitud de la rotación, aunque esto último puede deberse al efecto del Sol o
a fenómenos combinados con el Sol y la Tierra, lo cual podría haber sucedido
también sin impacto. Tal vez el efecto del impacto, o bien el hecho de exponer
al Sol el mismo hemisferio durante un largo periodo, a una distancia no muy
alejada y con una atmósfera de dióxido de carbono, pudo dar lugar a la evaporación de los océanos, incrementando la densidad atmosférica y el efecto
invernadero. La situación creada ya no fue reversible. El vapor de agua llevado
a la parte alta de la atmósfera se disoció y se fue perdiendo por erosión del
viento solar que alcanza Venus sin obstáculos por la ausencia de campo magnético, que no podría generarse con una rotación tan lenta.
La superficie, con semejantes temperaturas perdió los elementos volátiles y
quedó sometida a la agresión química. Puede que la alteración química explote las diaclasas y las fracturas, mayores o menores, de las rocas, lo que explicaría las formas planas visibles en las fotografías tomadas sobre la superficie.
La descomposición puede provocar la separación de granos, polvo o partículas
pequeñas que no parecen ser movidos por los débiles vientos superficiales.
También podrían producirse caídas y movimientos de pendiente por perdida
de materia en la base
Marte, en cambio, es mucho más parecido a La Tierra a pesar de su tamaño (la mitad del diámetro terrestre, un volumen que apenas alcanza una sexta
parte del de La Tierra) y una densidad bastante inferior (3,93 frente a 5,52), lo
que se traduce en una gravedad que se queda en el 38 por ciento de la terrestre (100 kg sólo pesarían 38 en Marte). Dejando aparte esos datos, hay rasgos
de gran semejanza con nuestro planeta: la inclinación del eje es casi igual,
24º, como lo es el tiempo de rotación en torno a su eje, 24 horas y 6 minutos.
Marte también tiene estaciones que alternan de un hemisferio a otro. Pero las
22
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 18 - HUELLAS DE CURSOS DE AGUA EN LA SUPERFICIE DE MARTE. El estudio de la
superficie marciana está poniendo de manifiesto que en el pasado tuvo agua líquida, capaz de formar los
talwegs que recoge la fotografía. Son huellas antiguas, sobre las que se ha producido el impacto de meteoritos,
como evidencian los cráteres de la parte superior. La escasa capacidad de los procesos actuales en Marte parece
haber conservado este testigo que, podría tener varios centenares de millones de años. Se explican estos surcos
fluviales, en unos casos, como restos de auténticos ríos en un Marte antiguo que ha perdido su atmósfera y gran
parte del agua que tenía. Para la mayoría de los autores, los surcos procederían de una repentina y rápida fusión
del agua helada en el suelo, la cual ha circulado por la superficie encajándose. Tampoco es fácil aceptar esta
explicación para surcos tan marcados. Sea como fuere, la forma de estos cursos y su organización recuerdan
la que presentan las zonas áridas de la Tierra. La imagen representa un área de unos 300 kms. de lado, con
una diferencia de altura entre la cabecera y el punto más bajo entre 2.000 y 3.000 m. El Pisuerga y el Esla,
de lóngitud parecida, ocupan una superfícíe equivalente a una tercera parte de esta imagen, con la mitad de
pendiente. (Foto de la Misión Viking 1).
semejanzas no terminan ahí. La superficie de Marte resulta muy parecida a
los medios áridos y periglaciares terrestres. Presenta hue­llas de erosión fluvial
y una notable acción del viento que se traduce en paisajes dunares y regs de
gran parecido con los terrestres. La temperatura de superficie es fría, pero no
imposible en la Tierra, semejante a la de la Antártida, incluso a las latitudes
árticas de Canada o Siberia. La media del planeta es de 22°C bajo cero, aunque
en verano se pueden alcanzar temperaturas positivas, en torno a los 10°- 15°C.
LVGM
23
Condiciones cósmicas de la Tierra
FIG 19 LA REGIÓN DE THARSYS, situada en el ecuador de Marte. El color amarillo representa el nivel que
puede equipararse al nivel del mar en la Tierra. El azul representa áreas situadas en torno a 4000 m por debajo
del anterior que equivaldrían a los fondos oceánicos terrestres. El marrón a altitudes de 4000 metros por encima
del nivel de referencia, el fucsia altitudes entre 8000 y 12000 m y el blanco las que superan los 12000 hasta mas
de 20000. Tharsys es pues una alta plataforma volcánica donde destaca el Mons Olympus con más de 20 km de
altutud, el mayor edificio volcánico del Sistema Solar, los tres volcanes alineados, Arsia, Pavonis, Ascraeus,
que jalonan una línea de fractura hacia el Norte,y, haciendo pareja con Olympus, Alba Patera, además de otros
volcanes menores. La región, construída por potententes emisiones de lava constituye un grueso abultamiento
cortical. El peso de este edificio se ha resuelto en todo un conjunto de fracturas y fosas sobre las que destaca,
a modo de rift, el Vallis Marineris, una larga fosa de más de 4000 kms de longitud y 4 Km de profundidad. Se
trata además de un conjunto relativamente joven, pues en la potente construcción volcánica apenas se registran
algunos cráteres de impacto Fuente NASA Mars Observer Laser Altímeter
en latitudes próximas al ecuador. La diferencia fundamental es la baja densidad de la atmósfera, que solamente alcanza 6 milibares en superficie (la de la
Tierra es de 1024 mb). Para un terrestre tal densidad, equivalente a la que se
encuentra en nuestro planeta a 50 km de altura, sería como si no hubiese atmósfera. A pesar de tan baja densidad, la atmósfera de Marte se comporta de
modo bastante violento, con vientos que desencadenan tormentas de polvo
a las que se debe el cambio de color estacional que hizo suponer la existencia
de una vegetación, vientos que barren las partículas finas, dejando superficies pedregosas, y las depositan formando dunas. La atmósfera marciana está
compuesta en un 95 % de CO2 un 2-3% de nitrógeno y 1-2% de argón, el resto
24
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
son gases diversos, entre los que figura una
minúscula porción de
oxígeno, procedente
de la descomposición
fotoquímica del CO2, y
algo de vapor de agua,
que puede formar tenues nubes.
Como consecuencia
de la inclinación del
eje Marte tiene estaciones, claramente
marcadas, que alterFIG. 20 EL ROSTRO MARCIANO Curioso efecto óptico en la superficie
nan entre los dos he- de Marte que ha dado lugar a no pocas especulaciones sobre la existencia de
inteligente. Por lo demás, pueden observarse las formas angulosas de
misferios. En el hemis- vida
las rocas, la presencia de piedras sueltas y las huellas de cráteres. Foto Viferio que se encuentra king 1
en invierno aparece una extensión del hielo (se discute si es hielo de agua o de
CO2, porque la temperatura del polo en invierno alcanza -125°C, que es la de
congelación del CO2, aunque parece que el agua tiene un papel significativo en
la expansión del hielo invernal) que comienza a crecer en otoño y retrocede
en primavera.
Con todo, lo más interesante es la superficie del planeta. En ella se distinguen áreas deprimidas, equivalentes a los océanos terrestres (Hélade, Argire, Amazonas...), y áreas elevadas, del tamaño de los continentes terrestres
(Tarsis, Elysium, Thaumasia...) separados unos de otros por una diferencia de
altura en torno a 5 km. Estos «continentes» y «océanos» presentan formas
de relieve que indican un vulcanismo potente y activo, al menos hasta fechas
relativamente recientes en la escala geológica. Al vulcanismo se deben los relieves más elevados de todo el sistema solar: son los conos de los volcanes
llamados Olimpus y Arsia, con 27 y 24 km de altura sobre el radio medio del
planeta. Hay huellas de una tectónica que ha originado fracturas. A ella se
debe el Vallis Marineris, una especie de cañón, de unos 4.000 km de longitud,
200 de anchura y 7 de profundidad, que recuerda los rift terrestres. Además
hay un número relativamente importante de cráteres de impacto, lo que se
usa como argumento para sostener que Marte esta geológicamente muerto
desde hace varios cientos de millones de años.
Es sorprendente la evidencia de mecanismos erosivos basados en el agua,
sólida o líquida. Evidencia que no sólo se manifiesta en los valles y lechos fluviales conservados (vid fig. 17), o en las posibles huellas de erosión glaciar,
sino también en huellas de arroyamiento en las vertientes. Sin duda Marte ha
LVGM
25
Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig 21 AVALANCHAS EN UN
ACANTILADO DE MARTE.
estas imagenes tomadas en febrero de 2008 por el Mars Reconnaissance Orbiter, son las primeras
fotografías de un proceso activo
de este tipo. Corresponde al Hemisferio Norte de Marte. Se puede
apreciar la estratigrafía del acantilado que mide más de 700 m de
desnivel con pendientes mayores
de 60 grados. En la parte superior
varias capas de hielo blanco de
CO2 recubren un espeso suelo de
permafrost en que se muestran las
perturbaciones debidas al hielo.
Era primavera y el hielo se estaba fundiendo, de manera que una
parte del hielo superior ha colapsado cayendo por la pendiente y
provocando la nube de polvo que
se observa en la parte inferior de
la fotografía. Creditos de la imagen: NASA HiRISE, MRO, LPL
(U. Arizona). Procede de NASAAPOD: Astronomy Picture of the
Day. 2008 March 11 An Avalanche on Mars
tenido circulación de agua en superficie. Pero las condiciones actuales: la reducida presión atmosférica y las tem­peraturas inferiores a 0°C no lo permiten.
El agua se evaporaría por la baja presión atmosférica y la que no se evaporase
se convertiría en hielo rápidamente. Ade­más se plantea otro problema: si en
el pasado ha habido agua para formar ríos y valles, las condiciones en que esto
sucedía debían ser diferentes de las actuales (y si esto no se acepta ¿qué fenómenos en las condiciones que hoy tiene Marte pueden dar lugar a las formas
de relieve que vemos en las fotografías?) ¿Por qué han cambiado las condiciones? ¿Qué ha sucedido con el agua?
Llevaría muy lejos, mucho más allá del espacio que aquí tenemos, considerar las posibles respuestas a esas preguntas, aunque la cuestión tiene importancia, puesto que, si Marte ha podido perder su atmósfera y el agua, interesa
saber si la Tierra podría seguir una evolución parecida. En síntesis, la existencia
de agua líquida requeriría en Marte una presión atmosférica muy superior y
un ligero efecto invernadero de la atmósfera. No hay una explicación convincente de los mecanismos que redujeron la densidad de la atmósfera, aunque
a medida que se alcanzaba la baja presión actual se pudo incrementar la evaporación. En cuanto al lugar a donde ha ido a parar el agua que queda en el
planeta, las más de las hipótesis suponen que el agua de Marte se encuentra
fundamentalmente en los polos, en forma de hielo, semejante a los inlandsis
terrestres, con espesores de 3 a 5 km, que no llegaría a fundirse nunca, puesto
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Condiciones cósmicas de la Tierra
que las temperaturas de verano en las áreas polares son de 60º a 70º bajo
cero. Un segundo almacén de agua marciana estaría en el suelo en forma de
hielo como en el permafrost terrestre que podría alcanzar varios centenares
de metros de profundidad o bien en forma de hielo recubierto por un depósito
eolico superficial. Algunos autores, como Sagan, han sugerido que debajo de
una capa de hielo cubierta de polvo en superficie puede existir una capa de
agua líquida. La existencia de un suelo helado en profundidad, un importante
volumen de permafrost, ha sido efectivamente comprobada por las naves que
alcanzaron la superficie de Marte. Finalmente, hay agua en forma de vapor,
en la atmósfera. Es lo que permite la formación de nubes, de tipo cirrus, pero
también nubes más bajas en la proximidad de los grandes relieves. Parece
haber acuerdo general en que el agua líquida ha desaparecido de Marte hace
varios cientos de millones de años -¿500, 600?- y que la desaparición fue paulatina. El criterio seguido para establecer una fecha se basa en el número de
impactos meteóricos que se han conservado. Otro grupo de teorías supone
que no es necesario imaginar condiciones distintas de las actuales para explicar las huellas de agua, que podrían estar causadas por fenómenos que han
dado lugar a la fusión del permafrost.
Aunque las temperaturas de la mayor parte del planeta están siempre por
debajo de 0°C, en el área ecuatorial, cuando el planeta está en el perihelio, se
pueden alcanzar los 15º, incluso más, durante el día. Además es posible que,
bajo la radiación directa, la superficie de las rocas pueda superar los 0°C en
muchas zonas del planeta, lo cual supondría un violento contraste con las frías
temperaturas alcanzadas al anochecer a causa de la pérdida de calor debida a
la radiación nocturna. Es decir, las rocas podrían fragmentarse por termoclastia (rotura de las rocas por cambios de temperatura) y por crioclastia (rotura de
las rocas por el hielo), lo que explicaría los cantos angulosos que se muestran
en las fotografías y la producción de menudos que forman el polvo movido por
el viento. Se supone que, a pesar de que el polvo es mas blando que la arena
terrestre (polvo de feldespato en vez de cuarzo como en la Tierra), podría haber erosión eólica. A estos procesos, actuales o subactuales, podrían sumarse
fenómenos de solifluxión (movimiento en masa en las pendientes por hidratación del suelo) y coladas de barro en las vertientes, debidas a la fusión del
hielo por impacto meteórico u otra razón (figura 21). La fusión del permafrost
parece dar lugar también a la formación de relieves por hundimiento, parecidos a algunas formas del karst terrestre, causados por la pérdida de volumen
del hielo en el suelo. Por lo que se refiere al modelado debido al agua líquida,
sus manifestaciones recuerdan mucho el régimen torrencial que caracteriza
en la Tierra las zonas áridas.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
2.4 El Sol
El centro del sistema, el elemento que lo activa y dinamiza
es el Sol. Se trata de una estrella de segunda o tercera generación, procedente de los restos de una supernova, a lo que
debe los elementos pesados,
como el hierro o el carbono. Es
una estrella más bien modesta
en su tamaño y de moderada
temperatura, del grupo de estrellas amarillas. Se le suponen
al Sol, unos 5.000 millones de
años de antigüedad y se calcula que, al menos, podrá durar
otros 5.000 millones. Con un
diámetro de 1.392.530 Km el
Sol está compuesto fundamentalmente de hidrógeno (73,5%) Fig. 22 ESTRUCTURA INTERNA DEL SOL. En el centro,
y helio(25%) con pequeñas pro- en color blanco el núcleo, donde se convierte el hidrógeno en
helio y la temperatura puede alcanza 15 millones de grados. La
porciones de otros elementos, energía aquí generada se emite en forma de radiación a través de
zona radiante. En esta zona, la más espesa del Sol, se reduce
en particular oxígeno (0,77%) la
la temperatura y se producen cambios en la longitud de onda
y carbono (0,29%). La tempe- que acaban generando la luz visible. En la zona convectiva sigue reduciéndose la temperatura y la energía se transmite en
ratura de la superficie del Sol, células de convección que se manifiestan en la forma granular
la superficie solar. Aquí se encuentra la fotósfera, señalada
la fotosfera, es de 5.500oC. de
en color amarillo, con una temperatura en torno a 6.000o C.
fotósfera presenta un aspecto granulado; son los gránulos y
Desde la superficie, el sol radia La
supergránulos que corresponden a la culminación de las células
enormes cantidades de ener- convectivas. Por último, la cromosfera representa la atmósfera
gía (3,8·1023 kw por segundo), del Sol donde se producen las protuberancias.
la cual, cuan­do alcanza la parte
alta de la atmósfera de la Tierra, tiene un valor de 1.361 kw/m2. Es lo que se denomina la constante solar que resulta de un cálculo promedio porque, como
es fácil comprender, varía mucho según la latitud, la estación del año, la hora
del día y el propio estado del sol.
La estructura interna del Sol, su organización en capas, se ha establecido a
partir del modelo que explica el funcionamiento de la estrella. Durante mucho tiempo no se pudo entender cómo podía el Sol man­tenerse en ignición
sin consumirse. La explicación llegó en el segundo cuarto del siglo XX cuando
se supuso que el mecanismo que mantenía las temperaturas y la emisión de
energía del Sol era la fusión nuclear, la conversión de hidrógeno en helio. De
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Condiciones cósmicas de la Tierra
acuerdo con esta idea, la estructura del Sol estaría formada por las siguientes
unidades desde el centro hacia el exterior:
• El núcleo o zona nuclear. Con un diámetro de 350.000 km, es el lugar
donde se producen las reacciones nucleares convirtiendo cada segundo
gigantescas cantidades de hidrógeno en helio y liberando energía, con lo
cual alcanza una temperatura de 14 millones de grados con una enorme
presión. Las reacciones generadas en el núcleo dan lugar a una fuerza expansiva que compensa la fuerte compresión ejercida por las capas exteriores.
• zona radiante. Envuelve al núcleo con un espesor de 450.000 km (mayor
que la distancia de la Tierra a la Luna). Es una zona donde la energía se
transmite por radiación y donde la temperatura disminuye.
• Zona convectiva Con un espesor de unos 70.000 km. Aquí la materia y la
energía se mueven mediante una circulación convectiva. La temperatura
sigue descendiendo.
• La fotosfera Es la superficie del Sol desde donde se emiten al exterior las
radiaciones luminosas. Tiene un espesor de unos 100 km Toda ella esta
cubierta de gránulos, especies de burbujas, que corresponden a la convección de la zona subyacente. Además, la superficie del Sol presenta manchas, relativamente oscuras y de tamaño mucho mayor que los gránulos,
las cuales son áreas donde la temperatura es más baja, unos 4.000o, frente
a los 6.000º de los gránulos.
Por encima de la superficie se extiende una zona, que muchos consideran
como equivalente a la atmósfera del Sol, aunque no lo es. Se trata de un área
fuertemente magnetizada, donde se alcanzan temperaturas muy superiores a
la superficie del Sol, en ella se distinguen:
• La Cromosfera. Es una capa de unos 3.000 km, formada por gases muy
poco densos y con temperaturas en torno a 500.000o. En ella se producen
las espículas, especies de chorros estrechos y alargados que parten de los
gránulos de la fotosfera y las protuberancias, que son como grandes llamaradas que surgen de la fotosfera..
• La Corona. Es la capa más externa del Sol, caracterizada por temperaturas
que superan el millón grados y cuya anchura es indeterminada porque no
tiene un límite definido. Es un área donde las partículas están fuertemente
ionizadas.
• Desde La corona se emiten radiaciones electromagnéticas y el viento solar, que es una emisión de partículas cargadas, que se mueven a enormes
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Condiciones cósmicas de la Tierra
velocidades. A ellas se deben las auroras boreales y australes y las interferencias electromagnéticas en los momentos de máxima actividad solar.
La actividad solar esta estrechamente relacionada con el número de manchas presentes en la superficie del Sol. Parece que las manchas mantienen una
estrecha relación con las perturbaciones magnéticas y con la intensidad del
viento solar. Las manchas se conocen con detalle y vienen siendo observadas
con regularidad desde el siglo XVIII. De estas observaciones se deduce que las
manchas solares tienen un ciclo en torno a 11 años, en el cual se pasa de un
máximo de manchas en la superficie solar a un mínimo. Este ciclo undecenal
se combina con otro centenario. Durante el siglo XX el máximo se ha registrado en 1957, con un máximo secundario en 1979, mientras que el ciclo undecenal más bajo correspondió a 1906.
Se ha discutido mucho acerca de la influencia del ciclo solar sobre la Tierra.
La existencia de series de observaciones para mas de doscientos años permite
establecer multitud de correlaciones estadísticas. Así, se ha encontrado una
concordancia entre las grandes revoluciones de Occidente y los máximos solares. También se han encontrado correlaciones con los terremotos, con momentos de mayor mortalidad y otros muchos aspectos. Todos son discutibles y
no pasan de ser artificios estadísticos. Los máximos de actividad solar influyen
en la Tierra generando las auroras boreales y australes, perturbaciones importantes en las telecomunicaciones y alteraciones en los aparatos magnéticos,
como la brújula. Más cuestionable es el influjo en clima, que se ha querido ver
en el desencadenamiento de un mayor número de tormentas.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
3 LA INFLUENCIA DE LA LUNA
A pesar de que es el
cuerpo mejor conocido del sistema Solar la
Luna tiene poco interés
por sus condiciones. Se
trata de una astro, al
parecer, inactivo desde
hace más de 1.000 millones de años, que se
limita a recibir impactos
de meteoritos. Carece
de atmósfera y probablemente de agua, y es
un cuerpo en su mayor
parte sólido, de manera
que sólo un núcleo de
reducidas dimensiones,
en el mejor de los casos,
podría estar fluido. Su
superficie está constituida por depresiones osFig. 23 LA LUNA EN CUARTO MENGUANTE .En el terminador, la curas, llamadas mares,
línea que marca el tránsito de la luz a la sombra, donde la luz es rasante,
puede observarse el relieve de los cráteres. En la parte iluminada destaca formadas de magma
el contraste entre los llamados «mares» de material basáltico y las zonas
emitido como conseclaras muy craterizadas. Foto NASA
cuencia de impactos, y
por áreas más elevadas y más claras salpicadas de cráteres. Toda la superficie
lunar está cubierta por una capa de polvo de varios metros de espesor, llamada regolita, resultado de la fragmentación de rocas como consecuencia de los
impactos o procedente de micrometeoritos. Como no hay atmósfera ni agua
no hay procesos que afecten a la superficie, donde las huellas de las exploraciones humanas pueden permanecer inalterables durante millones de años.
Al recibir la radiación solar directamente y durante un tiempo equivalente a
varios días terrestres, la temperatura de las rocas llega a superar 150o C en el
hemisferio expuesto al Sol, mientras que en el hemisferio oscuro la pérdida de
calor por radiación al espacio es máxima, descendiendo la temperatura hasta
170º bajo cero. Además, la Luna recibe directamente el viento solar.
La Luna gira en torno a la Tierra en un período de 27,3 días,aunque con relación al mismo punto de la Tierra, desde una luna llena a la siguiente luna llena, periodo que se conoce como lunación o ciclo sinódico,invierte 29,53 días
porque a la vez que hace una rotación completa en su órbita da una vuelta en
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 24 LA LUNA EN APOGEO Y PERIGEO. Algo más de cuarenta mil Km de distancia entre la Tierra y
la Luna diferencian el perigeo (mayor aproximación) y el apogeo (mayor alejamiento de la Luna). Distancia
que equivale a algo más del 10 por ciento del la distancia media entre ambos astros. Lógicamente esa diferencia
se manifiesta en el tamaño con que se ve la Luna desde la Tierra, como se muestra en estas dos fotografías,
tomadas desde el mismo lugar en una y otra fase. FOTO reproducida de Kevin Clarke Inconstant Moon. En
http:// www.inconstantmonn.com/inconstant.htm
torno a su eje. Así, durante su órbita alrededor de la Tierra la Luna ofrece siempre la misma cara hacia nuestro planeta, manteniendo la otra oculta. A medida que se desplaza alrededor de la Tierra, la porción iluminada visible desde
el planeta va cambiando según la posición de la Luna, la Tierra y el Sol. Son las
fases de la Luna. Cuando los tres cuerpos están en línea, situándose la Tierra
en el centro, desde nuestro planeta es visible toda la cara de la Luna iluminada
por el Sol. Es la fase de Luna llena, en que la luz reflejada por el satélite ilumina la noche terrestre. Una semana después, la Luna se ha desplazado hacia el
Este, de manera que forma ángulo recto con el Sol estando la Tierra en el punto 0 del ángulo. Es la fase que conocemos como Cuarto menguante, cuando la
Luna, que se ve al final de la noche y por la mañana, reduce su tamaño día a
día. Una semana más tarde, la Tierra, la Luna y el Sol vuelven a estar alineados,
pero esta vez es la Luna quien está en el centro. Entonces no es posible ver la
cara iluminada por el Sol, de modo que la Luna no es visible desde la Tierra.
Es la fase de Luna nueva. Una semana más tarde, el satélite vuelve a formar
ángulo recto con el Sol, de modo que se ve sólo una parte de la superficie iluminada, la cual además va creciendo día a día; es la fase de Cuarto creciente,
en que la Luna se ve por la tarde y primeras horas de la noche. Finalmente una
semana después se alcanza de nuevo la Luna llena.
La órbita de la Luna alrededor de la Tierra es elíptica, de manera que en el
apogeo se aleja de este planeta hasta 405.696 Km, mientras que en el perigeo
se acerca hasta 364,104 Km. Aunque la elipse orbital se alarga o reduce cada
32 días pudiendo acercarse o alejarse en el perigeo en torno a 8.000 Km. El
plano de la órbita lunar está inclinado con respecto a la eclíptica en 5 grados
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 25 ÓRBITA DE LA LUNA El plano orbital de la Luna está inclinado 5º9’ con respecto a la eclíptica, de
manera que una parte de la órbita queda bajo la eclíptica y otra sobre ella. Los puntos en que la órbita lunar corta la eclíptica se denominan nodos y quedan unidos por una línea de nodos. El nodo en que la Luna pasa desde
la parte inferior a la superior de la eclíptica se denomina nodo ascendente, cuando lo que hace es descender
atraviesa el nodo descendente. Cuando la Luna atraviesa los nodos, queda alineada con el Sol y la Tierra, pues
está situada en el plano de la eclíptica; es cuando pueden producirse los eclipses, de ahí el nombre de eclíptica.
Los nodos rotan en sentido horario en un ciclo de 18,5 años. Los extremos de la órbita, donde se produce el
apogeo y perigeo, son los ápsides, superior o inferior según su posición con relación a la eclíptica, los cuales
también se desplazan en un periodo de 8,85 años.
y 9 minutos, de modo que, con respecto al ecuador terrestre, la inclinación
de la órbita lunar es de (23º, 28’ + 5º,9’) 28º, 36’ cuando atraviesa la eclíptica
para quedar sobre ella y (23º, 28’ menos 5º, 9’) 18º, 19’ cuando lo hace para
quedar por debajo, siempre tomando como referencia el Norte del planeta.
Los nodos son los puntos en que la órbita de la Luna corta la eclíptica. Hay un
nodo ascendente a partir del cual la Luna se mueve por encima de la eclíptica
y un nodo descendente cuando lo hace por debajo. Igualmente hay un ápside
inferior, bajo la eclíptica y un ápside superior, sobre ella que se corresponden
con el perigeo y el apogeo. Los nodos quedan enlazados por la linea de nodos,
trazada en el plano de la eclíptica, que gira en sentido horario (retrógrado)
para dar una vuelta completa cada 18 años y 219 días, mientras que los ápsides
quedan también unidos por una línea de ápsides, que se traza sobre el plano
de la orbita lunar y que rota en sentido antihorario, de forma que su desarrollo
vendría a configurar una especie de diábolo (giro del plano inclinado centrado
en la Tierra) completando una vuelta cada 8 años y 310 días. Y estos son sólo
una parte de las múltiples variaciones que sufre la órbita de la Luna que afectan a su relación con la Tierra, especialmente a los eclipses y a las mareas.
Aunque hay otros movimientos como la variación de la inclinación de la órbita, de la inclinación del eje y otras perturbaciones que hacen de los cálculos
sobre los movimientos de la Luna una tarea muy compleja, tanto que ha dado
lugar a toda una teoría del comportamiento de la Luna y que, prácticamente,
hasta el siglo XX no ha podido aclararse por completo. No obstante, los eclipses pudieron predecirse desde la antigüedad. Hace más de 3.000 años, en
Mesopotamia ya se había establecido el ciclo de 18,5 años, llamado Ciclo de
Saros, que corresponde a la retrogradación de los nodos y un ciclo de 54 años,
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Condiciones cósmicas de la Tierra
compuesto de 3 saros en que la Luna regresa a la misma posición con respecto
a la Tierra, a partir de los cuales se podían predecir los eclipses (véase «Complementos» 1 los eclipses página 67.
La coincidencia del periodo de rotación en la órbita con el de revolución en
torno a su eje determina que siempre ofrezca hacia la Tierra la misma cara.
Así, hay una cara visible que conocemos y una cara oculta que no se ha podido
ver hasta que las explotaciones lunares pudieron fotografiarla. Ambas caras
son muy diferentes. La cara visible presenta dos tipos de terrenos con distinto
nivel. Por un lado están los terrenos oscuros, más deprimidos, constituidos
de basalto, a los que tradicionalmente se denominan maria, plural latino de
mares, porque los antiguos pensaron que lo eran por la uniformidad que aparentan. Por otro lado, los terrenos claros, son zonas elevadas, compuestas de
anortosita, material con abundante feldespato que les asegura el color blanco,
y muy craterizados. Son los terrenos más antiguos. La cara oculta, en cambio,
no presenta maria, sólo algún cráter con fondo basáltico. La diferencia entre
las dos caras tiene que ver, sin duda, con el efecto de la gravedad terrestre
que ha desplazado la masa de la Luna hacia la cara
visible, de manera que la corteza lunar es más delgada y el basalto ha aflorado abundantemente tras los
impactos. Además en la cara visible hay una notable acumulación de masa en agrupaciones llamadas
mascons.
Por lo que se refiere al origen de la Luna, está todavía por esclarecer. Inicialmente se plantearon tres
teorías la fisión, la acreción y la captura, que astrónomos más románticos denominaron teoría de la madre, de la hermana y de la esposa (SMOLUCHOWSKI
1986 p 63)). La primera suponía que la Luna había
nacido de la Tierra: antes de que la formación de la
Tierra hubiese concluido se separó una parte de ella.
La segunda suponía que la Luna se había formado
en el mismo anillo de materia que la Tierra por acreción de planetesimales. La tercera imaginaba que se
trataba de un astro con una orbita resultante de alguna perturbación que fue capturado por la Tierra.
Las dos primeras se enfrentan a un problema que las
Fig 26 EL CENTRO DE GRAVEDAD DEL SISTEMA TIERRALUNA,se encuentra dentro del globo terrestre, a 1750 Km bajo la superficie de la Tierra. Es el centro en torno al que girarán siempre enfrentándose
la misma cara si algún día ambos astros llegan a sincronizar sus movimientos. Mientras tanto la Tierra y la Luna, trazán un curioso baile en su desplazamiento en trono al Sol, como consecuencia del juego de gravedades
entre los dos
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 27 LAS DOS CARAS DE LA LUNA. Se puede apreciar la dramática diferencia entre la cara visible
(izquierda) y la cara oculta (derecha) La razón de esta diferencia es el fuerte efecto de gravedad de la Tierra
que ha facilitado la rotura de la corteza y el afloramiento de material de manto. Sin duda, las mareas terrestres han acabado desplazando hacia la cara visible una notable proporción de la masa lunar. Fotos NASA
hace imposibles y es que la orbita lunar no coincide con la eclíptica. La tercera hace difícil suponer la captura de un cuerpo tan grande y plantea algunos
importantes problemas relacionados con las órbitas y la forma de captura. Al
ponerse de moda las teorías catastrofistas apareció una nueva teoría, la del
impacto, que supone que un cuerpo del tamaño de Marte colisionó con la Tierra, penetrando hasta el manto y vaporizando una parte sustancial de la Tierra
al tiempo que también se fundía el cuerpo impactante, eyectando al espacio
el material menos denso. Aunque presenta algunos problemas, es la teoría
aceptada por una mayoría de especialistas.
Sea como fuere, la Luna también ejerce una importante influencia sobre
la Tierra, además de su belleza nocturna, de su capacidad poética, de su contrapunto con el sol, como un fantasma de éste -(en vasco la Luna se llama
Illargi que significa literalmente luz muerta). La Luna no sólo ha llamado la
atención del hombre, sino de otros muchos animales. Con la literatura producida sobre la influencia de la Luna se podrían llenar varias estanterías. Se
han considerado todo género de influencias procedentes de la Luna, especialmente cuando se en­cuentra en fase de Luna llena: desde la determinación
del sexo de quienes son concebidos bajo ella, a malévolas transformaciones
o enloquecimientos que han llevado a llamar lunáticos a los locos. Quizá la
iluminación de la Luna llena pueda tener alguna influencia en los animales de
actividad nocturna y son numerosas las especulaciones sobre los efectos de
las oposiciones y conjunciones de la Luna, pero nada se ha demostrado sobre
todo ello. Al margen de la literatura y de fantasías astrológicas, los efectos más
significativos de la Luna sobre la Tierra son las mareas.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
4 LAS MAREAS
Las mareas son desplazamientos de masa provocados por la atracción combinada del Sol y la Luna, especialmente de esta última, que afectan, sobre
todo, a las partes fluidas de la Tierra. Las mareas producen, por un lado, un
efecto de frenado en la rotación de la Tierra, que se calcula en un segundo
cada 50.000 años (20 segundos cada millón de años), lo que hace suponer
que en el pasado la duración del día era menor que la actual (13 Horas, 52 Minutos al comenzar el proterozoico, hace 2,.500 Millones de años; 18 h, 27 min,
sobre Rodinia, hace 1.000 Ma; 20 h 56 m al iniciarse el Cámbrico y 22 h 49 m al
comienzo del Secundario, suponiendo que el ritmo fuese el mismo). Por otro
lado, producen un efecto de calentamiento por rozamiento que se ha evaluado en 76 x1013 kcal/día (318,2x1016 julios) (S.V. KALESNIK 1970, cif. RIABCHIKOV
1976). Aunque las mareas afectan a toda la masa de la Tierra, participando,
por tanto, en la generación de calor interno, se manifiestan de modo evidente
en los océanos. Además, la fuerza de gravedad de la Luna es responsable del
achatamiento del globo terrestre por concentración de masa en el ecuador,
del mismo modo que la gravedad de la Tierra causa una acumulación de masa
en la cara visible de la Luna. Como la Luna se aleja lentamente de la Tierra, a
unos 4 cm por año (40 km cada millón de años), debió de estar mucho más
cerca en el pasado (284.000 km hace 2.500 Ma frente a la media actual de
384.000) de manera que los efectos pudieron ser mucho mayores.
Para comprender las mareas es necesario considerar no sólo la posición de
la Tierra, la Luna y el Sol, sino también el giro de la Tierra en torno a su eje y
su rotación alrededor del Sol. Así hay tres ciclos de marea: las mareas diarias,
que se deben al giro de la Tierra sobre su eje; las mareas mensuales, causadas
por la rotación de la Luna en torno a la Tierra y las mareas anuales, debidas
al desplazamiento de la Tierra en su órbita alrededor del Sol. El ciclo diario de
pleamares y bajamares, se incrementa para alcanzar su máximo en las mareas
vivas o mareas muertas mensuales y éstas, a su vez, llegan a sus más altos valores en las pleamares o bajamares equinocciales.
Las mareas diarias se descomponen en dos situaciones de pleamar y dos
situaciones de bajamar. La Tierra gira sobre su eje, cada 24 horas, en números
redondos. La Luna rota en torno a la Tierra, en el mismo sentido que el giro de
ésta, en 28 días, aproximadamente, de modo que gana un día cada 28. Dicho
de otro modo, el meridiano que hoy ha quedado bajo el cenit (punto más alto
de un astro en el cielo sobre un punto dado de la Tierra, que es simultáneo
para todos los puntos de un meridiano) a las 12 horas, volverá a quedar bajo
el cenit de la Luna mañana a las 12 horas y 48,5 minutos, porque la Luna ha
recorrido parte de su órbita mientras la Tierra giraba. Así el cenit de la Luna
sobre un meridiano dado de la Tierra se retrasa aproximadamente 50 minutos cada día. Pues bien, cuando el meridiano considerado queda bajo el cenit
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 28. SUCESIÓN DE LAS MAREAS DIARIAS EN EL PUNTO S. A las 0 horas del primer día S queda
bajo el Cenit de la Luna: marea alta. 6 horas y 12 minutos más tarde, la vertical de S formará ángulo recto con
el cenit de la Luna: marea baja. A las 12 horas y 25 minutos, a medio día, S esta en el nadir de la Luna, y bajo
el sol, la combinación de estos astros junto con la fuerza centrífuga y el desplazamiento de masas, asegura una
segunda marea alta. A las 18 horas y 37 minutos, la vertical de S de nuevo será perpendicular a la vertical de la
Luna: marea baja. Mientras la Tierra completaba un giro sobre su eje la Luna también ha avanzado en su órbita,
de modo que S tarda 24 horas y 49 minutos, en números redondos, para alcanzar de nuevo el cenit de la Luna
La Luna recorre su orbita, desde una Luna llena a la siguiente Luna llena, en 29 días y 12 horas, dividiendo 360º
entre 29,5 tenemos que la Luna recorre 12,20º cada día del mes anomalístico. La tierra recorre 15º cada hora
(360/24 horas) o si se quiere 3 grados cada 12 minutos, de manera que tardará 48 minutos y 36 segundos en
cubrir el adelanto de la Luna. Los valores en tiempo del gráfico sólo son aproximados, pues se han redondeados
los segundos y el estadio final algo más de 1 minuto. De hecho no sed han tenido en cuenta toda una serie de
factores que modulan el fenómeno, entre ellos el papel del Sol y de otros astros, la fuerza centrífuga sobre la
masa de agua, la latitud...
de la Luna, la atracción de esta se dejará sentir con fuerza y se registrará una
pleamar. Seis horas, 12 minutos y 9 segundos más tarde, el meridiano que
consideramos habrá girado de tal manera que estará 90o al Este. Entonces la
situación será de bajamar. Otras seis horas, 12 minutos y 18 segundos más tarde, el meridiano que nos ocupa estará en el punto opuesto al cenit de la Luna
(el punto opues­to al cenit se llama nadir). La atracción lunar se dejará sentir
en el cenit pero las masas se desplazan por fuerza centrífuga hacia el nadir, lo
que sustrae las aguas para producir la marea baja en un plano perpendicular
al plano que contiene el cenit y el nadir. Así tendremos una segunda pleamar,
pero menos elevada que la primera. Otras seis horas, 12 minutos y 27 segundos
después tendrá lugar de nuevo marea baja, por repetirse la situación descrita
en segundo lugar. Finalmente 24 horas, 48 minutos y 36 segundos después de
la primera pleamar, el meridiano considerado volverá a quedar bajo el cenit
lunar y se registrará una nueva pleamar. (fig.27)
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Las mareas mensuales, modifican la intensidad de las mareas diarias en
función de la posición de la Luna y el Sol. Cuando la situación es de Luna nueva, se suman la atracción del Sol y la Luna para desencadenar mareas vivas,
en las cuales tanto las pleamares como las bajamares alcanzan el mayor valor
del mes. Cuando la situación de la luna es de cuarto creciente o cuarto menguante, las fuerzas del Sol y la Luna se producen en planos perpendiculares y
se contrarrestan, de manera que el desnivel entre pleamar y bajamar es modesto Son las mareas muertas. Finalmente, en situación de Luna llena, aunque
las fuerzas del Sol y la Luna se ejercen en sentidos opuestos, están alineadas,
de modo que las mareas vuelven a ser vivas, con la particularidad de que la
segunda pleamar se diferenciará poco de la primera.
Las mareas anuales son cambios de intensidad en las pleamares y bajamares diarias y mensuales. Corresponden a los momentos en que la Tierra en su
órbita se acerca al Sol, y éste se encuentra sobre el ecuador, lo que ocurre en
los equinoccios. Por ello las pleamares o bajamares vivas equinocciales son las
más intensas del año. No obstante, el momento de estas mareas depende de
la latitud, retrasándose algunos días o semanas con respecto al equinoccio a
medida que nos desplazamos al Norte o al Sur del trópico respectivo.
Sobre estos tres casos que se suelen considerar como los más característicos, es preciso tener en cuenta que en las líneas anteriores se ha simplificado
la explicación de un mecanismo que es bastante más complejo. No se han considerado aspectos que son importantes, como el papel del Sol, la inclinación
del eje terrestre, la periodicidad de los ciclos lunares, la fuerza centrífuga, que
acumula masa de agua en el ecuador, las variaciones de presión atmosférica,
o la posición de la tierra en su órbita, porque, lógicamente, son mayores las
mareas del perihelio (invierno del hemisferio Norte) que las del afelio, como
son mayores las mareas cuando la Luna esta en perigeo que cuando está en
apogeo... Todo ello da lugar a grandes diferencias en la amplitud de la marea,
en su horario y en las diferencias entre la primera y segunda pleamar.
Así, a partir de los rasgos generales que determinan estas causas, el movimiento de las mareas tiene caracteres particulares en cada océano y en cada
costa en función de las condiciones locales: configuración del fondo y de la costa; extensión del océano, carácter abierto o cerrado del área, etc. Así, mientras
en el Atlántico Norte se sigue en general el régimen de mareas descrito en los
párrafos anteriores, en el Pacífico se advierte la marea que queda bajo la Luna,
pero la segunda marea alta apenas se diferencia de las bajamares. Igualmente
el momento de la marea, su intensidad, y también la velocidad de la onda de
marea, difiere de un lugar a otro en función de las condiciones locales. Así, en
los canales, estuarios, rías o bahías estrechas la marea tarda algunos minutos
o incluso alguna hora en alcanzar el extremo donde ya no se deja sentir. En estos lugares la amplitud de la marea alcanza valores máximos. Por eso en cada
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Condiciones cósmicas de la Tierra
lugar se han definido el establecimiento del puerto que es el desfase horario
entre el cenit de la Luna sobre el lugar y el momento en que, en función de
las condiciones locales, se alcanza la pleamar. Como la amplitud de la carrera
de marea (diferencia de altura entre la pleamar y la bajamar, expresada en
metros) varía de un día a otro, en las tablas de marea se incluye el coeficiente
de marea, que expresa la relación entre la carrera de una marea concreta y la
carrera media del lugar. Hay mares en los que la marea apenas es apreciable,
como el Mediterráneo, donde se limitan a unos centímetros; en otros lugares,
en cambio se alcanzan varios metros (en la Costa Cantábrica la carrera de la
marea está entre 4 y 5 metros), llegando al máximo en algunas bahías y estuarios del atlántico Norte: 14 m en la Bahía del Mont Saint Michel, en Bretaña;
15 m en el interior del Canal de Bristol; 17 m en la Bahía de Fundy entre Nueva
Escocia y el continente, en Canada.
Mas en detalle, los movimientos del agua del mar originados por las mareas, generan ondas de marea, cuyo comportamiento y características son
complejas, especialmente en el hemisferio Sur, donde nada se opone al movimiento del agua, que puede extenderse de un océano a otro. Así, por ejemplo,
en torno a la Antártida, la marea es una onda que se desplaza de Este a Oeste,
girando en torno al continente antártico.
El efecto de las mareas se deja sentir también en los lagos, donde la amplitud es muy modesta, así como en la atmósfera, aunque su efecto sólo se
aprecia a grandes altitudes y es mucho menos significativo que las variaciones
de volumen debidas a las variaciones térmicas del aire, y también en los continentes, donde el efecto de la marea puede alcanzar deformaciones entre 20
y 50 cm. Sin duda afecta también al manto terrestre y aunque sus variaciones
sean poco significativas deben suponer un importante esfuerzo energético
que tendrá su efecto en la generación de calor.
Alrededor de 2/3 de la energía de las mareas se disipa en los mares someros a causa de la fricción de
las corrientes de fondo sobre el suelo marino......
La deformación de la corteza litosférica debida a la
marea puede alcanzar una amplitud de unas pocas
decenas de centímetros y aparentemente puede servir como mecanismo de disparo para los terremotos.....El efecto de las mareas lunares durante épocas geológicas...cuando la Luna estaba mucho más
cerca de la Tierra, su acción mareal era mucho más
fuerte. En los primeros momentos de la evolución
de la Tierra la amplitud de marea lunar alcanzó 1,5
km. Por tanto, puede esperarse que en ese tiempo la
energía de marea dominaba todas las otras fuentes
de energía endógena y, por esa razón determinaba
sustancialmente la evolución tectónica de Tierra.
SOROKHTIN, O.G.; CHILINGARIAN, G.V.;
SOROKHTIN N.O.(2011): Evolution of Earth
and its climate. Birth, Life and Death of Earth.
Elsevier. Pp. 175-176 LVGM
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Condiciones cósmicas de la Tierra
5CONDICIONES ORBITALES DE LA TIERRA Y
SUS CONSECUENCIAS
La Tierra describe una órbita alrededor del Sol que sólo es ligeramente elíptica. La distancia al centro del Sol puede variar entre un mínimo de 147.098.100
km (147’1 millones de km) en el perihelio, que se alcanza el día 2 de enero, y un
máximo de 152,097.900 km (152’1 millones de km) en el afelio, que se alcanza
el 5 de Julio. Tras la de Venus, es la órbita planetaria más próxima al círculo. El
resto de los planetas tienen órbitas muy elípticas. Aunque la diferencia entre
el perihelio y el afelio es escasa con relación al semieje menor de la órbita, 5
millones de km (unas doce veces la distancia de la Tierra a la Luna, pero sólo
un 3,39 % del perihelio), es suficiente para asegurar que la radiación Solar alcanza la Tierra con mas intensidad (6.8%) en el perihelio que en el afelio.
Como la órbita terrestre tiene un desarrollo de 939.886.500 km que
nuestro planeta recorre en un período orbital de 365,25636 días, correspondientes al año sideral, la velocidad con que la Tierra gira alrededor del Sol es
de 107.218 km por hora (o de 29’782 Km por segundo). Sin embargo, a causa
de la segunda ley de Kepler, según la cual un radio vector recorre áreas iguales en tiempos iguales, la velocidad durante el afelio es menor, 105.410 km/h
frente a 109.030 km/h en el perihelio, de modo que el semestre de verano del
hemisferio Norte, desde el 21 de Marzo al 23 de Septiembre, supera en algo
más de 6 días al de invierno. En efecto, el semestre de verano, que comienza
el 21 de Marzo, tiene, hasta el 23 de Septiembre, 185’68 días, mientras que el
de invierno, del 23 de septiembre, al 21 de Marzo, tiene 179’57 días. Esos días
(unos años 6 y otros 5 porque no se cuentan los decimales que se acumulan
en los años bisiestos) corresponden a la menor duración de Febrero, al retraso
del comienzo del otoño con respecto a la primavera y a los 31 días de Marzo
frente a los 30 de Septiembre. (Sobre la formación del calendario vease en
«Complementos» el apartado 2. La cuestión del Calendario página 68).
Pero la duración real de un año varía según la referencia que utilicemos
para valorarlo. El año medido entre dos pasos consecutivos de la Tierra por el
perihelio, año anomalístico, dura 365 días, 6 horas, 13 minutos y 50 segundos,
equivalente a 365,2596 días o 31.558.430 segundos; el año sideral, medido
como el intervalo entre dos pasos consecutivos de la Tierra por un punto de la
órbita, con relación a una estrella lejana, dura 365 días, 6 horas, 9 minutos y
9,99 segundos (31.558.149,99 segundos); el año tropical, o intervalo entre dos
pasos sucesivos de la Tierra por el nodo correspondiente al equinoccio vernal
o Punto Aries, que marca el inicio de la primavera, dura 365 días, 5 horas, 45
minutos y 36 segundos, o sea 365,2422 días solares medios (31.556.925,51 segundos) que es el año oficial o de referencia. Entre el año de tropical o de referencia y el año anomalístico hay, pues, una diferencia de 1504,49 segundos.
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LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
También la duración del
día 24 horas (ó 86.400 segundos) responde a un acuerdo.
Se trata del día sinódico, resultante de dividir la duración del año en 365 partes.
Pero hay un día sidéreo o
sideral que es el intervalo de
tiempo entre dos pasos sucesivos de una estrella por el
cenit de un lugar, cuya duración media es de 23 horas, 45
minutos, 4 segundos (85.504
segundos) y un día Solar verdadero, cuya duración varía
a causa del movimiento del
Sol. Finalmente, la rotación Fig 29 TAMAÑO APARENTE DEL SOL EN EL PERIHELIO
de la Tierra en torno a su eje Y EN EL AFELIO Los 5 millones de kilómetros de diferencia
hacen que el diámetro aparente del sol desde la Tierra varíe de forse realiza en un tiempo de 23 ma significativa. Fotomontaje con imágenes de las fechas indicael año 2008. Las distancias indicadas en Km corresponden a la
horas, 56 minutos y 4’1 se- das
distancia al sol en la fecha de cada una de las dos imágenes.. Regundos (86.164’1 segundos). producida de NASA-APOD.( 3 julio 2009). Credit & Copyright:
Enrique Luque Cervigón.
Si alguien se molesta en hacer algunos cálculos, verá que ese intervalo de tiempo, multiplicado por los
365,24 días de 86400 segundos, en que se valora el año oficial, representa
solamente 364’24 días, y que si se multiplican los 236 segundos que faltan
para las 24 horas exactas por los 365’24 días del año convencional, obtenemos 86.160 segundos, tiempo muy próximo a los 86.164 que corresponde a la
duración del día apuntada. Dicho más claramente, un año tiene 364 días de 23
horas 56 minutos 4 segundos y, además, un día extra que se obtiene porque,
al mismo tiempo que se desplaza alrededor del Sol, la Tierra hace también un
giro completo en torno a su eje.
La órbita que la Tierra describe alrededor del Sol, define un plano, en el
que queda contenida, que se denomina plano de la eclíptica o simplemente
eclíptica, porque los eclipses de Sol o de Luna se producen cuando los astros
se alinean en ese plano. Los extremos del eje mayor de la elipse orbital son
los ápsides, correspondiendo el radio mayor o Afelio (del griego apo=lejos y
Helios=Sol) al punto más alejado del centro y al mas cercano o radio menor el
perihelio (del griego peri=alrededor). Afelio y perihelio definen los solsticios
(del latín statio=«parado» o «estación», que puede interpretarse como la estación del Sol o como el momento en que el sol se para y se manifiesta en el
punto más alto de su avance al Norte o al Sur). Son las estaciones en que el sol
alcanza el cenit sobre uno de los trópicos, llegando a su punto más alto sobre
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Condiciones cósmicas de la Tierra
el hemisferio correspondiente. La linea perpendicular al eje de apsides, es la
linea de nodos, que definen el Punto de Aries y el Punto de Libra, los cuales
corresponden a los equinoccios (de latin aequus=semejante y nox=noche),
momento en que la diferencia entre duración del día y la noche es mínima en
ambos hemisferios. Corresponden al momento en que la Tierra atraviesa el lugar donde la eclíptica corta el plano del ecuador terrestre, de modo que el Sol
queda sobre el cenit del ecuador. El punto de Aries, corresponde al nodo ascendente, cuando el movimiento aparente del sol atraviesa la eclíptica de Sur
a Norte, entonces se produce el equinoccio vernal o de primavera; mientras
que el punto de Libra corresponde al nodo descendente cuando el Sol atraviesa la eclíptica de Norte a Sur y se produce el equinoccio de otoño. La denominación de Aries, o Libra, se debe a que en la antigüedad, cuando esto se fijó, el
nodo de primavera se alineaba con la constelación de Aries. Los movimientos
de la órbita y la precesión del eje terrestre han desplazado esa alineación de
modo que, ahora, el nodo de primavera queda en la constelación de Piscis, y
el nodo de otoño en la constelación de Virgo.
La excentricidad de la órbita, que es actualmente de 0,0167, (se manifiesta
en una diferencia de 5 millones de km, en números redondos, entre el afelio
y el perihelio) puede variar, a causa del tirón gravitatotio de otros planetas,
fundamentalmente de Júpiter y Venus, oscilando entre un máximo de 0,07
(Berger 2007) , lo que significa que el afelio podria estar 7.97 millones km más
lejos del sol que hoy y el perihelio, otro tanto más cercano, de modo que la
diferencias entre la estación del perihelio, con mucha más insolación que ahora y la del afelio, con mucha menos, llegarían a alcanzar su maximo contraste.
El mínimo se estima en una excentricidad de 0,002, en que el afelio quedaría
a 2.2 millones de km más cercano que hoy y otro tanto más lejos el perihelio;
situación en que las diferencias de insolación entre uno y otro extremo de la
órbita serían mínimas. La excentricidad media se estima en un 0,028, lo que
representa 8,3 Millones de km de diferencia entre afelio y perihelio, y las variaciones más comunes entre 0,02 y 0,03. La insolación que alcanza la Tierra es
inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, lo que origina grandes
diferencias entre afelio y perihelio cuando la excentricidad es máxima. La diferencia en el valor de la insolación que alcanza la Tierra en la latitud de 65o Nen
el afelio y en el perihelio, que hoy es de 6,8 %, puede superar el 25 %, desde
un valor de 450 wm2 a 560 wm2 (Wikipedia Ice Age) dependiendo de otras
condiciones que pueden añadirse a esta.
Cada 400.000 años se extiende un ciclo en que la excentricidad crece hasta
alcanzar un máximo, hacia la mitad del ciclo, para descender hasta un mínimo,
al final, habiendo variaciones dentro del periodo cada 95.000 y cada 124.000
o 99 años (Berger). Las variaciones de excentricidad aumentan el semieje del
afelio y reducen el del perihelio, quedando invariable el eje de ápsides, en
cambio se modifica el eje menor o eje de nodos y se mantiene la longitud del
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig 30 VARIACIONES DE LA EXCENTRICIDAD, DE LA PRECESIÓN CLIMÁTICA, DE LA
OBLICUIDAD Y DE LA INSOLACIÓN A 65º NORTE EN EL SOLSTICIO DE VERANO
A LO LARGO DE LOS ÚLTIMOS 400.000 AÑOS Y DURANTE LOS PRÓXIMOS 100.000.
La insolación se muestra como un ejemplo de los principios de MIlankovitch. Todas las latitudes y días se han
calculado sobre el modelo de Lovain-la Neuve. Valor actual de la excentricidad, 0,016, valor de la oblicuidad
23º27’, valor de la longitud del perihelio 102º. El verano del hemisferio Norte tiene lugar durante el afelio
(Berger 1978).
Reproducido de BERGER, A, & LOUTRE M-F (2007): Milankovitch Theory and Paleoclimate in Encyclopedia of Quaternary Science. Elsevier Amsterdam Pp. 1017-1022. Modificado.
El sombreado verde corresponde a los años venideros
perímetro. Esto se traduce en que, a medida que crece la excentricidad, el
contraste entre perihelio y afelio se amplia, así como también se amplia, en
función de la segunda Ley de Kepler, notablemente la duración del semestre
que corresponde al afelio. Este hecho significa que cuando la excentricidad es
máxima y el verano del hemisferio norte, por ejemplo, se corresponde con el
afelio, será un verano largo y fresco, mientras que el invierno será más corto,
templado y húmedo. Las consecuencias de esta situación son abundantes precipitaciones de nieve en las altas latitudes durante los inviernos, nieve que no
llega a fundirse durante los frescos veranos. Es la situación a la que se atribuyen las glaciaciones que desde hace 400 ka vienen produciéndose cada 100
ka aproximadamente, aunque hay bastante debate en que esta causa, que
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Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig 31 CICLO DE LA PRECESIÓN ORBITAL Y CAMBIO DE FECHA DE LA ESTACIONES DEL
AÑO. En las elipses se puede apreciar qué estaciones tienen mayor duración en cada situación de la órbita.
Modificado de: File:Precession and seasons art. «Apsidal precession» Wikipedia the free Encyclopedia
por otra parte presenta algunas inconsistencias que no han sido suficientemente explicadas (problema de los 100.000 años), sea la razón principal de
las glaciaciones, si bien puede ser coincidente con otros factores de impulsión o forcings. Lógicamente, la situación inversa, con escasa excentricidad y
prácticamente la misma duración del semestre invernal y estival, con veranos
calurosos en que no se mantiene el hielo, correspondería a los interglaciares.
Los ciclos de más duración, con variaciones extremas, corresponderían a fases
más amplias, con distintos ritmos como pueden ser las glaciaciones e interglaciares registrados entre 800 y 400 ka (MIS 13 a MIS 19).
A consecuencia del efecto gravitatorio de Júpiter, Saturno y Venus, entre
otros planetas, la órbita de la Tierra experimenta un movimiento de precesión
consistente en que el eje de ápsides rota en sentido horario, en un ciclo de
70.000 años para que la Tierra vuelva a la posición inicial del equinoccio vernal, aunque con respecto a una estrella fija son necesarios 112.000 años para
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Condiciones cósmicas de la Tierra
dar una vuelta completa. Este movimiento se combina con la precesión del
eje terrestre dando lugar a un desplazamiento de las estaciones. Es decir, la
fecha en que se produce el equinoccio de primavera va cambiando a lo largo
de todos los meses del año. Este desplazamiento se mide a través del angulo
que forma el momento de la primavera con el momento del perihelio. A este
valor se le denomina longitud del perihelio, y se mide en sentido antihorario.
Cuando la longitud del perihelio es 270o, la primavera se produce el 21 Marzo, cuando sea 0o será en Junio, con 90o será en Septiembre y con 180o en
Diciembre. Actualmente, en 2010, la longitud del perihelio es de 283,067o,
de modo que el perihelio se ha alcanzado el 3 de enero a las 0 horas con un
desfase de 13 días, mientras el invierno oficial corresponde al 21 de Diciembre,
pero en el año 1250 se alcanzaba el 21 de Diciembre. Cada año se avanzan
61,92 segundos de arco, y cada 58 años, 50 días y 23 horas se avanza un día,
asi que dentro de 4.472 años la primavera comenzará el 21 de Junio.
El plano de la órbita terrestre está inclinado 1,35o con relación a un plano
invariable (7,15o con respecto al plano del ecuador del Sol), variando la inclinación entre 1 y 3 grados cada 100.000 años. Al atravesar el plano de referencia,
que acumula mas cantidad de masa, pueden aparecer perturbaciones. Con
este argumento se explica la periodicidad de 100 ka en las glaciaciones.
En resumen, tenemos varios movimientos con diferentes periodicidades:
• El movimiento de la Tierra alrededor del Sol que es más rápido en el
perihelio que en el afelio: Actualmente, el semestre de verano tiene
una duración de 186 días, frente a 179 del semestre invernal.
• La precesión del eje de ápsides con una periodicidad de 70 ka con
referencia en el equinoccio de primavera o 112 ka con relación a una
estrella invariable. ESte movimiento se combina con la precesión del
eje terrestre, determinado esa combinación el desplazamiento de la
fecha de inicio de las estaciones del año.
• La variación de la excentricidad con un ciclo de 413 ka y variaciones
internas en periodos de 125 y 95 ka, en los que la excentricidad varía
entre 0,02 y 0,03. Estas variaciones se consideran como causa principal de las glaciaciones por cuanto suponen variaciones del 18-20% en
la intensidad de la radiación solar que alcanza la Tierra
• La inclinación de la orbita terrestre sobre un plano que corresponde
al plano de masas , cercano a la órbita de Júpiter. Inclinación que varía
de 1o a 3o con un período de 100 ka. Se supone que cuando la órbita
atraviesa ese plano puede quedar expuesta al polvo espacial o a perturbaciones que podrían afectar al clima.
Los movimientos de la órbita están relacionados con la inclinación del eje
terrestre y sus propios movimientos, que condicionan la radiación solar que
alcanza la Tierra y las diferencias en los hemisferios, además de las estaciones
del año.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
6 LA INCLINACIÓN Y MOVIMIENTOS DEL EJE
TERRESTRE. SU SIGNIFICADO
6.1 Principales movimientos del eje terrestre
El eje de giro de la Tierra presenta una inclinación de 23o28’38’’ con respecto a la perpendicular al plano de la eclíptica. A consecuencia de la atracción
que la Luna ejerce sobre el área ecuatorial de la Tierra, cuyo radio es 21.360 km
mayor que el radio polar, el eje tiende a desplazarse con un giro de trompo, rotando como una peonza, 50,4 segundos de arco en sentido horario cada año,
aunque el influjo lunar es compensado por el sol y otros planetas de modo
que el movimiento queda en 50,282’’. Dividiendo 360o de circunferencia entre
50,2822’’, tenemos un periodo de 25.774,528 años para una revolución completa que en las publicaciones de divulgación suelen redondearse en 25.800.
Así, la Tierra gira describiendo un cono en torno a la perpendicular a la eclíptica, de manera que el eje terrestre describe un círculo retrógrado con respecto al sentido de rotación. Este desplazamiento del eje terrestre se denomina
precesión. En ese tiempo cambia el sentido de la inclinación del eje terrestre y
con ello la periodicidad de las estaciones y su distribución en el año. Así, cada
12.887,26 años el eje terrestre deja de apuntar a la estrella Polar para dirigirse
hacia Vega. Con ese cambio el invierno del hemisferio Norte, que mientras el
eje se dirige a la Polar ocurre en Enero, pasará a producirse en Julio. El eje terrestre estará exactamente apuntando a la Polar en los primeros días de abril
del año 2013. Al final de la última glaciación, 10.874 años A C, el eje terrestre
apuntaba a la estrella Vega y el invierno del hemisferio Norte ocurría durante
los meses de Julio, Agosto y Septiembre.
Además de este movimiento el eje de la Tierra cambia su inclinación entre
un máximo de 24o36’ y un mínimo de 21o39’ cada 40.600 años, de manera
que cuando se alcanza el máximo, el área que queda sin iluminación durante
el invierno y las diferencias en la duración del día entre invierno y verano son
mayores que cuando la inclinación es de 22o. También el eje terrestre tiene un
ligero cabeceo llamado nutación por el que describe una pequeña elipse con
un período de 18 años y 7 meses, y otros movimientos menores de bamboleo
como el llamado chandler, cada 14 meses. Pero estos últimos tienen muy escaso significado en las condiciones del planeta.
Las consecuencias de todo esto son trascendentales no sólo desde el punto de vista astronómico, sino sobre todo desde el punto de vista geográfico y
climático, puesto que estos hechos determinan la existencia de estaciones y
la división de la Tierra en zonas climáticas, además de desempeñar un significativo papel en los grandes cambios climáticos y en otros rasgos físicos del
planeta. Por otra parte, han servido de base para el establecimiento de las
referencias geográficas sobre la superficie del planeta, que conocemos como
latitud y longitud. Comencemos por este último aspecto
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Condiciones cósmicas de la Tierra
6.2 El Sistema de referencias geográficas
Cuando se trata de situar un punto sobre la superficie terrestre es necesario
disponer de un sistema de coordenadas al que referir ese lugar. Para establecer ese sistema de referencia se divide la esfera terrestre en dos mitades, o
hemisferios, mediante un plano al que llamamos Ecuador (porque separa dos
partes iguales). La circunferencia donde ese plano corta la superficie de la esfera es la línea del Ecuador.
Como el eje terrestre está inclinado, el plano del Ecuador forma un ángulo
de 23o28’ sobre el plano de la eclíptica. Esto significa que cuando la Tierra está
en el afelio el Sol no incide verticalmente sobre el Ecuador, sino 23o28’ al Norte. Cuando la Tierra alcanza el perihelio, el Sol incide verticalmente sobre los
23o28’ al Sur del Ecuador. Llamamos solsticios a estos dos momentos en que
el Sol alcanza su máxima latitud Norte o Sur. Para cambiar desde el Norte al
Sur y viceversa, la vertical del Sol debe atravesar el Ecuador dos veces al año.
En esos momentos, la inclinación del eje terrestre no se deja sentir y la duración del día es igual a la de la noche en toda la superficie terrestre. Es la razón
por la que estos momentos se llaman equinoccios (aequi noctium, literalmente igualdad de las noches [a los días]). El equinoccio de primavera está fijado
el 21 de marzo y el de otoño el 23 de septiembre, aunque las fechas reales
pueden variar el el 20 o 21 de marzo y el 22 ó 23 de septiembre. Los Solsticios
se producen, también por acuerdo, el 21 de junio y el 21 de diciembre.
Uniendo todos los puntos en que el Sol alcanza la vertical en el afelio tendremos una circunferencia que define un plano que corta el globo terrestre a
23,5o al Norte del Ecuador. Haciendo lo mismo en el perihelio para el hemisferio Sur obtendremos otro plano simétrico a 23,5o Sur. A estas dos circunferencias sobre la superficie terrestre se les llama trópicos (del Griego: tropos =
cambio, porque desde allí cambia el movimiento del Sol). De este modo tenemos un Trópico de Cáncer en el hemisferio Norte, porque cuando el Sol lo alcanza está en la constelación del cangrejo y un Trópico de Capricornio, porque
cuando el Sol lo alcanza está en la constelación de ese nombre.
Uniendo todos los puntos que quedan a 66,5o al Norte o al Sur del Ecuador,
delimitaremos el área que queda en sombra durante el semestre en que ese
hemisferio está del lado opuesto al Sol y, para el hemisferio que queda del lado
del Sol, el área que está continuamente iluminada durante seis meses. De ese
modo se definen los círculos polares Norte y Sur.
Con esas cinco circunferencias hemos dividido cada hemisferio en 3 zonas:
una entre el Ecuador y el Trópico, otra desde el Trópico al Circulo Polar y una
tercera desde el Círculo Polar al Polo, de latitud 90o, que corresponde al extremo del eje terrestre. A partir de esas referencias básicas, estableciendo un
plano por grado sobre los 90 que van del Ecuador a cada polo obtendremos
los paralelos.
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Condiciones cósmicas de la Tierra
N
N
Radia
ción s
olar
El Sol está en cenit del Trópico de Cáncer
S
en el solsticio de verano del Hemisferio Norte
S
ción
Radia
ECLÍPTICA
r
sola
Fig 32 FORMACIÓN DE LAS COORDENADAS GEOGRÁFICAS BÁSICAS. El cenit del Sol en el
Solsticio de invierno o de verano determina la localización de los trópicos. La desaparición o permanencia de la iluminación solar durante el invierno o el verano, determina los círculos polares. El ecuador
divide la esfera en dos mitades iguales. Perpendiculares a estos círculos básicos se disponen los meridianos, definido por los puntos, de Norte a Sur, en que el sol alcanza el cenit a mediodía, de ahí su nombre..
Para establecer referencias transversales a los paralelos no hay bases tan
significativas, de manera que se utiliza como elemento de división la hora en
que el Sol alcanza su punto más alto sobre todos los lugares situados en una
línea que se extiende desde el Polo Norte al Polo Sur. Como eso sucede a
medio día, llamamos a esa circunferencia meridiano y podemos establecer
uno por cada uno de los 180o de cada hemisferio. Suele dividirse la Tierra en
24 meridianos, separados 15o que se corresponden con las 24 horas del día.
El espacio entre dos de estos meridianos se denomina huso horario porque
en él rige la misma hora. No hay una referencia astronómica que pueda servir
de inicio del cómputo, de modo que se toma como base, según acuerdo, el
que corresponde al observatorio de Greenwich, en Gran Bretaña, al que se
asigna la hora del mediodía, aunque en España también se usa el de Madrid.
La distancia de un paralelo a otro es de 111 km por grado. La distancia de un
meridiano a otro es de 111’3 Km por grado en el Ecuador (1.670 km de un huso
horario a otro) y 55’6 km a 45º de latitud (835 km de un uso horario a otro). Los
meridianos dividen la esfera terrestre en círculos de igual tamaño, mientras
que los paralelos la dividen en círculos de área decreciente hasta anularse en
los polos.
6.3 Diferente duración del día y la noche
La inclinación del eje terrestre determina la diferente duración del día y la
noche, según las estaciones, porque, manteniéndose el eje siempre en la misma posición a lo largo de toda la órbita, el hemisferio que queda del lado del
Sol durante el afelio (el hemisferio Norte) tendrá más superficie iluminada y
el polo de ese hemisferio se mantendrá iluminado durante todo el semestre,
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Condiciones cósmicas de la Tierra
mientras que hemisferio que está del lado opuesto al Sol (el hemisferio Sur)
quedará sumido en la oscuridad, más allá de los 66’5o. Esa situación se invierte durante el perihelio. En el hemisferio que queda en el lado opuesto al Sol
los días serán cada vez más cortos y las noches cada vez más largas, a medida
que la latitud se aproxima al Círculo polar, siendo a la inversa en el hemisferio
que queda al lado del Sol. El cambio de una situación a otra se produce en los
equinoccios, cuando el eje de la Tierra se inscribe en un plano perpendicular
a la dirección con que llega la luz solar, de modo que la duración del día y la
noche es igual a lo largo de todos los meridianos.
6.4 La sucesión de estaciones
Como consecuencia de estos hechos, se producen las estaciones en la mayor parte del planeta (salvo en el área ecuatorial), que se manifiestan en la
diferente duración del día y la noche, en un cambio de las temperaturas y
también de las precipitaciones. En efecto, la inclinación del eje terrestre determina una menor iluminación del hemisferio Norte durante los meses de
septiembre a marzo y con ella una menor duración de los días, que se van
acortando hasta diciembre, para alargarse después. La menor duración del día
significa que la superficie terrestre recibe una menor cantidad de radiación y
que pierde, en cambio, mayor cantidad de calor durante las horas nocturnas,
de manera que el balance entre el calor recibido y el que se pierde empieza a
hacerse negativo desde que la noche es más larga que el día; es decir a partir
del 23 de septiembre. Cuando la duración del día supere a la de la noche, a
partir del 21 de marzo, el balance empezará a ser positivo y se producirá una
acumulación de calor a la que se debe el verano. En el hemisferio Sur sucede a
la inversa, en los meses opuestos. Las diferencias en el calentamiento de cada
hemisferio originan diferencias en la temperatura del aire y, en consecuencia,
movimientos de la atmósfera con los que se relacionan los períodos de lluvias.
Como en el Ecuador la inclinación del eje terrestre apenas se deja sentir,
la duración del día y la noche es prácticamente igual durante todo el año, de
modo que no hay estaciones. Pero en todo el resto del globo las estaciones
son un hecho decisivo para todos los aspectos de la vida natural y de la organización de las actividades humanas; y lo son más acusadamente a medida que
nos acercamos a los polos, donde las estaciones alcanzan su máximo valor. Así
pues, de la inclinación del eje terrestre depende, casi todo lo que nos rodea,
desde el estado de ánimo de las personas a los ritmos de vida y la organización
de las actividades a lo largo del año, pasando por el folklore, la vida social, bastantes aspectos de la economía, y una multitud de manifestaciones culturales.
Para sugerir algún ejemplo, piénsese en que, hace apenas hace un siglo y
medio, hasta que ha sido posible generalizar el uso de luz artificial, todas las
actividades humanas, desde el trabajo a la diversión, estaban regidas por la
duración del día; piénsese también en la importancia que la observación del
LVGM
49
Condiciones cósmicas de la Tierra
tiempo, los refranes o los comentarios acerca de las estaciones del año han
tenido y aún tienen en la cultura occidental. La mayor parte de los procesos
naturales están relacionados con las estaciones, bien sea por el cambio térmico o pluviométrico o bien por la diferente duración de la luz que se conoce
como fotoperíodo. A través de los cambios estacionales se regula la migración
de las aves, de los peces y de otros muchos animales terrestres y marítimos,
se regulan los períodos de reproducción de las más de las especies animales y
vegetales, la caída de las hojas, la germinación o la floración de las plantas....
Un cambio en la inclinación del eje terrestre significaría el cambio de muchos aspectos del mundo tal y como hoy lo conocemos. Casi toda la historia
de la humanidad, desde el Mesolítico, se inscribe en media vuelta de la precesión del eje terrestre, desde el 10.879 A. C. a la actualidad. Piénsese, además
que toda la Historia, todo el período del que tenemos constancia escrita, se
ha producido en un tiempo en que la precesión del eje terrestre apenas se ha
desplazado un cuarto de vuelta.
6.5 Las zonas climáticas
Pero las consecuencias de la inclinación del eje terrestre no se limitan a
esto, con ser mucho. Además, la inclinación del eje terrestre determina la diferenciación de zonas climáticas a causa de la diferente inclinación con que la
radiación solar alcanza la superficie de la Tierra, lo que da lugar no sólo a las
diferencias de duración del día, y sus consecuencias térmicas, sino también
a diferencias en el balance energético y la intensidad con que la radiación alcanza a cada porción de la esfera terrestre según su latitud. A medida que nos
desplazamos hacia las latitudes polares los rayos del Sol llegan a la superficie
terrestre con mayor inclinación. Esto significa que atraviesan una mayor porción de atmósfera, perdiendo energía y con mayor tendencia a la reflexión
(Contrástese la diferencia de intensidad entre los rayos del Sol de las primeras
horas de la mañana o de las últimas de la tarde, cuando a causa de su oblicuidad tienen que atravesar una gran porción de atmósfera, y la radiación de mediodía, cuando nos alcanzan con mayor verticalidad y atraviesan un espesor de
atmósfera más reducido). Como consecuencia de estas diferencias, el planeta
se divide en varias zonas climáticas que se desglosan en subzonas o regiones:
Zona cálida También conocida como zona Intertropical. Es el área comprendida entre los dos trópicos, aunque puede extenderse hasta los 30º
N y 30o S. Por su situación en latitud los rayos solares alcanzan este área
siempre próximos a la vertical, la duración del día y la noche varía poco a
lo largo del año y tampoco hay grandes variaciones de temperatura, que
siempre es elevada, incluso en los meses de invierno. Sin embargo, en esta
zona hay diferencias. Por ello conviene distinguir:
50
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
Zona Ecuatorial: Comprendida entre 10o Norte y 10o Sur. Es un área
donde el día y la noche tienen la misma duración durante todo el año,
donde la radiación solar alcanza la superficie de forma vertical, donde
no se distinguen estaciones y las temperaturas son elevadas todos los
meses del año. Una consecuencia de estos hechos es que las lluvias
son constantes durante todo el año, lloviendo al atardecer y por la noche, cuando la pérdida de calor reduce la capacidad higrométrica del
aire. Por eso se conoce esta zona como hiperhúmeda.
Zona Tropical: Comprendida entre 10o y 30o al Norte y Sur del Ecuador.
Aunque sus limites varían de un lugar a otro, según la situación en el
continente y con respecto al mar. Se caracteriza porque, a pesar de que
las temperaturas son altas todo el año, se dejan sentir las estaciones,
que se manifiestan en una oscilación térmica de 6 a 10 grados de diferencia entre el mes más templado y el mes más cálido y, sobre todo,
en el régimen de lluvias. Dentro de este conjunto todavía es necesario
distinguir:
Zona tropical húmeda, caracterizada por el contraste entre una
estación lluviosa, con precipitaciones abundantes, que corresponde al verano (la estación del barro) y otra seca, sin lluvias. Que
corresponde al invierno (la estación del polvo). Se sitúa entre los
10o y 15o de latitud Norte y Sur.
Zona árida, entre 16o y 30o de latitud, caracterizada por la escasez de las precipitaciones, y la falta de circulación de agua en superficie en las zonas mas secas del interior de los continentes o
por bloqueo de la circulación atmosférica, de manera que la vida
vegetal es muy difícil, si no imposible. También se distingue por
un fuerte contraste térmico entre el día y la noche.
Zona Templada, Situada entre 30o y 60o de latitud Norte y Sur, aunque sus
límites pueden variar considerablemente. Se caracteriza por estaciones
muy marcadas, tanto térmicamente como en el fotoperíodo. Es también
una zona compleja desde el punto de vista climático. Suele dividirse en:
Zona de inviernos Templados, se corresponde con las latitudes más
próximas a los trópicos, entre 30o y 35-40o Norte y Sur. Se distingue
por un régimen estacional de las precipitaciones muy marcado. También porque las temperaturas del mes mas frío están entre 10o y 15oC.
Zona templada propiamente dicha, entre 40o y 55o Norte y Sur. Se
divide en:
Zona templada oceánica, de inviernos templados, de 6o a 10oC
y veranos frescos, en torno a 18o- 20o C,con precipitaciones a lo
largo de todo el año,
LVGM
51
Condiciones cósmicas de la Tierra
Zona templada continental, de inviernos fríos, con temperaturas
menores de 5oC y veranos frescos, con precipitaciones de verano.
Zona templada fría, ente 50-55o y 60-65o Norte y Sur, según su
situación continental u oceánica. Se caracteriza por inviernos muy
fríos, menos de 3oC, y secos, frente a veranos cortos y de temperaturas frescas.
Zona fría o polar, situada más allá de los 60-65o de latitud Norte y Sur.
Caracterizada por la larga duración de la oscuridad invernal y sus bajas
temperaturas. Se divide en:
Zona periglaciar o de Tundra, caracterizada por inviernos muy largos y
fríos, pero con un notorio desarrollo de la actividad biológica durante
el corto verano, cuyas medias no son superiores a 12o-15oC.
Zona polar o glaciar, más allá de los 70 grados, caracterizada por el
dominio de los hielos, que se mantienen durante todo el año en los
glaciares terrestres. La vida vegetal no es posible a causa de la oscuridad de una noche invernal que dura cinco meses a los que se llega
tras un crepúsculo de algo menos de un mes y se sale de ellos con un
largo amanecer de parecida duración. A la larga noche invernal sucede
un día de otros cinco meses en el que la inclinación de los rayos solares
es tan grande que se reflejan sobre las superficies heladas y son insuficientes para compensar el frío acumulado en el invierno, de manera
que el balance térmico siempre es negativo.
Como se ha visto, las tres zonas climáticas reconocidas usualmente desde
el punto de vista térmico, pueden dividirse en varias más desde el punto de
vista de las estaciones y de la duración del día y la noche, aunque la diferencia
es pequeña hasta los 25º. Aunque la complejidad se acentúa al considerar las
precipitaciones, que también tienen una relación directa con las zonas desde
el punto de vista térmico.
En cuanto a las latitudes que se han indicado como límites de cada zona,
son sólo aproximadas y se refieren fundamentalmente al tipo característico
del borde occidental de los continentes, especialmente al caso de Europa y
Africa. De hecho, los límites en latitud varían mucho según se trate del lado
occidental u oriental de los continentes o bien del alejamiento del mar. Por
razones de dinámica atmosférica y oceánica, la fachada oriental de los continentes es más fría que la occidental, de manera que la zona templada se
reduce mucho. También es más frío y más seco el interior de los continentes.
Así, la zona fría tiende a disponerse en una banda que se ensancha de Oeste a
Este. Las zonas áridas se ensanchan también en el centro de los continentes,
de modo que alcanzan latitudes más altas y más bajas. Pero todo esto ya no
depende de la inclinación del eje terrestre.
52
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
7EL BALANCE ENERGÉTICO DE LA TIERRA.
Aunque la Tierra recibe energía de tres fuentes principales: la energía interna del planeta, la energía tecnógena y la energía solar, es esta última la
que asegura casi la totalidad del balance energético del planeta, 99.96 %. Las
otras dos fuentes representan, pues, una proporción insignificante. Con todo
la energía de origen antrópico, asociada al uso de la técnica, ha crecido extraordinariamente en los últimos 100 años. Así, se ha estimado que en unos
200 años, la cantidad de energía procedente de procesos antrópicos podría
aproximarse a la recibida del sol (RIABCHIKOB pag 20). Probablemente se trata
de una estimación demasiado optimista, aunque la producción de energía de
origen humano en la Tierra crece a un ritmo cada vez más rápido.
La energía planetaria procede fundamentalmente de la desintegración
de elementos radiactivos en el interior de la Tierra, de la presión generada
por la gravedad, que contrae la esfera terrestre reduciendo su radio en torno
a medio mm al año, y del rozamiento asociado a las mareas. La procedente
de la gravedad se ha estimado (RIABCHIKOB pp-18-19) en 360·1016 kcal/año
(4.184,61·1012 Kw/año) La energía procedente de la descomposición de elementos radiactivos se ha evaluado en 43·1016 kcal/año (499,83·1012 kw/año)
y la procedente de las mareas en 28·1016 kcal/año (325,47·1012 kw/año). El
total representa 431·1016 kcal/año (5.009,91·1012 kw/año) de las que la mayor
parte se consume en mantener el calor interno y los procesos asociados a
fenómenos geotérmicos (corrientes convectivas, movimiento de placas, volcanes, etc). Así la porción de esta energía que alcanza la superficie es de 19·1016
kcal/año (220,4·1012 kw/año), un 4’4 por ciento de la energía generada por
el planeta, lo que representa 0,012 cal/m2, o 0,1394 kwh/m2, convirtiendo a
razón de 0,00116239 w/h por caloría.
La energía de origen antrópico, el llamado calor tecnógeno procede del
calor perdido por el bajo rendimiento de las máquinas, que se estimaba hacía
1970 en un promedio del 30 por ciento de la energía utilizada. El 70 por ciento
restante se disipa en forma de calor, pasando a la atmósfera. En aquella fecha
se valoraba en 34·1015, kcal/año o 39·1012 kw, la energía procedente de los
combustibles convencionales (RIABCHIKOB p. 20), a los que habría que añadir la energía eléctrica de origen hidráulico y nuclear. Actualmente se estima
un flujo de calor, a escala global, de 0,028 w/m-2, que en el caso de Estados
Unidos o Europa continental podría alcanzar valorezs de 0,39 y 0,68 w/m-2
respectivamente (FLANNER 2009). Así estimamos que la aportación de calor
tecnógeno al planeta podría evaluarse en la actualidad en unas 107,927·1015
kcal\año (125,196·1012 kw/año).
La energía solar, que alcanza perpendicularmente un plano de un metro
cuadrado a la altura de la parte superior de la atmósfera a la distancia media
que separa el Sol de la Tierra, tiene una valor en el afelio, 1.413 w/m2, y en
LVGM
53
Condiciones cósmicas de la Tierra
el perihelio, 1.321 w/m2, lo que daría un promedio de 1.367 w/m2. Pero las
observaciones de satélite más recientes establecen este valor medio para el
conjunto del globo y del año en 1.361 w/m², lo que equivale a 1,951 cal/cm2
por minuto. Aunque referido al conjunto de la superficie de la esfera terrestre
(como el área de la esfera se calcula a partir de de la razón 4pr²), esa cifra debe
dividirse por 4, de modo que en realidad se trata de 340 w/m². La radiación
incidente presenta un espectro cuyas longitudes de onda se sitúan entre 0,15
y 4’0 micras, correspondiendo un 7% a la radiación ultravioleta (menor de 0’40
micras), el 46 % a las radiaciones visibles (entre 0’4 y 0’74 micras) y un 47 % al
infrarrojo (> 0’74 micras).
PROCEDENCIA DE LA ENERGÍA DE LA TIERRA Y RENDIMIENTO
ANUAL EN SUPERFICIE
(En kw x 1012)
FuenteEnergía generada Gastos o Energía disponible en en origen recibida pérdidas superficie y atmósfera
del Sol
kw/año % kcal/año kcal/año %
Energía planetaria 4.999,6 0,33 4.779,2 220,4 0,023
Energía tecnógena 192,6 0,01
68,4 125,2 0,013
Energía solar 1.510.275,9 99,66 558,802,2 951.473,8 99,964
TOTAL1.515.468,1 100,00 563.649,8 951.819,4 100,00
FUENTE: Elaborado a partir de los datos expuestos por A.M. RIABCHIKOV referidos a 1970 con excepción de
la energía tecnógena calculada sobre los datos de FLANNER (2009).
Un 31 por ciento de la radiación solar incidente es reflejado en altitud por las
nubes (24 %) y por la propia atmósfera (7%); un 3%, es absorbido por la capa
de ozono, que retiene buena parte de la radiación ultravioleta, sobre todo a la
LONGITUD DE ONDA DE LA radiación UV de tipo C (< 280 nanómetros); un 15%
RADIACIÓN SOLAR
es absorbido por las nubes y un 4% es reflejado por
Tipo Color
Nanómetros
la superficie terrestre, de modo que solamente el
UVC Ultravioleta C 200 a 280
UVB Ultravioleta B 280 a 320 47% de la radiación incidente alcanza la superficie de
UVA Ultravioleta A 320 a 380 la Tierra a lo que se añade un 4% difundido desde la
Visible Violeta
380 a 420
Visible Añil (índigo)
420 a 450 atmósfera. La mayor parte de la radiación que llega
Visible Azul
450 a 495 a la superficie está entre las longitudes de onda de
Visible Verde
495 a 570
0’29 y 2’0 micras, con el máximo de energía en el inVisible Amarillo
570 a 590
Visible Naranja
590 a 620 tervalo de de 0’5 a 0’6 micras, correspondiente a los
Visible Rojo
620 a 720 colores verde-amarillo. La radiación que se utiliza en
IFA
Infrarrojo A
700 a 1400
IFB
Infrarrojo B
1400 a 3000 la fotosíntesis corresponde a la violeta-azul (de 0’38
IFC
Infrarrojo C
> De 3.000 a 0’47 micras). Ambas, unidas, vienen a representar
* La longitud de onda de la radiación un 50% de la radiación solar recibida..
solar se distribuye entre 150 y 4500
nanómetros.
Del 51% de la radiación que alcanza la superficie y es
* A la temperatura de 15-20o la mayoría
de los objetos emite entre en IR 800 y absorbida, un 35% se devuelve a la atmósfera que
2500 nm.
* La mayor parte de los mamíferos son reemite a la superficie el 22% y emite el 13% resincapaces de ver las longitudes de onda
por debajo de 400 y por encima de 600 tante al espacio en onda infrarroja. Un 9% se radia
nm, capacidad que en cambio tienen
directamente al espacio en onda larga, de 10 a 15
anfibios, peces e insectos.
54
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
Fig. 33 RADIACIÓN SOLAR. BALANCE ENERGÉTICO. El gráfico muestra a la derecha, la porción
de la radiación recibida en la alta atmósfera que alcanza la superficie del planeta, tras las pérdidas en
la atmósfera y por reflexión. En el lado izquierdo se muestra la energía emitida hacia el espacio desde el
planeta y la atmósfera para equilibrar el balance. Según datos procedentes de EMILIANI,C (1992): Planet
Earth. Comoslogy, Geology and the Evolution of Life and Environment. Cambridge Press Pág. 257. .
micras, por los cuerpos que han sido calentados antes por radiación. El flujo de
calor en la atmósfera es complejo, pues una parte se genera y consume en los
proceso de evaporación, condensación evaporación, fotosíntesis y respiración.
Sobre estas cifras, que son estimaciones de valores medios a escala global, se
registran variaciones de gran importancia en función de condiciones locales,
según se trate de tierra o mar, según que el momento registre mayor o menor nubosidad, según la capacidad reflectiva de la superficie terrestre y, sobre
todo en función de la latitud, es decir de la inclinación con que la radiación alcanza la superficie y el espesor de atmósfera que debe atravesar para alcanzar
la superficie, es decir según el Sol este o no en el cenit.
LVGM
55
Condiciones cósmicas de la Tierra
¿Por qué el cielo es azul?
La razón del color que apreciamos en el cielo
está en la densidad y espesor de la atmósfera y, sobre todo, en el tamaño dominante de las moléculas
en la alta atmósfera. El mecanismo que lo determina es la dispersión, o difusión, de la radiación solar
al hacer vibrar las partículas que encuentra en su
camino en función de su tamaño. Sin entrar en detalles más técnicos (ver anexo en la página 71) podemos decir que cuando el tamaño de las moléculas
afectadas es menor que la longitud de onda que las
afecta se produce la dispersión de la luz, fundamentalmente siguiendo el eje de la radiación y apenas
en el sentido perpendicular. Este hecho determina
que en la alta atmósfera donde las moléculas son de
pequeño tamaño, siendo muy escasas las partículas
grandes, y donde las longitudes de onda más activas
en la alteración de las moléculas son las más cortas, la parte de la luz afectada es la azul y violeta. En
cambio, las moléculas o partículas de mayor tamaño
que dominan en la parte baja de la atmósfera -es el
caso del vapor de agua o del CO2, del polvo o de
los aerosoles- dispersan la luz en todas direcciones
y la mayor parte de las longitudes de onda, de modo
que la percepción dominante es el blanco. En consecuencia, cuando la radiación solar atraviesa sectores
de la atmósfera más densos, con gran cantidad de
partículas de tamaño diverso, se ve afectada una
gran parte del espectro pudiendo quedar sólo las
longitudes correspondientes al rojo y disminuyendo
notablemente la intensidad de la luz.
Por eso, en los días despejados, o con claros y
nubes, y en el centro del día, cuando el Sol está alto
y atraviesa con escasa inclinación la atmósfera, vemos el cielo de intenso color azul en lo más alto,
mientras que hacia el horizonte y hacia la superficie, donde la luz ya ha atravesado la parte baja de
la atmósfera, el azul va aclarándose hacia el blanco.
Por eso, también, las nubes, compuestas de vapor
de agua y grandes partículas de hielo, son blancas
y su parte inferior de un tono grisáceo, más oscuro,
pues han retenido una gran parte de la radiación lumínica. Igualmente cuando el cielo esta totalmente
cubierto de nubes, el color de éstas es más oscuro
cuanto más densas son y la luminosidad es menor.
Por último, cuando al amanecer y al ponerse el Sol,
en el orto y ocaso, recibimos la radiación solar directamente, en un cielo despejado o con amplios
claros, la luz que percibimos esta dominada por los
tonos naranjas o rojos. Entonces la luz llega tangencialmente a la superficie y, por tanto, atraviesa un
grueso espesor de la parte baja de la atmósfera, de
manera que las longitudes de onda más cortas y
medias del espectro han sido dispersadas por partículas de diversos tamaños quedando solamente
la radiación de onda larga que corresponde a los
colores rojizos, desde el amarillo naranja al rojo. La
luz roja, cuando el sol queda bajo el horizonte, tine
de rojo la parte inferior de las nubes que en el area
opuesta a la dirección de la luz se muestran oscuras
por el efecto de filtro. Cuando el Sol queda erstá por
encima del horizonte, dominan los colores amarillos, porque el tramo de atmósfera es menor, mientra en los alto, donde la radiación apenas encuentra
partículas gruesas, el cielo luce un color azul que
contrasta con el amarillo del horizonte.
Así pus la responsable de que haya cielo y de su
color es la atmósfera, con sus características Los planetas que no tiene atmósfera carecen de cielo o más
exactamente tienen un cielo parecido al que nosotros vemos durante la noche, cuando la luz no se dispersa porque no llega radiación. Es el cielo que puede verse en la Luna (vid. fig. 2 página 8). En cambio,
los planetas con atmósfera tendrán un cielo dependiente de la densidad, de la moléculas, partículas y
gases que componen su atmósfera.
56
Sobre la inclinación del eje terrestre la
atmósfera desempeña un papel decisivo en el balance térmico del planeta
actuando no sólo como filtro para la radiación, sino como un intercambiador
térmico y un factor de dispersión y difusión de las diferentes longitudes de
onda. Los gases, especialmente el vapor de agua, el CO2 el metano y otros
absorben y liberan calor al evaporarse
o condensarse, sus moléculas y las partículas en suspensión, los aerosoles,
vibran al recibir el impacto de las ondas, absorben energía y dispersan la
radiación de forma diferente según su
condición. El oxígeno, O2, y el ozono,
03, se disocian y recombinan en la estratosfera absorbiendo gran parte de la
radiación UV y liberando calor. El ozono se forma durante la noche, mientras
que durante el día, la radiación disocia
el ozono para formar 02 y otras moléculas en combinación con Nitrógeno u
otros gases. Por eso, el ozono se forma
sobre los polos en la noche polar y su
densidad al final de ese periodo de oscuridad permite valorar las dimensiones del «agujero de ozono». (véase en
«Complementos» el apartado 3, efectos de la radiación solar en la atmósfera, página 71)
Aunque la región ecuatorial es la que
recibe mayor cantidad de radiación incidente, pierde una porción significativa por la capa de nubes que de modo
permanente cubre esta zona. Por eso
reciben mayor cantidad de radiación
en superficie las zonas tropicales y las
áridas (entre 20o y 30o). Las primeras
porque conocen medio año de cielos
despejados y reciben la radiación de
modo tan vertical como el Ecuador. Las
segundas porque permanecen despejadas todo el año y también reciben la
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
radiación con escasa inclinación. Esta ventaja la compensan con una mayor
pérdida de calor por irradiación pues no tienen cubierta de nubes que la impida. El calentamiento del aire se realiza a partir de la irradiación y del flujo
molecular turbulento. Las diferencias en el balance se compensan, para equilibrar todo el planeta en 0, mediante el transporte de calor por las corrientes
marinas y los movimientos de la atmósfera. El saldo nulo o negativo de radiación en las zonas polares explica el mantenimiento del hielo.
DISTRIBUCIÓN DE LA ENERGÍA SOLAR2 SEGÚN LA LATITUD Y SU DESTINO
(en kcal/cm por año)
Latitudes CálidasTempladasFrías
Media
Grados N o S
Radiación que
alcanza la superficie
Radiación reflejada
por el albedo
Radiación absorbida
Radiación emitida
Radiación útil
Radiación consumida
en evaporación, fotosíntesis y traspiración
Flujo calor molecular
Balance
0-10 10-20 20-30 30-40 40-50 50-60
60-70 70-80 80-90 Planeta
164 173
172 142
105
78
76
(74) (66)
13 17
151 155
39 42
112 114
23
18
149 124
49
44
100
80
13
92
38
54
15
63
35
28
27
49
33
16
(51)
(23)
(22)
( 1)
80 91
12 13
+20 +10
82
15
+3
70
15
-5
130
(53) 18
(13)
112
(18) 40
(-5) 72
47 30
20
? ?60
11 11
7
?
?12
-4 -13 -11 (-8)(-10)
0
FUENTE: Elaborado a partir de los datos procedentes de RIABCHIIKOV, A.M.: Estructura y dinámica de la esfera geográfica. Moscú 1976 pp. 24-25. Se trata de cifras medias para cada banda de latitud, ajustadas para
atenerse al promedio planetario, en el cual no se han considerado las latitudes polares, de las que apenas hay
algunos datos. Las cifras entre paréntesis son estimaciones. Por eso los datos correspondientes a las latitudes
polares no se han considerado en la media del planeta. Esta última es también un estimación muy genérica.
Los datos considerados son muy diferentes en los océanos y en tierra firmes, sobre los glaciares o sobre los
desiertos. Por otra parte el hemisferio Sur recibe una cantidad algo mayor de radiación pues su verano coincide con el perihelio. Así esta tabla sólo debe tomarse como una expresión de la distribución latitudinal de la
radiación que expresa valores medios sobre cálculos muy generales.
Fig 34 -DIFERENCIA ESTACIONAL DE LA RADIACIÓN SEGÚN LA LATITUD. El gráfico
representa, en cada hemisferio la radiación recibida en la estación de verano y para el conjunto del
globo la radiación recibida en Marzo, que es semejante a la recibida en Septiembre. La inclinación
del eje terrestre determina que veranos e inviernos sean opuestos en los hemisferios, aunque en los
equinoccios se distribuye sin oposición en ambos hemisferios porque la inclinación del eje en ese
momento se inscribe en un plano paralelo al Sol y perpendicular a la radiación, de manera que la
diferencia se limita solamente las latitudes más altas del hemisferio que sale del verano.
Modificado a partir de Notes on Lab Activity nº 4 Intro to Earth heat budget. Dr. Dave Depsey. Dep
GeoSciences SFSU (San Francisco State University) http://sf-rocks.sfsu.edu/courses/gmo405/labs/
Act4.htm.
LVGM
57
Condiciones cósmicas de la Tierra
BIBLIOGRAFÍA
Una excelente fuente para ampliar información sobre las cuestiones que aquí se tratan, es la enciclopedia
digital en su versión inglesa (Wikipedia, The Free Encyclopedia) que se ha utilizado en bastantes detalles de
este capítulo. Para quienes les resulte complicada la lectura del texto inglés, la versión española de Wikipedia
también ofrece también amplias posibilidades de información de calidad en las cuestiones que se exponen en
las páginas precedentes.
Por lo demás el lector puede consultar el libro de Comellas (1987, aunque hay ediciones más recientes)
que contiene información, sin complicaciones técnicas, sobre cuestiones de astronomía, la Luna y los planetas; el de Galadi-Enriquez, A ras de cielo, que ofrece información, de forma amena, sobre los temas de los últimos apartados y, si se domina el inglés, el de Emiliani (1992, revisado en el 95), aunque relativamente técnico,
no es difícil de seguir y ofrece una interesante serie de informaciones que van desde la química planetaria
o la dinámica de la atmósfera a la mitología griega, añadiendo interesantes tablas de medidas y formularios
químicos. Se trata por tanto de una excelente fuente de información de calidad. El Cosmos de Carl Sagan,
aunque pueda resultar algo antiguo, es una amena introducción a estos temas. Los trabajos de divulgación de
la Editorial Labor, Planeta, Scientific American u otras publicaciones parecidas no llegan al detalle y calidad de
leste último aunque lo compensan con una variada colección de imágenes.
A continuación se citan las obras que se han utilizado directamente para la elaboración de este capítulo.
Sin duda, hay un fondo de lecturas antiguas y actuales que han influido en las ideas que se han expuesto. Creo,
sin embargo, que no es cosa de rellenar páginas con artículos y trabajos que el lector usual de una publicación
de este tipo nunca consultará. Por lo demás se ha intentado incluir solamente bibliografía de acceso sencillo
en una biblioteca. y prteferentemente en castellano.
ANGUITA VIRELLA, Francisco (1988) Origen e historia de la Tierra. Editorial Rueda.
525 págs.
COMELLAS, José Luis (1987) Astronomía. Editorial Rialp. 390 págs.
EMILIANI, Cesare (1992) Planet Earth. Cosmology, Geology and the Evolution of life
and environment, Cambridge University press. Reprinted with corrections and
updates 1995 . 718 pág.
FABREGAT LLUECA, Juan; GARCIA GREGORIO, Mariano y SENDRA FERRER, Rafel
(1997): Curso de Astronomía. Teoría y Práctica. Edit ECIR. 208 págs.
FLANNER, Mark (2009):«Integrating atmospheric heat flux with global climate models» in Geophysical Research Letters Vol 236 Issue 2 Id LO2801. Abstract in
adabs.harvard.edu/abs/2009/GeoRS..3602801F
GALADI-ENRIQUEZ; David (1998): A ras de cielo Edita SineQuaNon. Barcelona. 218
págs.
GALADI-ENRIQUEZ y GUTIÉRREZ, Jordi (2001) : Astronomía General teórica y práctica . Edit Omega.1008 págs.
MAROV, M (1985) Planetas del Sistema Solar. Editorial Mir Moscú.290 págs
RAUP, David m: (1966) The Nemesis affair. A story of the death of dinosaurs and the
ways of science. Norton & Co. 220 págs. Hay traducción española con el mismo
título en Alianza Editorial (1993), aunque hay varias ediciones más recientes.
RIABCHIKOV, A.M.( 1976) Estructura y dinámica de la esfera geográfica. Su desarrollo natural y transformación por el hombre. Editorial Mir. Moscú.238 págs.
SAGAN: Carl (1980): Cosmos. Editorial Planeta. Septima Edición en Español 1983.
Hay ediciones posteriores. 366 páginas
SMOLUCHOWSKI, Roman (1986): El Sistema Solar. Edit Labor. 179 págs.
SOROKHTIN, O.G. CHILIGARIAN, FG.V. Y SOROKHTIN N.O.(2011): Evolution of the Earth and its climate. Birth. Life an death of Earth. Edir. Elsevier. 576 pásgs.
SURDIN, Vladimir Gueorguievich (2002) Astronomía. prtoblemas resueltos. Editorial
URSS. Traducción española de 2005. 286 págs.
58
LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
VVAA (1998): Dictionaire de Sciences de la Terre. Continents, Océans, Atmosphère.
Encyclopedia Universalis Albín Michel. 922 pags.
VVAA (1977) El Sistema Solar. Selecciones de Scientific American. Ediciones H. Blume. 182 págs.
LVGM
59
Condiciones cósmicas de la Tierra
1 - LOS ECLIPSES
COMPLEMENTOS
La palabra eclipse deriva de un término griego que significa desaparición y se refiere a la ocultación de un
astro por otro que se interpone entre él y el astro desde el que se observa. La alineación de tres astros, de modo
que uno queda interpuesto es un fenómeno común en el Sistema Solar y aún en el Universo y característico
de los planetas que tienen satélites. Sin embargo, la ocultación total o de gran parte del Sol es un fenómeno
excepcional que se registra en la Tierra, aunque aquí resulte común, y, quizá en Plutón, pues los satélites de
otros planetas son demasiado pequeños para poder ocultar el Sol. En el caso del Sistema Tierra-Luna-Sol, es
posible porque la diferencia de tamaño aparente entre el Sol y la Luna, tal y como se ven desde la Tierra, es
muy pequeña, con lo que la Luna puede llegar a ocultar completamente el Sol o cubrir su centro, dejando un
anillo. Por eso los eclipses pueden ser totales, cuando el Sol es ocultado por completo, fenómeno que no dura
más de 7 minutos y medio sobre una reducida franja de terreno y que es raro pues se estima que solamente
puede repetirse sobre un mismo lugar cada 370 años; eclipses anulares, cuando la Luna no llega a cubrir por
completo el Sol, aunque se centra en él, dejando un anillo en torno a la sombra central; y parciales, cuando la
Luna se desplaza ocultando sólo una parte del Sol, que es el tipo de eclipse más frecuente para un lugar dado.
La situación inversa a los eclipses solares, es la ocultación de la Luna por la gran sombra que la Tierra proyecta
sobre ella impidiendo que sea iluminada por el Sol. Son los eclipses lunares que se producen siempre en fase
de Luna llena, como los solares se producen sólo en Luna nueva, porque es cuando Tierra, Luna y Sol están
alineados.
Para que se produzca un eclipse los tres astros deben estar en el mismo plano, el plano de la eclíptica. Como
la órbita de la Luna esta inclinada en torno a 5º sobre ese plano, lo atraviesa dos veces; una para descender de su
posición sobre la eclíptica a una posición inferior y otra para ascender. Los puntos en que la órbita lunar corta la
eclíptica son los nodos que se unen por una línea imaginaria llamada línea de nodos. La linea de nodos apunta
al Sol, de manera que la Tierra la Luna y el Sol quedan alineados, dos veces cada año, separadas por 173 días y
7 horas. Pueden registrarse dos lunas nuevas alrededor del momento en que se atraviesa el nodo, de modo que
serían posibles hasta cuatro eclipses de sol en un año. Igualmente podrían ocurrir dos lunas llenas al atravesar
un nodo con lo que también podría haber hasta 4 eclipses de luna; aunque el máximo posible en un año sería
un total de 7 eclipses, sumando los de Luna y Sol.
El ciclo de un nodo determinado para encontrarse en la misma posición con respecto al Sol es de 346 días
y 14 horas y 53 minutos (la suma de dos periodos de 173 días y 7 horas). 19 de estos ciclos suman 6585 días
y 8 horas o, si se quiere, 18 años, 11 días y 8 horas. Es el ciclo de Saros, en que coinciden todos los tipos de
mes lunar y que es cuando la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol se repite, aunque el mismo eclipse no
se verá exactamente en la misma localidad porque las ocho horas de diferencia, determinan que el eclipse sea
visible al oeste del lugar en cuestión (corresponde al espacio que recorre la rotación de la tierra en 8 horas). La
repetición del ciclo de Saros fue la base para la predicción de eclipses en la antigüedad. No obstante, aunque el
eclipse puede producirse en la misma latitud cada 28,9 años, lo hace en la latitud opuesta. Como puede verse,
la predicción de los eclipses no era tan fácil en la antigüedad como hacen suponer las historias que suelen
contarse, las cuales, por lo general, son aplicaciones a posteriori de la coincidencia de una eclipse con un
acontecimiento histórico.
Los eclipses varían según la situación de la tierra, más alejada o más próxima al sol y la situación de la Luna
en perigeo o apogeo, porque el tamaño aparente de esos cuerpos cambia según estén más cerca o más lejos de
la Tierra: los eclipses totales solo pueden producirse cuando la luna esta en perigeo, y mejor si la Tierra esta en
afelio, porque entonces el tamaño que apreciamos de la Luna es suficiente para cubrir el Sol. Cuando la Luna
enta en apogeo su tamaño aparente es insuficiente para cubrir el sol, y más si la Tierra está en perihelio, de
manera que se producen eclipses anulares. Por otra parte, los eclipses anulares o totales sólo pueden producirse
cuando la luna nueva esta exactamente alineada con el nodo correspondiente. Cuando la alineación se encuentra
en las proximidades del nodo, sólo tendremos eclipses parciales. Por lo demás, los eclipses totales o anulares
solamente lo son en una estrecha franja de la Tierra, para el resto del planeta son parciales.
Los próximos eclipses que podrán verse en España tendrán lugar en las siguientes fechas:
∙ 4 de enero de 2011. El eclipse en la latitud de Santander comenzará a las 7,48, hora local,
alcanzará su máximo a las 9,55 y terminará poco antes de las 12. Corresponde a un nodo
ascendente y la Luna se encontrará próxima al perigeo. El precedente en el Saros 151 al que
corresponde este eclipse fue el 24 de Diciembre 1992 y, a consecuencia de las 8 horas de
desfase tuvo lugar en el Este de Asia. El siguiente, en el saros 151, tendrá lugar el 14 de Enero
de 2029, que por retrasarse 8 horas con respecto al de 2011, se verá en Norteamérica.
∙ 3 de Noviembre de 2013, visible en España entre las 12,30 y las 14,30, hora local. Aquí será
parcial, aunque sobre el trópico africano puede ser total. La Luna estará en perigeo y el nodo
será descendente.
∙ 20 de Marzo de 2015. Parcial entre las 9,15 y las 10,30. En nodo ascendente y con la Luna en
perigeo. Será total entre Gran Bretaña e Islandia y sobre las islas Feroe.
∙ 21 de Agosto de 2017. Casi no se verá porque empezará a las 20,50 hora local y terminará ya
de noche. Parcial en nodo descendente.
FUENTES: NASA; Wikipedia the free encyclpedia: Solar Eclipse.
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LVGM
Condiciones cósmicas de la Tierra
2 - LA CUESTIÓN DEL CALENDARIO
Construir un sistema de control del tiempo duradero, manejable, fácilmente convertible de unas unidades a otras, es una tarea especialmente compleja cuando se pretende realizar a partir de varios sistemas de
referencia con ciclos distintos y variables, intentando, además, conservar soluciones tradicionales. Nuestro
sistema de medida del tiempo se basa en la revolución de la Tierra sobre su eje, la rotación de la Luna en torno a la Tierra y la rotación de la Tierra alrededor del Sol, movimientos todos condicionados por la precesión
del eje terrestre y la de eje de nodos de la órbita de la Tierra. La razón es que esos movimientos determinan
pautas de repetición a las que se ajustan los ritmos biológicos. Así la revolución de la Tierra en torno a su eje,
determina la sucesión día-noche y es fácilmente observable que el Sol retorna a la posición que tuvo el día
anterior. Como la Luna sigue un ritmo de aproximadamente 7 días en cada fase, parece sencillo agrupar los
días en conjuntos de siete correspondientes a cada fase de la Luna, surgen así las semanas. La rotación de
la Tierra en Torno al Sol, parece ajustarse con situaciones del tiempo y ritmos biológicos diferenciados que
llamamos estaciones y que se repiten de acuerdo con la posición del Sol en determinados puntos: solsticios y
equinoccios. Los ciclos lunares permiten agrupar las semanas, en conjuntos de 4, que podrían ser los meses.
Aunque la simple observación no alcanza a todos los detalles, por ejemplo, si la rotación de la Tierra alrededor
del Sol supone efectivamente 364 días, en realidad el propio movimiento en torno a la órbita añade un día
más.
Por otra parte, en el computo del tiempo se introducen varios sistemas de cuenta que se ajustan mal con
el sistema decimal dominante para la mayoría de los cálculos. Como los movimientos son circulares domina el
computo doudecimal por la sencilla razón de que la forma más simple de dividir un circulo en partes iguales
con números enteros es trazar dos diámetros perpendiculares y dividir cada uno de los cuatro sectores resultantes en tres partes iguales, de donde resultan 12 sectores, y pueden obtenerse sus múltiplos 24, 60, 3600.
El problema es que esas cifras se prestan mal a operaciones sencillas con el cómputo de 7 y 4 de las semanas
y los meses que se derivan de los ciclos lunares. Así, limitado por el arraigo de los ciclos tradiciones, por la
mecánica celestial y su variabilidad y enfrentándose a la necesidad de regular de forma eficaz y fidedigna el
computo del tiempo, la creación de un sistema de calendario ha sido desde siempre un reto difícil de solucionar.
Probablemente desde el paleolítico se han usado los calendarios basados en los ciclos de la Luna y algunos
de los calendarios más elaborados pertenecen al tipo de los calendarios lunares, alguno de los cuales aún está
en uso, como el calendario musulmán. Entre la multitud de calendarios y soluciones existentes, nos detendremos en el calendario romano, del que deriva el calendario actual por el que se rige la mayor parte del mundo.
Aunque se dice que el primer calendario romano se debe a Rómulo en el año 753 AC, sin duda se trata
de una adaptación del calendario etrusco, basado a su vez en el calendario griego. Se iniciaba el año con el
equinoccio vernal, en marzo, asignando el principio del año a la luna nueva de ese mes. Eran las calendas
(expresión romana que da nombra al calendario). El año se componía de 10 meses, alternando meses de 31
días (4 meses: Martius: dedicado a Marte; Maius, dedicado a Maia, diosa de la primavera, de la castidad y
de la salud; Quintilis, de «qinctus»,el quinto mes -mas tarde Julio- y October, de «Octo», el octavo mes) con
meses de 30 días, el resto (Aprilis, dedicado a Apru, nombre etrusco de Afrodita o Venus; Iunius, dedicado a
la diosa Juno; Sextilis, de «sex»= sexto; September, de «septe»= septimo mes; November, de «nove» noveno;
December, de «decem», décimo). En total sumaban 304 días. Quedaban, pues, 61 días sin asignar, correspondientes al invierno, que no se computaban, pero que se dejaban pasar,
Los meses del
contándolos, hasta la luna nueva de Marzo.
Calendario Romano
Martius 31días
Aprilis. 29 días
Maius 31 días
Iunius 29 días
Quinctilis 31 días
Sextilis 29 días
September. 29 días
October 31 días
November 29 días
December 29 días
Ianuarius. 29 días
Februarius 28 días
TOTAL
355días
En un ciclo de 8 años se añaden
los años 2 y 6 22 días y los
años 4 y 8 23. En total 90 días
que divididos entre los 8 años
suponen 11,25 días. Es decir
366,25 días de promedio por
año.
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En el año 713 AC, reinando Numa Pompilio, se reformó el calendario añadiéndole dos nuevos meses tras December, al final del año, que representaban el invierno: Ianuarius, en honor a Jano, dios de las dos caras o de
las puertas, y Februarius, porque en esas fechas se celebraban las februa
unas fiestas de purificación previas a la entrada de la primavera y el año
nuevo. Los meses alternaban entre 29 y 31 días, de manera que se llegaba
a 355 días. Los diez días que faltaban para completar el año se resolvieron
añadiendo un mes extra cada dos años, de 22 días al segundo y sexto año
y de 23 al cuarto y octavo, en un ciclo de ocho años. Estos meses extra se
añadían, cuando correspondía, al final de Febrero, antes de las calendas
de Marzo y recibían el nombre de mercedonius por las merces, salario que
se pagaba en esas fechas a algunos trabajadores.
Los días del mes se basaban en tres fechas claves, nombrando los días
según su posición como anteriores o posteriores a esa fecha, que también se incluía en la cuenta. Tales fechas eran: las calendas, el inicio del
mes, correspondiente a la luna nueva; las nonas, correspondiente al cuarto
creciente, el día 5 o 7 del mes según su número de días; y los idus, normalmente el día 13 o 15, según la duración del mes, que correspondían a
la luna llena. Los días de la segunda quincena del mes se contaban como
61
Condiciones cósmicas de la Tierra
días antes de las calendas del mes siguiente, los días que precedían a los idus se contaban del mismo modo
como días antes de los idus, e igualmente los de las nonas. El día estaba dividido en 12 horas, entre las 6 de
la mañana y las seis de la tarde( hora solar) de desigual duración, según se tratase de invierno o verano, y la
noche en 12 vigilias, también de duración variable.
En estas condiciones el computo del tiempo llego a ser un desbarajuste, pues el momento de la primavera
y las estaciones se desajustaban y, además, el Pontífice Máximo, podía añadir o no los meses extra y cambiar
las fechas para que ajustasen con las festividades principales. En esta confusión, Julio César, que había sido
Pontífice Máximo y conocía bien los problemas del calendario, encargó al astrónomo egipcio Sosígenes la
reforma del calendario en el año 45 AC, o 708 AVC (ab urbe condita) o de la fundación de Roma.
El año se estableció en 365 días y 6 horas, comenzando en el equinoccio vernal y organizado en 12 meses
alternando los de 30 días, salvo Febrero que tenía 29 (y 30 en los bisiestos), con los de 31 (September y November tenían 31, mientras que Sextilis, October y December tenían 30). Para compensar las 6 horas que se
acumulaban cada año, se añadió un día cada cuatro años entre el 23 y el 24 de febrero, llamado bi sextus (El
mes de Febrero solía dividirse en dos partes, antes del 23, la terminalia o final de año, y desde el 24, fecha
que solía englobarse con los días del mes «mercedonio». Se consideraba que el año acababa el 23 y el 24 se
denominaba como el sexto día antes de las calendas de Marzo. El día añadido cada cuatro años, era entonces
el «sexto bis», o el segundo sexto, antes de las calendas de marzo). El senado acordó, a propuesta de Marco
Antonio, en honor a Julio césar, dar el nombre de Julio al mes Quintilis. Poco más tarde se honró a Augusto
dando su nombre a Sextilis, al que, para no ser menos, se le asignaron 31 días, retirando uno de febrero, que
tenía 29, lo que obligo a modificar la duración de los meses finales del año, de Septiembre a Diciembre, para
evitar 3 meses seguidos de 31 días. Calígula y Nerón intentaron hacer lo propio, pero, consolidado ya el calendario, no consiguieron imponer el mes de su nombre. Más tarde, Enero y Febrero pasaron encabezar la serie
de meses y el inicio del año se ajustó al primer día de Enero, cosa que se venía haciendo desde la República
a efectos de organizar las campañas militares.
Roma no conocía las semanas, que era una división del tiempo oriental. La semana de 7 días fue implantada por Constantino en el año 321 y la numeración de los días, tal como hacemos hoy no se impuso hasta la
Edad Media, desde Carlomagno, del mismo modo que los días de la Semana, tardaron en conocerse con los
nombres actuales, contandose como «ferias» a partir del Domingo (día del señor o dominicus), sistema que
aún se usa en Portugal: desde el lunes o «segunda feria», hasta el sábado, «sexta feria».
Aunque el año consular romano empezaba el 1 de Enero desde el 153 AC, para la designación de los cónsules, la tradición del inicio en marzo se mantuvo. El cristianismo fue desplazando el inicio de año a las fechas
de sus principales conmemoraciones, pero el comienzo oficial del año el 1 de enero no se estableció hasta el
siglo XVI en los principales países de Europa.
El calculo de Sosígenes para la duración del año, aunque notable, no fue completamente exacto, pues al
considerar 365 días y 6 horas había contado de más 11 minutos y 23,84 segundos (la duración del año son
365, días, 5 horas, 48 minutos y 45,16 segundos) que fueron acumulándose con el tiempo. En el año 325,
cuando se estableció el calendario religioso que fijaba la Pascua el domingo siguiente a la luna llena que sucede tras el equinoccio vernal (el cual cayó ese año el 21 de Marzo), quedó esta fecha como referencia para el
calculo del calendario religioso. Pero en 1582, transcurridos 1257 años, el equinoccio se había adelantado y
tenía lugar el 11 de Marzo. Se hizo necesario realizar un ajuste en el calendario que, desde entonces se llamó
calendario Gregoriano porque fue el papa Gregorio XIII quien lo ordenó. Tal ajuste consistió en adelantar 10
días la cuenta del mes de octubre, pasando del jueves 4 de Octubre de 1582 al viernes 15. El equinoccio de
primavera quedó fijado en el 21 de Marzo. Además se acordó que los años de los siglos sólo fueran bisiestos
si sus dos primeras cifras son divisibles por 4, es decir cada 400 años. Así han sido bisiestos 1600 y 2000, y lo
será 2400, pero no 2100, 2200, 2300, como no lo fueron 1700, 1800 o 1900. Aún queda un pequeño margen
de error que dará lugar a un desfase de 3 días cada 10.000 años. El calendario Gregoriano fue adoptado por
todos los países católicos de Europa en 1582, pero los protestantes (Inglaterra, Holanda, Noruega, Suecia,
Prusia y otros) no lo hicieron hasta el siglo XVIII, mientras que Rusia, entre los de rito ortodoxo, no lo adoptó
hasta bien entrado el siglo XX.
No han faltado intentos de establecer nuevos sistemas de calendario desde criterios más racionales, los
cuales no han tenido ningún éxito. La razón de la persistencia del calendario gregoriano, a pesar de las dificultades apuntadas, está en su estrecha relación, desde el año 325, con las festividades religiosas de las
iglesias cristianas, de modo que cualquier modificación que lo desconectase del calendario religioso suponía
un enfrentamiento radical con la iglesia que siempre ha conseguido restablecerlo. El más notable, por su originalidad, ha sido el Calendario Republicano establecido en la Revolución Francesa que estuvo en vigor entre
el 24 de Septiembre de 1793 y el 1 de Enero de 1806.
Fue diseñado por una comisión presidida por Gilbert Romme, en la que figuraban algunos de los mejores
científicos de la Época, como Lagrange, Laplace, Lallande.., con la colaboración de un poeta F. Églantine para
dar nombre a los meses y periodos. El calendario republicano tenía como objetivos asegurar su correspondencia con el sistema decimal y suprimir su relación con el calendario religioso, pues el estado era laico. Aunque pretendía ser un calendario universal, válido para todos, estaba profundamente teñido del nacionalismo
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Condiciones cósmicas de la Tierra
francés y respondía a las condiciones de la vida en
Francia.
El año comenzaba en el equinoccio de otoño en
Otoño
Vendémiaire 22 Septiembre a 21 Octubre Paris que sucede, según los años, entre el 22 y el
Brumaire 22 Octubre a 20 Noviemb. 24 de Septiembre. Desde esa fecha, el año consFrimaire (frime= escarcha) 21 Noviembre. a 20 Dic.
taba de 12 meses iguales de 30 días, lo que suponía que faltaban 5 días, 5 horas y algunos minutos
Invierno
Nivôse 21 Diciembre a 19 Enero
para completar el año. Esos cinco días se añadían
Pluviôse 20 Enero a 18 Febrero
a fin de año, como días suplementarios, para ajusVentôse 19 Febrero a20 Marzo
tarse al momento del equinoccio otoñal, con la
Primavera
salvedad de que cada 4 años, los años sextiles, era
Germinal 21 Marzo a 19 Abril
necesario ñadir un día más.
Floreal 20 Abril a 19 Mayo
Los meses se dividían en 3 décadas de 10 días
Pairial (de prairie= pradera)20 Mayo a 18 Junio.
cada una, siendo festivo el último día de la décaVerano
da. Los días, por su parte, tenían una duración de
Messidor (messis=cosecha).19 Junio. a 18 Julio.
10 horas que se iniciaban a medianoche, de modo
Thermidor 19 julio a 17 Agosto.
Fructidor 18 Agosto a 16 Septiembr. que el mediodía correspondía a las 5. Cada hora
se componía de 10 fracciones de 10 minutos y los
5 Días complementarios, desde el 17 de septiembre al 21,
minuto se descomponía en 100 segundos. Esta
ambos inclusive.
concepción de las horas resultó muy complicada
de manera que apenas se utilizó, aboliendose en
1975. Finamente los periodos de tiempo superiores a los años se denominaban franciades. Cuatro años componían una franciade, llamada así en homenaje
a la Revolución Francesa. 100 franciades, menos 3 días, componían una franciade séculaire, y 10 franciades
seculares, menos 1 día, componían la franciade millier.
Los Meses del calendario Republicano Francés
Los meses se iniciaban siempre alrededor del día 20, de manera que el inicio de las estaciones coincidiera
con el primer día del mes. Los nombres de los meses fueron sustituidos por una nueva nomenclatura que
tenía en cuenta los fenómenos naturales o las actividades agrícolas, agrupándolos en conjuntos de tres, para
cada estación del año, que se definían por la terminación de sus nombres. Los días también perdieron su denominación para denominarse por su posición en la década: Pimidi, doudi, tridi, quartidi, quintidi...hasta décadi. También perdieron su advocación religiosa para asociarse a un fruto, una planta, un animal o un objeto.
Se estableció una nueva era, que sustituía a la era cristiana, la cual comenzaba el 22 de septiembre de 1792,
siendo este el año I, y se contaban los años numerándolos con números romanos (De haber seguido, el actual
2011, hasta el 23 de septiembre, sería el CCXIX -219-). Los cinco o seis días complementarios se añadían al
final del año, tras el 16 o 17 de septiembre y eran días festivos, dedicados a la Virtud, el 1º; al Ingenio, el 2º,
al Trabajo, a la Opinión y a las Recompensas, sucesivamente, siendo el 6º, el día añadido los años sextiles, el
Día de La República.
A pesar de su pretensión de racionalidad el Calendario Republicano presentaba algunos problemas técnicos y otros de orden práctico o político. Entre los primeros, el más importante era la dificultad para ajustar
el momento del equinoccio, que podía variar entre el 22 y el 24 de Marzo, con el inicio del año. Por lo que se
refiere a los problemas prácticos, resultaba extraordinariamente complicado ajustarlo con las fechas del calendario gregoriano que se usaba en el resto del mundo y en el que seguían pensando los franceses. También
había problemas con la duración del tiempo de trabajo, 9 días en cada década, y, sobre todo, encontró una
feroz resistencia por parte de la Iglesia y de algunos sectores de la población. Así Napoleón, que deseaba hacer del catolicismo la religión del estado, pactó con la Iglesia Católica la supresión del Calendario Republicano
a partir del 1 de Enero de 1806.
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3 EFECTOS DE LA RADIACIÓN SOLAR EN LA ATMÓSFERA
Condiciones cósmicas de la Tierra
Las moléculas de los gases atmosféricos absorben y re-emiten y/o dispersan la radiación solar de determinadas longitudes de onda. Una pequeña partícula cargada con cantidad despreciable de inercia (por ejemplo un electrón) en
el recorrido de una onda electromagnética oscilará con la frecuencia de la onda y emitirá radiación en la misma frecuencia. La re-emisión se efectúa en una geometría 4π [esférica], (lo que significa en todas direcciones, siendo 4π
el ángulo en un centro de una esfera que subtiende la esfera; comparase con la geometría 2π, [circular], que significa en todas direcciones pero en un plano, siendo 2π el ángulo en el centro del círculo que subtiende el círculo).
La luz es dispersada cuando encuentra partículas o transita, aleatoriamente por grupos moleculares de tamaño similar a
su longitud de onda (tales grupos se forman a causa de la fluctuación estadística de la densidad del medio). La dispersión
es máxima a lo largo de la dirección del rayo, o en la dirección opuesta, y mínima a 90°. Si el diámetro de la partícula
dispersante es menor de 1/10 de la longitud de onda de la radiación incidente (< 50 nm [1 nanómetro es una millonésima de
milímetro o 1.10-9 m] para la radiación solar) la dispersión es inversamente proporcional a la cuarta potencia de la longitud
de onda (ley de Rayleigh). La dispersión predominante del componente de onda corta en la luz solar hace el cielo azul y
el Sol amarillento cuando está alto en el horizonte. El Sol es rojo cuando esta bajo en el horizonte a causa de que la luz
solar ha cruzado mas atmósfera y porque hay más aerosoles cerca de la superficie. Los aerosoles son pequeñas partículas
que incluyen polvo de los desiertos del mundo y de las erupciones volcánicas y microscópicos cristales de sal derivados
de la evaporación de las salpicaduras del mar. Si el diámetro de las partículas es más de 30 veces la longitud de onda de
la radiación incidente, la dispersión será independiente de la longitud (por eso las nubes son blancas) La dispersión por
partículas con diámetros entre 1/10 y 30 veces la longitud de onda es parcialmente dependiente de la longitud de onda.
La radiación con longitudes menores de 300 nm es absorbida por las moléculas de ozono (O3 y el oxígeno (O2) que
funcionan por separado. El nitrógeno (N2) tiene su mayor absorción a 399,5 nm luz azul). El N2
no se rompe, re-irradia en geometría 4π, añadiendo azul al cielo. La radiación con longitud mayor de 400 nm es ampliamente absorbida y re-irradiada por el vapor de agua y las moléculas de CO2.
La molécula de Ozono (03)consta de 3 átomos de oxígeno. El átomo de oxigeno central está enlazado a los dos átomos
de oxigeno por 2 enlaces híbridos resonantes (por ejemplo, enlaces que cambian entre simple y doble) que tienen una longitud media de 1,28 angstroms [1 A = 1. 10-10 m] y forman un ángulo de 117°. La molécula vibra y rota.
La banda de absorción alcanza su culminación a 230-280 nm (UV) y la absorción/emisión a 560-620 nm (verde-naranja). El ozono se forma durante la noche por la reacción: O2 + O + M = O3+ M, siendo M cualquier otra molécula necesaria para conservar el momento. El oxigeno atómico se produce durante el día por fotodisociación del O2:
O2 + hv = 2O, donde hv es energía. El enlace de O2 tiene una energía de 5,16 eV; es decir que son necesarios 5,16 eV para
romper los enlaces y disociar O2 en 2O. Esa energía es abastecida por la radiación UV del Sol (v= 1,249.1015Hz, correspondiendo a una longitud de onda de 240 nm). La formación de ozono requiere la colisión de tres moléculas lo cual es más probable en una atmósfera densa. Sin embargo, en las bajas altitudes, donde la atmósfera es más densa, no hay suficiente radiación
UV. Por tanto, la máxima concentración de ozono (10-5 a 10-6) se encuentra a 30 km de altura en el ecuador, descendiendo en
pendiente hasta una altura de 18 km en los polos. En comparación con eso, la concentración en la troposfera es de sólo 10-8.
La cantidad de ozono en la atmósfera sería igual a una capa de 3 mm de espesor si se redujera la presión a una atmósfera.
El ozono es destruido por tres procesos:
1 Fotodisociación durante el día por la radiación UV (03 + hv = O2 +O) , pero O es
inmediatamente reconvertido a O3 en la reacción nocturna mencionada más arriba.
2 Reacción con NO: O3 + NO = O2 + NO2, liberando 1,7 eV de la energía de los
enlaces (= radiación con una longitud de 712 nm, radiación infrarroja).
3 Reacción con los clorofluorocarbonos: Cl + O3 =ClO + O2 ClO + O = Cl +O2.
(Adviértase que Cl es reformado y que la reacción puede ser repetida n veces).
La radiación hacia el exterior de la Tierra se extiende desde 1,6 μm a 50 μm [1 micra, μm, es una milésima de milímetro] con una potencia máxima a 10 μm, correspondiente a la temperatura media de la superficie, 288 K (15ºC). El espectro
de radiación terrestre diverge considerablemente del de un cuerpo negro a causa de la fuerte absorción y la re-irradiación
de los gases de efecto invernadero, especialmente vapor de agua, CO2 y CH4. La concentración de vapor de agua en la
atmósfera esta controlada por el equilibrio con el océano; el CO2 es introducido en la atmósfera por el vulcanismo y, en
condiciones de equilibrio, una cantidad equivalente es removida de la atmósfera por la precipitación de CaCO3 en el océano
(y luego reciclada por medio de la subducción). El CH4, veinte veces más efectivo que el CO2 como gas de efecto invernadero, aunque muy escaso comparativamente, es producido por las bacterias que metabolizan celulosa y en los intestinos de
los animales que comen hierba o madera (ganado, termitas, cucarachas...): El tiempo de residencia del CH4 en la atmósfera
es solamente de 2,6 a 4 años porque el metano es rápidamente oxidado a CO2. Las actividades humanas han añadido CH4
y CO2 a la atmósfera durante siglos quemando combustibles fósiles y con diversas prácticas agrícolas. Durante los últimos
100 años, la concentración de CH4 ha más que doblado (Desde 7.10-7 a 15,5.10-7) y la del CO2 ha crecido un 19 por ciento
(desde 2,90.10-4 a 3,46.10-4). El CO2 añadido se disuelve lentamente en los océanos, que contienen 58 veces más CO2 (en
solución) que la atmósfera. Por tanto, la diferencia de tiempo entre la velocidad de emisión y la disolución en el océano causa el observado y continuo incremento de la concentración en la atmósfera. Actualmente hay muchos aspectos afectados por
esa concentración de gases en la atmósfera que producirá un desbocado crecimiento global de la temperatura, causando la
fusión del hielo en Groenlandia y la Antártida y causando la subida del nivel del mar. Las principales bandas de absorción/
emisión por el vapor de agua y CO2 están en las longitudes de onda de 5 a 7,5 μm, de 14,5 a 16,4 μm y mayores de 22 μm..
Traducido de: EMILIANI, Cesare (1992): Planet Earth. Cosmology, Geology, and de Evolution of Life and Environment
Cambridge University Press , pp. 254-256
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Condiciones cósmicas de la Tierra
HEMISFERIOS POLARES DE
LA TIERRA. Aunque estamos explorando otros planetas como Marte, apenas conocemos importantes
detalles del nuestro. En la imagen
puede observarse el fuerte contraste
entre los dos hemisferios. En torno
al hemisferio ártico los continentes
se agrupan como si quisieran cerrar
el océano que centra el polo Norte.
El hemisferio antártico, en cambio,
es marítimo, centrado en un continente oculto bajo una capa de hielo que, en muchos lugares, supera
los 3.000 m de espesor. En ambas
imágenes destaca el fondo de los
océanos que apenas empezamos a
conocer. Profundas depresiones,
fosas, alineaciones montañosas surcan la superficie del fondo oceánico, litológica y morfológicamente
muy diferente de la que constituye
los continentes. Ambas imágenes
proceden de Mundo Panorámico,
versión española de Ultimate Panoramic Atlas D.K. y B.S.A Ediciones 1999
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