I. SOBRE EL SOL, LA TIERRA Y AQUELLO QUE LOS RODEA
NUESTRO planeta, que se encuentra inmerso en el medio dominado por el material
y la radiación que emite el Sol hacia el espacio es, junto con el resto de los
planetas del Sistema Solar, grandemente influenciado por este astro. Así, no
obstante que nuestra estrella ha mantenido su luminosidad
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prácticamente
constante por varios miles de millones de años, permitiendo el desarrollo de
la vida en la Tierra, el balance del ecosistema existente es sumamente frágil
por lo que aun pequeñas variaciones en la cantidad de radiación y partículas
que recibimos del Sol, tienen un efecto significativo en nuestro medio ambiente.
El sistema solar-terrestre puede considerarse constituido por cuatro componentes
principales: el Sol, el medio interplanetario con sus diferentes poblaciones
de partículas y campos, la magnetosfera o cavidad dominada por el campo magnético
de la Tierra y la atmósfera terrestre. A este sistema hay que agregar toda una
serie de agentes externos como los rayos cósmicos, partículas de muy alta energía
capaces de atravesar todo el medio interplanetario,
2
el
campo geomagnético y la alta atmósfera, antes de interaccionar con los núcleos
atmosféricos de la baja atmósfera y generar otras componentes (véase el capítulo
III), los meteoritos que logran llegar hasta la superficie del planeta e incluso
el medio interestelar a través del cual se mueve nuestro Sistema Solar en la
Galaxia.
En general, la compresión global del sistema constituido por la Tierra y sus alrededores en todas las escalas del tiempo —desde los largos periodos entre las eras glaciales hasta los fenómenos transitorios cuya duración puede ser de tan sólo unas horas—, es una cuestión sumamente compleja e interdisciplinaria. Cualquier cambio detectable en el sistema es, en última instancia, resultado de la interacción, la retroalimentación o incluso la posible amplificación de muchos factores causantes.
Más que el Sol mismo, la principal actriz de nuestro drama es su actividad.
De esta manera, para propósitos de las relaciones Sol-Tierra, baste decir que
el Sol es una gran esfera luminosa de gas
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capaz
de enviar hacia el exterior toda clase de radiaciones: desde las de muy baja
energía, como las ondas de radio, hasta las más penetrantes como los rayos gamma,
así como partículas energéticas y plasma,
4
este
último en forma de haces —el viento solar— que llenan todo el
Sistema Solar y se extienden hasta mucho más allá de sus límites, creando lo
que se conoce como la heliosfera.
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El Sol es una estrella enana de color amarillo, miembro de uno de los más numerosos
tipos de estrellas, las del tipo espectral G2, que se mantiene unida por su
propio campo gravitacional
6
y
presiones internas como la del plasma y la de radiación. Tiene un radio de 695
980 km, es decir, 109 veces el radio de la Tierra, que tiene alrededor de 6
371 km, y rota sobre su propio eje en aproximadamente 27 días (como veremos
en la próxima sección, el Sol tiene una rotación que varía con la latitud y
a la que se le conoce como rotación diferencial). El interior está formado
por tres capas: el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva,
mientras que la atmósfera se divide en: fotosfera, cromosfera, zona de transición
y corona. Todas estas regiones se ilustran en la figura 1.
Figura 1. Estructura interna del Sol, así como algunas otras estructuras de su atmósfera.
En el núcleo la densidad y la presión son tan altas que dan lugar a una temperatura de 15 a 16 millones de grados, suficiente para que se lleven a cabo reacciones nucleares. La fusión, es decir la combinación nuclear de átomos ligeros para crear elementos más pesados, es seguramente la fuente de la enorme cantidad de energía que fluye del interior a la superficie del Sol de donde escapa hacia el espacio prácticamente sin obstáculo, ya que los gases superiores de la atmósfera son casi transparentes a esa radiación.
En el núcleo del Sol, la energía liberada en las reacciones nucleares es en forma de rayos X de alta energía. Debido a la interacción de la radiación con la materia, aquélla va perdiendo energía mientras se abre paso hacia el exterior y va interaccionando con los componentes del medio. El transporte de energía hacia el exterior se lleva a cabo mediante dos tipos de procesos: primero por transferencia de radiación, es decir, al absorberse, dispersarse y reemitirse la misma en parte del interior solar (de ahí el nombre de zona radiativa) y luego por convección en la parte externa, por debajo de la superficie del Sol, donde la convección es más efectiva que la transferencia radiativa. La energía es llevada hacia arriba por el gas caliente ascendente; la energía se difunde a medida que el gas ascendente se expande y entonces el gas se enfría y desciende. A esta capa del Sol se le conoce como zona convectiva y se extiende desde unos 8 décimos de radio solar hasta la superficie (véase la figura 1).
Debido a la rotación del Sol, en el gas ionizado o plasma, tanto del núcleo
como de la zona convectiva, se generan corrientes eléctricas. Estas, a su vez,
dan lugar a un campo magnético general de forma dipolar.
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Este campo, en la superficie del Sol, alrededor de las regiones polares, tiene
una intensidad de alrededor de 2 gauss
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(alrededor
de seis veces más intenso que el de la Tierra en el ecuador, es decir 0.3 gauss).
En la zona convectiva, donde los movimientos del material son complicados por el movimiento vertical que ya mencionamos, las líneas de campo magnético se tuercen y enredan. Esto da lugar a burbujas en las que el campo magnético es más intenso. Estos intensos campos inhiben el movimiento del material en el interior de la burbuja provocando dentro de ella una disminución en la presión del gas. Como consecuencia, las burbujas suben a la superficie y penetran en la atmósfera del Sol.
Como mencionamos con anterioridad, la atmósfera solar se divide en varias capas. Primero se encuentra la fotosfera que se puede considerar como la superficie del Sol. Es sumamente delgada (aproximadamente 300 km) y es la capa de donde proviene la mayoría de la luz que observamos (de allí su nombre). Su temperatura disminuye con la altura, desde unos 8 500° K en su base hasta unos 4 500° K en la parte superior, con una temperatura media de aproximadamente 5 800 grados. En fotografías de buena resolución, la fotosfera aparece como una región granulada que se asemeja a una salsa de tomate en ebullición.
Por arriba de la fotosfera la densidad del gas decrece rápidamente. La región desde la "superficie" de la fotosfera hasta una altura de aproximadamente 2 500 km es la que conocemos como cromosfera. Comienza en donde el gas alcanza una temperatura mínima de 7 000° K. En esta región se disipa energía mecánica generada probablemente por la convección o la rotación, por lo que la temperatura se incrementa hacia afuera, pasando por la llamada zona de transición, que es una capa delgada, de algunas centenas de kilómetros, en la que la temperatura aumenta bruscamente desde unos 25 000° K hasta el millón de grados.
Una vez que la temperatura alcanza el millón de grados, se tiene la última capa que es la corona, región sumamente tenue que, debido a la alta temperatura, se expande continuamente hacia el espacio formando el viento solar. La temperatura de la corona es casi constante (un millón de grados en el Sol y 100 000 grados a la altura de la órbita de la Tierra, que está a 150 millones de kilómetros o, lo que es lo mismo, a una unidad astronómica).
En la fotosfera y la corona, el campo magnético que emerge genera patrones muy complejos que dan lugar a las manchas solares, regiones activas, grandes arcos coronales y hoyos coronales, de los que hablaremos más adelante. Todos ellos forman parte de lo que conocemos como actividad solar.
Históricamente, las primeras manifestaciones de la actividad del Sol que conocimos en la Tierra, fueron las observaciones de las manchas solares de su superficie. Las manchas son regiones obscuras de la fotosfera, en donde el campo magnético es muy intenso (puede llegar a unos 4 000 gauss en manchas de gran tamaño, véase la figura 2). La presencia del campo magnético inhibe la circulación de material y las colisiones entre los componentes del mismo, por lo que el gas es varios miles de grados más frío que los alrededores y, por tanto, radia menos hacia el espacio, de ahí que se vean obscuras en contraste con su entorno más brillante. El registro en el tiempo de la presencia de estas manchas, hecho por Galileo en 1610, le permitió no sólo observar que aparecían y desaparecían, sino darse cuenta de su movimiento a través del disco del Sol, con lo que atinadamente dedujo que nuestra estrella rotaba. En efecto, como ya mencionamos, el periodo de rotación del Sol es de aproximadamente 27 días en promedio.
Por razones difíciles de entender, los astrónomos descuidaron el estudio del Sol por cerca de dos siglos después del descubrimiento de las manchas solares (entre 1610 y 1612) y fue muchos años después, gracias a las observaciones del farmacéutico alemán Heinrich Schwabe, que se pudo demostrar que la aparición y desaparición de las manchas era un fenómeno cíclico con un periodo de alrededor de 11 años, al que se le conoce como ciclo solar y que veremos con más detalle en el capítulo III.
Figura 2. Una mancha solar observada en luz visible. La zona obscura es la umbra, que está rodeada por una zona filamentosa que se conoce como penumbra. El campo magnético en una mancha alcanza los miles de gauss.
Debido a que el Sol no es un cuerpo sólido, tiene una rotación que varía con la latitud: en el ecuador tarda menos de 26 días en efectuar una rotación completa, mientras que en las regiones polares le toma casi 35 días. Este fenómeno se llama rotación diferencial. De hecho, la rotación diferencial se da también hacia el interior, tal como lo muestra la nueva rama de la física solar conocida como heliosismología, la cual estudia el interior del Sol a partir de las oscilaciones de la radiación que nos llega y que son el resultado de las oscilaciones propias del Sol como un todo.
En la actualidad sabemos que el ciclo de actividad solar es el resultado de
la formación y amplificación de complejas regiones de campo magnético en la
zona convectiva. La interacción entre la rotación diferencial y los movimientos
convectivos en el interior del Sol tuercen las líneas de campo magnético, inicialmente
en dirección norte-sur (poloidal, figura 3(a)) alrededor del Sol, en un campo
acimutal amplificado (toroidal, figura 3(b)). Este campo toroidal es llevado
a la superficie por convección o por un fenómeno de flotación magnética (inestabilidad
producida por la rápida caída del campo magnético hacia afuera del campo toroidal).
Las columnas de material convectivo que sube o que se hunde son retorcidas debido
al efecto de Coriolis,
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lo
que retuerce a las líneas del campo magnético. Estas torceduras se convierten
en pequeñas componentes poloidales (figura 3(c)). Los efectos combinados de
muchas celdas convectivas subiendo, restablecen, después de 11 años, el campo
poloidal original.
Figura 3. La interacción entre la rotación diferencial y la convección enreda las líneas del campo magnético poloidal del Sol (a), dando a un campo toroidal (b). De este campo se forman pequeños campos poloidales (c), cuyos efectos combinados restablecen el campo poloidal original.
En la cromosfera se observa en la orilla del disco solar o limbo y extendiéndose hacia afuera, en ocasiones por varios cientos de miles de kilómetros, las llamadas protuberancias solares (figura 4). Aparecen como flamas rosadas que se proyectan mucho más allá del limbo y consisten de filamentos de gas incandescente entrelazados.
En la corona, el campo magnético, aunque no es uniforme, presenta características más claras que resultan fáciles de distinguir en fotografías del Sol tomadas con detectores sensibles a los rayos X. En estas fotografías las regiones en donde el campo magnético es cerrado aparecen como zonas claras, las muy brillantes muestran la localización de regiones activas y las partes obscuras muestran las zonas en las que las líneas de campo están abiertas hacia el espacio, a estas últimas se les conoce como hoyos coronales.
Figura 4. Una protuberancia es una estructura de plasma que parece flotar sobre la superficie solar. Se observa en el limbo.
Las ráfagas son un fenómeno explosivo que se da en las llamadas regiones activas, regiones situadas sobre grupos de manchas en donde las líneas del campo magnético son cerradas, siendo éste muy intenso (varios miles de gauss) y sumamente complejo. Estas regiones corresponden a las zonas brillantes que se observan en las fotografías de rayos X. La razón de que sean tan brillantes es que contienen material a temperaturas sumamente altas que emiten rayos X. En una ráfaga se libera una gran cantidad de energía en un tiempo muy corto (hasta una décima parte de toda la energía que emite el Sol cada segundo, la cual es a su vez equivalente a unas cien millones de bombas H de 100 megatones cada una). La energía de una ráfaga nos llega a la Tierra en forma de radiación, partículas de alta energía y plasma rápido (1 000 km/s en lugar de los 450 km/s del viento solar normal).
Finalmente, los hoyos coronales tienen una emisión de rayos X sumamente baja debido a que el material puede moverse libremente, por lo que escapa rápidamente al espacio en forma de viento solar. Se sospecha en la actualidad que los hoyos coronales producen erupciones energéticas de viento solar que pueden llegar hasta cerca de los 1 000 km/s. Durante épocas alrededor del mínimo de actividad solar, estos hoyos coronales ocupan grandes regiones y están centrados en los polos del Sol. En tiempos más activos, los hoyos polares se contraen y aparecen hoyos pequeños durante periodos generalmente muy cortos (de horas a días) en otras latitudes heliográficas.
Las protuberancias, las ráfagas y los menos conspicuos hoyos coronales son, como ya mencionamos, consecuencia de la geometría tan compleja que presenta el campo magnético solar en la atmósfera del Sol y son, junto con las manchas, los fenómenos visibles más comunes de la actividad solar.
EL MEDIO INTERPLANETARIO. EL VIENTO SOLAR
El viento solar, que no es más que la expansión supersónica de la atmósfera más alta del Sol (la corona), tiene una velocidad que aumenta hasta alrededor de 400 km/s a una altura de un millón de kilómetros sobre la superficie solar (comparado con los alrededor de 30 km/s con que se mueve la Tierra en su órbita alrededor del Sol), y se mantiene aproximadamente constante hasta los límites de la heliosfera. De esta manera, el viento solar transporta parte de la energía del Sol hacia el espacio. No obstante que esta energía sólo es de alrededor de una diez mil millonésima de toda la energía que emite el Sol en forma de radiación, la cual es del orden de 2 x 10³³ ergs, pequeñas perturbaciones en el flujo del viento solar tienen, como veremos más adelante, consecuencias apreciables en el entorno terrestre.
Este plasma, constituido por partículas cargadas eléctricamente que normalmente se encuentran atrapadas por el Sol a causa de su gravedad, escapa de éste debido a la altísima temperatura que alcanza la corona, por arriba del millón de grados, y se precipita hacia afuera a velocidades supersónicas. En ocasiones, la velocidad del viento solar puede alcanzar los 1 000 km/s o más a la altura de la órbita de la Tierra. Este flujo de alta velocidad envuelve nuestro planeta y perturba su campo magnético.
El plasma del viento solar es tan poco denso que sus partículas atraviesan la distancia del Sol a la Tierra (una unidad astronómica) casi sin colisiones; en contraste, las moléculas del aire a nuestro alrededor se mueven apenas unas millonésimas de centímetro cuando chocan una con otra. A la altura de la órbita de la Tierra el viento solar tiene una densidad de 10 partículas por cm³. Aunque fluye continuamente, su densidad y velocidad cambian constantemente. El origen de estas fluctuaciones parece estar asociado con los hoyos coronales.
De medidas realizadas por los satélites artificiales Viajero y Pionero, sabemos que la región del espacio que controla el Sol a través del viento solar, la heliosfera, se extiende más allá de 50 unidades astronómicas (es decir, más de cincuenta veces la distancia promedio del Sol a la Tierra).
A medida que el Sol rota, cada partícula que escapa de su dominio gravitacional
se lleva consigo una pequeña fracción de momento angular
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de
la estrella. La acción combinada de todas las partículas del viento solar hace
más lenta la rotación solar.
EL CAMPO MAGNÉTICO INTERPLANETARIO
Debido a que el plasma de viento solar tiene una conductividad eléctrica
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muy
alta, el campo magnético del Sol se desplaza con el viento, siguiéndolo en su
expansión por el medio interplanetario, como si se encontrara "pegado" a él.
Así pues, el campo magnético que llega a la Tierra junto con el viento solar,
al que se conoce como campo magnético interplanetario, no es más que
la extensión del campo magnético del Sol.
El campo magnético general del Sol es, como ya indicamos, de tipo dipolar. El viento solar expande este campo de tal manera qué, a grandes distancias del Sol, las líneas del campo magnético que salen del hemisferio norte del Sol están separadas de las que regresan a éste, en el hemisferio sur, por una delgada hoja de corriente —una capa magnéticamente neutra a lo largo de la cual puede fluir libremente una corriente151 que se encuentra cercana al plano ecuatorial del Sol. Debido a la rotación del Sol, las líneas de campo se deforman para dar lugar a lo que se conoce como espirales de Arquímedes, las cuales se muestran en la figura 5. Las primeras observaciones de esta estructura también mostraron que el campo magnético interplanetario presentaba sectores de polaridad diferente (indicadas en la figura con los signos + y -), los cuales variaban según la época de observación a lo largo del ciclo solar.
Figura 5. Estructura sectorial del campo magnético interplanetario tal como fue deducida por el satélite IMP-1. Los signos + corresponden al campo magnético dirigido fuera del Sol, y los signos - al campo dirigido hacia el Sol.
Ahora sabemos que esta simple estructura sectorial tiene una forma tridimensional
mucho más interesante. Si el flujo del viento solar fuera uniforme e igual en
ambos hemisferios, la hoja de corriente se encontraría cercana al plano de la
eclíptica.
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Sin
embargo, debido a que los ejes magnético y de rotación del Sol no coinciden,
la hoja de corriente no es plana sino que se encuentra ondulada hacia arriba
y hacia abajo según se extiende en el medio interplanetario (véase la figura
6). Como resultado, el campo en cualquier punto en el plano de la eclíptica
no es una espiral plana sino que puede estar dirigida hacia arriba o hacia abajo
a ángulos tan grandes como 30° con respecto a la eclíptica. Esta hoja de
corriente ondulada pasa entonces a través de la Tierra como la falda ondulante
de una bailarina.
Figura 6. La extensión del campo magnético del Sol hacia el espacio genera una hoja de corriente eléctrica entre campos magnéticos en la misma dirección, pero opuestos en sentido, razón por la cual se le denomina hoja de corriente neutra. El hecho de que el eje de rotación del Sol no coincida con el eje magnético hace que la hoja de corriente tome la forma de una "falda de bailarina".
La estructura sectorial del campo magnético interplanetario se deriva ahora del paso de la hoja de corriente ondulada por la Tierra cada 27 días, es decir, un periodo de rotación del Sol. En cada cruce, la polaridad magnética cambia de positiva a negativa o viceversa, dependiendo de que la Tierra se encuentre por arriba o por abajo de la hoja de corriente. De una rotación a la siguiente, el tamaño de cada sector puede variar al igual que la inclinación u ondulación de la hoja. No obstante las diferencias con el punto de vista anterior, los efectos del cruce de la hoja de corriente por la Tierra, o sea de un sector magnético a otro, siguen siendo los mismos. Durante el mínimo de manchas, el doblamiento de la hoja de corriente es pequeño, pero en los periodos de alta actividad solar, la hoja de corriente se deforma apreciablemente de tal manera que en ocasiones alcanza latitudes de hasta 60 grados. Cada once años, pasando el máximo solar, la polaridad del dipolo solar se invierte e igualmente la heliosfera se ve modificada.
A medida que el viento solar se lleva consigo los campos magnéticos del ecuador
solar hacia el espacio interplanetario, la rotación solar se encarga, como vimos
antes, de darles forma de espiral. En los polos solares, en donde no existe
el efecto de la rotación, los campos magnéticos son probablemente radiales.
Si son radiales (cosa que se espera comprobar cuando el satélite Ulises
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pase sobre ambos polos del Sol), no darán lugar a las formas complejas que se
observan en el plano de la eclíptica y serán, por tanto, más fáciles de entender.
El patrón de campo magnético que se encuentra en un volumen de espacio interplanetario
está determinado por dos factores: los patrones presentes en el Sol (que dependen
fuertemente de la latitud solar) y la manera en que estos patrones son arrastrados
por el viento solar.
Finalmente, el campo magnético interplanetario no es uniforme sino que contiene irregularidades de diferentes tamaños e intensidades. Estas irregularidades también difieren según la época dentro del ciclo solar y son de suma importancia porque controlan la llegada de los rayos cósmicos a la Tierra, y son también "agentes" importantes en la interacción del viento solar con los campos magnéticos de los diferentes objetos planetarios (véase el capítulo IV).
A su paso por el medio interplanetario ese plasma magnetizado que es el viento solar encuentra un obstáculo en el campo magnético de la Tierra, al cual no puede penetrar, por lo que sufre una deflexión que deja una cavidad en forma de cometa (véase la figura 18, capítulo IV). En condiciones normales, el frente de la cavidad se encuentra a una distancia de alrededor de diez radios terrestres (un radio terrestre es igual a 6 371 km) de la Tierra y su cola se extiende más allá de la órbita de la Luna, como a unos mil radios terrestres.
La cavidad del campo geomagnético o magnetosfera, es una región de plasma que contiene partículas cargadas de un gran rango de energías, desde los cientos hasta los millones de electrón volts (un electrón volt es la energía cinética que adquiere un electrón al ser acelerado en un campo eléctrico producido por una diferencia de potencial de un volt). Como puede apreciarse en la figura, frente a la magnetosfera se localiza una región muy extensa en la que la densidad, velocidad y presión, del gas y del campo magnético, sufren un salto brusco: una onda de choque. Ésta es una discontinuidad generada por el hecho de que el viento solar se mueve a velocidades supersónicas (de la misma manera que ocurre cuando un avión, en su vuelo por el aire, rebasa la velocidad del sonido). En el capítulo IV se describirá la magnetosfera con mayor detalle.
LA ATMÓSFERA TERRESTRE. COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LA ATMÓSFERA
La atmósfera es la envolvente gaseosa de nuestro planeta, a la que comúnmente llamamos aire. Consiste de: 1) una mezcla de gases que no reaccionan químicamente entre sí, es decir, no dan lugar a otros componentes, 2) vapor de agua, y 3) una gran variedad de partículas en suspensión.
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| Nitrógeno (N2) |
78.084%
|
| Oxígeno (O2) |
20.946%
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| Argón (A) |
0.934%
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| Bióxido de carbono (CO2) |
0.033%
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| Otros gases inertes |
0.00256%
|
| Hidrógeno (H2) |
0.00005%
|
| Metano (CH4) |
0.00002%
|
| Óxido nítrico (N2O) |
0.00005%
|
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|
La composición química de los gases del aire, los cuales se encuentran en proporciones que no varían apreciablemente alrededor de la Tierra y forman la casi totalidad del volumen de la atmósfera, de la superficie a alturas de aproximadamente 72 km, se da en el cuadro 1.
Como puede verse la mayor parte es nitrógeno, alrededor del 78 por ciento, o más de las tres cuartas partes del aire puro seco por volumen. El oxígeno, el segundo compuesto más abundante, constituye aproximadamente el 21 por ciento, o una quinta parte del aire por volumen.
Mientras que la mayor parte del nitrógeno es un gas inactivo, el oxígeno, por su parte, es químicamente muy activo, se combina con algunos minerales en el decaimiento de las rocas, con metales en el enmohecimiento, con los combustibles en la combustión, y con los alimentos en proveer calor y energía a los seres vivos. A pesar de su actividad química la cantidad de oxígeno en el aire permanece constante debido a que la cantidad usada la equilibra, de manera exacta, el oxígeno que las plantas arrojan a la atmósfera.
Debido a que el nitrógeno y el oxígeno constituyen alrededor del 99 por ciento del aire, los restantes gases listados en el cuadro integran sólo el uno por ciento. El bióxido de carbono, aunque constituye únicamente la 33/1 000 parte de un uno por ciento, es extremadamente importante, tanto en el control del clima como en la subsistencia de la vida en la Tierra. Climáticamente, el bióxido de carbono es importante en las funciones de absorción de calor y como manto aislante que ayuda a regular la temperatura del aire cerca de la superficie de la Tierra. Biológicamente, es esencial para el crecimiento de las plantas. Desde principios de siglo, el bióxido de carbono se ha incrementado en la atmósfera en más de un 10%, debido principalmente a la quema de enormes cantidades de madera, carbón y combustibles fósiles.
La segunda mayor componente atmosférica es el vapor de agua, el estado gaseoso
del agua en el cual las moléculas de agua tienen la misma libertad de movimiento
que, digamos, las moléculas de nitrógeno u oxígeno; por lo tanto, se difunden
o mezclan completamente en el aire. El vapor de agua no es visible al ojo humano
y no debe ser confundido, por lo tanto, con la niebla o las nubes, las cuales
están compuestas de partículas líquidas o sólidas. El vapor de agua proporciona
el agua de todas las nubes y la lluvia, y durante su condensación libera calor
latente,
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que
suministra la energía para las tormentas.
El polvo de la atmósfera lo componen partículas tan pequeñas que, por ejemplo, 250 000 de ellas colocadas una al lado de otra formarían una línea de poco más de dos centímetros y medio de largo. La mayor parte del polvo atmosférico proviene de la superficie terrestre. El humo de la hierba y los bosques quemados es una importante fuente de ese polvo. Los vientos que soplan sobre las superficies de suelos secos o desérticos levantan, a veces, partículas minerales a miles de metros en el aire. Las erupciones volcánicas contribuyen también a crear nubes de polvo que viajan a grandes alturas alrededor del mundo y pueden ser fácilmente seguidas. La erupción del Chichón, por ejemplo, en marzo de 1982, lanzó cerca de 500 000 000 de toneladas de residuos volcánicos a una altura cercana a los 27 km, la mayor nube de polvo volcánico desde la erupción del Katmai en Alaska hace 75 años. El monte Sta. Helena lanzó aproximadamente seis o siete veces más material que el Chichón, pero la erupción de éste tuvo mayores consecuencias atmosféricas. Durante el primer año después de la erupción, el polvo redujo la radiación solar directa en un 25 o 30% sobre una amplia banda de latitudes; la dispersión secundaria, sin embargo, redujo la pérdida total de radiación a tan sólo un 5% o menos.
Especialmente importantes en la formación de nubes y en la precipitación pluvial son los pequeñísimos cristales de sal dejados por la evaporación de pequeñas gotas de agua que han sido levantadas por vientos turbulentos de las crestas de las olas. Finalmente, grandes cantidades de partículas sólidas son también añadidas a la atmósfera por la evaporación de los meteoritos al entrar en las capas altas de la atmósfera.
Un importante concepto respecto de la atmósfera terrestre es que consiste de zonas arregladas como capas esféricas de acuerdo con la altura sobre la superficie. La mayoría de esas capas no están bien definidas y sus límites son establecidos arbitrariamente. Debido a que las diferentes propiedades físicas y químicas de la atmósfera dependen de la altura de la capa donde ocurren, el sistema de capas y el nombre que se les da dependen de la clase de propiedades seleccionadas.
Una base para describir la estructura de la atmósfera a medida que cambia con el incremento de la altitud es servirse de parámetros como la presión, la densidad, la temperatura y también la composición del aire. La presión decrece paulatinamente con la altura de un valor de 760 mm de Hg al nivel del mar hasta unos 150 km de altura y más allá de ese nivel lo hace más gradualmente (figura 7(a)). La densidad de masa (en g cm-3) y el número de densidad (en cm-3) decrecen con la altura de la misma manera (figuras 7(b) y 7(c)). La variación de la temperatura, sin embargo, es mucho más complicada; la temperatura T tiene dos mínimos a aproximadamente 15 y 80 km de altura. Por arriba de ese nivel T aumenta monótonamente (figura 7(d)).
Con base en la distribución de la temperatura, la atmósfera terrestre se divide en cuatro regiones: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera y la termosfera (figura 7(d)).
La troposfera es la región entre la superficie y la tropopausa o "techo
del tiempo atmosférico",
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en
que la temperatura decrece constantemente con la altura a razón de unos 6.5°
C por cada 1 000 m de altura. Está caracterizada por una intensa convección
o transporte de calor, que tiene lugar por medio del movimiento de materia,
y puesto que contiene la casi totalidad del vapor de agua de la atmósfera, en
ella se forman casi todas las nubes, la precipitación pluvial y las tormentas;
es la capa atmosférica donde tiene lugar el conjunto de fenómenos que determinan
el tiempo atmosférico. La altura de la tropopausa no es uniforme alrededor del
mundo, llega a los 16 km sobre el ecuador y a 7 u 8 km sobre los polos. En las
zonas templadas oscila con las estaciones, manteniendo una altura media de 13
km.
Sobre la tropopausa, en la región llamada estratosfera, la temperatura aumenta ligeramente con la altura hasta la estratopausa a una altura de aproximadamente 50 km. Esta región incluye la mayor parte del ozono atmosférico, cuya máxima densidad ocurre a una altura de entre 25 y 30 km. La absorción de radiación por el ozono es la principal causa del aumento de la temperatura con la altura. En esta región ya no hay meteoros (fenómenos atmosféricos como la lluvia, el granizo, etcétera).
Sobre la estratosfera se encuentra la mesosfera, la cual se extiende hasta la mesopausa a una altura de unos 80 km. Esta región se caracteriza por un rápido decremento de la temperatura. Como la troposfera, la mesosfera se encuentra sujeta a fuertes variaciones estacionales de la temperatura a altas latitudes. La constancia de un nivel de mínima temperatura indica otra división de la atmósfera, conocida como la mesopausa.
Figura 7. Distribuciones con la altura de (a) la presión atmosférica, (b) la densidad atmosférica, (c) el número de densidad.
Figura 7. (d) La temperatura (línea sólida), la densidad electrónica (línea punteada) y nomenclatura atmosférica.
A la región situada sobre la mesopausa se le conoce como termosfera. En ella la temperatura aumenta constantemente hasta unos 500° K en el curso de la noche durante el mínimo de actividad solar y por arriba de los 1 750° K en el curso de un día durante el máximo de actividad solar. La capa a la que este incremento en la temperatura cesa se le conoce como termopausa, donde da comienzo la exosfera, zona exterior, ilimitada, de la atmósfera. La exosfera es una región en que la temperatura aumenta tan poco con la altura que puede considerarse como isoterma (temperatura constante) y se extiende probablemente hasta la frontera de la magnetosfera o magnetofunda, la región del espacio extraterrestre asociada con la interacción del viento solar con el campo geomagnético (véase el capítulo IV).
Por arriba de cierto nivel, la atmósfera está expuesta a radiación ultravioleta, rayos X y partículas solares. Éstas causan la producción de partículas cargadas eléctricamente —esto es, iones de varias clases de átomos, electrones y moléculas— en la ionosfera, la cual se extiende desde la mesosfera hasta los límites más externos de la atmósfera. Las partículas cargadas son afectadas por el campo magnético de la Tierra y, por lo tanto, se comportan de manera diferente que las partículas neutras en el aire. En las regiones donde la presión es lo suficientemente alta, como en la mesosfera y en la mayor parte de la troposfera (véase la figura 7(a)), las condiciones ionosféricas están dominadas por la preponderante atmósfera neutra. Pero cuando la razón numérica de partículas cargadas a partículas neutras no es ya despreciable, la ionosfera está caracterizada por condiciones en las cuales debe tomarse en cuenta el campo eléctrico que conecta a las partículas cargadas positiva y negativamente. Otras regiones importantes son las llamadas zonas aurorales, también llamadas óvalos aurorales (por su forma) que se distinguen por la ocurrencia de auroras que, como veremos, resultan del influjo de partículas cargadas eléctricamente. De esta manera existe, también, una división geográfica de la atmósfera resultante de la presencia del campo magnético terrestre.
NASA/ESA (siglas estas
últimas de la Agencia Espacial Europea) en octubre de 1990 para explorar la
estructura tridimensional de la heliosfera. De junio a octubre de 1994 podrá
observar el polo sur solar y un año después el norte.