V. EL INQUIETO SOL Y LA ATMÓSFERA TERRESTRE

LA POSIBILIDAD de que variaciones en el Sol —en particular variaciones periódicas asociadas con diferentes aspectos de la actividad solar— afecten el tiempo atmosférico o el clima

¹ en la Tierra, ha sido objeto de gran interés popular y científico por más de un siglo. Las implicaciones de este posible vínculo entre los fenómenos que ocurren en el Sol y el tiempo o clima tienen una enorme relevancia socioeconómica. Podrían resolverse varios de los problemas más complejos que afectan a la humanidad hoy en día. Por ejemplo, el agua para irrigación en el altiplano mexicano es abundante cuando los huracanes del Golfo de México hacen que la humedad del aire sobrepase la Sierra Madre Oriental y llegue a la altiplanicie. Sin embargo, cuando por alguna razón no ocurren huracanes en el Golfo entonces escasea el agua de riego y la producción de alimentos en México, alterada por condiciones climáticas adversas, puede reducirse considerablemente con graves consecuencias para el país. De ahí la importancia de predecir con exactitud el tiempo y el clima, sobre todo si los influyen las variaciones en la actividad solar.

La bibliografía sobre el tema es amplia y existen en ella gran cantidad de controversias y contradicciones debidas en buena parte a la ausencia de un modelo satisfactorio de predicción climática. En la actualidad los pronósticos del tiempo atmosférico a corto plazo y para una región dada raras veces son exactos por más de un par de días. Los pronósticos a plazos de un mes, basados en modelos de cómputo de los sistemas atmosféricos, son marginalmente efectivos; mientras que el pronóstico de cambios climáticos a largo plazo es, prácticamente, una conjetura.

La única manera de que esta situación pueda cambiar es mejorando los métodos de predicción tanto del tiempo como del clima. Las técnicas meteorológicas, incluso las más complejas técnicas de modelaje computacional, pueden mejorarse sólo introduciendo nuevos conceptos sobre cómo trabaja la totalidad del sistema atmosférico. Un elemento clave, que ha sido ignorado por muchos años y que creemos puede ser crucial para el mejor entendimiento y predicción del tiempo y el clima, es la posible influencia de la actividad solar sobre los diversos parámetros meteorológicos y climáticos.

Uno de los medios más sencillos de medir la actividad solar es a través de indicadores directos, como el número de manchas visibles en el disco solar en un instante de tiempo dado: cuanto mayor sea su número, más activo estará el Sol. Un Sol activo producirá otro tipo de eventos, de carácter esporádico, como las ráfagas solares, las cuales son enormes explosiones de energía electromagnética principalmente en las porciones del visible, ultravioleta y rayos X del espectro de radiación solar (véase en la siguiente sección el apartado sobre Radiación electromagnética). Una ráfaga puede durar desde unos minutos hasta unas cuantas horas y es acompañada de emisiones electromagnéticas en el rango de frecuencias de radio (microondas). Durante las grandes ráfagas solares, el Sol a menudo emite también partículas cargadas (protones, alfas, y electrones) con energías relativistas: los llamados rayos cósmicos solares. Los más abundantes son los protones solares. La energía liberada en una de estas grandes ráfagas (alrededor de 10³² ergs) se estima que es suficiente para abastecer de electricidad a toda la Tierra durante un millón de años a la tasa de consumo actual.

Entre los indicadores indirectos de la actividad solar tenemos a las auroras boreales, las tormentas geomagnéticas y las variaciones en la intensidad de la radiación cósmica galáctica. Otro indicador importante lo constituyen los cruces de las fronteras de los llamados sectores magnéticos solares por la Tierra, los cuales se ha encontrado que están asociados con varios otros indicadores de la actividad solar (por ejemplo, la intensidad del campo magnético interplanetario, la velocidad del viento solar, su densidad, la actividad geomagnética y las variaciones en la intensidad de los rayos cósmicos galácticos).

Sin embargo, como ya vimos en el capítulo I, hoy en día sabemos que esta simple estructura sectorial tiene una forma tridimensional mucho más interesante. La estructura sectorial del campo magnético interplanetario se deriva ahora del paso de una 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 la polaridad del campo magnético solar y 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 de la simple estructura sectorial, los efectos del cruce de la hoja de corriente por la Tierra siguen siendo los mismos.

Como veremos en el próximo capítulo, casi todos estos indicadores de la actividad solar, tanto directos como indirectos, han sido utilizados, en innumerables estudios de correlación con parámetros del tiempo y el clima, con diversos grados de éxito. Sin embargo, las hipótesis físicas que se han propuesto para explicar las correlaciones observadas no han sido aún usadas para hacer predicciones que puedan ser sujetas a pruebas críticas e independientes. En parte, esto se debe al escepticismo de los meteorólogos, el cual ha evitado que los resultados positivos de las investigaciones solar-terrestres hayan sido incorporados a los modelos de predicción del tiempo y el clima. Un ejemplo claro lo tenemos en las palabras del destacado meteorólogo soviético A. S. Monin, quien dice que la existencia de una relación entre el tiempo en la Tierra y las fluctuaciones en la actividad solar "sería casi una tragedia para la meteorología, puesto que esto evidentemente significaría que habría primero que predecir la actividad solar para luego poder pronosticar el tiempo".

Las principales objeciones que se han interpuesto para considerar seriamente el tema son: 1) Las correlaciones observadas entre los parámetros de la actividad solar y las respuestas meteorológicas y climatológicas a menudo desaparecen después de unos cuantos ciclos solares. 2) Ninguna explicación física cuantitativa aceptable de por qué deba existir una relación causal entre la actividad en el Sol y el tiempo atmosférico en la Tierra ha sido propuesta y ningún mecanismo que relacione a los dos ha sido identificado. 3) La cantidad de energía del Sol debida a la actividad solar es muy pequeña comparada con la energía radiante continua, la cual ha sido considerada como la fuerza motora de nuestro sistema atmosférico; de esta manera, la actividad solar a lo más sería un disparador de los cambios en el tiempo y el clima de la Tierra.

Parte de todo este problema radica en el hecho de que la energía solar llega a la Tierra en una gran variedad de formas, algunas de las cuales pueden ser desviadas por el campo geomagnético (la radiación corpuscular), y porque existe también una gran variedad de posibles combinaciones de altitud, latitud y longitud para que la energía, que finalmente es transformada en calor, esté disponible para impulsar la circulación de la atmósfera. Además, la atmósfera es un sistema extremadamente complejo con muchas retroalimentaciones y efectos de segundo orden, aparentemente no relacionados con la actividad solar, que puede muy bien ocultar su influencia. Un incremento en la temperatura puede, por ejemplo, causar un aumento de la evaporación, de la humedad absoluta, e inestabilidad atmosférica. Como resultado de lo anterior tendríamos la formación de nubes, las cuales, puesto que son mejores reflectores de la radiación solar que la superficie de la Tierra, causarían un decremento en la cantidad de radiación solar que llega a la baja atmósfera y, consecuentemente, en la temperatura durante el día. Efectos meteorológicos asociados a estas condiciones serían un incremento en la ciclogénesis,

² que daría lugar al desarrollo de centros de baja presión y un aumento en la velocidad de los vientos y de la precipitación pluvial. La complejidad del sistema atmosférico y los eslabonamientos de las retroalimentaciones climáticas se muestran gráficamente en la figura 23. En este capítulo nos concentraremos principalmente en los efectos atmosféricos registrados, resultantes de variaciones en la energía de entrada al sistema atmosférico mostrada en la esquina superior izquierda de la figura. Variaciones en este parámetro, "radiación solar", comprenderán a la actividad solar en todas sus manifestaciones.

Figura 23. Modelo de la máquina del tiempo y el clima, que ilustra su complejidad e intrincados mecanismos de retroalimentación. La influencia de varios de los procesos de retroalimentación es comparable en magnitud pero de dirección opuesta. Es evidente que variaciones en el parámetro energía de entrada en el extremo superior izquierdo pueden afectar varios de los parámetros meteorológicos dentro de la máquina.

James C. Maxwell, físico escocés, con sus trabajos sobre electricidad y magnetismo, demostró en 1864 que una perturbación que consistiera en un campo eléctrico y un campo magnético transversales podía propagarse a través del éter

³ con la velocidad de la luz. Más tarde, en 1887, Heinrich R. Hertz produjo ondas electromagnéticas mediante una corriente oscilante y demostró la exactitud de la teoría de Maxwell. La moderna telegrafía sin hilos y la radio son derivaciones prácticas de la teoría de Maxwell y Hertz. Después surgieron serias dificultades relacionadas con las propiedades del éter a través del cual se suponía que se propagaban estas ondas. Sin embargo, en 1905 la teoría de la relatividad de Einstein resolvió estas dificultades demostrando que el éter no era necesario para la propagación de las ondas electromagnéticas y en consecuencia, las ondas electromagnéticas, de las cuales la luz forma parte, se consideran como oscilaciones electromagnéticas, consistentes en variaciones de un campo eléctrico y otro magnético transversales entre sí (figura 24), cada uno de los cuales puede existir en el espacio libre, es decir, en el espacio completamente vacío de materia.

Figura 24. Onda electromagnética de longitud de onda l y velocidad de propagación c (velocidad de la luz), mostrando los vectores de campo eléctrico (E) y un campo magnético (H).

Como ya dijimos, las ondas electromagnéticas viajan a través del espacio a velocidades de 300 000 kilómetros por segundo. Como las pequeñas ondas en un estanque de agua, estas ondas tienen una longitud de onda característica —la distancia entre cresta y cresta— y una frecuencia característica —el número de crestas que pasan por un punto dado cada segundo. La longitud de onda y la frecuencia de las ondas están relacionadas por la sencilla fórmula:

Muchas formas de radiación, como el calor, la luz, las ondas de radio y televisión, etc., difieren una de otra por su frecuencia característica, mas no por la clase, todas ellas son ondas electromagnéticas. Se diferencian por la forma en que son producidas y las técnicas usadas para detectarlas. Así, por ejemplo, un electrón que vibra un millón de veces por segundo (un megaciclo por segundo) radia un tren de un millón de ondas electromagnéticas cada segundo. A la velocidad de la luz, ese tren de ondas se extiende 300 000 kilómetros cada segundo, y la longitud de onda es de 300 metros. En particular, esta frecuencia y longitud de onda corresponden a las ondas de radio de una estación de radio de amplitud modulada (AM). Para frecuencias mayores encontramos la banda de las ondas de televisión, la del infrarrojo y la del visible, y para frecuencias aún mayores tenemos las bandas de los rayos invisibles al ojo humano como los ultravioleta, los rayos X y los gamma, estos últimos con frecuencias tan altas como 10³⁰ ciclos por segundo.

El Sol, como emisor de radiación, emite en casi todas las frecuencias, desde las muy largas ondas de radio hasta las de longitud de onda muy pequeña como los rayos gamma de longitudes de onda menores de 10^-11 m, producidos por reacciones nucleares en la atmósfera solar durante las ráfagas solares.

A continuación se da un listado de las diferentes regiones del espectro de radiación electromagnética solar de acuerdo a su longitud de onda:

donde las unidades usadas están relacionadas de acuerdo a la siguiente igualdad:

Los flujos absolutos característicos de las diferentes bandas de longitud de onda se muestran esquemáticamente en la figura 25, que presenta claramente la forma del espectro solar. Aunque éste se extiende desde los rayos X con longitudes de onda menores de 1Å hasta las ondas de radio con longitudes de onda mayores de 1 mm, el 99% de la radiación solar total está concentrada en el rango de longitudes de onda de los 0.3 a l0 mm, y el 99.9% en el rango 0.2 a 11mm. En otras palabras, todo excepto el 0.1% de la energía se encuentra en las porciones del visible, infrarrojo y ultravioleta del espectro de radiación solar.

Aunque la variabilidad intrínseca del espectro es difícil de observar en la figura, es claro que el espectro visible es relativamente estable, mientras que las regiones de radio, UV y rayos X son las que muestran grandes fluctuaciones en diferentes escalas de tiempo que van desde segundos hasta décadas. La variabilidad con el ciclo magnético solar de 22 años, el ciclo solar de 11 años, así como la modulación de 27 días

⁴ han sido observadas en varias de estas regiones del espectro de radiación solar.

Desde el punto de vista de la importancia de la variabilidad del espectro de radiación solar, dentro de las relaciones solar-terrestres, es interesante observar lo que sucede con el flujo de ondas de radio. Éste tiene poco impacto en la interacción solar-terrestre, mas su estudio es de interés en las comunicaciones, ya que constituye una herramienta de diagnóstico en las predicciones de corto periodo de eventos solares que emiten partículas de alta energía, y como indicador de otros flujos solares tales como las emisiones en el UV y en los rayos X. Con respecto a la banda de longitudes de onda correspondiente al lejano infrarrojo, la irradiación integrada en esta región, a la altura de la Tierra, es de sólo un 0.057% de la constante solar.

⁵ En regiones activas, sin embargo, la irradiación en esta banda puede incrementarse en tan sólo un 1%, de aquí que esta radiación no tenga consecuencias importantes en la Tierra.

La región del visible y el infrarrojo contiene, como ya mencionamos, el 99% de la radiación solar total y, por tanto, es la que mayor peso tiene en la constante solar. Es una de las regiones espectrales más importantes con respecto tanto al equilibrio térmico de la atmósfera terrestre como a nuestro conocimiento de la fotosfera solar y la baja cromosfera. Las radiaciones visible e infrarroja son usualmente consideradas como emisiones del "Sol quieto", de ahí que hasta la fecha no hayan podido medirse con seguridad variaciones en esta región del espectro, excepto por algunos cambios en ciertas líneas de Fraunhofer

⁶ afectadas por la presencia de regiones activas en el disco solar, y una pequeña variación de entre 0.1 y 0.3% en la constante solar debida principalmente al área del disco solar cubierta por manchas solares. Los efectos de esta pequeña variación en la constante solar sobre la temperatura superficial en la Tierra parecen ser menores.

El flujo solar en la región del ultravioleta es importante por sus efectos en la alta atmósfera. Aunque esta banda contiene sólo alrededor del 1% de la irradiación solar total, su energía es muy importante porque es completamente absorbida por el ozono y las moléculas de oxígeno diatómico en la alta atmósfera de la Tierra. Puesto que el ozono es producido por radiación ultravioleta de longitudes de onda menores de 2 420 Å y el ozono atmosférico absorbe completamente la radiación ultravioleta entre aproximadamente los 3 000 y 2 200 Å, variaciones en esta porción del espectro solar son muy importantes como posible causa de cambios climáticos.

Una de las cuestiones importantes respecto a esta radiación es saber si cambia con el ciclo solar de 11 años. Es sumamente importante medir la variación en la irradiación solar en esta región, entre el mínimo y el máximo de actividad solar, ya que dicha variación es extremadamente importante para entender las variaciones observadas en la estructura de la estratosfera y la mesosfera y su relación con el tiempo atmosférico, puesto que dichas variaciones son producidas ya sea por cambios en la irradiación espectral solar o por la introducción de constituyentes de origen antropogénico.

⁷

El flujo solar en el rango de los 10 a 1 200 Å, es decir, en las bandas del extremo ultravioleta y los rayos X, tiene importancia dentro de las relaciones solar-terrestres porque constituye la principal fuente de ionización de la ionosfera (regiones E y F y esto a pesar de que el flujo de energía en este rango de longitudes de onda constituye una porción despreciable de la irradiación solar total. Sin embargo, los rayos X con longitudes de onda menores de 10 Å tienen diferente comportamiento que aquéllos por arriba de los 10 Å, porque los de longitudes de onda más corta conforman la fuente más importante de ionización de otra región inosférica: la región D.

Mediciones a la altura de la Tierra han mostrado que el flujo integral de rayos X provenientes del Sol varía considerablemente con el ciclo solar. Mientras que durante el mínimo de actividad solar es del orden de 0.15 erg cm^-2 s^-1,durante el máximo llega de 0.5 a 1 ergs cm^-2 s^-1, es decir, tiene una variación que va aproximadamente del 200 al 600 por ciento. Por otra parte, fuertes emisiones de rayos X se observan también durante las ráfagas solares, cuando se tienen incrementos asombrosos sobre los niveles anteriores a la ráfaga. Durante los grandes eventos, como los ocurridos entre el 1 y 11 de agosto de 1972, el flujo de rayos X, observado por los satélites artificiales, se incrementó en más de un 100%.

Además de la radiación electromagnética que emite el Sol y que acabamos de repasar, el Sol emite también, de manera continua o esporádica, partículas de diferentes energías.

En primer lugar tenemos, como ya vimos en el capítulo I, el flujo continuo de viento solar, el cual transporta hacia fuera del Sol aproximadamente la diez mil millonésima parte de la energía que es emitida en forma de luz y otras formas de radiación electromagnética; sin embargo, este flujo de partículas, cuando está perturbado, tiene un impacto terrestre de inmensas proporciones como vimos en el capítulo anterior. Dado que en el capítulo I ya vimos algo sobre el viento solar y el campo magnético interplanetario que arrastra, y en el capítulo IV tratamos más a fondo los efectos de la interacción de este plasma y campo, con el campo geomagnético, pasaremos a continuación a describir otros tipos de emisiones de partículas del Sol.

Existe una emisión permanente de protones con una energía del orden de 1 MeV (la cual se observa durante varios días sucesivos), que está asociada con regiones activas específicas. No existe evidencia de que estos flujos de partículas de baja energía y de larga duración sean de importancia dentro del marco de las relaciones solar-terrestres.

Se tienen también eventos discretos de partículas, llamados eventos súbitos, por ser observados en la Tierra, dentro de un intervalo de tiempo corto después de una ráfaga. En esta categoría, los más importantes son los llamados eventos de protones (E ) lo MeV) y los rayos cósmicos solares (E>= 1 a 30 GeV). Las energías liberadas durante una ráfaga intensa en forma de protones energéticos y rayos cósmicos solares son del orden de 2 x 10³¹ y 3 x 10³⁰ ergs, respectivamente. La radiación corpuscular de baja energía, cuando llega a la Tierra y entra en la alta atmósfera, en las regiones polares, produce los llamados eventos de absorción en los casquetes polares (PCA). Este fenómeno, mediante el cual ondas de radio de varios Mhz de frecuencia son absorbidos entre los 50 y 90 km de altura, es ocasionado por la ionización que producen esos protones al penetrar en la alta atmósfera de las regiones polares. Estos eventos pueden durar de uno a seis días.

Los protones solares relativistas, por su parte, al penetrar en la atmósfera terrestre pueden ocasionar, debido a la alta ionización que producen, alteraciones en la conductividad eléctrica atmosférica que pueden dar lugar al desarrollo de tormentas eléctricas. Cuando ocurren, la ionización puede llegar a manifestarse a alturas tan bajas como 10 km.

Grandes eventos como los ocurridos en agosto de 1972, cuando se produjo una de las ráfagas solares más intensas de que se tenga memoria, originaron, se cree que a causa de los cambios inducidos por la actividad solar en la circulación atmosférica de gran escala, alteraciones en la velocidad de rotación de la Tierra con la consecuente disminución en la longitud del día en unos cuantos milisegundos.

Es bien sabido que la radiación solar que llega a la Tierra en forma de ondas electromagnéticas, que viajan a la velocidad de la luz, pero con diferentes longitudes de onda, es la inagotable fuente de energía que alimenta el inmenso "motor" de la máquina atmosférica. El movimiento del aire, su calentamiento, la evaporación del agua, las tormentas eléctricas, los ciclones, tornados, etc., son fenómenos que no ocurrirían sin un consumo de energía. Es por ello que si existe una posible conexión entre cambios en la actividad o variabilidad solar por un lado, y el tiempo y el clima terrestres por el otro, la relación potencial entre estos factores es de gran interés práctico dadas las implicaciones socioeconómicas que de ella se derivarían, especialmente aquéllas en las áreas de la producción global de alimentos y en la de la utilización de la energía solar para las necesidades humanas.

En primer lugar, de la enorme cantidad de energía radiada por el Sol en forma de ondas electromagnéticas, la Tierra intercepta tan sólo una dos mil millonésima parte del total emitido. En la figura 26 podemos ver esquemáticamente las proporciones de cada una de estas ondas del espectro electromagnético según llegan al tope de la atmósfera. La longitud de las flechas es proporcional a la cantidad de energía transportada por cada longitud de onda. Podemos ver que la energía más intensa proviene de las partes del visible y el ultravioleta del espectro, mientras que la intensidad de la radiación de longitudes de onda larga, como el infrarrojo, es relativamente baja.

Figura 26. Representación esquemática del espectro de radiación solar fuera de la atmósfera terrestre y las pérdidas de energía a su paso por la atmósfera.

Como ya mencionamos, esa radiación electromagnética del Sol que llega al tope de la atmósfera, a la cual los meteorólogos llaman insolación y los astrónomos irrradiación solar, es la responsable de la circulación atmosférica y, por tanto, del tiempo.

De esa cantidad de radiación que llega al tope de la atmósfera, las nubes reflejan cerca de un 25%, absorben un 1% y difunden, a través de las gotitas de agua y cristales de hielo de las nubes, alrededor de un 14% que llega a la superficie terrestre como radiación de onda muy corta. En el resto de la atmósfera, donde no hay nubes, se absorbe directamente un 16% de la radiación incidente (3% por el ozono estratosférico y 13% por el vapor de agua de la troposfera) y se difunde un 18% (11% que alcanza la superficie y 7% que se pierde en el espacio exterior). Por lo tanto, de manera directa, a la superficie de la Tierra llega sólo un 26% de la radiación incidente, y de ésta se refleja un 5% que se pierde hacia el exterior (figura 27(a)).

De lo anterior podemos ver que la cantidad de radiación efectiva que absorbe la superficie terrestre es un 46% de la radiación extraterrestre incidente en la parte alta de la atmósfera.

Si la Tierra no cediese esa energía, el planeta se calentaría indefinidamente. De ahí que la superficie terrestre tenga que emitir sin interrupción energía radiante en forma de ondas electromagnéticas, pero en esta ocasión, de onda larga. Ahora bien, debido a que el suelo emite una energía equivalente a un 114% de la constante solar, de ésta un 96% es absorbido en la baja troposfera y reemitida hacia el suelo y únicamente un 18% se pierde hacia el exterior (figura 27(b)). De aquí que si a la radiación efectiva recibida por el suelo le restamos ahora la que se pierde definitivamente (46%-18%), obtenemos que en el planeta queda atrapada una cantidad cercana al 28% de la constante solar, la cual será utilizada en producir lo que conocemos como el tiempo y el clima.

Uno puede considerar a la troposfera como una gigantesca máquina de calor, con la fuente de calor en el ecuador y la de enfriamiento en los polos. La diferencia de temperatura entre los dos da lugar al movimiento horizontal de grandes masas de aire (circulación atmosférica), el cual transporta aire caliente hacia los polos y aire frío hacia el ecuador.

Figura 27. (a) Diagrama de transferencia de la radiación solar a través de la atmósfera. (b) Radiación infrarroja emitida por la Tierra.

Este sobresimplificado modelo de la troposfera es mantenido por la insolación. El máximo flujo de radiación solar se recibe en la denominada zona torrida que se extiende entre los paralelos 23.45° N y 23.45° S, latitudes de los trópicos de Cáncer y de Capricornio, respectivamente. Cerca de los polos el flujo de radiación solar, aunque depende de la estación del año, es de alrededor de 2.4 veces menor en promedio que en el ecuador.

La eficiencia de esta máquina, o sea la capacidad de transformar calor en trabajo, es directamente proporcional a la diferencia de temperatura entre la fuente de calor y la de enfriamiento, e inversamente proporcional a la temperatura del ecuador. Ahora bien, de acuerdo a estimaciones aproximadas, la eficiencia de la troposfera es del orden de 2%, lo que significa que 0.02 de la energía (potencial) radiante que llega a la Tierra es transformada en "energía cinética de movimiento atmosférico".

Con esto pensamos que hemos dado un panorama de cuál es la situación actual en este tan importante campo de las relaciones solar-terrestres, habiendo repasado las principales variaciones del espectro de la radiación solar que nos llega a la Tierra y cómo afectan a la atmósfera de nuestro planeta.

En el próximo capítulo pasaremos a describir algunas de las correlaciones encontradas entre los parámetros atmosféricos y las variaciones en la radiación solar (electromagnética y corpuscular).

Por tiempo atmosférico entenderemos el estado de la atmósfera en un lugar y momento determinados; lo describiremos midiendo los llamados "factores del tiempo" (presión, temperatura, humedad y viento), a los que hay que agregar fenómenos especiales como el trueno, el rayo, el granizo, la lluvia, etc., llamados también "meteoros". El clima, por su parte, queda determinado por el conjunto de "valores normales" que imperan en una zona particular; entendiendo por ellos los valores promedio de los factores del tiempo durante periodos largos, digamos unos 100 años.

Generación de grandes sistemas de viento que giran en sentido opuesto a las manecillas del reloj (anticiclones) o en sentido opuesto (cidones) en el hemisferio norte y que se mueven alrededor de la mayor parte de la Tierra excepto en la zona ecuatorial. En el hemisferio sur el movimiento se da en sentido opuesto.

FIuido sutil invisible, imponderable y elástico que, según cierta hipótesis antigua y caduca, llena todo el espacio y, por su movimiento vibratorio, transmite la luz y otras formas de energía.

Se denomina constante solar al flujo de radiación solar, de todas las longitudes de onda, que llegan de manera perpendicular al tope de la atmósfera terrestre y el cual tiene un valor de l.36 x l0⁶ergs cm^-2 s^-1a 1 UA y a una altura de 82 km sobre la superficie.

Estas líneas oscuras del espectro (negras) se originan en la parte superior de la atmósfera solar donde el gas está aún muy caliente pero mucho más frío que el del cuerpo de gas que se encuentra por abajo y es el que radia "luz blanca". Las líneas de Fraunhofer son, por lo tanto, líneas de absorción y no de emisión.


Radio	l	³ 1 mm
Infrarrojo lejano	1 mm > l	³ 10 mm
Infrarrojo	10 mm > l	³ 0.75 mm
Visible	0.75 mm > l	³ 0.3 mm
Ultravioleta (UV)	3000 Å >l	³ 1200 Å
Extremo ultravioleta (EUV)	1200 Å > l	³ 100 Å
Rayos X suaves	100 Å > l	³ 1 Å
Rayos X duros	1 Å > l