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 radiaci�n que emite el Sol hacia el espacio es, junto con el resto de los planetas del Sistema Solar, grandemente influenciado por este astro. As�, no obstante que nuestra estrella ha mantenido su luminosidad⁵ pr�cticamente constante por varios miles de millones de a�os, permitiendo el desarrollo de la vida en la Tierra, el balance del ecosistema existente es sumamente fr�gil por lo que aun peque�as variaciones en la cantidad de radiaci�n y part�culas 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 part�culas y campos, la magnetosfera o cavidad dominada por el campo magn�tico de la Tierra y la atm�sfera terrestre. A este sistema hay que agregar toda una serie de agentes externos como los rayos c�smicos, part�culas de muy alta energ�a capaces de atravesar todo el medio interplanetario,⁶ el campo geomagn�tico y la alta atm�sfera, antes de interaccionar con los n�cleos atmosf�ricos de la baja atm�sfera y generar otras componentes (v�ase el cap�tulo III), los meteoritos que logran llegar hasta la superficie del planeta e incluso el medio interestelar a trav�s del cual se mueve nuestro Sistema Solar en la Galaxia.

En general, la compresi�n 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 fen�menos transitorios cuya duraci�n puede ser de tan s�lo unas horas—, es una cuesti�n sumamente compleja e interdisciplinaria. Cualquier cambio detectable en el sistema es, en �ltima instancia, resultado de la interacci�n, la retroalimentaci�n o incluso la posible amplificaci�n de muchos factores causantes.

EL SOL

M�s que el Sol mismo, la principal actriz de nuestro drama es su actividad. De esta manera, para prop�sitos de las relaciones Sol-Tierra, baste decir que el Sol es una gran esfera luminosa de gas⁷ capaz de enviar hacia el exterior toda clase de radiaciones: desde las de muy baja energ�a, como las ondas de radio, hasta las m�s penetrantes como los rayos gamma, as� como part�culas energ�ticas y plasma,⁸ este �ltimo en forma de haces —el viento solar— que llenan todo el Sistema Solar y se extienden hasta mucho m�s all� de sus l�mites, creando lo que se conoce como la heliosfera.⁹

El Sol es una estrella enana de color amarillo, miembro de uno de los m�s numerosos tipos de estrellas, las del tipo espectral G2, que se mantiene unida por su propio campo gravitacional¹⁰ y presiones internas como la del plasma y la de radiaci�n. 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 d�as (como veremos en la pr�xima secci�n, el Sol tiene una rotaci�n que var�a con la latitud y a la que se le conoce como rotaci�n diferencial). El interior est� formado por tres capas: el n�cleo, la zona radiativa y la zona convectiva, mientras que la atm�sfera se divide en: fotosfera, cromosfera, zona de transici�n y corona. Todas estas regiones se ilustran en la figura 1.

Figura 1. Estructura interna del Sol, as� como algunas otras estructuras de su atm�sfera.

En el n�cleo la densidad y la presi�n 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 fusi�n, es decir la combinaci�n nuclear de �tomos ligeros para crear elementos m�s pesados, es seguramente la fuente de la enorme cantidad de energ�a que fluye del interior a la superficie del Sol de donde escapa hacia el espacio pr�cticamente sin obst�culo, ya que los gases superiores de la atm�sfera son casi transparentes a esa radiaci�n.

En el n�cleo del Sol, la energ�a liberada en las reacciones nucleares es en forma de rayos X de alta energ�a. Debido a la interacci�n de la radiaci�n con la materia, aqu�lla va perdiendo energ�a mientras se abre paso hacia el exterior y va interaccionando con los componentes del medio. El transporte de energ�a hacia el exterior se lleva a cabo mediante dos tipos de procesos: primero por transferencia de radiaci�n, es decir, al absorberse, dispersarse y reemitirse la misma en parte del interior solar (de ah� el nombre de zona radiativa) y luego por convecci�n en la parte externa, por debajo de la superficie del Sol, donde la convecci�n es m�s efectiva que la transferencia radiativa. La energ�a es llevada hacia arriba por el gas caliente ascendente; la energ�a se difunde a medida que el gas ascendente se expande y entonces el gas se enfr�a y desciende. A esta capa del Sol se le conoce como zona convectiva y se extiende desde unos 8 d�cimos de radio solar hasta la superficie (v�ase la figura 1).

Debido a la rotaci�n del Sol, en el gas ionizado o plasma, tanto del n�cleo como de la zona convectiva, se generan corrientes el�ctricas. Estas, a su vez, dan lugar a un campo magn�tico general de forma dipolar.¹¹ Este campo, en la superficie del Sol, alrededor de las regiones polares, tiene una intensidad de alrededor de 2 gauss¹² (alrededor de seis veces m�s 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 l�neas de campo magn�tico se tuercen y enredan. Esto da lugar a burbujas en las que el campo magn�tico es m�s intenso. Estos intensos campos inhiben el movimiento del material en el interior de la burbuja provocando dentro de ella una disminuci�n en la presi�n del gas. Como consecuencia, las burbujas suben a la superficie y penetran en la atm�sfera del Sol.

Como mencionamos con anterioridad, la atm�sfera 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 mayor�a de la luz que observamos (de all� 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 fotograf�as de buena resoluci�n, la fotosfera aparece como una regi�n granulada que se asemeja a una salsa de tomate en ebullici�n.

Por arriba de la fotosfera la densidad del gas decrece r�pidamente. La regi�n 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 m�nima de 7 000° K. En esta regi�n se disipa energ�a mec�nica generada probablemente por la convecci�n o la rotaci�n, por lo que la temperatura se incrementa hacia afuera, pasando por la llamada zona de transici�n, que es una capa delgada, de algunas centenas de kil�metros, en la que la temperatura aumenta bruscamente desde unos 25 000° K hasta el mill�n de grados.

Una vez que la temperatura alcanza el mill�n de grados, se tiene la �ltima capa que es la corona, regi�n 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 mill�n de grados en el Sol y 100 000 grados a la altura de la �rbita de la Tierra, que est� a 150 millones de kil�metros o, lo que es lo mismo, a una unidad astron�mica).

En la fotosfera y la corona, el campo magn�tico 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 m�s adelante. Todos ellos forman parte de lo que conocemos como actividad solar.

LA ACTIVIDAD SOLAR

Hist�ricamente, 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 magn�tico es muy intenso (puede llegar a unos 4 000 gauss en manchas de gran tama�o, v�ase la figura 2). La presencia del campo magn�tico inhibe la circulaci�n de material y las colisiones entre los componentes del mismo, por lo que el gas es varios miles de grados m�s fr�o que los alrededores y, por tanto, radia menos hacia el espacio, de ah� que se vean obscuras en contraste con su entorno m�s brillante. El registro en el tiempo de la presencia de estas manchas, hecho por Galileo en 1610, le permiti� no s�lo observar que aparec�an y desaparec�an, sino darse cuenta de su movimiento a trav�s del disco del Sol, con lo que atinadamente dedujo que nuestra estrella rotaba. En efecto, como ya mencionamos, el periodo de rotaci�n del Sol es de aproximadamente 27 d�as en promedio.

Por razones dif�ciles de entender, los astr�nomos descuidaron el estudio del Sol por cerca de dos siglos despu�s del descubrimiento de las manchas solares (entre 1610 y 1612) y fue muchos a�os despu�s, gracias a las observaciones del farmac�utico alem�n Heinrich Schwabe, que se pudo demostrar que la aparici�n y desaparici�n de las manchas era un fen�meno c�clico con un periodo de alrededor de 11 a�os, al que se le conoce como ciclo solar y que veremos con m�s detalle en el cap�tulo III.

Figura 2. Una mancha solar observada en luz visible. La zona obscura es la umbra, que est� rodeada por una zona filamentosa que se conoce como penumbra. El campo magn�tico en una mancha alcanza los miles de gauss.

Debido a que el Sol no es un cuerpo s�lido, tiene una rotaci�n que var�a con la latitud: en el ecuador tarda menos de 26 d�as en efectuar una rotaci�n completa, mientras que en las regiones polares le toma casi 35 d�as. Este fen�meno se llama rotaci�n diferencial. De hecho, la rotaci�n diferencial se da tambi�n hacia el interior, tal como lo muestra la nueva rama de la f�sica solar conocida como heliosismolog�a, la cual estudia el interior del Sol a partir de las oscilaciones de la radiaci�n 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 formaci�n y amplificaci�n de complejas regiones de campo magn�tico en la zona convectiva. La interacci�n entre la rotaci�n diferencial y los movimientos convectivos en el interior del Sol tuercen las l�neas de campo magn�tico, inicialmente en direcci�n 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 convecci�n o por un fen�meno de flotaci�n magn�tica (inestabilidad producida por la r�pida ca�da del campo magn�tico hacia afuera del campo toroidal). Las columnas de material convectivo que sube o que se hunde son retorcidas debido al efecto de Coriolis,¹³ lo que retuerce a las l�neas del campo magn�tico. Estas torceduras se convierten en peque�as componentes poloidales (figura 3(c)). Los efectos combinados de muchas celdas convectivas subiendo, restablecen, despu�s de 11 a�os, 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 extendi�ndose hacia afuera, en ocasiones por varios cientos de miles de kil�metros, las llamadas protuberancias solares (figura 4). Aparecen como flamas rosadas que se proyectan mucho m�s all� del limbo y consisten de filamentos de gas incandescente entrelazados.

En la corona, el campo magn�tico, aunque no es uniforme, presenta caracter�sticas m�s claras que resultan f�ciles de distinguir en fotograf�as del Sol tomadas con detectores sensibles a los rayos X. En estas fotograf�as las regiones en donde el campo magn�tico es cerrado aparecen como zonas claras, las muy brillantes muestran la localizaci�n de regiones activas y las partes obscuras muestran las zonas en las que las l�neas de campo est�n abiertas hacia el espacio, a estas �ltimas 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 r�fagas son un fen�meno explosivo que se da en las llamadas regiones activas, regiones situadas sobre grupos de manchas en donde las l�neas del campo magn�tico son cerradas, siendo �ste muy intenso (varios miles de gauss) y sumamente complejo. Estas regiones corresponden a las zonas brillantes que se observan en las fotograf�as de rayos X. La raz�n de que sean tan brillantes es que contienen material a temperaturas sumamente altas que emiten rayos X. En una r�faga se libera una gran cantidad de energ�a en un tiempo muy corto (hasta una d�cima parte de toda la energ�a 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 energ�a de una r�faga nos llega a la Tierra en forma de radiaci�n, part�culas de alta energ�a y plasma r�pido (1 000 km/s en lugar de los 450 km/s del viento solar normal).

Finalmente, los hoyos coronales tienen una emisi�n de rayos X sumamente baja debido a que el material puede moverse libremente, por lo que escapa r�pidamente al espacio en forma de viento solar. Se sospecha en la actualidad que los hoyos coronales producen erupciones energ�ticas de viento solar que pueden llegar hasta cerca de los 1 000 km/s. Durante �pocas alrededor del m�nimo de actividad solar, estos hoyos coronales ocupan grandes regiones y est�n centrados en los polos del Sol. En tiempos m�s activos, los hoyos polares se contraen y aparecen hoyos peque�os durante periodos generalmente muy cortos (de horas a d�as) en otras latitudes heliogr�ficas.

Las protuberancias, las r�fagas y los menos conspicuos hoyos coronales son, como ya mencionamos, consecuencia de la geometr�a tan compleja que presenta el campo magn�tico solar en la atm�sfera del Sol y son, junto con las manchas, los fen�menos visibles m�s comunes de la actividad solar.

EL MEDIO INTERPLANETARIO. EL VIENTO SOLAR

El viento solar, que no es m�s que la expansi�n supers�nica de la atm�sfera m�s alta del Sol (la corona), tiene una velocidad que aumenta hasta alrededor de 400 km/s a una altura de un mill�n de kil�metros sobre la superficie solar (comparado con los alrededor de 30 km/s con que se mueve la Tierra en su �rbita alrededor del Sol), y se mantiene aproximadamente constante hasta los l�mites de la heliosfera. De esta manera, el viento solar transporta parte de la energ�a del Sol hacia el espacio. No obstante que esta energ�a s�lo es de alrededor de una diez mil millon�sima de toda la energ�a que emite el Sol en forma de radiaci�n, la cual es del orden de 2 x 10³³ ergs, peque�as perturbaciones en el flujo del viento solar tienen, como veremos m�s adelante, consecuencias apreciables en el entorno terrestre.

Este plasma, constituido por part�culas cargadas el�ctricamente que normalmente se encuentran atrapadas por el Sol a causa de su gravedad, escapa de �ste debido a la alt�sima temperatura que alcanza la corona, por arriba del mill�n de grados, y se precipita hacia afuera a velocidades supers�nicas. En ocasiones, la velocidad del viento solar puede alcanzar los 1 000 km/s o m�s a la altura de la �rbita de la Tierra. Este flujo de alta velocidad envuelve nuestro planeta y perturba su campo magn�tico.

El plasma del viento solar es tan poco denso que sus part�culas atraviesan la distancia del Sol a la Tierra (una unidad astron�mica) casi sin colisiones; en contraste, las mol�culas del aire a nuestro alrededor se mueven apenas unas millon�simas de cent�metro cuando chocan una con otra. A la altura de la �rbita de la Tierra el viento solar tiene una densidad de 10 part�culas 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 sat�lites artificiales Viajero y Pionero, sabemos que la regi�n del espacio que controla el Sol a trav�s del viento solar, la heliosfera, se extiende m�s all� de 50 unidades astron�micas (es decir, m�s de cincuenta veces la distancia promedio del Sol a la Tierra).

A medida que el Sol rota, cada part�cula que escapa de su dominio gravitacional se lleva consigo una peque�a fracci�n de momento angular¹⁴ de la estrella. La acci�n combinada de todas las part�culas del viento solar hace m�s lenta la rotaci�n solar.

EL CAMPO MAGN�TICO INTERPLANETARIO

Debido a que el plasma de viento solar tiene una conductividad el�ctrica¹⁵ muy alta, el campo magn�tico del Sol se desplaza con el viento, sigui�ndolo en su expansi�n por el medio interplanetario, como si se encontrara "pegado" a �l. As� pues, el campo magn�tico que llega a la Tierra junto con el viento solar, al que se conoce como campo magn�tico interplanetario, no es m�s que la extensi�n del campo magn�tico del Sol.

El campo magn�tico general del Sol es, como ya indicamos, de tipo dipolar. El viento solar expande este campo de tal manera qu�, a grandes distancias del Sol, las l�neas del campo magn�tico que salen del hemisferio norte del Sol est�n separadas de las que regresan a �ste, en el hemisferio sur, por una delgada hoja de corriente —una capa magn�ticamente neutra a lo largo de la cual puede fluir libremente una corriente151 que se encuentra cercana al plano ecuatorial del Sol. Debido a la rotaci�n del Sol, las l�neas de campo se deforman para dar lugar a lo que se conoce como espirales de Arqu�medes, las cuales se muestran en la figura 5. Las primeras observaciones de esta estructura tambi�n mostraron que el campo magn�tico interplanetario presentaba sectores de polaridad diferente (indicadas en la figura con los signos + y -), los cuales variaban seg�n la �poca de observaci�n a lo largo del ciclo solar.

 

Figura 5. Estructura sectorial del campo magn�tico interplanetario tal como fue deducida por el sat�lite IMP-1. Los signos + corresponden al campo magn�tico 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 m�s interesante. Si el flujo del viento solar fuera uniforme e igual en ambos hemisferios, la hoja de corriente se encontrar�a cercana al plano de la ecl�ptica.¹⁶ Sin embargo, debido a que los ejes magn�tico y de rotaci�n del Sol no coinciden, la hoja de corriente no es plana sino que se encuentra ondulada hacia arriba y hacia abajo seg�n se extiende en el medio interplanetario (v�ase la figura 6). Como resultado, el campo en cualquier punto en el plano de la ecl�ptica no es una espiral plana sino que puede estar dirigida hacia arriba o hacia abajo a �ngulos tan grandes como 30° con respecto a la ecl�ptica. Esta hoja de corriente ondulada pasa entonces a trav�s de la Tierra como la falda ondulante de una bailarina.

 

Figura 6. La extensi�n del campo magn�tico del Sol hacia el espacio genera una hoja de corriente el�ctrica entre campos magn�ticos en la misma direcci�n, pero opuestos en sentido, raz�n por la cual se le denomina hoja de corriente neutra. El hecho de que el eje de rotaci�n del Sol no coincida con el eje magn�tico hace que la hoja de corriente tome la forma de una "falda de bailarina".

La estructura sectorial del campo magn�tico interplanetario se deriva ahora del paso de la hoja de corriente ondulada por la Tierra cada 27 d�as, es decir, un periodo de rotaci�n del Sol. En cada cruce, la polaridad magn�tica 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 rotaci�n a la siguiente, el tama�o de cada sector puede variar al igual que la inclinaci�n u ondulaci�n 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 magn�tico a otro, siguen siendo los mismos. Durante el m�nimo de manchas, el doblamiento de la hoja de corriente es peque�o, 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 a�os, pasando el m�ximo 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 magn�ticos del ecuador solar hacia el espacio interplanetario, la rotaci�n solar se encarga, como vimos antes, de darles forma de espiral. En los polos solares, en donde no existe el efecto de la rotaci�n, los campos magn�ticos son probablemente radiales. Si son radiales (cosa que se espera comprobar cuando el sat�lite Ulises¹⁷ pase sobre ambos polos del Sol), no dar�n lugar a las formas complejas que se observan en el plano de la ecl�ptica y ser�n, por tanto, m�s f�ciles de entender. El patr�n de campo magn�tico que se encuentra en un volumen de espacio interplanetario est� 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 magn�tico interplanetario no es uniforme sino que contiene irregularidades de diferentes tama�os e intensidades. Estas irregularidades tambi�n difieren seg�n la �poca dentro del ciclo solar y son de suma importancia porque controlan la llegada de los rayos c�smicos a la Tierra, y son tambi�n "agentes" importantes en la interacci�n del viento solar con los campos magn�ticos de los diferentes objetos planetarios (v�ase el cap�tulo IV).

 

LA MAGNETOSFERA DE LA TIERRA

A su paso por el medio interplanetario ese plasma magnetizado que es el viento solar encuentra un obst�culo en el campo magn�tico de la Tierra, al cual no puede penetrar, por lo que sufre una deflexi�n que deja una cavidad en forma de cometa (v�ase la figura 18, cap�tulo 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 m�s all� de la �rbita de la Luna, como a unos mil radios terrestres.

La cavidad del campo geomagn�tico o magnetosfera, es una regi�n de plasma que contiene part�culas cargadas de un gran rango de energ�as, desde los cientos hasta los millones de electr�n volts (un electr�n volt es la energ�a cin�tica que adquiere un electr�n al ser acelerado en un campo el�ctrico producido por una diferencia de potencial de un volt). Como puede apreciarse en la figura, frente a la magnetosfera se localiza una regi�n muy extensa en la que la densidad, velocidad y presi�n, del gas y del campo magn�tico, sufren un salto brusco: una onda de choque. �sta es una discontinuidad generada por el hecho de que el viento solar se mueve a velocidades supers�nicas (de la misma manera que ocurre cuando un avi�n, en su vuelo por el aire, rebasa la velocidad del sonido). En el cap�tulo IV se describir� la magnetosfera con mayor detalle.

LA ATM�SFERA TERRESTRE. COMPOSICI�N QU�MICA DE LA ATM�SFERA

La atm�sfera es la envolvente gaseosa de nuestro planeta, a la que com�nmente llamamos aire. Consiste de: 1) una mezcla de gases que no reaccionan qu�micamente entre s�, es decir, no dan lugar a otros componentes, 2) vapor de agua, y 3) una gran variedad de part�culas en suspensi�n.

 

CUADRO 1. Composici�n aproximada del aire de la baja atm�sfera de la Tierra

Nitrógeno (N2)	78.084%
Oxígeno (O2)	20.946%
Argón (A)	0.934%
Bióxido de carbono (CO2)	0.033%
Otros gases inertes	0.00256%
Hidrógeno (H2)	0.00005%
Metano (CH4)	0.00002%
Óxido nítrico (N2O)	0.00005%

 

La composici�n qu�mica de los gases del aire, los cuales se encuentran en proporciones que no var�an apreciablemente alrededor de la Tierra y forman la casi totalidad del volumen de la atm�sfera, de la superficie a alturas de aproximadamente 72 km, se da en el cuadro 1.

Como puede verse la mayor parte es nitr�geno, alrededor del 78 por ciento, o m�s de las tres cuartas partes del aire puro seco por volumen. El ox�geno, el segundo compuesto m�s abundante, constituye aproximadamente el 21 por ciento, o una quinta parte del aire por volumen.

Mientras que la mayor parte del nitr�geno es un gas inactivo, el ox�geno, por su parte, es qu�micamente muy activo, se combina con algunos minerales en el decaimiento de las rocas, con metales en el enmohecimiento, con los combustibles en la combusti�n, y con los alimentos en proveer calor y energ�a a los seres vivos. A pesar de su actividad qu�mica la cantidad de ox�geno en el aire permanece constante debido a que la cantidad usada la equilibra, de manera exacta, el ox�geno que las plantas arrojan a la atm�sfera.

Debido a que el nitr�geno y el ox�geno constituyen alrededor del 99 por ciento del aire, los restantes gases listados en el cuadro integran s�lo el uno por ciento. El bi�xido de carbono, aunque constituye �nicamente 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. Clim�ticamente, el bi�xido de carbono es importante en las funciones de absorci�n de calor y como manto aislante que ayuda a regular la temperatura del aire cerca de la superficie de la Tierra. Biol�gicamente, es esencial para el crecimiento de las plantas. Desde principios de siglo, el bi�xido de carbono se ha incrementado en la atm�sfera en m�s de un 10%, debido principalmente a la quema de enormes cantidades de madera, carb�n y combustibles f�siles.

La segunda mayor componente atmosf�rica es el vapor de agua, el estado gaseoso del agua en el cual las mol�culas de agua tienen la misma libertad de movimiento que, digamos, las mol�culas de nitr�geno u ox�geno; 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 est�n compuestas de part�culas l�quidas o s�lidas. El vapor de agua proporciona el agua de todas las nubes y la lluvia, y durante su condensaci�n libera calor latente,¹⁸ que suministra la energ�a para las tormentas.

El polvo de la atm�sfera lo componen part�culas tan peque�as que, por ejemplo, 250 000 de ellas colocadas una al lado de otra formar�an una l�nea de poco m�s de dos cent�metros y medio de largo. La mayor parte del polvo atmosf�rico 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 des�rticos levantan, a veces, part�culas minerales a miles de metros en el aire. Las erupciones volc�nicas contribuyen tambi�n a crear nubes de polvo que viajan a grandes alturas alrededor del mundo y pueden ser f�cilmente seguidas. La erupci�n del Chich�n, por ejemplo, en marzo de 1982, lanz� cerca de 500 000 000 de toneladas de residuos volc�nicos a una altura cercana a los 27 km, la mayor nube de polvo volc�nico desde la erupci�n del Katmai en Alaska hace 75 a�os. El monte Sta. Helena lanz� aproximadamente seis o siete veces m�s material que el Chich�n, pero la erupci�n de �ste tuvo mayores consecuencias atmosf�ricas. Durante el primer a�o despu�s de la erupci�n, el polvo redujo la radiaci�n solar directa en un 25 o 30% sobre una amplia banda de latitudes; la dispersi�n secundaria, sin embargo, redujo la p�rdida total de radiaci�n a tan s�lo un 5% o menos.

Especialmente importantes en la formaci�n de nubes y en la precipitaci�n pluvial son los peque��simos cristales de sal dejados por la evaporaci�n de peque�as gotas de agua que han sido levantadas por vientos turbulentos de las crestas de las olas. Finalmente, grandes cantidades de part�culas s�lidas son tambi�n a�adidas a la atm�sfera por la evaporaci�n de los meteoritos al entrar en las capas altas de la atm�sfera.

ESTRUCTURA DE LA ATM�SFERA

Un importante concepto respecto de la atm�sfera terrestre es que consiste de zonas arregladas como capas esf�ricas de acuerdo con la altura sobre la superficie. La mayor�a de esas capas no est�n bien definidas y sus l�mites son establecidos arbitrariamente. Debido a que las diferentes propiedades f�sicas y qu�micas de la atm�sfera 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 atm�sfera a medida que cambia con el incremento de la altitud es servirse de par�metros como la presi�n, la densidad, la temperatura y tambi�n la composici�n del aire. La presi�n decrece paulatinamente con la altura de un valor de 760 mm de Hg al nivel del mar hasta unos 150 km de altura y m�s all� de ese nivel lo hace m�s gradualmente (figura 7(a)). La densidad de masa (en g cm^-3) y el n�mero de densidad (en cm^-3) decrecen con la altura de la misma manera (figuras 7(b) y 7(c)). La variaci�n de la temperatura, sin embargo, es mucho m�s complicada; la temperatura T tiene dos m�nimos a aproximadamente 15 y 80 km de altura. Por arriba de ese nivel T aumenta mon�tonamente (figura 7(d)).

Con base en la distribuci�n de la temperatura, la atm�sfera terrestre se divide en cuatro regiones: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera y la termosfera (figura 7(d)).

La troposfera es la regi�n entre la superficie y la tropopausa o "techo del tiempo atmosf�rico",¹⁹ en que la temperatura decrece constantemente con la altura a raz�n de unos 6.5° C por cada 1 000 m de altura. Est� caracterizada por una intensa convecci�n 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 atm�sfera, en ella se forman casi todas las nubes, la precipitaci�n pluvial y las tormentas; es la capa atmosf�rica donde tiene lugar el conjunto de fen�menos que determinan el tiempo atmosf�rico. 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 regi�n llamada estratosfera, la temperatura aumenta ligeramente con la altura hasta la estratopausa a una altura de aproximadamente 50 km. Esta regi�n incluye la mayor parte del ozono atmosf�rico, cuya m�xima densidad ocurre a una altura de entre 25 y 30 km. La absorci�n de radiaci�n por el ozono es la principal causa del aumento de la temperatura con la altura. En esta regi�n ya no hay meteoros (fen�menos atmosf�ricos como la lluvia, el granizo, etc�tera).

Sobre la estratosfera se encuentra la mesosfera, la cual se extiende hasta la mesopausa a una altura de unos 80 km. Esta regi�n se caracteriza por un r�pido 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 m�nima temperatura indica otra divisi�n de la atm�sfera, conocida como la mesopausa.

 

Figura 7. Distribuciones con la altura de (a) la presi�n atmosf�rica, (b) la densidad atmosf�rica, (c) el n�mero de densidad.

 

Figura 7. (d) La temperatura (l�nea s�lida), la densidad electr�nica (l�nea punteada) y nomenclatura atmosf�rica.

A la regi�n 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 m�nimo de actividad solar y por arriba de los 1 750° K en el curso de un d�a durante el m�ximo 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 atm�sfera. La exosfera es una regi�n 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 regi�n del espacio extraterrestre asociada con la interacci�n del viento solar con el campo geomagn�tico (v�ase el cap�tulo IV).

Por arriba de cierto nivel, la atm�sfera est� expuesta a radiaci�n ultravioleta, rayos X y part�culas solares. Éstas causan la producci�n de part�culas cargadas el�ctricamente —esto es, iones de varias clases de �tomos, electrones y mol�culas— en la ionosfera, la cual se extiende desde la mesosfera hasta los l�mites m�s externos de la atm�sfera. Las part�culas cargadas son afectadas por el campo magn�tico de la Tierra y, por lo tanto, se comportan de manera diferente que las part�culas neutras en el aire. En las regiones donde la presi�n es lo suficientemente alta, como en la mesosfera y en la mayor parte de la troposfera (v�ase la figura 7(a)), las condiciones ionosf�ricas est�n dominadas por la preponderante atm�sfera neutra. Pero cuando la raz�n num�rica de part�culas cargadas a part�culas neutras no es ya despreciable, la ionosfera est� caracterizada por condiciones en las cuales debe tomarse en cuenta el campo el�ctrico que conecta a las part�culas cargadas positiva y negativamente. Otras regiones importantes son las llamadas zonas aurorales, tambi�n llamadas �valos aurorales (por su forma) que se distinguen por la ocurrencia de auroras que, como veremos, resultan del influjo de part�culas cargadas el�ctricamente. De esta manera existe, tambi�n, una divisi�n geogr�fica de la atm�sfera resultante de la presencia del campo magn�tico terrestre.