V. EL INQUIETO SOL Y LA ATM�SFERA TERRESTRE

UN PROBLEMA A�N NO RESUELTO

LA POSIBILIDAD de que variaciones en el Sol —en particular variaciones peri�dicas asociadas con diferentes aspectos de la actividad solar— afecten el tiempo atmosf�rico o el clima³⁸ en la Tierra, ha sido objeto de gran inter�s popular y cient�fico por m�s de un siglo. Las implicaciones de este posible v�nculo entre los fen�menos que ocurren en el Sol y el tiempo o clima tienen una enorme relevancia socioecon�mica. Podr�an resolverse varios de los problemas m�s complejos que afectan a la humanidad hoy en d�a. Por ejemplo, el agua para irrigaci�n en el altiplano mexicano es abundante cuando los huracanes del Golfo de M�xico hacen que la humedad del aire sobrepase la Sierra Madre Oriental y llegue a la altiplanicie. Sin embargo, cuando por alguna raz�n no ocurren huracanes en el Golfo entonces escasea el agua de riego y la producci�n de alimentos en M�xico, alterada por condiciones clim�ticas adversas, puede reducirse considerablemente con graves consecuencias para el pa�s. De ah� la importancia de predecir con exactitud el tiempo y el clima, sobre todo si los influyen las variaciones en la actividad solar.

La bibliograf�a 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 predicci�n clim�tica. En la actualidad los pron�sticos del tiempo atmosf�rico a corto plazo y para una regi�n dada raras veces son exactos por m�s de un par de d�as. Los pron�sticos a plazos de un mes, basados en modelos de c�mputo de los sistemas atmosf�ricos, son marginalmente efectivos; mientras que el pron�stico de cambios clim�ticos a largo plazo es, pr�cticamente, una conjetura.

La �nica manera de que esta situaci�n pueda cambiar es mejorando los m�todos de predicci�n tanto del tiempo como del clima. Las t�cnicas meteorol�gicas, incluso las m�s complejas t�cnicas de modelaje computacional, pueden mejorarse s�lo introduciendo nuevos conceptos sobre c�mo trabaja la totalidad del sistema atmosf�rico. Un elemento clave, que ha sido ignorado por muchos a�os y que creemos puede ser crucial para el mejor entendimiento y predicci�n del tiempo y el clima, es la posible influencia de la actividad solar sobre los diversos par�metros meteorol�gicos y clim�ticos.

 

INDICADORES DE LA ACTIVIDAD SOLAR

Uno de los medios m�s sencillos de medir la actividad solar es a trav�s de indicadores directos, como el n�mero de manchas visibles en el disco solar en un instante de tiempo dado: cuanto mayor sea su n�mero, m�s activo estar� el Sol. Un Sol activo producir� otro tipo de eventos, de car�cter espor�dico, como las r�fagas solares, las cuales son enormes explosiones de energ�a electromagn�tica principalmente en las porciones del visible, ultravioleta y rayos X del espectro de radiaci�n solar (v�ase en la siguiente secci�n el apartado sobre Radiaci�n electromagn�tica). Una r�faga puede durar desde unos minutos hasta unas cuantas horas y es acompa�ada de emisiones electromagn�ticas en el rango de frecuencias de radio (microondas). Durante las grandes r�fagas solares, el Sol a menudo emite tambi�n part�culas cargadas (protones, alfas, y electrones) con energ�as relativistas: los llamados rayos c�smicos solares. Los m�s abundantes son los protones solares. La energ�a liberada en una de estas grandes r�fagas (alrededor de 10³² ergs) se estima que es suficiente para abastecer de electricidad a toda la Tierra durante un mill�n de a�os a la tasa de consumo actual.

Entre los indicadores indirectos de la actividad solar tenemos a las auroras boreales, las tormentas geomagn�ticas y las variaciones en la intensidad de la radiaci�n c�smica gal�ctica. Otro indicador importante lo constituyen los cruces de las fronteras de los llamados sectores magn�ticos solares por la Tierra, los cuales se ha encontrado que est�n asociados con varios otros indicadores de la actividad solar (por ejemplo, la intensidad del campo magn�tico interplanetario, la velocidad del viento solar, su densidad, la actividad geomagn�tica y las variaciones en la intensidad de los rayos c�smicos gal�cticos).

Sin embargo, como ya vimos en el cap�tulo I, hoy en d�a sabemos que esta simple estructura sectorial tiene una forma tridimensional mucho m�s interesante. La estructura sectorial del campo magn�tico interplanetario se deriva ahora del paso de una 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 la polaridad del campo magn�tico solar y 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 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 pr�ximo cap�tulo, casi todos estos indicadores de la actividad solar, tanto directos como indirectos, han sido utilizados, en innumerables estudios de correlaci�n con par�metros del tiempo y el clima, con diversos grados de �xito. Sin embargo, las hip�tesis f�sicas que se han propuesto para explicar las correlaciones observadas no han sido a�n usadas para hacer predicciones que puedan ser sujetas a pruebas cr�ticas e independientes. En parte, esto se debe al escepticismo de los meteor�logos, el cual ha evitado que los resultados positivos de las investigaciones solar-terrestres hayan sido incorporados a los modelos de predicci�n del tiempo y el clima. Un ejemplo claro lo tenemos en las palabras del destacado meteor�logo sovi�tico A. S. Monin, quien dice que la existencia de una relaci�n entre el tiempo en la Tierra y las fluctuaciones en la actividad solar "ser�a casi una tragedia para la meteorolog�a, puesto que esto evidentemente significar�a que habr�a 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 par�metros de la actividad solar y las respuestas meteorol�gicas y climatol�gicas a menudo desaparecen despu�s de unos cuantos ciclos solares. 2) Ninguna explicaci�n f�sica cuantitativa aceptable de por qu� deba existir una relaci�n causal entre la actividad en el Sol y el tiempo atmosf�rico en la Tierra ha sido propuesta y ning�n mecanismo que relacione a los dos ha sido identificado. 3) La cantidad de energ�a del Sol debida a la actividad solar es muy peque�a comparada con la energ�a radiante continua, la cual ha sido considerada como la fuerza motora de nuestro sistema atmosf�rico; de esta manera, la actividad solar a lo m�s ser�a 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 energ�a solar llega a la Tierra en una gran variedad de formas, algunas de las cuales pueden ser desviadas por el campo geomagn�tico (la radiaci�n corpuscular), y porque existe tambi�n una gran variedad de posibles combinaciones de altitud, latitud y longitud para que la energ�a, que finalmente es transformada en calor, est� disponible para impulsar la circulaci�n de la atm�sfera. Adem�s, la atm�sfera 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 evaporaci�n, de la humedad absoluta, e inestabilidad atmosf�rica. Como resultado de lo anterior tendr�amos la formaci�n de nubes, las cuales, puesto que son mejores reflectores de la radiaci�n solar que la superficie de la Tierra, causar�an un decremento en la cantidad de radiaci�n solar que llega a la baja atm�sfera y, consecuentemente, en la temperatura durante el d�a. Efectos meteorol�gicos asociados a estas condiciones ser�an un incremento en la ciclog�nesis,³⁹ que dar�a lugar al desarrollo de centros de baja presi�n y un aumento en la velocidad de los vientos y de la precipitaci�n pluvial. La complejidad del sistema atmosf�rico y los eslabonamientos de las retroalimentaciones clim�ticas se muestran gr�ficamente en la figura 23. En este cap�tulo nos concentraremos principalmente en los efectos atmosf�ricos registrados, resultantes de variaciones en la energ�a de entrada al sistema atmosf�rico mostrada en la esquina superior izquierda de la figura. Variaciones en este par�metro, "radiaci�n solar", comprender�n a la actividad solar en todas sus manifestaciones.

Figura 23. Modelo de la m�quina del tiempo y el clima, que ilustra su complejidad e intrincados mecanismos de retroalimentaci�n. La influencia de varios de los procesos de retroalimentaci�n es comparable en magnitud pero de direcci�n opuesta. Es evidente que variaciones en el par�metro energ�a de entrada en el extremo superior izquierdo pueden afectar varios de los par�metros meteorol�gicos dentro de la m�quina.

 

LA RADIACI�N SOLAR Y SU VARIABILIDAD. RADIACI�N ELECTROMAGN�TICA

James C. Maxwell, f�sico escoc�s, con sus trabajos sobre electricidad y magnetismo, demostr� en 1864 que una perturbaci�n que consistiera en un campo el�ctrico y un campo magn�tico transversales pod�a propagarse a trav�s del �ter⁴⁰ con la velocidad de la luz. M�s tarde, en 1887, Heinrich R. Hertz produjo ondas electromagn�ticas mediante una corriente oscilante y demostr� la exactitud de la teor�a de Maxwell. La moderna telegraf�a sin hilos y la radio son derivaciones pr�cticas de la teor�a de Maxwell y Hertz. Despu�s surgieron serias dificultades relacionadas con las propiedades del �ter a trav�s del cual se supon�a que se propagaban estas ondas. Sin embargo, en 1905 la teor�a de la relatividad de Einstein resolvi� estas dificultades demostrando que el �ter no era necesario para la propagaci�n de las ondas electromagn�ticas y en consecuencia, las ondas electromagn�ticas, de las cuales la luz forma parte, se consideran como oscilaciones electromagn�ticas, consistentes en variaciones de un campo el�ctrico y otro magn�tico transversales entre s� (figura 24), cada uno de los cuales puede existir en el espacio libre, es decir, en el espacio completamente vac�o de materia.

 

Figura 24. Onda electromagn�tica de longitud de onda l y velocidad de propagaci�n c (velocidad de la luz), mostrando los vectores de campo el�ctrico (E) y un campo magn�tico (H).

Como ya dijimos, las ondas electromagn�ticas viajan a trav�s del espacio a velocidades de 300 000 kil�metros por segundo. Como las peque�as ondas en un estanque de agua, estas ondas tienen una longitud de onda caracter�stica —la distancia entre cresta y cresta— y una frecuencia caracter�stica —el n�mero de crestas que pasan por un punto dado cada segundo. La longitud de onda y la frecuencia de las ondas est�n relacionadas por la sencilla f�rmula:

donde es l la longitud de onda, c la velocidad de la luz y v frecuencia.

Muchas formas de radiaci�n, como el calor, la luz, las ondas de radio y televisi�n, etc., difieren una de otra por su frecuencia caracter�stica, mas no por la clase, todas ellas son ondas electromagn�ticas. Se diferencian por la forma en que son producidas y las t�cnicas usadas para detectarlas. As�, por ejemplo, un electr�n que vibra un mill�n de veces por segundo (un megaciclo por segundo) radia un tren de un mill�n de ondas electromagn�ticas cada segundo. A la velocidad de la luz, ese tren de ondas se extiende 300 000 kil�metros 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 estaci�n de radio de amplitud modulada (AM). Para frecuencias mayores encontramos la banda de las ondas de televisi�n, la del infrarrojo y la del visible, y para frecuencias a�n mayores tenemos las bandas de los rayos invisibles al ojo humano como los ultravioleta, los rayos X y los gamma, estos �ltimos con frecuencias tan altas como 10³⁰ ciclos por segundo.

El Sol, como emisor de radiaci�n, emite en casi todas las frecuencias, desde las muy largas ondas de radio hasta las de longitud de onda muy peque�a como los rayos gamma de longitudes de onda menores de 10^-11 m, producidos por reacciones nucleares en la atm�sfera solar durante las r�fagas solares.

A continuaci�n se da un listado de las diferentes regiones del espectro de radiaci�n electromagn�tica solar de acuerdo a su longitud de onda:

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

donde las unidades usadas est�n relacionadas de acuerdo a la siguiente igualdad:

1 m = 10³ mm = 10⁶µm = lO⁹nm = 10¹⁰Å

Los flujos absolutos caracter�sticos de las diferentes bandas de longitud de onda se muestran esquem�ticamente en la figura 25, que presenta claramente la forma del espectro solar. Aunque �ste 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 radiaci�n solar total est� 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 energ�a se encuentra en las porciones del visible, infrarrojo y ultravioleta del espectro de radiaci�n solar.

Aunque la variabilidad intr�nseca del espectro es dif�cil 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 d�cadas. La variabilidad con el ciclo magn�tico solar de 22 a�os, el ciclo solar de 11 a�os, as� como la modulaci�n de 27 d�as⁴¹ han sido observadas en varias de estas regiones del espectro de radiaci�n solar.

 

Figura 25. El espectro solar de radiaci�n.

Desde el punto de vista de la importancia de la variabilidad del espectro de radiaci�n solar, dentro de las relaciones solar-terrestres, es interesante observar lo que sucede con el flujo de ondas de radio. �ste tiene poco impacto en la interacci�n solar-terrestre, mas su estudio es de inter�s en las comunicaciones, ya que constituye una herramienta de diagn�stico en las predicciones de corto periodo de eventos solares que emiten part�culas de alta energ�a, 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 irradiaci�n integrada en esta regi�n, a la altura de la Tierra, es de s�lo un 0.057% de la constante solar.⁴² En regiones activas, sin embargo, la irradiaci�n en esta banda puede incrementarse en tan s�lo un 1%, de aqu� que esta radiaci�n no tenga consecuencias importantes en la Tierra.

La regi�n del visible y el infrarrojo contiene, como ya mencionamos, el 99% de la radiaci�n solar total y, por tanto, es la que mayor peso tiene en la constante solar. Es una de las regiones espectrales m�s importantes con respecto tanto al equilibrio t�rmico de la atm�sfera 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 ah� que hasta la fecha no hayan podido medirse con seguridad variaciones en esta regi�n del espectro, excepto por algunos cambios en ciertas l�neas de Fraunhofer⁴³ afectadas por la presencia de regiones activas en el disco solar, y una peque�a variaci�n de entre 0.1 y 0.3% en la constante solar debida principalmente al �rea del disco solar cubierta por manchas solares. Los efectos de esta peque�a variaci�n en la constante solar sobre la temperatura superficial en la Tierra parecen ser menores.

El flujo solar en la regi�n del ultravioleta es importante por sus efectos en la alta atm�sfera. Aunque esta banda contiene s�lo alrededor del 1% de la irradiaci�n solar total, su energ�a es muy importante porque es completamente absorbida por el ozono y las mol�culas de ox�geno diat�mico en la alta atm�sfera de la Tierra. Puesto que el ozono es producido por radiaci�n ultravioleta de longitudes de onda menores de 2 420 Å y el ozono atmosf�rico absorbe completamente la radiaci�n ultravioleta entre aproximadamente los 3 000 y 2 200 Å, variaciones en esta porci�n del espectro solar son muy importantes como posible causa de cambios clim�ticos.

Una de las cuestiones importantes respecto a esta radiaci�n es saber si cambia con el ciclo solar de 11 a�os. Es sumamente importante medir la variaci�n en la irradiaci�n solar en esta regi�n, entre el m�nimo y el m�ximo de actividad solar, ya que dicha variaci�n es extremadamente importante para entender las variaciones observadas en la estructura de la estratosfera y la mesosfera y su relaci�n con el tiempo atmosf�rico, puesto que dichas variaciones son producidas ya sea por cambios en la irradiaci�n espectral solar o por la introducci�n de constituyentes de origen antropog�nico.⁴⁴

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 ionizaci�n de la ionosfera (regiones E y F y esto a pesar de que el flujo de energ�a en este rango de longitudes de onda constituye una porci�n despreciable de la irradiaci�n solar total. Sin embargo, los rayos X con longitudes de onda menores de 10 Å tienen diferente comportamiento que aqu�llos por arriba de los 10 Å, porque los de longitudes de onda m�s corta conforman la fuente m�s importante de ionizaci�n de otra regi�n inosf�rica: la regi�n D.

Mediciones a la altura de la Tierra han mostrado que el flujo integral de rayos X provenientes del Sol var�a considerablemente con el ciclo solar. Mientras que durante el m�nimo de actividad solar es del orden de 0.15 erg cm^-2 s^-1,durante el m�ximo llega de 0.5 a 1 ergs cm^-2 s^-1, es decir, tiene una variaci�n que va aproximadamente del 200 al 600 por ciento. Por otra parte, fuertes emisiones de rayos X se observan tambi�n durante las r�fagas solares, cuando se tienen incrementos asombrosos sobre los niveles anteriores a la r�faga. Durante los grandes eventos, como los ocurridos entre el 1 y 11 de agosto de 1972, el flujo de rayos X, observado por los sat�lites artificiales, se increment� en m�s de un 100%.

 

RADIACI�N CORPUSCULAR

Adem�s de la radiaci�n electromagn�tica que emite el Sol y que acabamos de repasar, el Sol emite tambi�n, de manera continua o espor�dica, part�culas de diferentes energ�as.

En primer lugar tenemos, como ya vimos en el cap�tulo I, el flujo continuo de viento solar, el cual transporta hacia fuera del Sol aproximadamente la diez mil millon�sima parte de la energ�a que es emitida en forma de luz y otras formas de radiaci�n electromagn�tica; sin embargo, este flujo de part�culas, cuando est� perturbado, tiene un impacto terrestre de inmensas proporciones como vimos en el cap�tulo anterior. Dado que en el cap�tulo I ya vimos algo sobre el viento solar y el campo magn�tico interplanetario que arrastra, y en el cap�tulo IV tratamos m�s a fondo los efectos de la interacci�n de este plasma y campo, con el campo geomagn�tico, pasaremos a continuaci�n a describir otros tipos de emisiones de part�culas del Sol.

Existe una emisi�n permanente de protones con una energ�a del orden de 1 MeV (la cual se observa durante varios d�as sucesivos), que est� asociada con regiones activas espec�ficas. No existe evidencia de que estos flujos de part�culas de baja energ�a y de larga duraci�n sean de importancia dentro del marco de las relaciones solar-terrestres.

Se tienen tambi�n eventos discretos de part�culas, llamados eventos s�bitos, por ser observados en la Tierra, dentro de un intervalo de tiempo corto despu�s de una r�faga. En esta categor�a, los m�s importantes son los llamados eventos de protones (E ) lo MeV) y los rayos c�smicos solares (E>= 1 a 30 GeV). Las energ�as liberadas durante una r�faga intensa en forma de protones energ�ticos y rayos c�smicos solares son del orden de 2 x 10³¹ y 3 x 10³⁰ ergs, respectivamente. La radiaci�n corpuscular de baja energ�a, cuando llega a la Tierra y entra en la alta atm�sfera, en las regiones polares, produce los llamados eventos de absorci�n en los casquetes polares (PCA). Este fen�meno, 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 ionizaci�n que producen esos protones al penetrar en la alta atm�sfera de las regiones polares. Estos eventos pueden durar de uno a seis d�as.

Los protones solares relativistas, por su parte, al penetrar en la atm�sfera terrestre pueden ocasionar, debido a la alta ionizaci�n que producen, alteraciones en la conductividad el�ctrica atmosf�rica que pueden dar lugar al desarrollo de tormentas el�ctricas. Cuando ocurren, la ionizaci�n 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 r�fagas solares m�s intensas de que se tenga memoria, originaron, se cree que a causa de los cambios inducidos por la actividad solar en la circulaci�n atmosf�rica de gran escala, alteraciones en la velocidad de rotaci�n de la Tierra con la consecuente disminuci�n en la longitud del d�a en unos cuantos milisegundos.

 

LA RADIACI�N SOLAR Y LA ATM�SFERA

Es bien sabido que la radiaci�n solar que llega a la Tierra en forma de ondas electromagn�ticas, que viajan a la velocidad de la luz, pero con diferentes longitudes de onda, es la inagotable fuente de energ�a que alimenta el inmenso "motor" de la m�quina atmosf�rica. El movimiento del aire, su calentamiento, la evaporaci�n del agua, las tormentas el�ctricas, los ciclones, tornados, etc., son fen�menos que no ocurrir�an sin un consumo de energ�a. Es por ello que si existe una posible conexi�n entre cambios en la actividad o variabilidad solar por un lado, y el tiempo y el clima terrestres por el otro, la relaci�n potencial entre estos factores es de gran inter�s pr�ctico dadas las implicaciones socioecon�micas que de ella se derivar�an, especialmente aqu�llas en las �reas de la producci�n global de alimentos y en la de la utilizaci�n de la energ�a solar para las necesidades humanas.

En primer lugar, de la enorme cantidad de energ�a radiada por el Sol en forma de ondas electromagn�ticas, la Tierra intercepta tan s�lo una dos mil millon�sima parte del total emitido. En la figura 26 podemos ver esquem�ticamente las proporciones de cada una de estas ondas del espectro electromagn�tico seg�n llegan al tope de la atm�sfera. La longitud de las flechas es proporcional a la cantidad de energ�a transportada por cada longitud de onda. Podemos ver que la energ�a m�s intensa proviene de las partes del visible y el ultravioleta del espectro, mientras que la intensidad de la radiaci�n de longitudes de onda larga, como el infrarrojo, es relativamente baja.  

Figura 26. Representaci�n esquem�tica del espectro de radiaci�n solar fuera de la atm�sfera terrestre y las p�rdidas de energ�a a su paso por la atm�sfera.

Como ya mencionamos, esa radiaci�n electromagn�tica del Sol que llega al tope de la atm�sfera, a la cual los meteor�logos llaman insolaci�n y los astr�nomos irrradiaci�n solar, es la responsable de la circulaci�n atmosf�rica y, por tanto, del tiempo.

De esa cantidad de radiaci�n que llega al tope de la atm�sfera, las nubes reflejan cerca de un 25%, absorben un 1% y difunden, a trav�s de las gotitas de agua y cristales de hielo de las nubes, alrededor de un 14% que llega a la superficie terrestre como radiaci�n de onda muy corta. En el resto de la atm�sfera, donde no hay nubes, se absorbe directamente un 16% de la radiaci�n incidente (3% por el ozono estratosf�rico 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 s�lo un 26% de la radiaci�n incidente, y de �sta se refleja un 5% que se pierde hacia el exterior (figura 27(a)).

De lo anterior podemos ver que la cantidad de radiaci�n efectiva que absorbe la superficie terrestre es un 46% de la radiaci�n extraterrestre incidente en la parte alta de la atm�sfera.

Si la Tierra no cediese esa energ�a, el planeta se calentar�a indefinidamente. De ah� que la superficie terrestre tenga que emitir sin interrupci�n energ�a radiante en forma de ondas electromagn�ticas, pero en esta ocasi�n, de onda larga. Ahora bien, debido a que el suelo emite una energ�a equivalente a un 114% de la constante solar, de �sta un 96% es absorbido en la baja troposfera y reemitida hacia el suelo y �nicamente un 18% se pierde hacia el exterior (figura 27(b)). De aqu� que si a la radiaci�n 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 ser� utilizada en producir lo que conocemos como el tiempo y el clima.

Uno puede considerar a la troposfera como una gigantesca m�quina 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 (circulaci�n atmosf�rica), el cual transporta aire caliente hacia los polos y aire fr�o hacia el ecuador.

 

Figura 27. (a) Diagrama de transferencia de la radiaci�n solar a trav�s de la atm�sfera. (b) Radiaci�n infrarroja emitida por la Tierra.

Este sobresimplificado modelo de la troposfera es mantenido por la insolaci�n. El m�ximo flujo de radiaci�n solar se recibe en la denominada zona torrida que se extiende entre los paralelos 23.45° N y 23.45° S, latitudes de los tr�picos de C�ncer y de Capricornio, respectivamente. Cerca de los polos el flujo de radiaci�n solar, aunque depende de la estaci�n del a�o, es de alrededor de 2.4 veces menor en promedio que en el ecuador.

La eficiencia de esta m�quina, 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 energ�a (potencial) radiante que llega a la Tierra es transformada en "energ�a cin�tica de movimiento atmosf�rico".

Con esto pensamos que hemos dado un panorama de cu�l es la situaci�n actual en este tan importante campo de las relaciones solar-terrestres, habiendo repasado las principales variaciones del espectro de la radiaci�n solar que nos llega a la Tierra y c�mo afectan a la atm�sfera de nuestro planeta.

En el pr�ximo cap�tulo pasaremos a describir algunas de las correlaciones encontradas entre los par�metros atmosf�ricos y las variaciones en la radiaci�n solar (electromagn�tica y corpuscular).