El año Geofisico Internancional Unesco 1957

LA
UNESCO
Y SU PROGRAMA
xv
3 qa.. /&.i OO/
EL AÑO GEOFÍSICO
INTERNACIONAL
Por
WERNER
BUEDELER
f
LA
UNESCO
Y SU PROGRAMA
Serie de folletos de información
que se refieren a aspectos especiales del
programa y del trabajo de la Organización
de las Naciones Unidas para
la Educación, la Ciencia y la Cultura.
Hasta el presente se han publicado
los siguientes folletos:
La Unesco en 1950: sus directivas,
sus actividades,
21 págs.
1.
Programo
de base [adoptado
por la Conferencia
General de la
II.
Unesco en su quinta reunión, Florencia,
19501, 31 págs.
La cuestión racial, 11 págs.
III.
La Unesco y el Consejo Económico y Social, 39 págs.
IV.
La ayuda técnica para el fomento
económico;
una concepción
V.
humana, 59 págs.
El mejornmiento
de los manuales de historia,
31 págs.
VI.
La enseñanza de la geografía al servicio de la comprensión
interVII.
nacional, 38 págs.
VIII.
El derecho a la educación, 64 págs.
El acceso a los libros, 26 págs.
IX.
Artes y letras, 32 págs.
X.
La cooperación
europea en la investigación
nuclear, 26 págs.
XI.
Las ciencias sociales, 71 págs.
XII.
XIII.
Para conocer mejor a los demás pueblos, 24 págs.
XIV. La energia nuclear y su utilización
par fines pacificos, 82 págs.
El Año Geofisico Internacional,
76 págs.
xv.
t
EL
AÑO GEOFÍSICO
INTERNACIONAL
Por
WERNER
UNESCO
BUEDELER
1
Publicado
Impreso
en 1957 por la Organización
de las Naciones Unidns
para la Educación,
lo Ciencia y la Cultura
19, avenue Kléber, Paris 16
por Union Typographique,
VilleneuveSaint-Georges
Q Unesco 1957
MC 57 II 21 S
PRÓLOGO
Hombres
de ciencia
de más de cincuenta
naciones,
procedentes de diversas disciplinas,
se han reunido
para llevar a
cabo una empresa conjunta.
Nunca hasta ahora, excepto
en
casos de guerra, se había movilizado
a tantos y tan ilustres
sabios para una causa común.
El impulso
que los mueve en este caso es el afán de
llevar a un mayor y más profundo
conocimiento
o?e nuestro
planeta,
la Tierra.
Durante
el Año Geofisico
Internacional,
descrito
en este volumen,
se realizarán
exploraciones
de la
atmósfera
y de las regiones
extraatmosféricas.
Se lanzarán
globos, cohetes y proyectiles
de gran altitud,
a los que, a su
vez, seguirán
los satélites,
que, a juicio
de muchos, serán
como el preludio
de los futuros viajes por los espacios siderales.
Además
de esta concisa descripción
del Año Geofísico
Internacional,
de su programa
y de los posibles
beneficios
que pueda reportar,
la Unesco tiene igualmente
el propósito
de poner al alcance del público,
mediante
una exposición
ambulante
preparada
al efecto, amplia información
sobre este
gigantesco
esfuerzo de investigación
y sobre los métodos de
trabajo
empleados.
Hace setenta y cinco años el Primer
Año Polar estudió
principalmente
la región
ártica.
Después, medio siglo más
tarde, el Segundo Año Polar se orientó a la investigación
del
Antártico.
Este tercer gran esfuerzo lleva un nuevo nombre,
pues se ocupará no sólo de las regiones polares sino de toda
la Tierra,
comprendiendo
la superficie
terrestre,
los océanos,
la atmósfera
y los misterios
de la actividad
solar, que tan
notable y decisiva influencia
ejercen en nuestra vida diaria.
La Unesco puede sentirse justamente
orgullosa
del apoyo
financiero
que ha prestado
al Consejo
Internacional
de
Uniones
Científicas
en las etapas iniciales
del Año Geofísico Internacional
y del que sigue prestando
al comité
especial encargado
de planear
y preparar
los trabajos.
Las
observaciones
de caracter
científico
correrán
a cargo de
determinados
países, pero la colaboración
entre naciones,
tan necesaria para coordinar
el esfuerzo común, será de la
competencia
de ese comite especial.
En el cm-so del Año Geofísico
Internacional
las diversas
naciones cooperadoras
desarrollarán
e incrementarán
en gran
escala los conocimientos
que hoy poseemos
acerca de la
Tierra
en que vivimos,
y su esfuerzo común constituirá
un
ejemplo
maravilloso
de In comprensión
y cooperación
internacionales.
LUTHER
Director
H. EVANS
general
INDICE
1.
LA
TIERRA
ES UN
PLANETA.
.
El universo
y nosotros;
Tierra;
Rayos cósmicos
jidad de la geofísica.
II.
LA
GEOFíSICA
.
.
.
.
Desarrollo
de la geofísica;
El Segundo Año Polar.
111.
EL
AÑO
GEOFíSICO
FINES
DEL
AÑO
.
.
.
El Primer
INTERNACIONAL.
Génesis del AGI;
toma forma.
IV.
.
.
.
Efectos solares
y meteoritos;
.
Año
7
.
.
14
Polar;
22
.
El AG1 y la Unesco; ‘El
GEOFíSICO
.
sobre la
Comple-
INTERNACIONAL.
AGI’
.
.
28
.
31
Función del CSAGI; Regiones del AGI; Los intervalos del AG1 ; Ensayos previos del AGI.
v.
LA
EXPLORACIÓN
DE
LA
ATMÓSFERA
.
.
.
Efectos protectores
de la atmósfera ; La meteorología en el AGI;
Observación
de las radiaciones
en el AGI; Tormentas
y nubes luminosas;
Radiación solar ultravioleta;
Composición
química
de
Los cohetes en la alta atmósfera.
la atmósfera;
VI.
EN
LOS
LíMITES
DE
NUESTRO
MUNDO
.
La exosfera;
Auroras;
Luminiscencia
Rayos cósmicos;
La ionosfera.
VII.
PRELUDIO
A LA
CONQUISTA
Los satélites
artificiales;
Orbitas
de los satélites.
VIII.
EXPLORANDO
LOS
MISTERIOS
La geofísica y el Sol;
nal el la investigavión
el AGI.
DEL
.
.
del
.
SO
ESPACIO.
El
DEL
proyecto
SOL
41
aire:
Ganguard
.
.
.
1
.
La cooperación
internaciosolar;
La física solar y
59
IX.
EXPLORANDO
LA
Medición
Glaciares;
X.
UN
TIERRA
CONTINENTE
EXTRAÑO:
Exploraciones
XI.
IMPORTANCIA
Después
GLOSARIO
.
.
.
.
de la Tierra;
Los enigmas
Geomagnetismo.
en la
DEL
AÑO
LA
.
ANTÁRTIDA
región
.
.
63
.
67
.
70
.
72
del océano;
.
.
antártica.
GEOFÍSICO
INTERNACIONAL.
del AGI.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
CAPfTULO
LA
EL
UNIVERSO
Y
TIERRA
ES UN
1
PLANETA
NOSOTROS
El hombre forma parte del universo, Así es, a pesar de que el
hombre
es infinitesimalmente
pequeño
y de corta vida en
comparación
con todo el cosmos. En la historia
de la raza
humana no ha habido un solo segundo en que’ la humanidad
no haya recibido
los efectos de fenómenos
cuyo origen
se
encuentra
más allá de nuestro planeta.
Constantemente
emite y derrama el Sol sobre la Tierra
su
luz y su calor. Gracias a esta energía solar es la Tierra lugar
habitable.
Si el Sol cesara de emitir
su luz y su calor ello
significaría
el fin de la vida sobre la Tierra.
En el extremo límite de la atmósfera
terrestre,
cada centímetro cuadrado
de la misma sobre el que incide en ángulo
recto la radiación
del Sol recibe dos calorías de energía solar
por minuto. La superficie iluminada
de la Tierra (la mitad del
globo, pues en todo momento la otra mitad se encuentra
en la
oscuridad)
recibe por lo tanto 2 540 trillones
de calorías por
o sea casi 4 250 billones
de
minuto
(2,54 X 10’s cal/min),
kilovatios
hora por día (4,25 X 10” kWh/día).
De modo que
cada año, la Tierra recibe energía solar equivalente
a 50 000
veces la energia producida
en todo el planeta.
Naturalmente,
una gran parte de esta energía queda absorbida por las moléculas
del aire antes de llegar
al suelo;
además, la cantidad
de energía que se recibe en cualquier
punto de la Tierra depende considerablemente
de su situación
geográfica.
En un lugar en que los rayos solares caen verticalmente
sobre el suelo, su potencia
es mucho mayor
que
en otro lugar situado cerca de los polos de nuestro
globo,
donde los rayos inciden
oblicuamente;
por consiguiente,
la
misma cantidad
de energía queda distribuida
sobre un área
mucho más extensa.
Además, las regiones ecuatoriales
absorben
durante
el día
más calor del que son capaces de irradiar
durante las horas
7
nocturnas. De esta suerte el calor excedente se desplaza hacia
el norte y hacia el sur a zonas donde no existe ese sobrante
térmico.
Este fenómeno
se realiza mediante
la ascensión de
las masas calientes
de aire ecuatorial
y su movimiento
en
dirección
de las latitudes
medias. Como el aire que abandona
las regiones
ecuatoriales
tiene que ser reemplazado,
otras
masas de aire frío se dirigen
a baja altura
desde las latitudes intermedias
hacia el ecuador.
Otro de los factores que ejerce una gran influencia
en la
distribución
de la energía solar sobre la superficie
del globo
es la diferente
disposición
de tierras y mares. La superficie
continental
absorbe rápidamente
durante el día el calor del
Sol y lo despide nuevamente
con la misma rapidez
en las
horas de la noche;
por el contrario,
el mar tarda más en
calentarse,
pero también
despide
aún más lentamente
la
energía que haya podido
absorber.
Esta diferencia
entre el
ritmo de absorción e irradiación
de la energía produce vientos
que soplan alrededor del mundo, siguiendo determinadas
rutas.
Otro de los factores es la lluvia.
Los vientos procedentes
de alta mar son portadores
de grandes cantidades
de vapor
de agua que humedecen
las tierras secas. Hay además otros
movimientos
del aire producidos
por la rotación
de la Tierra
alrededor
de su eje. Por consiguiente
la circulación
general
de la atmósfera
es un fenómeno
muy complicado
v son
muchos los aspectos del mismo
sobre los que todavía
no
tenemos conocimientos
muy exactos, por ejemplo :
¿Cómo influyen en la circulación
de la atmósfera las inmensas
masas de nieve que cubren vastos espacios del Antártico?
<Qué efectos producen
en el clima los gigantescos
tcmpanos
en deriva?
iPor
qué proceso físico las áreas de alta presión
que se
forman
en las regiones polares se mueven hacia las latitudes medias
creando
en ellas determinadas
condiciones
atmosféricas?
EFECTOS
SOLARES
SOBRE
LA
TIERRA
Pero esto no es todo. El Sol emite repentinas
descargas de
luz ultravioleta,
acompañadas
de intensas
radiaciones
de
partículas
eléctricamente
cargadas,
algunas
de las cuales,
después de haber atravesado
largas distancias,
inciden,
horas
más tarde, en la atmósfera terrestre,
causando perturbaciones
eléctricas
y magnéticas.
8
Espléndido
ejemplo
de uno de los efectos producidos
por
estas radiaciones
es la aurora que frecuentemente
puede verse
en las regiones polares de la Tierra y, con menor frecuencia,
en las latitudes
medias.
Hace muy pocos años se descubrió
que no sólo la capa
más baja de la atmósfera
(tropoesfera)
es muy turbulenta
sino que a alturas mucho mayores se registran
fuertes vientos
y hasta movimientos
en opuestas direcciones
verticales.
Hay,
una poderosa
corriente
de viento
que se
por ejemplo,
conoce con el nombre
de «corriente
de chorro».
Tiene una
anchura
de muchos kilómetros
y llega a casi todo el globo
corre a una altura que varía entre 10 y 15 kilóterráqueo;
metros;
la velocidad
del viento
llega hasta 800 kilómetros
por hora. Los heliofísicos
han descubierto
últimamente
que
las emisiones
de la energía
solar
correspondiente
a la
zona ultravioleta
del espectro
hacen posible
predecir
los
movimientos
laterales
de la corriente
de chorro
y hasta
algunos fenómenos
atmosféricos
relacionados
con esas traslaciones.
La Tierra puede ser considerada
como un gigantesco
imán
con dos polos magnéticos,
norte y sur, los cuales no coinciden
con los polos geográficos de la Tierra.
El polo geomagnbtico
norte (polo de imanación
sur o polo negativo)
está situado
a 78O.6 de latitud
norte y a 70” de longitud
oeste. El polo
geomagnético
sur le está opuesto diametralmente.
Por lo que respeta a los polos magnéticos
de inclinación,
el polo norte, que es el mejor explorado,
está situado a 74”
de latitud
norte y a 101” de longitud
oeste; el polo sur, de
coordenadas
más imprecisas,
se encontraría
a 69” de latitud
sur y a 143” de longitud
este. La intensidad
del campo mapnético de la Tierra ofrece ligeras variaciones.
A veces, la fuerza
magnética
se mantiene
constante durante horas y hasta días,
pero en otras ocasiones se observan fuertes fluctuaciones
peomagnéticas,
las cuales tienen su origen en la actividad
solar.
Las partículas
de electricidad
positiva,
o protones,
y quizás
también
los electrones (minúsculas partículas
atómicas elementales cargadas de electricidad
negativa)
salen de los centros de
actividad
del Sol y se desplazan a través del espacio; algunas
de ellas llegan ala atmósfera terrestre
después de un viaje de
ISO millones
de kilómetros,
que completan
en el término
de 27 horas. Sin embargo,
las radiaciones
ultravioletas
se
transmiten
a través del espacio a la velocidad
de la luz,
siendo por lo tanto visibles
sobre la Tierra
a los ocho
minutos
de haber emergido
de la superficie
solar. Debido
R
9
su absorción
por la atmósfera,
resulta
muy difícil
descubrirlas,
pero, a pesar de ello, sirven para predecir
la intensidad de las variaciones
del campo magnético
muchas horas
antes de que se produzcan,
ya que las fulguraciones
ultravioletas
del Sol y la expulsión
de partículas
atómicas están
íntimamente
relacionadas
entre sí y, en muchos casos, ocurren
simultáneamente.
Sin embargo,
desconocemos
el mecanismo
preciso de las emisiones de protones y electrones
por el Sol,
ni comprendemos
enteramente
el proceso que en la atmósfera
superior
ioniza las moléculas
del aire e intensifica
las fluctuaciones magnéticas
creando fuertes corrientes
eléctricas.
Las alteraciones
de las condiciones
eléctricas
predominantes en las capas ionizadas
de la atmósfera
superior
producen además otro efecto. Las ondas hertzianas
que por lo
común son reflejadas
por esas capas a la Tierra
son capaces
de atravesarlas
en tales ocasiones
perdiéndose
así en el
espacio interplanetario.
Por consiguiente,
los receptores
de
radio,
que dependen
de la reflexión
dc las ondas en las
casas ionosféricas,
no aciertan
a recoger
ninguna
señal.
Algunas veces, este fenómeno
afecta durante horas la banda
de onda corta que tiene importancia
capital para las transmisiones
radiofónicas
trasatlánticas,
aunque
tal vez siga
siendo excepcionalmente
buena la recepción
en las bandas
de onda larga. Todo este proceso es extremadamente
comalicado. Mientras
una de las cinco o seis capas ionizadas
que
conocemos
deja paso a las señales de radio de una determinada
longitud
de onda, otra capa a diferente
altura
impedirá
el paso de las de otra longitud.
Todavía
desconocemos los intercambios
electroquímicos
que determinan
tales
condiciones.
RAYOS
CóSMICOS
Y
METEORITOS
Existen
además millones
de partículas
de otros tipos que
chocan con la atmósfera
de la Tierra.
Todas ellas ejercen
influencias
que nos son conocidas
o que aún ignoramos.
Los rayos cósmicos son átomos muy rápidos
de hidrógeno,
helio y algunos elementos
más pesados que, una vez que
penetran
en la atmósfera,
se ven privados
de sus electrones.
Se desplazan a velocidades
asombrosas que, a veces, se aproximan a la de la luz. Aunque
los átomos y moléculas
de la
atmósfera
impiden
que lleguen
a la Tierra
las partículas
elementales
y primarias
de la radiación
cósmica, la energía
10
de estas partículas
se transmite
a los átomos del aire. Esta
transmisión
produce
la división de las moléculas del aire
en partículas
elementales
que, después de muchos
intercambios de su energía cinética con otros protones, electrones
y neutrones,
llegan por fin a la Tierra.
Su energía
sigue
siendo todavía muy grande. Hieren el cuerpo humano mimísculas balas que vuelan con la mayor rapidez y lo atraviesan
casi sin sufrir
ningún
cambio.
Algunas
de esas partículas
poseen tal energía
que pueden
penetrar
varios kilómetros
dentro de la Tierra
y ha sido posible registrar
su paso en
las más profundas
minas de carbón. El origen de estos rayos
cósmicos sigue siendo todavfa un enigma.
Otros fenómenos
interesantes
son los meteoritos,
aerolitos
o bólidos,
llamados
también
estrellas
fugaces. Son residuos
cósmicos compuestos
de cuerpos pétreos o metálicos,
cuyo
tamaño va desde un grano de polvo hasta las dimensiones
de una casa. Si bien estos últimos
son muy raros --en toda
la historia
no se conoce que hayan causado la muerte
de
una sola personalos pequeños meteoritos
son muy comunes.
Por las observaciones
recogidas, los astrónomos
calculan
que
cada día entran en nuestra atmósfera
hasta 750 000 trillones
de meteoros.
Los de mayor tamaño llegan al suelo, pero la
mayoría
de ellos son tan minúsculos
que o se consumen
completamente
durante
su caída debido
al gran calor producido por la fricción
del aire, o, si son tan pequeños
que
resultan imperceptibles
al ojo humano, caen lentamente
sobre
la superficie
de la tierra.
Aunque
la radiación
solar, los rayos cósmicos y el polvo
meteórico
son de origen cósmico, es preciso estudiarlos
al
tratar de la Tierra, ya que sin duda alguna ejercen un gran
influjo
en las condiciones
físicas
de nuestro
planeta.
El
estudio de la actividad
solar, de las corrientes
de aire en la
atmósfera
superior,
de las variaciones
en el campo magnético
y de otros cambios que se operan en el curso de décadas y
aun de siglos (como la deriva
de los polos geográficos
y
magnéticos
o los movimientos
de los continentes)
es elemento
indispensable
para comprender
los principios
físicos
que
gobiernan
la Tierra y, por consiguiente,
sus habitantes.
La finalidad
de la geofísica
es facilitar
al hombre
una
total comprensión
del ambiente
en que vive. Y aunque se
limite
la expresión
<ambiente»
desde un punto
de vista
geográfico a los lugares en que viven los seres humanos o los
que ellos visitan, es también necesario adquirir
conocimientos
acerca de los desiertos inhabitados
o las desérticas
regiones
ll
-~--_-
.-
. .-- --..-.- -l-~.-
polares,
ya que lo que allí suceda afectará
también
en
último
término
a otras partes del globo. Ya se ha hecho
mención
más arriba
de un ejemplo
de esa correlación:
la
«corriente
de chorro», cuya influencia
sobre las condiciones
meteorológicas
en la tropoesfera
sólo ahora comenzamos
a
conocer. Otro ejemplo
serían los fenómenos
meteorológicos
que ocurren
en el Antártico,
los cuales con bastante
frecuencia modifican
el clima de las latitudes
intermedias.
Los hombres
de ciencia se han aventurado
a penetrar
en
las heladas regiones del Artico y del Antártico,
han escalado
las más altas montañas,
se han internado
en áridos desiertos,
sobre la meseta del Tibet y a través de los húmedos bosques
del Africa, arriesgando
sus vidas y, en ocasiones, perdiéndolas
en su heroico
empeño,
con el noble objeto
de conocer la
configuracidn
de los continentes
y dibujar
mapas de la diatribución
de las temperaturas,
de las corrientes
de los vientos
y la intensidad
de los rayos cósmicos.
Estas expediciones
han dado lugar
a una copiosísima
colección de datos; pero a lo largo de la historia,
el hombre
de ciencia ha estimado
(y probablemente
nunca ha sido tan
fuerte este sentimiento
como lo es hoy) que los datos recogidos y acumulados
no eran suficientes
para servir de hase
al establecimiento
de conclusiones
definitivas.
Los datos
nuevos suelen aclarar
determinadas
dudas pero, al mismo
tiempo,
plantean
nuevos problemas
que exigen
a su vez
nueva búsqueda
de datos para su solución.
Probablemente
nunca conseguiremos
el cuadro completo
con el que soñamos,
pero merced a una extensa labor de investigación
vamos acercándonos poco a poco a ese ohjativo.
COMPLEJIDAD
DE LA
GEOFíSICA
Durante
su desenvolvimiento
histórico,
la ciencia
ha ido
ramificándose,
siendo tal desarrollo
necesario,
debido a que
la continua acumulación
de datos hacía imposible
que ningún
científico
llegara a conocerlos
todos. Y así hoy hablamos
de
astronomía,
de física, de química
y de ciencias naturales.
Pero ha sido necesario admitir
nuevas subdivisiones
en estas
disciplinas.
Hoy tenemos que distinguir
entre el físico que
se ocupa de la energía nuclear
(por lo cual se llamará
a sí
mismo físico atómico
0 nuclear
y no simplemente
físico)
y el que traza los límites
entre la física y la química,
el
físico químico.
Existen,
pues, algunas ramas científicas
que
12
recogen conocimientos
en los que se combinan
los datos procedentes de distintas
disciplinas.
La geofísica es una de ellas.
Hoy un geofísico debe ser astrónomo,
físico y meteorólogo
y,
a ser posible, deberá igualmente
poseer algunos conocimientos
acerca de la física nuclear
y de otras ramas de la ciencia,
pues todas ellas se encuentran
en la raíz de la geofísica
moderna.
Como ningún hombre puede poseer los conocimientos
suficientes para ser un especialista
en todas esas disciplinas,
los
geofísicos han ido especializándose
en diversas secciones, lo
mismo
que los demás investigadores.
Algunos
se ocupan
principalmente
de la atmósfera
superior,
otros se han especializado
en el estudio de la configuración
del globo, en el
magnetismo,
campos
en los que han realizado
y siguen
realizando
extensas
investigaciones.
De tiempo
en tiempo
comparan entre sí los resultados obtenidos y establecen ciertas
conclusiones.
Seguidamente,
basándose en los hechos recién
establecidos,
vuelven a recoger y reunir más datos empíricos,
de los que, a su vez, se llegan a desarrollar
nuevas teorías.
Pero
algunas
veces los investigadores
interrumpen
sus
labores
especializadas
para aunar sus esfuerzos
y llevar
a
cabo una empresa de amplitud
mundial,
en la cual se busca,
mediante
el estudio de una gran región del globo, o quizá
de todo él, la solución adecuada de una serie de problemas
que no sería posible resolver
de otro modo.
En lo que toca a la geofísica,
este ataque global
se ha
emprendido
ya en dos ocasiones anteriores
y hoy, por tercera
vez, está poniéndose
en práctica
una poderosa
empresa. La
primera
actividad
de carácter
mundial
en el campo de la
geofísica se llevó a cabo de 1882 a 1883 y se llamó el Primer
Año Polar
Internacional,
seguido
en 1932 y 1933 por el
Segundo Año Polar Internacional.
Ahora
les sucede en un
plano aún más vasto el Año Geofísico
Internacional,
que
comenzará
el 1.” de julio de 1957.
CAPÍTULO
II
LA GEOFf SICA
DESARROLLO
DE LA
GEOFíSICA
Sin duda alguna, el primer
geofísico -aunque
quizá fuera
más acertado llamarle
geógrafofue el sabio griego Eratóstenes, quien en el siglo III a. de C. intentó medir el volumen
de la Tierra. La exactitud
de sus medidas era verdaderamente
extraordinaria,
si se tienen
en cuenta
los rudimentarios
instrumentos
de que pudo disponer y el método que empleó
en su investigación.
Eratóstenes
perteneció
al reducido
grupo de eruditos
que,
aun en aquella lejana época, estaban persuadidos
de que la
Tierra
era una esfera. Partiendo
de este supuesto, concibió
la idea de que bastaba medir en dos lugares diferentes,
uno
situado
al sur del otro, las altitudes
angulares
del Sol
sobre el horizonte,
y determinar
luego la distancia
entre
dichos lugares para calcular
con ella la circunferencia
del
globo.
Eratóstenes
había
oído decir
que en Syene, localidad
situada
al sur de Alejandría,
el Sol ocupaba
el zenit
a
mediodía.
También
sabía que en Alejandría,
donde regía la
Biblioteca
Real,
el Sol proyectaba
una sombra
cuando
pasaba el meridiano
a mediodía,
y que nunca pasaba exactamente
por el zenit. Así Eratóstenes
midió la longitud
de
esta sombra, calculó a base de esa medida la altura angular
del Sol con relación
al zenit y determinó
igualmente,
midiéndola, la distancia entre Syene y Alejandría.
Un simple cálculo
basado en las cifras así obtenidas
le dió una medida
de la
circunferencia
de la Tierra
que sólo se diferencia
en un
pequeño
porcentaje
de la cifra actual de 40 000 kilómetros
aproximadamente.
Aunque
en el experimento
de Eratóstenes
había algunos errores (pues Syene no está situada exactamente
al sur de Alejandría,
como él se había imaginado,
ni tampoco
es cierto que la posición
del Sol allí a mediodía
sea exactamente de 90” sobre el horizonte),
parece que estos dos errores
14
se neutralizaron
mutuamente,
y se pudo obtener
una cifra
casi exacta.
Esta investigación
de Eratóstenes
fue el primer
experimento geofísico de importancia.
El segundo tuvo lugar 1800 años más tarde. Hacia 1600 de
nuestra era, el físico inglés John Gilbert
publicó
un tratado
acerca del magnetismo
y la electricidad,
en el cual desarrolló
la idea de que la Tierra misma era un gigantesco imán.
Setenta y siete años más tarde, Halley
-famoso
por el
cálculo de la órbita de un cometa que hoy lleva su nombre
y por la correcta predicción
de su retornotrazó en Santa
Helena el primer mapa meteorológico
que presenta un cuadro
general de los vientos. Entre 1698 y 1700 Halley realizó sus
famosos viajes para estudiar
el magnetismo
en el Atlántico
septentrional
y meridional,
que dieron
por resultado
una
imagen completa
de las fuerzas magnéticas
que operan en esa
zona del mundo. Al año pudo publicar
los primeros
mapas
magnéticos
mundiales.
En el siguiente
siglo se llevaron
a cabo otras muchas
investigaciones
similares
que contribuyeron
de un modo
notable
a nuestros conocimientos
actuales sobre la composición física de la Tierra.
Hacia fines del siglo XIX surgió la
sismología
como una ciencia cuantitativa
que se aventuraba
a explorar
dónde,
cuándo
y por qué se producían
los
terremotos.
Durante
el mismo período se consagró una mayor atención
al estudio de las capas de aire que rodean a nuestro planeta
y que encierran
una importancia
tan grande para los fenómenos físicos que en él se producen.
En 1804 los sabios
franceses ,Gay-Lussac y Biot realizaron
su primer
viaje en
globo con propósitos
científicos,
durante
el cual se elevaron
a una altura
de 7 000 metros, pudiendo
comprobar
que la
composición
química
del aire en esa altura era la misma que
al nivel del suelo, con la excepción
de que con la altura
decrece la proporción
de vapor de agua. Medio siglo después,
otros sabios observaron
un descenso general de temperatura
a medida
que aumentaba
la altura y pudieron
comprobar
que algunas veces puede crearse lo que hoy llamamos
inverse
sión de temperatura
: cuando una capa de aire caliente
encuentra
encima de masas de aire más frío.
A fines del siglo XIX se hizo subir hasta 22 000 metros un
globo no tripulado
pero dotado de instrumentos
especiales
Mediante
estos globos sondas se
para realizar
observaciones.
descubrió
que a una cierta altitud
la temperatura
dejaba de
15
disminuir
con la altura, ,prevaleciendo
luego una temperatura
estable. Este descubrimiento
llevó a la clasificación
de la
atmósfera
en dos capas distintas:
la capa inferior
lleva el
nombre
de troposfera,
se extiende
desde el suelo hasta una
altura
que varía entre 8 y 16 kilómetros,
y muestra
un
gradual
descenso de la temperatura
media;
a ella sigue la
estratosfera,
en la que la temperatura
permanece
constante a
unos - 50%. Ulteriores
investigaciones
han modificado
ligeramente
esta estructuración
completándola
en su conjunto.
En 1902 el americano
Kennelly
y el inglés Heaviside
descubrieron
independientemente
ciertos fenómenos que sugirieron
la existencia
de una nueva capa en la atmósfera
superior,
la
cual estaba cargada de electricidad
y reflejaba
ondas radiadas
hasta una altitud
de 100 kilómetros
aproximadamente.
Así
vino a añadirse una nueva capa, la ionosfera,
a la troposfera
y estratosfera.
Se observó
que aquélla
se extendía
hasta
altitudes
desconocidas
y hoy se supone que, en una gran
proporción,
está compuesta
de átomos ionizados,
es decir, de
átomos despojados
de uno o varios de sus electrones.
Sin embargo, antes de continuar
describiendo
la atmósfera,
tenemos que dedicar
nuestra
atención
a la labor
que han
venido
realizando
los geofísicos
sobre la superficie
de la
Tierra.
El progreso de la tecnología
facilitó
la organización
de expediciones
que a pesar de los grandes riesgos se lanzaban
a explorar
tierras
y mares hasta entonces
desconocidos.
Siguiendo
las huellas
de exploradores
tan audaces
como
James Cook y el capitán
Weddel,
quienes a mediados
del
del XIX respectivamente
se aventuraron
siglo XVIII y principios
hacia el sur, James Clark Ross descubrió
entre 1839 y 1842
la existencia
del continente
antártico.
En 1872, el Challenger
atravesó el círculo antártico;
fue el primer barco que realizó
esa proeza. Gracias a esa expedición
se descubrieron
nuevos
datos de gran valor.
El continente
antártico
continuó
en gran parte siendo un
misterio
para el hombre
hasta principios
del presente siglo
aproximadamente,
a diferencia
de la región ártica.
Aunque
no se llegó al mismo polo norte hasta 1909 (dos
años antes que al polo sur), James Clark Ross visitó en 1831
el polo
magnético
en la latitud
f74”.
Dieciséis
años
después, McClure
descubrió
el paso del Noroeste y, en 1878,
Nordenskiöld
el paso del Nordeste.
Mientras
todas estas expediciones
contribuían
a extender
los conocimientos
geográficos, los investigadores
especializados
en otras disciplinas
habían realizado
nuevos descubrimientos
16
acerca de los fenómenos cósmicos y meteorológicos
que venían
a arrojar
nueva luz sobre los misterios
de nuestro planeta,
la Tierra.
Sin embargo,
aun faltaban
datos para conlirmar
esos resultados
y sugerir nueva posibilidades.
EL
PRIMER
AÑO
POLAR
En agosto de 1874 el capitán
Weyprecht
y veintitrés
de
sus camaradas
regresaron
de la expedición
polar austríaca.
Aunque
estos bravos exploradores
habían perdido
su barco,
el viaje bien valió la pena ya que en él se descubrió
la tierra
de Francisco
José, situada a sólo 890 kilómetros
del polo
norte. Además, habían recogido
mucha información
valiosa
sobre la deriva
de inmensas
masas de hielo y sobre las
condiciones
meteorológicas
predominantes
en el Artico.
Sin
embargo, al regresar de este viaje, Weyprecht
estimó que las
expediciones
aisladas de este género sólo podrían
contribuir
en grado limitado
al avance del conocimiento.
A pesar de
los muchos
datos científicos
recogidos
por otros científicos
y exploradores
en sus viajes a tierras inexploradas,
esos datos
no podían evaluarse
debidamente
por carecerse de observaciones continuas
que permitieran
un estudio comparado
de
los resultados
obtenidos.
Weyprecht
llegó a la conclusión
de
que en realidad
no eran tales expediciones
el método más
adecuado,
sino el establecimiento
de puestos de observación
en las regiones
árticas. Sólo cuando esos puestos pudieran
de manera
continua
más y más datos durante
registrar
períodos
que duraran
meses e incluso
años, cabría esperar
que se realizaran
nuevos progresos
en materia
de investigación polar.
A su regreso a Austria,
en 1875, Weyprecht
pronunció
una
interesantísima
conferencia
ante el XLVIII
Congreso
de
Investigadores
y Médicos Alemanes,
en la cual formuló
sus
ahora
famosos
«Principios
básicos
para
la investigación
ártica». En ellos urgía a las naciones del mundo a participar
en una exploración
internacional
de las regiones árticas y a
cooperar en el establecimiento
de puestos de observación
que
funcionaran
por lo menos durante todo un año.
En conferencias
ulteriores
pronunciadas
en Utrecht
en 1877
v en Roma en 1879 Weyprecht
esbozó los detalles
de este
plan para la exploración
del Artico.
Al mismo tiempo,
se
amplió el proyecto para abarcar el Antártico.
Por el 1879 se reunieron
en Hamburgo
para la celebración
17
de la Primera
Conferencia
Polar Internacional
delegados de
Alemania,
Austria-Hungría,
Dinamarca,
Francia,
Noruega,
Países Bajos, Kusia y Suecia. Siguieron otras dos conferencias
del mismo género, una en Rerna en 1880 y otra en San Petersburgo en 1881, en las que se esbozaron
los detalles concernientes a la organización
de un año polar internacional,
que
duraría
del 1.” de agosto de 1882 al 1.” de septiembre
de
1883. Se acordó que Alemania,
los Estados Unidos de América
y Rusia harían funcionar
respectivamente
dos estaciones en
el Artico durante todo el año. Dinamarca,
Finlandia,
Francia
y el Reino Unido juntamente
con Austria-Hungría,
Canadá,
Noruega,
los Países Bajos y Suecia organizarían
sendas estaciones. Esto equivalía
a que, en total, se extendería
sobre el
círculo ártico una red de 14 puntos de observación
mediante
la cooperación
de 12 países. Fuera de los territorios
polares
iban a funcionar
otras 34 estaciones, elevando a 48 el número
total de estaciones
participantes
en el Año Polar Internacional.
En estas estaciones se obtuvieron
hora por hora observaciones de fenómenos
meteorológicos,
magnéticos
y aurorales.
Esta labor no quedó confinada exclusivamente
a las regiones
polares;
ya se ha dicho más arriba que, en el programa,
se
incluyeron
otras 34 estaciones
situadas
fuera
del Artico.
También
estaban comprendidos
los Días Meteorológicos
Mundiales, durante
los cuales, y en el espacio de 24 horas, se
registraron
fenómenos
meteorológicos
y magnéticos
a intervalos regulares de cinco minutos. En cada mes tuvieron
lugar
dos de esos días.
Todos los datos obtenidos
durante
el Primer
Año Polar
fueron
reunidos
y algunos
de ellos publicados
en revistas
científicas.
Por desgracia no se aprovechó
la ocasión de hacer
el mejor uso posible de las medidas y observaciones
sometiéndolas a una evaluación
general. El trabajo
de interpretación
se limitó
en gran parte al enfoque
que a cada disciplina
interesaba
y no se intentó
siquiera
hacer una síntesis de la
información
obtenida
que beneficiase
a la ciencia general de
la geofísica.
EL
SEGUNDO
AÑO
POLAR
Cincuenta
años más tarde, de 1932 a 1933, se organizó
el
Segundo
Año Polar
Internacional.
Durante
ese intervalo
habían sucedido muchas cosas. El hombre
había Regado ya
18
descubierto
nuevos datos acerca
a los dos polos; se habían
de la composición
y las condiciones
atmosféricas;
se conocían
se utilizaban
nuevos instrumentos
para
los rayos cósmicos;
determinados
tipos de investigación.
El plan que principalmente
se había llevado a cabo en las
regiones árticas durante el Primer
Año Polar se había repetido, aunque en modesta escala, en el sur durante
los años
1902 y 1903, cuando cuatro expediciones
trataron
de penetrar
los misterios
de las regiones
antárticas.
Desde el 1.” de
octubre de 1901 al 31 de marzo de 1903 se había llevado
a
cabo un plan uniforme
de observaciones
en todas las estaciones meteorológicas
situadas al sur de la latitud
-30”.
El Dr. J. Georgi
del Instituto
Marítimo
de Hamburgo
sugirió en 1927 que se repitieran
cincuenta
años más tarde
los trabajos
realizados
durante
el Primer
Año Polar.
El
período recomendado
era de agosto de 1932 a agosto de 1933.
La propuesta
fue sometida al presidente
del Comité Meteorológico Internacional
quien, a su vez, informó
a la Comisión
de Meteorología
Polar. Como resultado
de estas gestiones, se
formó una comisión especial. Otros organismos internacionales
participaron
en los preparativos,
y la primera
reunión
de la
Comisión
Polar Internacional
se celebró en Leningrado
del
26 al 30 de agosto de 1930. Enviaron
delegados
las diez
siguientes
naciones:
Alemania,
Canadá, Dinamarca,
Estados
Unidos
de América,
Finlandia,
Francia,
Japón,
Noruega,
Reino Unido y Unión
de Repúblicas
Soviéticas
Socialistas.
Otras 16 naciones
mostraron
su interés
por el proyecto.
Fueron las siguientes : Argentina,
Australia,
Austria,
Brasil,
Bulgaria,
España, Estonia, Guatemala,
Hungría,
Islandia,
Italia, Países Bajos, Polonia,
Portugal,
Suecia y Suiza. Durante
la reunión
de Leningrado
se aprobaron
el plan para el
Segundo Año Polar Internacional
y un sistema de distribución
de los puestos de observación.
En la segunda reunión
de la Comisión
Polar Internacional
celebrada
en septiembre
de 1931 en Innsbruck
(Austria),
46 países se incorporaron
a la empresa. En esta conferencia
se formularon
los objetivos
que habían de perseguirse
en el
Segundo
Año Polar
y el programa
científico
relativo
al
mismo. Se preveían
extensas investigaciones
en materia
de
meteorología
y magnetismo
terrestre,
auroras, efectos de la
ionización,
radiocomunicaciones,
etc. El programa
exigía que
estos fenómenos
se registraran
en días fijos. Se proyectaron
dos de estos para cada mes (como durante
el Primer
Año
Polar),
que se llamaron
adías de primera
magnitud»,
y dos
19
de magnitud
de segundo
orden.
Se dió una importancia
especial
al 31 de agosto de 1932, que se consideraría
de
primera
clase especial, ya que en esa fecha habría un eclipse
solar en el Artico.
Finalmente
participaron
49 naciones
en el Segundo Año
Polar, realizándose
observaciones
sincronizadas
sobre todo el
globo con objeto de lograr una comprensión
más profunda
de las características
geofísicas de la Tierra.
Ya durante
el
período
de preparación
del Segundo Año Polar los investigadores no se sentían muy satisfechos
del nombre
que se
había dado a la empresa,
pues los trabajos
no se iban a
limitar
a las regiones polares. Sin embargo, como se tenía el
propósito
de que el Segundo
Año Polar
conmemorara
el
cincuentenario
del Año Polar de 1882 a 1883 y como además
se iba a dar un relieve especial a las investigaciones
polares,
se juzgó oportuno
no cambiar
el nombre dado a la empresa.
Los esfuerzos
combinados
de los científicos
durante
el
Segundo Año Polar produjeron
muchos resultados
positivos,
aunque una vez más tampoco en esta ocasión se llevó hasta
su conclusión
lógica la interpretación
del material
reunido.
Probablemente,
una de las razones eran los grandes progresos
realizados
por la ciencia:
se iban descubriendo
nuevos datos
a un ritmo tan acelerado
que ni se podía incorporarlos
con
la debida rapidez a las nociones teóricas ni encontrar
nuevos
métodos
y nuevos
instrumentos
adecuados
a los nuevos
fenómenos.
Dos décadas después del Segundo Año Polar los progresos
realizados
en el campo de la ciencia
general
exigían
un
nuevo esfuerzo coordinado
análogo al de los Años Polares.
Los conocimientos
científicos
se habían enriquecido
notablemente gracias a las nuevas técnicas de investigación,
a los
nuevos medios disponibles
y a los esfuerzos combinados
de
muchos hombres de ciencia. Pero estos nuevos conocimientos
planteaban
nuevos
problemas.
El hombre
busca conocer
mejor la circulación
de la atmósfera;
quiere llegar a entender
los complicados
procesos que se realizan
en la ionosfera;
aspira a poder predecir
las perturbaciones
magnéticas
y las
interrupciones
en las comunicaciones
de radio;
todavía
se
pregunta
qué efectos producen las masas de hielo polar sobre
el conjunto
de fenómenos meteorológicos
y cómo y dónde se
mueven los glaciares en las regiones polares;
desea saber de
dónde proceden
los rayos cósmicos, y en fin, qué relaciones
existen entre todos esos diferentes
fenómenos.
Muy pronto
van a aunar nuevamente
sus esfuerzos
los geofísicos
para
20
emprender
y realizar
el más grande programa
internacional
de investigación
hasta la fecha conocido.
Este experimento
producirá
sin duda una nueva riqueza
de conocimientos
y
aclarará
no pocos misterios
que todavía
oscurecen
nuestras
concepciones
acerca de la Tierra.
Tendrá además numerosas
consecuencias
prácticas,
precisamente
en una época en que
la distancia
al polo sur no se mide ya en días o semanas de
paciencia y sufrimiento
humanos sino en horas de un confortable vuelo. A esta nueva empresa damos hoy el nombre
de
Año Geofísico Internacional.
21
CAPíTULO
GÉNESIS
EL
AÑO
DEL
AÑO
GEOFf SIC0
GEOFÍSICO
III
INTERNACIONAL
INTERNACIONAL
La mayoría
de las empresas
de carácter
científico
suelen
realizarlas
hoy grandes grupos de hombres
de ciencia;
pero
la idea básica- que les da origen nace muchas veces en la
mente de un individuo
con la previsión
suficiente y los conocimientos
necesarios para evaluar las probabilidades
de éxito.
Así ha sucedido con el Año Geofísico Internacional.
En un
dicha empresa
como una modesta
principio
se consideró
repetición
de los Años Polares,
pero poco a poco se fue
convirtiendo
en la empresa científica
de más envergadura
de
todos los tiempos. Así como Weyprecht
fue el padre espiritual
del Primer
Año Polar, el geofísico americano
L. V. Berkner
es el originador
del Año Geofísico Internacional.
En el curso
de una conversación
con algunos
de sus colegas en Silver
Springs,
Maryland
(Estados Unidos
de América),
el 5 de
abril de 1950, hizo notar que los progresos
en las técnicas
de observación
realizados
después del Segundo Año Polar,
especialmente
en lo que toca a las investigaciones
ionesféricas,
justificaban
plenamente
una repetición
de aquellas empresas,
pero no a los cincuenta
años como se había previsto
en un
principio
sino a los veinticinco.
Esta sugerencia
mereció una
acogida favorable
y se informó
de ella a la Comisión
Mixta
de la Ionosfera
(CMI),
la cual celebraba
reunión
el verano
de 1950. La CMI estudió los detalles del proyecto y lo sometió
a estudio
del Consejo Internacional
de Uniones
Científicas
(CIUC),
recomendando
la creación de un comité especial al
que se confiaría
la organización
del «Tercer
Año Polar»,
como todavía se llamaba
a la sugerida empresa. Se propuso
celebrar el Tercer Año Polar de 1957 a 1958, ya que durante
esos años se esperaba la inmediata
máxima actividad
solar.
Un nuevo apoyo vino a reforzar esta recomendación
cuando,
en septiembre
de 1950, fue aprobada
plenamente
por la
Unión Radiocientífica
Internacional
(URSI) y la Unión Astro22
nómica Tntemacional
(UAI)
y, en agosto de 1951, la Unión
de Geodesia y Geofísica Internacional
(UGGI).
En su reunión
de octubre de 1951, el Comité Ejecutivo
del
Consejo Internacional
de Uniones Científicas
decidió formar
un comité especial bajo los auspicios
directos
del Consejo.
En la siguiente
reunión
del Comité
Ejecutivo
del CTUC,
celebrada
en mayo de 1952, se designaron
cuatro miembros
para formar
parte de este comité. Representaban
a las tres
uniones mencionadas
más arriba, a saber, URST, UAI y UGGT,
y a la Unión
Geográfica
Internacional
(UGT). Además,
el
Comité
Ejecutivo
del CIUC
invitó
a todas las naciones
miembros
del CTUC a que formaran
comités nacionales
oue
se encargarían
de organizar
la cooperación
entre las naciones
en el Tercer Año Polar y de presentar
todas aquellas sugesPor
intermedio
de la
tiones
que estimaran
oportunas.
Academia
de Ciencias de Moscú se hizo llegar a la Unión de
Repúblicas
Soviéticas
Socialistas
la invitación
de participar
en la empresa.
En octubre de 1952 se reunió en Amsterdam
la Assmhlea
General del CIUC. En aquella ocasión se acordó cambiar
el
nombre
del provecto
y darle el de Año Geofísico
Internacional, ya que algunas organizaciones
afiliadas, especialmente
1.a URS1 y la CMI, opinaron
que las investigaciones
científicas
que iban a llevarse a cabo durante
el Tercer Año Polar no
debían circunscribirse
a las áreas polares sino que convendría
igualmente
realizar
mediciones
en el cintur0n
ecuatorial
v
en las latitudes
medias meridionales.
La Asamhlea
General
constituyó
oficialmente
durante
su reunión
de Amsterdam
el Comité
Especial
del Año Geofísico
Internacional,
y lo
designó
con la sigla CSAGI
(iniciales
de su nombre
en
francés, es decir:
Comité
Spécial
de l’i2nnée
Géophysique
Intemationale).
El CSAGI celebró su primera
reunión
preliminar en Bruselas en el mismo mes.
En dicha reunión, la ambiciosa
empresa del Año Geofísico
Tntemational
(AGI)
p asó de su etapa preparatoria
a la de
verdadero
desarrollo.
El CSAGI renovó el llamamiento
para
la constitución
de comités nacionales,
cuya misión consistiría
en organizar
programas
para la participación
de los respectivos países en el AG1 y en transmitir
esos programas
al
CSAGI
para coordinarlos
en un plano
internacional.
Al
mismo tiempo se pidió a otros organismos
científicos
interesados que constituyeran
a su vez comités
especiales,
y se
solicitó
de la Organización
Meteorológica
Mundial
(OMM)
que cooperara
y nombrara
un vocal en el CSAGI.
23
------
-.
.-
_..._
--.-
---~__”
.___.
-.-~
En su reunión
de Bruselas, el CSAGI acordó que el AG1
de 1957 al 31 de diciembre
se extendería
del 1.” julio
de 1958, o sea un período efectivo de 18 meses. La primera
reunión
plenaria
del CSAGI
quedó proyectada
para junio
o julio de 1953.
EL A.G.I.
Y LA
UNESCO
La reunión
del CSAGI en Bruselas en octubre de 1952 coincidió además con el comienzo
de total cooperación
de la
Unesco en el proyecto.
Desde las primeras
etapas la Unesco había mostrado
un
aran interés en la idea de un Tercer
Año Polar,
pues la
cooperación
internacional
en el campo de la ciencia constituye uno de los objetivos
de esa organización.
Además,
muchos de los organismos
científicos
internacionales
ya mencionados se habían ido desarrollando
con la ayuda moral y
material
de la Unesco. Por consiguiente,
era natural
que la
Unesro ofreciera
la mejor acogida al AGL
La Unesco había aportado
al~na
ayuda financiera
para la
celebración
de la reunión
del CSAGI en Bruselas
el 13 de
nctuhre
de 1952. Sin embargo:
durante
esa reuniím,
los
miembros
del CSAGI encargaron
al secretario, coronel E. Herbays, que solicitara
de la Unesco un apoyo financiero
para
el establecimiento
v sostenimiento
de una secretaría
permsnente para el AGI. La Unesco respondió
a esta demanda
otorgando
1400 dólares al CSAGT para la organización
de la
nrimera
reunión
plenaria
en Bruselas,
v de otros 1 000
dólares para los trabaios
preparatorios
del AGI. La Unesco
destinó otros 2 000 dólares para la celebración
de la sewnda
reunión
del CSAGI convocada en Roma en octubre de 1954,
y de la cual se hahlará más adelante. Por ultimo, en la octava
reunión
de su Conferencia
General,
celebrada
en 195.5. la
TJnesco votó un crédito de 5 000 dólares en favor del CSAGT
nara el estahlacimiento
de una secretaría
nermanente
del
CSAGT. y en su 41.8 reunión
el Conseio
Eiecutivo
de In
Orrranización
aprobó
conceder
otra subvención
de 15 000
d6lares que sirviera
como suplemento
a las cantidades
conecdidas anteriormente.
Para 19% la Unesco di6 al romité
del AGI la suma de 15 000 dólares nara el mantenimiento
de la secretaría permanente.
v tiene el propósito
de continuar
In mioma
avuda en 1957-1958.
Pnro la Uneoco no sólo apoya tan imnortante
empresa cien24
tífica mediante
la concesión
de su ayuda financiera.
Una
exposición
ambulante
de la Unesco, que va a recorrer
casi
todo el mundo
en 1957 y 1958, estará consagrada
a la
geofísica, y dedicará
mucho espacio a las actividades
científicas que han de desarrollarse
durante
el AGI. De esta
manera, la Organización
de las Naciones Unidas para la Educación, la Ciencia y la Cultura
procurará
que los esfuerzos
de la ciencia en favor de una mayor y mejor comprensión
de los fenómenos
físicos relacionados
con nuestro
planeta
lleguen a ser conocidos por todo el mundo.
EL
A.G.I.
TOMA
FORMA
Después que el comité del CITJC hubo ampliado
el número
de miemhros
del Comité Especial
del AGT hasta comprender
en total II (efectivos a partir
de marzo de 1953\, la primera
reunión plenaria
se celebró en Bruselas del 30 de junio al 3
de julio
de 1953. Durante
la reunión,
el profesor
Sydnev
Chanman,
del Reino Unido y el profesor
L.V. Berkner,
de
los Estados Unidos de América,
fueron elegidos presidente
y
vicepresidente
respectivamente,
y el Dr. M. Nicolet,
de
Bélzica,
fué designado secretario.
Este último
iha a sustituir
al coronel E. Herbays,
quien cesaba en su cargo de secretario interino
el 1.” de noviembre
de 1953.
Nueve naciones enviaron
observadores
a la reunión.
Juntamente con los 11 miembros
del CSAGT v el Sr. W.J.G. Bevnon,
de la CMT, que hahía sido invitado
esnecialmente,
analizaron
21 informes
remitidos
por diferentes
comités nacionales:
y
otras propuestas
provenientes
de algunos
organismos
de
carácter
científico.
Luego
se dividieron
en 11 grupos
de
trabajo,
que ya indicaban
la estructura
general de las investigaciones que iban a emprenderse
durante
el Año Geofísico
Tnternacional:
Días mundiales,
Meteorología,
Geomagnetismo,
Auroras y luminiscencia
del aire, Ionosfera,
Actividad
solar,
Rayos cósmicos, Longitud
y latitud,
Glaciología,
Oceanografía,
Publicaciones.
Durante
los meses siguientes
los comités nacionales
alteraron v ampliaron
sus planes de conformidad
con los informes
distribuídos
por el CSAGI. Mediante
este procedimiento
se
procuraba
estructurar
las investigaciones
emprendidas
en el
plano nacional
para que se adaptaran
a las líneas generales
del programa
del AGI. Muchas más sugestiones
y recomencientíficos
afidaciones recibió
el CSAGI de los organismos
25
liados al CJTJC, las cuales se estudiaron
durante
la segunda
reunión
plenaria
del CSAGT.
Esta segunda
asamblea
de los miembros
del CSAGT se
celebró en Roma del 30 de septiembre
al 4 de octubre
de
1954. Para aquella fecha, 36 naciones habían formado comités
nacionales
y remitido
informes
acerca de las actividades
proyectadas en sus respectivos
países con ocasión del AGT. Se
recibió
una contestación
de la Academia
de Ciencias
de la
Unión de Repúblicas
Soviéticas Socialistas,
transmitida
por la
emhajada rusa en Roma, comunicando
que la Unión de Repúhlicas Soviéticas Socialistas
iba a cooperar plenamente
con el
AG1 y que en la Unión Soviética
se había constituido
a este
efecto un comité nacional. En la reunión del CSAGI en Roma,
a la cual asistieron
más de 100 personas, participaron
representantes
de la Unión
de Repúblicas
Soviéticas
Socialistas.
En esa reunión se discutió el programa
para el Año Geofísico
Internacional
y se hicieron
especiales
sugestiones
para los
grupos de trabajo.
Se formó otro grupo bajo el título
de
«Cohetes». Se nombró un corresponsal
para cada uno de los
diferentes
grupos. También
se consagró
considerable
atención a la distribución
geográfica
de los puntos de observación y regiones especiales, con el fin de asegurar un dispositivo mundial
adecuado para la recogida
de datos geofísicos.
Se definieron
seis regiones
geográficas
y geomagnéticas
distintas. Se sugirió
que durante
el AG1 funcionaran
más de
500 puestos de observación.
Una tercera reunión
del CSAGI, celebrada
en Bruselas del
8 al 14 de septiembre
de 1955, se ocupó de dar los últimos
toques al programa
definitivo
para el AGI. En esta reunión
se presentaron
33 informes
de los comités nacionales.
Treinta
naciones enviaron
uno o más delegados. El número total de
participantes
en la tercera
reunión
del CSAGI
se elevó
a 172.
En esta reunión
se discutieron
detalles concernientes
a los
Días Mundiales
Especiales y a los grupos de trabajo.
Varios
de los ponentes
describieron
las medidas
necesarias
para
llevar a cabo los programas
del AGI. Se aíiadieron
al programa la sismología
y la gravimetría,
de suerte que la final
ponentes
versión
de las diversas
partes y SUS respectivos
Dr. Shapley; Meteorología,
quedó como sigue: Días Mundiales,
Dr. van Mieghem;
Geomagnetismo,
Dr. Laursen;
Luminiscencia del aire y auroras, Prof. Chapman;
Ionesfera, Dr. Beynon;
Actividad
solar, Sir Harold
Spencer
Jones;
Rayos
cósmicos, Prof. Simpson;
Longitudes
p latitudes, Prof. Danjon;
26
Glaciología
y
climatología,
Sr.
Wordie;
Oceanografía,
Sr. Laclavère;
Cohetes y satélites, Dr. Berkner;
Sismología,
Dr. Beloussov;
Gravimetría,
Rev. P. Lejay.
El secretario
general, Dr. M. Nicolet,
pudo anunciar
que
hasta la fecha de la reunión
40 naciones se habían asociado
al AGI, y que el Comité Nacional
de la Unión de Repúblicas
Soviéticas
Socialistas
había comunicado
su
plan de actividades durante
el AGI. También
se estudió
una sugestión
hecha por la Unesco. Esta señalaba
a la atención
de 105
reunidos
la necesidad
de establecer
una amplia
red de
observaciones
meteorológicas
en las zonas áridas, cuyo programa había sido preparado
por el Comité de Zonas Aridas
de la Organización.
Muchos meses han transcurrido
desde que se celebró
la
su
tercera reunión del CSAGI. Mientras
tanto han proseguido
curso los preparativos
para el AG1 y ya han salido las primeras expediciones
de vanguardia
del AG1 para la zona
austral. Cuando se redactan estas páginas, son 52 las naciones
que han anunciado
su participación
en el Año Geofísico
Internacional.
Son las siguientes:
Argentina,
Australia,
Austria,
Bélgica,
Bolivia,
Brasil,
Bulgaria,
Canadá,
Colombia,
Checoeslovaqnia,
Chile,
Dinamarca,
Ecuador,
Egipto,
España,
Estados Unidos
de América,
Etiopía,
Filipinas,
Finlandia,
Francia,
Grecia,
Hungría,
India,
Indonesia,
Irán,
Irlanda,
Islandia,
Israel, Italia,
Japón, Marruecos,
México,
Noruega,
Nueva Zelandia,
Países Bajos, Pakistán,
Perú, Polonia,
Portugal, Reino Unido, República
Democrática
Alemana,
República Federal
Alemana,
República
Popular
China, Rumania,
Suecia, Suiza, Túnez, Unión de Repúblicas
Soviéticas
Socialistas, Unión
Sudafricana,
Uruguay,
Venezuela,
Yugoeslavia.
Los esfuerzos
combinados
de 105 hombres
de ciencia
de
estos países producirán
rica y abundante
información
acerca
de la geofísica de la Tierra.
Con la realización
del programa
que con tanto esmero ha preparado
el CSAGI,
se explorarán en detalle los fenómenos de la Tierra y de su atmósfera
Ique hasta ahora sólo se habían
investigado
de un modo
esporádico).
27
l.-_--ll--l~l l *
“-
-..,
--
..-..-.
-----.
CAPÍTULO
FINES
FUNCIÓN
DEL
DEL AÑO GEOFfSTCO
IV
INTERNACIONAL
C.S.A.G.I.
Son múltiples
y complejas
las medidas
que han tenido que
tomarse antes de iniciarse
las actividades
del Año Geofísico
Internacional.
Los problemas
que es menester resolver no son
en modo
alguno
exclusivamente
científicos.
Existe,
por
ejemplo,
la cuestión de la colaboración
entre las naciones y
de la adecuación
de los programas
de investigación
con las
posibilidades
técnicas
de cada país, debiéndose
tener
en
cuenta los dispositivos
de medición
existentes.
Es menester
unificar la graduación
de aparatos utilizados
a gran distancia
unos de otros y que habrán de actuar muchas veces en condiciones
meteorológicas
diferentes;
sus escalas
de lectura
deberán ser calibradas
por medio de un tercer instrumento
independiente.
Hay que tener en consideración
además las neculiaridades
geográficas
de la Tierra
en relación
con los diferentes
fenómenos que se van a investigar.
Igualmente
requiere
ciertas
precauciones
la interpretación
de los recistros,
ohservaciones, etc. Es preciso
adoptar
determinadas
disnoniriones
especiales
para garantizar
el debido funcionamiento
de los
servicios de comunicación.
Todo ello ha sido y sigue siendo
función
del CSAGI.
Todavía
no se conoce el número
exacto de las estaciones
que funcionarán
durante
el AGT, ni, probablemente.
ue
conocerán hasta que haya comenzado la empresa. Se han provectado
más de 1000 puestos de observación:
muchos
de
ellos están ya funcionando.
Esos puestos, que registrarán
toda
clase de fenómenos,
comprenden
observatorios
solares, estaciones meteorológicas,
estaciones de rayos cósmicos y lugares
de lanzamiento
de globos y cohetes.
Además de la información
que se recoja en esas estaciones,
será necesario tener en cuenta las observaciones
que se van
a llevar a cabo en las 2 000 o más estaciones meteorológicas
28
permanentes
repartidas
por todo el mundo, una vez que dé
comienzo
la tarea de interpretación
de las investigaciones
realizadas
durante
el AGI.
También
se requieren
otras
observaciones
adicionales
recogidas por barcos y grupos marítimos especiales
de observación.
El CSAGI
ha consagrado
gran atención
a la distribución
geográfica
de las estaciones,
ya que no se trata simplemente
de establecer
puestos de
observación.
Todo depende del lugar de emplazamiento,
para
lo cual, a su vez, se debe tener en cuenta las necesidades
de
las doce disciplinas
interesadas
en el AGI.
REGIONES
DEL
A.G.I.
Para la distribución
de las estaciones del AG1 se han seleccionado regiones bien definidas,
a base de las circunstancias
de interés científico
allí existentes.
Así se dará una importancia especial a las regiones árticas y antárticas,
en las que
se pueden observar
fenómenos
como las auroras y obtener
registros
del mayor
interés.
Se espera que estos estudios
permitirán
lograr una mejor
comprensión
de las leyes que
rigen la incidencia
y movimientos
de las partículas
procedentes
del Sol cargadas
de electricidad
y de los rayos
cósmicos. Por otra parte, será conveniente
establecer
muchos
puntos de observación
en el cinturón
ecuatorial,
ya que en el
pasado no se han realizado
suficientes
observaciones
en esa
región. Se han seleccionado
meridianos
especiales, a lo largo
de los cuales se está estableciendo
una densa red de puntos
de observación.
Son los siguientes:
los meridianos
70”.80”
oeste (que desde el polo norte atraviesa
parte de Canadá,
sigue la costa oriental
de los Estados Unidos de América,
la
costa occidental
de la América
Latina
hasta el polo sur),
10” este (que cruza parte de Escandinavia,
Europa
central,
Africa y parte del océano Atlántico),
y 140” este (que pasa
por Alaska y el océano Pacífico).
LOS
INTERVALOS
DEL
A.G.I.
Sin embargo, el estudio de todos los
investigar
durante
el AG1 no sólo
la distribución
geográfica
de los
También
hay que tener presente el
Como queda ya indicado,
el AG1
fenómenos
que se desea
plantea
el problema
de
puestos
de observación.
factor tiempo.
comenzará
a las 0 horas,
29
tiempo
universal
(T.U.),
del 1.” de julio
de 1957. Durará
hasta las 24 horas (T.U.)
del 31 de diciembre
de 1958.
Durante
ese período
las estaciones
registrarán
continuamente todos los datos de interés y recogerán
registros
de
todos los hechos o fenómenos geofísicos que puedan observar.
días determinados
durante
los
Además,
habrá
algunos
cuales se proyecta
realizar
una intensa investigación
especial.
Estos días se llamarán
Días Mundiales
Regulares
(DMR).
Durante
el AG1 habrá un total de 69 DMR o sea un promedio de tres o cuatro por mes, seleccionados
provisionalmente por el CSAGI en su reunión
de Roma, teniendo
en
cuenta especialmente
algunos fenómenos
astronómicos.
Los DMR se escogieron
de suerte que, cada mes, dos de
ellos coincidieran
con la luna nueva, y uno de ellos cerca
del primer
cuarto;
las fechas exactas se han ajustado
para
con grandes
actividades
meteóricas.
Sin
que coincidan
embargo,
más tarde se modificó
notablemente
este sistema.
Se han anadido varios DMR (por ejemplo
con ocasión de los
eclipses solares), abandonándose
otros.
El CSAGI había previsto igualmente
Días Mundiales
Especiales (DME),
que se anunciarían
oportunamente
cuando se
esperara
una acentuada
actividad
magnética,
ionosférica
o
auroral o la aparición
de enjambres
de meteoritos;
o cuando
se lanzaran
cohetes. Sin embargo,
este plan ha sido sustituído por otro nuevo que incluye
«Alertas»
e «Intervalos
Mundiales
Especiales».
Se dará una Alerta,
mediante
la red de comunicación
del
AGI, en los casos arriba mencionados,
para advertir
a todas
las estaciones
de observación
participantes.
La Alerta
ha
sido definida por el CSAGI como «una llamada
de atención
a todos aquellos que deseen realizar
observaciones
especiales
durante
un Intervalo
Mundial
Especial».
Las Alertas
se
transmitirán
cuatro a seis días antes de que se seríale un
Intervalo
Mundial
Especial.
La agencia encargada
de anunciar
las Alertas y los Intervalos Mundiales
Especiales
será el CRLP
Radio
Warning
Service, en Virginia,
Estados Unidos, que trabajará
en colaboración
con los centros
de alerta
franceses
y japoneses.
La misma
agencia
decidirá
cuándo
han de tener fin los
Intervalos
Mundiales
Especiales.
Para que el sistema funcione
satisfactoriamente
es necesario que sus servicios
sean rápidos
y, a este fin, ha sido
preciso
formular
ciertas
normas
respecto
al horario.
Una
de ellas establece que el CRLP deberá decidir
antes de las
30
05 horas T.U. del día anterior
a un Intervalo
Mundial
Especial previsto
si va o no a declararse
el Intervalo.
En caso
afirmativo,
el Intervalo
dará comienzo
a las 0 horas T.U.
del día siguiente.
La decisión
de anunciar
un Intervalo
Mundial
Especial
se basará en la situación
observacional
y
en las recomendaciones
recibidas
de una estación de Alertas
(cualquiera
estación de observación
podrá pedir una Alerta).
El anuncio de un Intervalo
Mundial
Especial deberá obrar en
manos de todos los participantes
del AG1 con doce horas
por lo menos de antelación
al comienzo
del mismo.
En
circunstancias
muy especiales,
a saber, en el caso de una
rápida y grande erupción
solar y de tempestades
magnéticas
extraordinarias,
se podrá
declarar
un Intervalo
Mundial
Especial
aun sin previa
notificación
mediante
una Alerta.
Sin embargo, no se espera que esto suceda más de dos o tres
veces durante todo el Año Geofísico
Internacional.
De conformidad
con una recomendación
de la Organización Meteorológica
Mundial
(OMM),
se acordó
introducir
6 Intervalos
Meteorológicos
Mundiales.
Cada uno de ellos
va a durar 10 días consecutivos
y corresponderán
trimestralmente a los solsticios y los equinoccios.
Durante
estos intervalos se emprenderán
especiales
actividades
meteorológicas.
ENSAYOS
PREVIOS
DEL
A.G.I.
Para garantizar
el perfecto funcionamiento
de todos los sistemas de comunicación
y de la atención
de las estaciones
de
observación
se acordó realizar,
del 20 al 30 de junio de 1957,
un ensayo previo
de las actividades
del AGI. Durante
ese
período, están planeados un Intervalo
Meteorológico
Mundial
y tres Días Mundiales
Regulares
consecutivos,
y si las condiciones geofísicas
lo justifican,
algunos Intervalos
Mundiales
Especiales.
31
CAPíTCTLO
LA
EFECTOS
EXPLORACION
PROTECTORES
DE
V
DE LA
LA
ATMOSFERA
ATMÓSFERA
La temperatura
que prevalece
sobre la Tierra
no depende
exclusivamente
del calor solar que recibimos
sino también
de ciertas características
atmosféricas.
Aunque
prácticamente
se encuentra
a la misma distancia del Sol que nuestro planeta
recibe
idéntica
cantidad
de radiación
y, por consiguiente,
son enteramente
diferentes
las condiciones
de tempesolar,
ratura en la superficie
de la Luna. La principal
razón consiste en que la Luna carece de la cubierta
atmosférica
que
disminuye
las diferencias
de temperatura
entre el día y la
noche. Mientras
que en la Tierra varía muy poco la temperatura entre el día y la noche, en la Luna la variación
es
entre + 100” C y - 120” C, debido
principalmente
a que
allí no hay atmósfera,
aunque
hay que admitir,
por otra
parte, que las diferencias
no serían tan grandes si la velo-
Zonas de absorción
de ondas electromagnéticas en el espectro
de la atmósfera
(escala logarítmica
de longitudes de ondas).
LONGITUDES
32
DE ONDA
Instalando
los instrumentos
de registro
dentro
de la cabeza del cohete.
I.',,lo
CSIS.]
Lanzamiento
de un cohete
(Estados Unidos).
Viking
en el desierto
de Nuevo
México
cidad del movimiento
de rotación
de la Luna fuera tan
rápida como la de la Tierra.
La atmósfera
de la Tierra
sirve también
como un escudo
de protección
contra algunas radiaciones
y residuos cósmicos.
Una gran proporción
de la radiación
ultravioleta
que emana
del Sol es constantemente
absorbida
por la atmósfera
superior y, por consiguiente,
nunca
llega hasta el suelo. De
ello podrán lamentarse
quizá los hombres
de ciencia,
pero
seguramente
no la humanidad,
al menos en cierto sentido.
Todo el mundo ha oído hablar de los efectos nada agradables
que puede causar en la piel humana una excesiva radiación
solar ultravioleta,
como sucede en los baños de sol que se
toman en la alta montaña.
Como hemos visto anteriormente,
al atravesar la atmósfera
los rayos cósmicos se transforman
de partículas
primarias
pesadas en secundarias.
La atmósfera
preserva a la Tierra en
gran escala del polvo meteórico
y de los meteoritos.
Muchos
investigadores
suponen
que la superficie
de la Luna está
cubierta
por una capa de polvo
procedente
del espacio
sideral. Como no existe cubierta
atmosférica
alrededor
de la
Luna, los meteoritos
y las partículas
meteóricas
hieren
su
superficie
sin haber sido interceptados
previamente
por la
fricción
atmosférica.
Todos estos factores
han contribuído
a que se consagre
una mayor atención y estudio a los fenómenos
atmosféricos.
Por esa razón, nada tiene de extraño
que toda descripción
de las actividades
que van a llevarse a cabo durante
el AG1
comience ocupándose
de la atmósfera.
Otro nuevo factor que
justifica
este procedimiento
es el rápido
desarrollo
de los
métodos que se emplean
en las investigaciones
atmosféricas.
En las últimas
décadas se han inventado
nuevos
dispositivos de medición
y hasta nuevos medios de investigación
en
todas las disciplinas
relacionadas
con la geofísica. Sin embargo,
el progreso más notable a este respecto se ha registrado
en la
exploración
de la atmósfera.
En este dominio
la investigación
por medio de globos ha
hecho progresos
tan rápidos
como los métodos
de investigación de los fenómenos
atmosféricos
mediante
la radio y el
radar. En el cohete han encontrado
los hombres
de ciencia
un nuevo instrumento
de investigación
que puede transportar
sus instrumentos
a alturas
inimaginables
hasta el presente.
33
LA
METEOROLOGíA
EN
EL
A.G.I.
Para comenzar,
diremos que el programa
meteorológico
del
AG1 prevé extensos registros
de todos los datos meteorológicos «clásicos».
Estos no se limitarán
exclusivamente,
ni
tampoco de un modo especial, a las regiones polares sino que
se extenderán
a todo el globo. Durante el AG1 se medirá dos
a diferentes
altitudes,
hasta
veces por día la temperatura
20 kilómetros
y, siempre
que sea posible,
hasta 30. Cuatro
veces por día se observarán
las velocidades
del viento a diferentes alturas. Para recoger estos datos se utilizarán
la observación de formaciones
de nubes, el radar, globos en deriva
y los registros obtenidos mediante
balones sondas.
Algunos
llevarán
reflectores
especiales
que responderán
a
las seiiales
de radio
recibidas
del suelo. El tiempo
que
transcurra
entre el momento
en que se transmita
la señal
y el de su retorno
permitirá
calcular
la altura
a que se
se repite
durante
encuentran
los globos. Si esta medición
algún tiempo,
los registros
indicarán
la velocidad
a que se
mueve el globo además de otros fenómenos de indudable
valor.
En todo el mundo y especialmente
en las regiones oceánicas
se registrará
extensamente
la precipitación
y la temperatura
del aire y de la superficie.
Se establecerán
muchos puestos
de observación
en pequeñas islas. Miles de mediciones
de la
temperatura
del aire, el agua y el suelo suministrarán
detalles acerca del equilibrio
térmico
de la Tierra,
el cual,
juntamente
con todos los demás datos que se recojan, permitirá mejorar
las predicciones
meteorológicas.
Se aplicará
una
vigilancia
especial de los fenómenos meteorológicos
en regiones
que ofrezcan especial interés topográfico
(altas montañas
que
se elevan en medio de llanuras,
desiertos, etc.). Aunque
las
condiciones
físicas de la atmósfera
sean idénticas,
pueden
darse situaciones
meteorológicas
enteramente
distintas,
según
la distribución
de euperficies
de tierra y agua, de montañas
y de llanuras.
Muchos d e 1os cambios bruscos del tiempo
en
Europa
se deben a la complicada
topografía
de algunas
regiones
europeas.
OBSERVACIÓN
DE
LAS
RADIACIONES
DURANTE
EL
A.G.I.
Durante
el Año Geofísico Internacional
se harán en muchas
estaciones observaciones
sobre la radiación
solar y terrestre.
La radiación
solar se medirá
con aparatos
especiales
y la
34
radiación
de la Tierra
se obtendrá
mediante
observaciones
de la Luna.
Con gran frecuencia
se puede advertir
que el laa0
«oscuro»
de la Luna no es en realidad
oscuro, sino que brilla con una
luz rojiza, mucho menos brillante
que la luz ordinaria
de la
Luna (que, como sabe el lector, es luz reflejada
del Sol).
Lo que vemos cuando miramos
a esa cara ligeramente
ihnninada de la Luna es la luz de nuestra propia
Tierra.
De la
misma manera que la Luna refleja la luz del Sol y se hace así
visible,
la Tierra
refleja también
la luz que ella recibe del
Sol y la lanza al espacio. Una pequeña porción de esa luz cae
sobre la Luna, se refleja en su superficie
y vuelve una vez
más a la Tierra.
La cantidad
de luz reflejada
(o «albedo»
como la llaman los astrónomos)
depende del cuerpo reflector.
El albedo de las nubes es muy alto pues reflejan
aproximadamente un 80 % de la luz qne reciben, mientras el suelo o el
agua del océano tienen un albedo muy bajo (aproximadamente un 4 $6). Por consiguiente,
se puede calcular
a base
de la luminosidad
del brillo de la Tierra reflejado
en la cara
no soleada de la Luna si hay muchas nubes sobre aquella
porción
de la Tierra
que, en el momento
de la observación,
está iluminada
por la luz del Sol y vuelta hacia la Luna.
TORMENTAS
Y
NUBES
LUMINOSAS
No es preciso indicar
expresamente
que, durante el AGI, se
dedicará
especial atención
a las tormentas.
Se las explorará
en detalle mediante
la observación
visual, registros
de radio
e investigaciones
de radar. Las nubes luminosas
que se ven
de vez en cuando durante
la noche recibirán
especial atención de los meteorólogos
y astrónomos,
ya que suelen formarse a altitudes
en que sólo durante
breves intervalos
es
posible
realizar
mediciones
directas
utilizando
para
ello
cohetes y globos.
RADIACIÓN
SOLAR
ULTRAVIOLETA
A altitudes
que oscilan entre 17 y 50 kilómetros
se producen
unos fenómenos extraños. La radiación
ultravioleta
del Sol es
detenida
por las moléculas
de oxígeno
del aire. En condiciones normales,
estas moléculas
se componen
de dos átomos
de oxígeno
cada una, pero cuando
absorben
la luz ultra35
violeta del Sol, algunas de ellas se descomponen
en átomos
simples. Sin embargo, no permanecen
simples durante mucho
sino que se juntan
con moléculas
de oxígeno
no
tiempo,
descompuestas
y dan lugar a otras moléculas
que consisten
de tres átomos de oxígeno. A esas combinaciones
damos el
nombre de ozono. Aunque es muy poca la cantidad
de ozono
que se encuentra
en la atmósfera,
sin embargo tiene mucha
importancia.
Ya se ha hecho resaltar
el daño que puede
causar la radiación
ultravioleta
en la piel humana.
Por eso,
desde el punto de vista científico,
la capa de ozono merece
una atención considerable.
Todavía no se conocen bien los procesos químicos y físicos
de la descomposición
y recombinación
de los átomos de
oxígeno.
Las observaciones
que mediante
los globos sondas
se hagan del contenido
de ozono del aire en la capa de ozono,
nos permitirán
quizá comprender
los procesos electro-químicos que originan
la transmutación
del oxígeno monatómico
en oxígeno triatómico
y viceversa.
COMPOSICIÓN
QUíMICA
DE LA
ATMÓSFERA
En lo que atañe a la composición
química de la atmósfera, se
consagrará
una atención
especial al contenido
de oxígeno y
anhídrido
carbónico
de la atmósfera
en el Antártico.
Estos
dos elementos
desempeñan
un papel importante
en la vida
de las plantas, que absorben el anhídrido
carbónico
del aire
y producen
oxígeno y al mismo tiempo
consumen
oxígeno
(aunque sólo una pequeña cantidad)
para la respiración.
Se
ha calculado
que un ligero cambio en el contenido
de anhídrido carbónico
de nuestra atmósfera
produciría
efectos fanVariación del límite de absorde los rayos ultravioletas,
según la altitud.
ción
E BO: 60-0
*; 40220-
Longitudes
36
de onda
en A
tásticos en la temperatura
media
de nuestro
planeta.
Sin
duda alguna, la cantidad
de anhídrido
carbónico
y, en menor
grado, la cantidad
de oxígeno
presentes
en el aire están
determinadas
por la actividad
de las plantas.
Ahora
bien,
como no existe vida vegetal en el Antártico,
puede lógicamente pensarse que allí tiene qne haber una proporción
diferente de estos elementos
que en regiones
del mundo
que
poseen abundante
vida vegetal.
Queda por conocerse
cómo
se compensa
este fenómeno
por medio
de la circulación
general de aire.
LOS
COHETES
EN
LA
ALTA
ATMÓSFERA
Ya se ha hecho notar que durante
las pasadas décadas ha
progresado
mucho el conocimiento
de la importancia
decisiva que ejerce
la atmósfera
superior
en los fenómenos
meteorológicos.
Por desgracia,
sabemos poco acerca de esa
región
atmosférica,
y ni siquiera
tenemos una idea de sus
exactos límites.
Nadie puede decir exactamente
hasta dónde
alcanza ni cuáles sean sus características.
Sobre nosotros se
extiende un vasto océano de aire en cuya misma base vivimos.
Lo único que hemos podido
hacer es explorar
esas altas
regiones por medio de cohetes.
Durante los últimos años se han lanzado más de 100 cohetes
exploratorios,
algunos
de los cuales se han elevado
hasta
250 kilómetros.
En algunos casos excepcionales
se llegó a
402 kilómetros.
Los cohetes estaban dotados de instrumentos
y las observaciones se realizaron
o bien empleando
dispositivos
telemétricos (radiotransmisión
automática)
o bien estudiando
los
instrumentos
descendidos
por medio de paracaídas.
Una gran
parte de nuestros conocimientos
acerca de la estratosfera,
la
ionosfera y la exosfera (ésta es la región de la atmósfera
que
se extiende
desde la ionosfera
hasta el límite
de la capa de
aire) se basa en estas exploraciones
con cohetes, las cuales nos
han suministrado
ciertos datos sohre la presión
atmosférica,
la temperatura,
los vientos, las condiciones
eléctricas y la composición
química
que existen en las grandes altitudes,
pero
no son bastante para formarnos
una imagen completa
de la
atmósfera superior y del lugar que ocupa en el cuadro general
de la estructura
atmosférica.
Muchos de los fenómenos
a altitudes superiores
a 30 kilómetros
nos son totalmente
desconocidos y algunos hasta contradicen
nuestras teorías actuales.
37
El programa
del AG1 procura extender la información
que
poseemos sobre la atmósfera superior y, en consecuencia,
confirmar o rectificar
nuestras anteriores
hipótesis.
La técnica de los cohetes es muy complicada.
El cohete
mismo y los dispositivos
de medición
que lleva consigo son
instrumentos
muy sensibles. Su preparación
y fabricación
exige
enormes
gastos;
un programa
de investigación
mediante
cohetes sigue siendo todavía una de las empresas científicas
más caras. En la pasada década se ha logrado
una considerahle
experiencia
en los Estados
IJnidos
de América
en
materia
de cohetes de investigación
a grandes altitudes;
en
ese país se han lanzado muchos cohetes equipados
con aparatos de medición,
dispositivos
telemétricos,
máquinas
fotográficas automáticas
y, en algunos casos, hasta con animales que
servían de conejillos
de Indias para explorar
las consecuencias
fisiológicas
de la existencia
en el límite de la atmósfera.
Durante
el AG1 todos esos experimentos
se van a realizar
en una escala mucho mayor y a base de un programa
coordinado. Muchos cohetes gigantescos,
como el Aerobee
americano 0 el Vémnique
francés ascenderán directamente
desde el
suelo. Otros más pequeños arrancarán
de globos, en los que
ascenderán varios kilómetros
antes de elevarse por su propia
fuerza.
Estos globos cohetes han logrado muy buenos resultados
en
las pruebas llevadas a cabo recientemente.
En algunos casos,
los globos han transportado
cohetes pequeños
de 15 kilogramos hasta alturas
de 27 kilómetros
y, desde allí, 10s
cohetes se elevaron
otros 73 kilómetros,
con un ascenso
total de 100 kilómetros.
Por medio de estos globos cohetes
se ha investigado
con gran éxito el ozono atmosférico,
la
presión y la densidad del gas atmosférico,
los fenómenos
de
ionización
y otras cuestiones.
De modo que ya se dispone
de un instrumento
eficaz para ejecutar
mediciones
atmosféricas dentro del programa
de cohetes del AGI.
El Comité Nacional
de los Estados Unidos
para el Año
Geofísico
Internacional
ha anunciado
que ese país lanzará
36 cohetes del tipo del Aerobee
durante
el AGI.
El Aerohee funciona
a base de combustible
líquido:
aniTiene una longitud
de 6,25 metros, y
lina y ácido nítrico.
puede transportar
12,5 kilogramos
de instrumentos
científicos y subir a una altura máxima de 70 kilómetros.
Además del Aerobee
se lanzarán
unos 100 globos cohetes
desde diversos puntos en todo el mundo, incluso las regiones
polares.
38
km
Alturas
explorar
alcanzadas por
la atmósfera.
diferentes
aparatos
utilizados
para
700
600
500
400
300
d r b’I ta proyectada
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184 km
120 km
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100
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80
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50
40
30
20
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-
^
I”.
__-__
Francia
va a lanzar
12 cohetes de exploración
de las
grandes altitudes,
de la clase de su Yéronique,
también
propulsado por un combustible
líquido:
alcohol y ácido nítrico.
En los experimentos
realizados
recientemente
ha ascendido
hasta 130 kilómetros;
tiene 7,3 metros de largo y lleva una
carga máxima
de 50 kilogramos.
Los cohetes franceses
al
servicio del AG1 se elevarán
desde el desierto del Sahara.
También
el Reino Unido
participará
activamente
en el
programa
de cohetes del AGI. Se han fabricado
allí varios
tipos de cohetes y algunos de ellos se lanzarán
durante
el
AGI. Otro de los participantes
en el programa
de cohetes
será el Japón, donde se han proyectado
varios cohetes de
nueva factura a base de combustible
sólido.
Se espera que otras naciones
colaboren
en esta empresa.
Los cohetes son uno de los instrumentos
de investigación
más modernos
de que se dispone para estudiar
la atmósfera
superior.
Gracias
a ellos se ha podido
obtener
resultados
inimaginables
hace siquiera
dos o tres decenios. Los cohetes
son instrumentos
de investigación
que nos permiten
alcanzar
las regiones más alejadas de la atmósfera
y aun más lejos.
Si bien hoy se trata sólo de suministrarnos
los datos que nos
interpretar
registrados
por
los
permitan
los fenómenos
instrumentos
y comprender
el mundo
misterioso
que se
extiende
sobre nosotros, llegará
además un día en que los
viajes interplanetarios
nos lleven a esas regiones del espacio.
No es un mero accidente
el que el CS4GI dé importancia
especial
al programa
consagrado
a la alta atmósfera.
Los
científicos
contemporáneos
están persuadidos
de que antes de
que pase mucho tiempo
las regiones
ahora visitadas
muy
esporádicamente
por los cohetes equipados
de instrumentos
llegarán
a ser cruzadas por seres humanos en su esfuerzo por
alcanzar los espacios superiores
y, en último
término,
otros
mundos más lejanos. Por consiguiente,
tras el programa
de
investigaciones
del AG1 en la alta atmósfera ya se vislumbra,
por lo menos para quienes entiendan
los presagios, la posibilidad de la más fantástica
aventura
jamás realizada
por el
hombre : el viaje interplanetario.
40
CAPÍTULO
EN
LA
LOS
LfMITES
DE
VI
NUESTRO
MUNDO
EXOSFRRA
Los meteorologistas
no son los tínicos
interesados
en los
registros que puedan obtenerse por medio de los cohetes que
exploren
las grandes altitudes.
Los ingenieros
de radio, los
físicos, los grupos de estudio de los rayos cósmicos, los físicos
solares y otros investigadores
quieren
igualmente
participar
en el programa.
Desean utilizar
los cohetes para explorar
ciertos fenómenos:
las auroras, las partículas
meteóricas,
las
perturbaciones
magnéticas
y, por último,
aunque no menos
importantes,
los rayos cósmicos.
En lo que se refiere
a los fenómenos
de la exosfera,
existen pocas posibilidades
de reunir información
pertinente:
una es la de realizar
una extensa
observación
desde la
otra, llevada
a la realidad
en las
superficie
de la Tierra;
últimas
décadas, consiste en la utilización
de radioecos
de
diferentes
frecuencias;
una tercera
posibilidad
es la exploración de la exosfera por medio de cohetes.
Podemos
dividir
la atmósfera
en cuatro regiones:
1.” la
troposfera,
que contiene aproximadamente
el 79% de la masa
y 0,4 $% del volumen
total de la atmósfera;
2.8 la estratosfera,
que contiene
un 20 % de la masa y un 2 % del
volumen
total de la atmósfera;
3.L la ionosfera,
cuya descripción detallada
daremos a continuación;
4.* la exosfera,
que,
juntamente
con la ionosfera,
contiene
sólo un 1 % de la
masa, pero más del 97 % del volumen
total de la atmósfera.
En este capítulo
describiremos
la exosfera
y todos los
fenómenos relacionados
con la misma.
AURORAS
Las auroras
son fenómenos
muy comunes
en las regiones
polares y de ahí los nombres
de «aurora boreal» y «aurora
austral». A alguna distancia
de los polos las auroras se hacen
41
menos frecuentes.
Si las nubes o la luz solar no impiden
la
visibilidad,
las auroras
pueden
observarse
casi todas las
noches en latitudes
mayores
de 60” norte o sur, las cuales,
según la definición
del programa
del AGI, caen dentro de
las regiones ártica y antártica.
Las componen
rayos rojizos,
verdosos y, a veces, azulados que permanecen
estáticos o en
movimiento
y toman la forma de colgaduras,
cortinajes,
etc.
Cuando ocurren grandes perturbaciones
en el Sol, las auroras
pueden
ser visibles
en las latitudes
medias
y, en casos
excepcionales,
hasta en el cinturón
ecuatorial,
aunque este
último
fenómeno
sólo se da una o dos veces en un decenio.
El 26 de enero de 1938 fue tan espectacular
una aurora en
Europa
que los habitantes
de las proximidades
de Londres
se imaginaron
que la ciudad ardía.
Las auroras se producen
a altitudes
que varían entre 60
y 1 100 kilómetros,
sobre todo entre 90 y 400 kilómetros.
Las causan partículas
atómicas que se originan
en los centros
activos del Sol. Por consiguiente,
existe una marcada correlación entre la frecuencia
de las auroras y la actividad
solar.
Todavía
no conocemos
en detalle
por qué proceso
físico
penetran
estas partículas
atómicas
(probablemente
se trata
de núcleos atómicos de hidrógeno)
en la atmósfera
superior
y hacen luminosas
las moléculas
de aire. Sin embargo
es
posible
que un extenso programa
de investigación
resuelva
muchos de los enigmas que todavía
suponen las auroras y
aclare la mayor
parte
de los restantes
fenómenos
de la
atmósfera
superior.
El programa
auroral
del AG1 prevé el establecimiento
de
observatorios
aurorales
y estaciones
aurorales
especiales.
Habrá 9 de estos observatorios,
algunos de los cuales ya están
funcionando;
el número
de las estaciones
aurorales
será
probablemente
de 25 y quizá llegue a 30, distribuidas
en
todo el globo. Se dedicará
atención
especial
a la región
boreal, ya que en el pasado se han realizado
pocas observaciones aurorales
en esa zona. Se procurará
determinar
sobre
todo la morfología
completa
de las auroras, para lo cual es
preciso recoger toda la información
referente
a las frecuencias, formas cambiantes,
intensidades,
colores, composiciones
espectrales,
luminosidad
y verdadero
emplazamiento
(altitud
y coordinadas
geográficas).
Para lograr estos datos se emplearán
los instrumentos
más
modernos. Con unas cámaras fotográficas
automáticas,
con las
cuales se pueden obtener
fotografías
de todo el firmamento
con exposiciones
muy cortas, se podrá fotografiar
el cielo a
42
intervalos
regulares
de cinco minutos
desde varios puestos
situados en todo el mundo, a fin de descubrir
cualquier
traza
de luz auroral.
Este procedimiento
ofrecerá una oportunidad
de observar la fase inicial
de las auroras, que todavía sigue
siendo un gran misterio.
Después de una serie de observaciones realizadas
desde emplazamientos
distintos
quizá sea
posible trazar un mapa isoauroral,
es decir un mapa en el
que se indique
la distribución
geográfica
o, mejor
dicho,
geomagnética,
de las auroras, la cual tiene una gran importancia ya que las partículas
electrizadas
que se originan
en
el Sol, y que producen los fenómenos aurorales,
son desviadas
Trayectoria
de partículas
cargadas
eléctricamente
procedentes
del
Sol
y que influyen en la producción de auroras polares.
por el campo magnético
de la Tierra
y sólo pueden llegar
a la atmósfera
siguiendo
las líneas magnéticas
de fuerza y
penetrando
por las regiones polares. Por esa razón, la mayoría
de las auroras sólo son visibles cerca de los polos. Es necesario que la superficie
solar expulse una intensísima
lluvia
de
partículas
atómicas altamente
energéticas
para que, al chocar
con la atmósfera
en latitudes
geomagnéticas
inferiores,
excite
las moléculas
del aire de modo que emitan
ondas de luz
visible.
Pero no sólo se han planeado
para el AG1 observaciones
fotográficas
y visuales
de las auroras.
Investigaciones
especiales llevadas
a cabo por medio de observaciones
espectrotópicas
y calorimétricas
suministrarán
información
relativa
al proceso de la emisión de la luz auroral en la alta atmósfera
e incluso a la identificación
de las partículas
y su velocidad.
Esta información
es de gran valor para un análisis cuantitativo del campo geomagnético,
del cual nos ocuparemos
más
adelante.
Los radio-observatorios
mantendrán
una vigilancia
constante
los ecos procedentes
de altitudes
aurorales.
para registrar
43
Por medio de este método será posible
detectar las auroras
sin que sean obstáculo
la luz lunar, las nubes, etc. y hasta
la luz del día. Esos mismos
radioecos,
en longitudes
de
ondas de 3 a 10 metros, permitirán
conocer las altitudes
en
que se produzcan
las auroras. Será especialmente
interesante
obtener
observaciones
simultáneas
desde una serie de estaciones situadas a lo largo de un meridiano
geomagnético,
a
fin de comprobar
la posible relación
entre la latitud
magnética y la altitud
en que se forman las auroras. Además del
estudio del espectro auroral, esta investigación
revelará
datos
referentes
a la composición
química
de la exosfera
y las
reacciones
químicas
y físicas que se producen
allí continuamente.
Muchos
observadores
aficionados
participarán
en el programa del AG1 relativo
a las auroras. Una de las investigaciones que se van a emprender
estará relacionada
con un
supuesto sobre el cual la ciencia ha expresado
serias dudas.
Se trata de la afirmación,
muchas veces repetida,
de que a
las manifestaciones
aurorales
acompañan
efectos sonoros. Por
otra parte, una de las mayores autoridades,
el profesor sueco
Carl Störmer,
no excluye
tal posibilidad.
Por consiguiente,
varios observatorios
aurorales
estarán equipados
de dispositivos muy sensibles de grabación
sonora, que se pondrán
en
funcionamiento
siempre que ocurra una aurora espectacular.
Al mismo tiempo
se medirá
el potencial
eléctrico
del aire
cerca del suelo, ya que los efectos eléctricos
producidos
por
las partículas
corpusculares
emanadas del Sol en la atmósfera
superior
pueden llegar a las capas inferiores
de la atmósfera
llevadas por otros conductores
eléctricos,
como son las partículas secundarias
de la radiación
cósmica.
I.UMINISCENCIA
DEL
AIRE
También
se investigará
ampliamente
durante
el AG1 otros
fenómenos
estrechamente
relacionados
con las auroras:
la
luminiscencia
del aire. Se trata de una tenue luminosidad
de
la atmósfera
superior.
Generalmente,
es demasiado
débil
para ser apreciada
a simple vista o por medio de fotografías
de breve exposición.
Sin embargo. puede ser captada mediante
procedimientos
fotoeléctricos.
Durante
el AG1 y desde
diversas partes del mundo se escudriñará
el firmamento
con
células fotoeléctricas,
que son extremadamente
sensibles a la
luz
y registran
la luminosidad
produciendo
corrientes
eléc44
tricas cuyo voltaje
es proporcional
a la cantidad
de luz recibida. Hay luminiscencias
diurnas,
vespertinas
y nocturnas.
Las luminiscencias
diurnas
y vespertinas
pueden
ser percibidas por medio de cohetes, ya que éstos alcanzan
altitudes
donde la luz solar no está tan difundida
como en altitudes
más bajas y donde, por consiguiente,
el firmamento
permanece
oscuro durante
el día. Además, la luminiscencia
del aire es
más intensa durante el día y al atardecer.
La intensidad
de la luminiscencia
del aire varía según las
estaciones del año y el emplazamiento
geográfico.
No conocemos todavía
dónde se originan
estas fluctuaciones
y diferencias.
Sólo observaciones
coordinadas,
realizadas
desde
muchas estaciones distribuídas
en todo el mundo,
aclararán
esta cuestión.
Este estudio
automático
del firmamento
por
medio
de células fotoeléctricas
se hará cada media
hora
desde varias estaciones situadas a lo largo de una cadena del
meridiano
que va desde Thule en Groenlandia,
pasando por
el Canadá y Estados Unidos hasta México,
y desde Alaska
hasta Hawáii y el Congo Belga. Esta red de estaciones, juntamente con otros observatorios,
en los que se llevarán
a cabo
investigaciones
especiales de la luminiscencia
del aire, abarcará completamente
el fenómeno
que se trata de estudiar.
También
los cohetes desempeñarán
un papel importante
en
las investigaciones
sobre la luminiscencia
del aire; sólo utilizando ese procedimiento
pueden registrarse
la luminosidad
aérea en las horas del día y del atardecer.
Además,
los
cohetes irán dotados de dispositivos
espectrográficos
que en la
atmósfera superior harán un registro de las líneas espectrales,
tales como las líneas verdes y rojas del sodio. Las investigaciones
realizadas
con los fotómetros,
que, en algunos
casos, estarán dispuestos
de manera que se pueda captar la
intensidad
de la luminiscencia
aérea en ciertas
bandas
espectrales
seleccionadas,
nos permitirán
conocer
los procesos físicos que causan la luminiscencia
del aire.
RAYOS
CÓSMICOS
Una de las investigaciones
de mayor interés relacionadas
con
la atmósfera
superior
será la relativa
a los rayos cósmicos.
Ya se ha indicado
antes que los científicos
se esforzaron
por
aumentar
sus conocimientos
acerca de los rayos cósmicos
posibilidad
de invesprimarios.
El AG1 o f rece la primera
tigar los fenómenos
de los rayos cósmicos mediante
un pro45
grama coordinado,
con un plan de conjunto
preparado
de
acuerdo
con todos los interesados
y prolongado
durante
tiempo suficiente
y con instrumentos
en estricta correlación.
Se tiene el propósito
de obtener un registro
continuo
de
los rayos cósmicos durante el AG1 en más de 60 estaciones.
Se emplearán
dos tipos de instrumentos:
unos telescopios
contadores
registrarán
las partículas
de alta energía de los
rayos cósmicos, mientras
que cámaras de ionización
identificarán las partículas
de baja energía. Estos instrumentos
estarán emplazados
al nivel del mar o en observatorios
situados
a grandes alturas.
A base de los registros
generales
obtenidos
de las partículas secundarias
de los rayos cósmicos y de su probable
dependencia
d e perturbaciones
magnéticas,
emplazamiento
geográfico,
tiempo
sidéreo,
etc., se podrá
quizá
llegar
a
conclusiones
referentes
al origen de los rayos cósmicos. Un
grupo de investigadores
franceses, bajo la dirección
de los
profesores
Pierre
Auger y J. Daudin,
ha logrado
notables
resultados
durante estos últimos
años por medio de registros
de la radiación
cósmica, los cuales indican
una variación
de
la intensidad
de los rayos cósmicos con el tiempo
sidéreo.
Los hombres
de ciencia franceses han podido
observar
un
aumento
en la intensidad
de la radiación
cuando el centro
de la galaxia
se encontraba
en una posición
especial
con
relación
al horizonte.
Aunque
estos resultados
exigen
una
confirmación
definitiva
antes de que puedan
ser aportados
son sin embargo
una primera
como prueba
convincente,
clave para determinar
el origen
de la radiación
cósmica
que es todavía un misterio.
LA
IONOSFERA
Cuando hablamos
de la ionosfera,
no nos referimos
a una
determinada
«capa» situada dentro de la atmósfera
superior
sino a una serie de capas que se encuentran
en diferentes
altitudes.
La mejor definición
de la ionosfera
es la de una
vasta región
de la atmósfera
superior
donde los átomos
experimentan
una excitación
eléctrica tan intensa que pierden
uno o varios de sus electrones. Perder electrones significa que
un átomo se carga positivamente.
Los átomos pueden perder
sólo un electrón
(tal sucede con el hidrógeno)
o bien la
pérdida
puede ser doble o triple, y así sucesivamente,
según
sea la naturaleza
química
del átomo y las condiciones
eléc46
tricas que prevalezcan
en su vecindad.
A veces observamos
una ionización
múltiple
en el caso del estaño, el cual puede
perder hasta 50 electrones
e ionizarse
por consiguiente
hasta
un grado 50. Naturalmente
se necesitan
muy altas energías
para producir
un efecto
tan amplio
de ionización.
Sin
embargo, esos resultados
se logran cuando se hallan presentes
los rayos cósmicos
primarios.
En otros casos, los átomos
neutros adquieren
electronos
adicionales
y se ionizan
negativamente.
Si se emiten verticalmente
ondas hertzianas
de una cierta
longitud,
se reflejan
en las capas ionizadas
y retornan
al
receptor
después de una milésima
de segundo aproximadamente ; ese intervalo
permite
calcular
la altitud
de la capa’
reflectora,
pues sabemos que las ondas tienen una velocidad
de 300 000 kilómetros
por segundo. Además, puede también
calcularse
la densidad
electrónica
a distintas
altitudes,
la
cual a su vez nos da una idea más exacta de los complicados
intercambios
electrofísicos
que ocurren en las altas regiones
atmosféricas.
En el curso de estas investigaciones
se ha descubierto
que
podemos distinguir
por lo menos cuatro y quizá hasta cinco
capas diferentes
en las que se realizan
fuertes ionizaciones.
La más baja de estas capas se denomina
capa D y existe a
una altitud aproximada
de 45 kilómetros;
la segunda empieza
a una altura de 70 kilómetros
y se llama capa E, mientras
las capas Fl y F2 están a 140 y 290 kilómetros
respectivamente.
Una quinta
capa, la capa G, se cree que se sitúa
entre 400 y 700 kilómetros
de altitud,
pero esto requiere
ulterior
verificación
mediante
nuevas observaciones.
La intensidad
de la ionización
varía considerablemente,
y
en la misma
medida
varía también
la capacidad
de las
capas de reflejar las ondas radiadas. La capacidad
de reflexión
de las capas es selectiva,
en cuanto que reflejan
unas freen el grado de ionicuencias y otras no. Las variaciones
zación dentro de la ionosfera muestran
que existe una fuerte
relación con la radiación
solar. En efecto, se ha podido comprobar
en estos últimos
años que es la radiación
solar la
causa de los efectos ionizantes.
Por consiguiente,
no es de
sorprender
que las fuertes fluctuaciones
de la actividad
solar
resulten
en la formación
de capas ionizadas.
Un cuidadoso
análisis de las observaciones
a largo plazo de los fenómenos
ionosféricos
nos permite
deducir que el período de actividad
solar es de once años aproximadamente.
La mayoría
de los aficionados
y de los radioescuchas
47
conocen bien el fenómeno
del Jading en las emisiones
de
onda corta durante
los años de crecida actividad
solar. Ese
debilitamiento
de las ondas es una consecuencia
directa
de
la deformación
de la ionosfera.
Aunque
se ha avanzado
mucho
en el conocimiento
de los problemas
ionosféricos
gracias a la exploración
de la ionosfera
con la ayuda de
cohetes, todavía
carecemos
de un conocimiento
suficiente
y
detallado
de los procesos que incrementan
la ionización
a
una determinada
altitud, mientras
que en otros niveles ocurre
simultáneamente
una reducción
de la misma.
Otro
gran
enigma son las temperaturas
extremadamente
altas existentes
en la ionosfera,
que han sido apreciadas
por medio de experimentos
realizados
con ondas hertzianas.
Según estas investigaciones, en la ionosfera se dan temperaturas
de varios centenares de grados.
Sin embargo,
anteriormente
se habían
calculado
temperaturas
todavía
más elevadas
mediante
el
análisis espectroscópico
de las auroras, de modo que en la
actualidad
no son muy
seguros
nuestros
conocimientos
acerca de la temperatura
de la alta atmósfera.
Probablemente, las numerosas
investigaciones
que se llevarán
a cabo
por medio de cohetes durante el AG1 nos permitirán
resolver
esta cuestión.
Para lograr una idea completa de los cambios de ionización
que en diferentes
altitudes
se realizan
cada siglo, cada día
y cada hora, será necesario mantener
una vigilancia
constante
sobre el conjunto
de la atmósfera.
No es posible obtener esos
resultados con las contadas estaciones repartidas
en el mundo
de que hoy se dispone;
pero el AG1 va a llevar a cabo el
primer
intento
coordinado
para conocer la estructura
de los
cambios que se operan en la ionosfera
y las perturbaciones
locales que frecuentemente
ocurren en la misma.
Más de un centenar de estaciones distribuídas
a lo largo de
determinadas
zonas y meridianos
o en las proximidades
de
los polos magnéticos
de la Tierra mantendrán
una vigilancia
continua
sobre la ionosfera. Desde esas estaciones se emitirán
hacia las regiones
ionosféricas
señales radio-eléctricas
de
diferente
longitud,
investigándose
su propagación
tanto en la
ionosfera como en la troposfera
y estudiándose
las corrientes
ionosféricas.
Otra rama de investigaciones,
que también
se ocupa de la
composición
de la ionosfera,
consistirá
en el estudio de las
radio-estrellas
y en la percepción
de los ruidos procedentes
de la radiación
auroral
y la radiación
solar.
Las estrellas, el Sol y las nebulosas,
como la mayor parte
48
/
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I
/
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//
I
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1’
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II
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RAYOS DEL SOL
1’
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CONTADOR DE
/
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/ RAYOS GAMMA \,
/
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//
/
//
CONTADOR DE RAYOS
ULTRAVIOLETAS
SOLARES
f’
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1
r CONTADOR DE
F- ELECTRONES
\
1 CONVERSOR DE
ENERGíA SOLAR
i
CONTADORDE
RAYOS CÓSMICOS
Y REGISTRO DEA
AURORAS -,
ACUMULADORES
ELÉCTRICOS
EGISTRADORA
DE ENGRANAJE
Detalles
I
de un satélite
artificial.
TAMBOR
REGISTRADOR
[Foto USE.]
CONTADOR
RAYOS X
SOLARES
DE
Manchas
-
.
-“<-~~-~--~--LI.--*.-I-.“~.
sobre la superficie
del Sol.
“,.”
.-
_.
<-_,
de los cuerpos emisores de luz, no emiten únicamente
ondas
visibles sino que también transmiten
radio-ondas
de diferente
longitud.
Durante estos últimos años se han investigado
extensamente las que penetran
en la ionosfera
y llegan hasta el
suelo. Estas investigaciones
dieron nacimiento
al interesante
y fascinador
campo de la radioastronomía.
También
puede
contribuir
a incrementar
nuestros
conocimientos
acerca de
los fenómenos
geofísicos
el registro
continuo
de los radiorruidos
cósmicos, ya se originen
en determinadas
estrellas,
en el Sol 0 en las regiones
am-orales. Las alteraciones
que
experimentan
estas ondas hertzianas
al penetrar
en la ionosfera nos revelan algunas características
de esta última.
49
CeApiTuL0
PRELUDIO
LOS
SATÉLITES
A LA
CONQUISTA
VII
DEL
ESPACIO
ARTIFICIALES
El Año Geofísico Internacional
será recordado
no sólo como
1a primera
empresa
científica
organizada
en los tiempos
modernos en un plano mundial
y con carácter auténticamente
internacional,
sino también
como el preludio
de la conquista por el hombre
del espacio interplanetario.
Durante
el AG1 se lanzarán
varios vehículos
que alcanzarán
hasta los
límites
mismos de la atmósfera,
para nunca más volver
al
suelo.
El 29 de julio de 1956, el Sr. James C. Hagerty,
secretario
de prensa
del presidente
Eisenhower,
anunció
en una
conferencia
de prensa que los Estados Unidos iban a tratar
de lanzar de seis a doce pequenos
satélites como parte de
su contribución
al AGI. Los representantes
de la National
Academy
of Sciences y de la National
Science Foundation
explicaron
a los periodistas
las actividades
de carácter científico y técnico que suponía tan ambicioso
plan.
Dos días más tarde, los profesores
rusos Sedov y Ogorodnikov
declararon
en una conferencia
de prensa celebrada
en Copenhague
que la Unión de Repúblicas
Soviéticas
Sociauna
pequeña
plataforma
al
listas
lanzaría
igualmente
espacio interplanetario
durante
el AGI. Lo mismo
que el
Sr. Hagerty
había
declarado
que el programa
americano
necesitaría
la cooperación
de hombres
de ciencia de muchas
naciones, convirtiéndose
así en una empresa verdaderamente
internacional,
también
los dos sabios rusos hicieron
notar
que los resultados
que se obtendrían
por medio de su satélite estarían
a la «libre
disposición
de cualquiera
que se
interesara
en ellos».
Estas dos conferencias
de prensa tenían
por origen
la
reunión
del CSAGI
celebrada
en Roma en septiembre
de
1954. Durante
esa reunión,
se sugirió a los Estados participantes la posibilidad
de situar en las altas capas atmosféricas
50
y en el espacio exterior
pequeños
satélites
equipados
de
instrumentos
científicos
que registraran
ciertos
fenómenos
que tienen lugar en esas regiones.
Estos vehículos
son verdaderos
satélites
en el sentido
de
que una vez que lleguen
a una órbita
determinada,
girarán
alrededor
de la Tierra
sin ningún medio propio
de propulsión, estando sólo sometidos
a las leyes físicas que rigen los
movimientos
del Sol, la Luna,
planetas
y estrellas.
Esos
satélites serán como unas pequeñas lunas de nuestra Tierra,
pero lunas fabricadas
por el hombre.
Los miembros
del CSAGI recomendaron
el estudio de tan
interesante
propuesta,
pues todos sabían que los rápidos progresos realizados
durante los últimos
decenios en materia
de
propulsión
de cohetes hacían posible
un proyecto
de este
género.
Un detallado
estudio de tal idea llevado
a cabo independientemente
por sabios americanos
y rusos persuadió
a los
dos grupos de investigadores
que sería posible
resolver
las
dificultades
técnicas que entrañaba
el caso. Los americanos
prepararon
un plan específico que, después de la conferencia
de prensa de la Casa Blanca, se conoció públicamente
con el
nombre
de Proyecto
Vanguard.
El presidente
de los Estados
Unidos dió su plena aprobación
al proyecto
y se consignaron
10 millones
de dólares para la realización
de la empresa.
Esta suma se aumentó recientemente
a 20 millones.
PROYECTO
VANGUARD
Por consiguiente,
los hombres de ciencia americanos
lanzarán
un cierto número de satélites, aproximadamente
de 50 centímetros de diámetro
y de 10 kilogramos
de peso, a órbitas
que variarán
entre 250 y 500 kilómetros
de altitud.
Esos
cuerpos girarán
alrededor
de la Tierra en órbitas elípticas
a
28 000 kilómetros
por hora. En ellos se instalarán
algunos
instrumentos
con objeto de registrar
los fenómenos
atmosfése comunicarán
al
ricos y cósmicos. Los datos así recogidos
suelo mediante
minúsculos
radiotransmisores.
De esta suerte,
los satélites
incrementarán
los conocimientos
del hombre
acerca de las condiciones
que rigen en la atmósfera,
de la
composición
de ésta, de la luz ultravioleta
solar e interestelar,
de los rayos cósmicos, de las partículas
meteóricas,
etc.
Muchos de los datos científicos
que se espera recoger de
estas mediciones
no se hubieran
podido
obtener
antes. Es
51
verdad que el uso de los cohetes nos ha suministrado
registros de temperaturas,
presión,
fenómenos
eléctricos
que
ocurren en la atmósfera
superior,
rayos cósmicos y espectros
ultravioletas
del Sol, pero todos esos esfuerzos pecaban
de
falta de continuidad.
A lo sumo, un cohete de gran altitud
permanece
en la atmósfera
superior
durante
uno o dos
minutos,
y si fuéramos
a sumar el tiempo
total en que los
cohetes han estado a grandes altitudes,
veríamos
que nuestro
conocimiento
de la atmósfera,
derivado
de este género de
investigaciones,
se basa en un total de experimentación
que
no ha durado más de una hora.
Por consiguiente,
los satélites que van a permanecer
en sus
órbitas
durante
semanas o, posiblemente,
años, confirmarán
las investigaciones
hechas
con los cohetes,
y aportarán
nuevos conocimientos
acerca de los complicados
procesos que
se operan en los límites de la atmósfera.
Naturalmente,
no será tarea fácil la de lanzar
satélites
desde la Tierra
a sus respectivas
órbitas.
Será necesario
contar con la cooperación
y conocimientos
de matemáticos,
astrónomos,
especialistas
en cohetes, químicos, además de una
sólida y larga experiencia
en estos menesteres.
Los satélites
deberán
proyectarse
por medio
de potentes
cohetes.
Se
requieren
computadores
electrónicos
para calcular las órbitas
de los satélites. Al hacer esos cálculos, habrá que tener en
cuenta las perturbaciones
que puedan
producirse
a causa
de la atracción
que ejerzan otros cuerpos celestes, la fricción
que sufra el proyectil
durante su ascensión y las deficiencias
que puedan acompañar
al funcionamiento
de los cohetes.
Ninguno
de los cohetes que se utilizan
corrientemente
podría por sí solo desarrollar
la fuerza suficiente
para lanzar
uno de los satélites del AG1 a su órbita prevista.
Para girar
a una
alrededor
de la Tierra
sin una propulsión
ulterior,
altitud
de 350 kilómetros,
es necesario,
ante todo, proyectar
el satélite a dicha altitud,
y después imprimirle
un impulso
lateral paralelo
a la superficie
de la Tierra que provoque
una
aceleración
que permita
llegar
a una velocidad
de 28 000
kilómetros
por hora. Sólo cuando el satélite haya alcanzado
esa velocidad
(conocida con el nombre de velocidad
orbital)
poseerá éste la suficiente
fuerza centrifuga
para resistir a la
atracción
ejercida
por la gravitación
de la Tierra.
Es preciso
pues equilibrar
las fuerzas
que actúan
sobre el satélite:
una, la de la gravedad
terrestre
que atrae a aquél hacia
la Tierra;
otra, la del empuje lateral resultante
de su mecanismo de propulsión.
Así se debe obtener
una órbita
cir52
cular o casi circular
que obligue al satélite a desplazarse,
por
lo menos durante algún tiempo, paralelamente
a la superficie
terrestre.
Para colocar en sus órbitas los satélites del Proyecto
Vanguard serán necesarios cohetes de tres tiempos. Estos cohetes
se lanzarán
desde el Air Forte Missile
Test Centre,
de la
Patrick
Air Forte Base, situada en Cocoa, Florida.
Un cohete de tres tiempos
es una combinación
de tres
cohetes, relacionados
entre sí de suerte que el cohete inferior
lleva en su punta la cola del segundo, y así sucesivamente,
El motor del primer
cohete tiene como función
lanzar
el
grupo. Tan pronto como se ha consumido
el combustible
un
dispositivo
automático
separa la parte quemada
de los otros
dos compartimentos,
iniciándose
la combustión
del segundo.
Cuando se agota éste se produce una segunda separación,
y
comienza
a actuar la propulsión
del tercer compartimento.
Naturalmente,
este tipo de cohete no está limitado
necesariamente
a tres tiempos.
Es posible
concebir
un vehículo
múltiple
con partes
suficientes
para llegar
en su marcha
hasta la Luna, lo cual sería imposible
con un cohete simple.
(La causa de ello es que no conocemos aún un combustible
propulsor
suficientemente
potente para transportar
un cohete
gigantesco más allá del límite donde actúa la atracción
de la
gravedad
terrestre.)
Para lanzar
un objeto
pequeño,
como los satélites
del
Proyecto
Vanguard,
a una órbita
aproximada
de 350 kilómetros de altura, basta una fracción
de la energía necesaria
para ir a la Luna. Pero aun así, esa energía
es mucho
mayor de la que podría suministrar
un cohete simple.
El primer compartimento
del cohete se habrá consumido
a
los 140 segundos, a una altura aproximada
de 60 kilómetros.
cuando el proyectil
haya alcanzado una velocidad
aproximada
de 5 500 kilómetros
por hora. Los restos del primer
compartimento caerán en el océano Atlántico
pocos minutos
después
del lanzamiento.
Inmediatamente,
el segundo compartimento
suministrará
la
propulsión.
Su combustible
quedará agotado a unos 210 kilómetros de altitud,
y la velocidad
del cohete será de unos
15 000 kilómetros
por hora; a continuación,
el cohete seguirá
ascendiendo
por inercia
hasta una altura de unos 350 kilómetros.
El cohete se habrá elevado verticalmente
en la primera
y segunda etapa de su vuelo, pero su trayectoria
habrá empezado a inclinarse
ligeramente
a una altitud
de 1500 metros,
53
inclinación
que se irá acentuando
constantemente
durante el
resto del vuelo. Cuando el proyectil
alcance una altura aproximada
de 350 kilómetros
-altura
señalada para la órbita
circular
del satélitese desprenderá
el segundo compartimento. El tercero suministrará
al satélite una velocidad
de
28 000 kilómetros
por hora en su trayectoria
alrededor
de la
Tierra.
La finalidad
de este tercer compartimento
consiste pues
en dar al satélite
el necesario
impulso
lateral
para que
pueda describir
la órbita que se le ha marcado.
La cantidad
de combustible
del último
compartimento
está calculada
cuidadosamente
para este fin. Cuando se consume, el vehículo
[Documento
Lanzamiento
de un satélite
artificial
por medio
triple.
1.
El primer
cohete transportará
altura aproximadamente.
2.
El segundo
metros.
3.
A esta altura, el tercer cohete imprimirá
el necesario impulso lateral
para despedir el satélite en su órbita, con una velocidad qne alcanzará 28 000 kilómetros
por hora.
54
cohete
subirá
el conjunto
de un cohete
USIS.]
hasta una altitud
hasta 60 kilómetros
aproximada
de
de 350 kiló-
habrá alcanzado
exactamente
la velocidad
deseada. En ese
un dispositivo
mecánico
desconectará
el satélite
momento,
esférico del casco vacío del tercer compartimento,
el cual,
sin embargo,
debido
a la velocidad
orbital
que posee, no
caerá a la Tierra,
sino que seguirá la marcha del satélite.
Orbita de un satélite artificial
alrededor de la Tierra.
El combustible
de los dos primeros
compartimentos
será
líquido;
el tercero tendrá un combustible
sólido: una combinación de polvos.
El primer
compartimento
tendrá
una longitud
total
de
unos 20 metros y se asemejará
al cohete americano
Vikimg,
utilizado
para el estudio
de grandes
altitudes.
Como este
último,
también
estará propulsado
por alcohol
y oxígeno
líquido.
El
segundo
será una modificación
del cohete
Aerobee,
que utilizará
hidracina
como elemento
propulsor
y el ácido nítrico
como oxidante.
Todavía
no se conocen
detalles acerca del tercero.
ÓRBITAS
DE LOS
SATÉLITES
Los Estados Unidos tienen el propósito
de lanzar de 10 a 12
de estos satélites
durante
el AGI, y la Unión
Soviética
ha
anunciado
por su parte que ella va a enviar un satélite
a
una altura probablemente
mayor que el modelo
americano.
También
los rusos van a emplear
cohetes de tres tiempos,
La Academia
de Ciencias
de la
aunque de forma distinta.
Unión
de Repúblicas
Soviéticas
Socialistas,
a cuyo cargo
corre la construcción
del satélite mso, no ha publicado
aún
55
10s detalles
relativos
a los instrumentos,
la órbita
proyectada, etc.
Aunque
en los últimos meses se ha hablado
mucho de las
órbitas de los satélites que se proponen
lanzar los americanos,
no es posible
todavía
dar ningún
dato exacto.
Lo único
que sabemos es que el primer satélite del Proyecto Vanguard,
si su lanzamiento
se hace con éxito, girará alrededor
de la
Tierra cada 90 o 100 minutos, su órbita será circular
(0, más
probablemente,
elíptica),
con el perigeo, o sea el punto más
cercano a la superficie
de la Tierra,
a una distancia
mínima
de 320 kilómetros,
y el apogeo o punto más alejado
a una
distancia máxima de 2 240 kilómetros;
esa órbita estará inclinada respecto al plano ecuatorial
de la Tierra
a un ángulo
de 40” aproximadamente.
Esto significa
que el satélite será
visible
en las siguientes
regiones
del globo situadas
verticalmente debajo de su ruta: Estados Unidos, América
Central
y Latina, Africa, parte meridional
de Europa, los Balcanes, el
Oriente Medio, el mar Negro y partes de la Unión Soviética,
Pakistán,
China, Japón, India, y otras partes de Asia en latitudes septentrionales
medias, Indonesia,
Australia
y Nueva
Zelandia.
Será posible
distinguir
el satélite
desde la Tierra
como
una débil estrella
siempre
que el observador
sepa dónde y
Como el tiempo
que empleará
el
cuándo ha de aparecer.
satélite en girar alrededor
de la Tierra
será inferior
al de
la rotación
de nuestro
planeta,
el satélite
aparecerá
en el
occidente
y se pondrá
en el oriente,
tardando
aproximadamente cinco minutos en atravesar los cielos de un horizonte
al otro.
Los satélites
del AG1 serán observados
continuamente
desde una cadena de puntos
de observación.
Su paso se
registrará
con cámaras fotográficas
especiales y su posición
visible
en el firmamento
en relación
a las estrellas
fijas se
medirá con la mayor precisión
posible comparándose
con las
posiciones previamente
calculadas. De aquí se seguirán importantes resultados
para el conocimiento
de la distribución
de
masas en el interior
de la Tierra, su achatamiento
y el efecto
de frenado que las altas capas de la atmósfera puedan ejercer
sobre los satélites.
Como hemos mencionado
anteriormente,
se cree que la
atmósfera
se extiende
hasta altitudes
de 500 o quizá
de
1 000 kilómetros.
La disminución
de la velocidad
de los satélites y las variaciones
orbitales
suministrarán
información
acerca de la densidad
del aire a diferentes
altitudes.
56
Las reacciones nucleares que se producen en el interior
del Sol liberan
enormes cantidades de energía. Estos fenómenos provocan la formación
de prominencias
y erupciones
que se extienden
a distancias de varios
cientos de miles de kilómetros.
Fotografía
Sol.
de prominencias
solare>, tomadas
durante
un eclipse
total
del
El gran observatorio
solar de Climax
(Estados Unidos).
La cúpula
rotativa tiene 16 metros de diámetro y permite disponer en el interior
una plataforma
ecuatorial
de 8 metros que ruede dirigirse
hacia cualquier parte del firmamento.
Radiotelescopio
gigante que se emplea para estudiar las ondas emitidas
por el Sol. Este es seguido automáticamente
gracias a un dispositivo
especial.
jl’ot<l
Varias
etapas del eclipse
solar del 30 de junio
\li”llt~apolis
de 1954.
Star.1
[Foto hustr:~lian
News kreau.]
Las regiones antárticas son el lugar donde ocurren
ricos especiales, talrs corno esta nube torbellino.
“.
.”. . _.r__,..-.I..<
fenómenos
atmosfh-
Barco rompehielos
usado para transportar
equipo en el Antártico.
grupos
de investigadores
y su
La atmósfera
es mucho más densa a muy bajas altitudes,
pero a grandes alturas
se encuentra
también
aire, aunque
muy rarificado.
En el capítulo
anterior
hemos hablado
de la
información
derivada
de observaciones
meteóricas,
auroras y
luminiscencias
del aire y hemos mencionado
que los cohetes
han llevado
dispositivos
destinados
a medir la densidad
del
aire a muy grandes altitudes.
Sin embargo,
estas medidas
dejan mucho que desear, y todavía no conocemos cuál sea en
realidad
la verdadera
densidad
de la atmósfera
en esas
regiones.
Podremos
deducir
tales datos de la fricción
ejercida por las contadas
moléculas
de aire presentes
en la
altura orbital.
Los efectos de esta fricción
reducirán
la velocidad del proyectil
y, finalmente,
la fuerza
de gravitación
terrestre
superará la fuerza centrífuga,
iniciándose
lo que, al
principio,
será un lento descenso del satélite hacia la superficie de la Tierra.
Al descender,
el satélite
entrará
en
regiones más densas de la atmósfera
donde una fricción
cada
vez mayor
reducirá
aún más su velocidad,
precipitándose
progresivamente
su caída. Finalmente,
el calor producido
por
la fricción
llegará a ser tan intenso que el proyectil
acabará
por incinerarse
y aun evaporarse.
De esta suerte, aunque
nunca volverán
a la superficie
de la Tierra,
su vida tendrá
una duración
limitada.
No es posible calcular
todavía cuál haya de ser tal duración, pues desconocemos
el factor más importante
para ese
cálculo:
la densidad
del aire en la altitud
orbital.
Sin
embargo,
se han hecho algunos
cálculos
aproximados
que
han llevado
a la conclusión
de que un satélite
situado
a
una altura
de 350 kilómetros
debería
poder desplazarse
a
lo largo de una órbita
estable por lo menos durante
tres
meses, y que su posible duración será superior a tres años.
Los resultados
que se espera obtener a base de los satélites
serán de gran valor en relación
con otras investigaciones
que se han de llevar a cabo en el curso del AGI. La constante
observación
de la llamada
línea Lyman-alfa
en el espectro
solar permitirá
predecir
la actividad
intensificada
del Sol y,
por tanto, será uno de los criterios
que se seguirán para el
establecimiento
de las Alertas
y los Intervalos
Mundiales
Especiales. Al mismo tiempo, se logrará un conocimiento
más
profundo
de los procesos físicos que se operan en el interior
del Sol y su relación
con otros fenómenos
cósmicos
y
terrestres.
La captación
de la misma línea espectral
a partir
del espacio interestelar
nos dará información
sobre la cantidad y distribución
de hidrógeno
en dichas regiones espaciales.
57
La cantidad
de polvo meteórico
que chocará con los satélites se calculará
mediante
micrófonos
supersensibles
que
irán íntimamente
adheridos
a las paredes de los satélites y
captarán
aun los ruidos más tenues causados por la fricción
y el choque de estas partículas
minúsculas
contra el casco
del proyectil.
Otros meteoros
más pequeños,
que poseerán
energía suficiente
para penetrar
la capa metálica
de los satélites, se registrarán
por medio de manómetros
que indicarán
que la presión
del interior
del satélite
ha descendido
al
escapar el gas que lo llenaba
por el agujero
con que el
meteorito
ha perforado
el proyectil.
Las observaciones
de la radiación
cósmica por medio de
telescopios
contadores
ofrecerán
información
respecto
a la
posible dirección
de su lugar de origen.
Estas son sólo algunas
de las muchas
posibilidades
de
empleo de los satélites del AGI.
Estos satélites
no son más que los precursores
de otros
mayores que un día se llegarán a lanzar a altitudes
superiores
y que irán equipados
con instrumentos
más complicados
y
más informativos.
A su vez, a éstos sucederán satélites (o como
quizá se prefiera
llamarlos
con mayor propiedad,
estaciones
siderales)
tripulados
por hombres. Aunque
tales perspectivas
superan
con mucho la finalidad
que persigue
el AGI, no
dejarán por ello de ser una de sus consecuencias
lógicas.
58
CAPíTULO
EXPLORANDO
LA
GEOFíSICA
Y EL
LOS
VIII
MISTERIOS
DEL
SOL
SOL
Con frecuencia
hemos aludido
a la estrecha
relación
que
existe entre muchos fenómenos
geofísicos. Por esta razón no
investigación
cae
siempre
se ve claro si una determinada
bajo la competencia,
por ejemplo,
de un ingeniero
especialista
en radio, de un físico solar o de un geofísico propiamente
dicho.
Sin duda alguna, la contestación
es que esos fenómenos
no
clasificados
aún, que aparecen
como intercalados
entre dos
y hasta tres disciplinas
de la geofísica, tienen que ser enfocados desde un punto
de vista general
científico.
El Año
Geofísico Internacional
dará buenos resultados
sólo a condición de que pueda darse realidad
a tal enfoque. Tan necesaria
como la recogida
misma de pruebas y datos es la interpretación coordinada
de los centenares
de registros,
mediciones
y observaciones
que han de realizarse
durante
el AGI.
Pero tampoco
sólo eso podrá garantizar
el éxito
de la
empresa. La complejidad
de las ciencias exige que se examinen
y observen aun aquellos hechos que, estrictamente
hablando,
no guardan una relación directa con la geofísica. Varias veces
se ha repetido
ya que los fenómenos
solares son la causa de
ciertas
perturbaciones
que ocurren
en las regiones
de la
atmósfera superior, y por tal razón se han incluído
las investigaciones solares en el AGI.
LA
COOPERACIÓN
INTERNACIONAL
EN
LA
INVESTIGACIÓN
SOLAR
Existe ya una cooperación
internacional
satisfactoria
en el
campo de la investigación
solar, la cual se desarrolló
muy
pronto
después de la segunda guerra mundial.
Los observatorios solares situados en diversas partes del mundo registran
continuamente
los múltiples
e interesantes
fenómenos
que
59
ocurren
en el Sol. Sus observaciones
y descubrimientos
se
publican
en informes
semanales y mensuales,
enviando
además datos derivados
de sus observaciones
al Observatorio
Solar de Zurich
(Suiza)
donde se realizan
la publicación
y
evaluación
generales
en un plano internacional.
Igualmente
se mantienen
en constante contacto mutuo mediante
la radio
los observatorios
de gran altitud,
tales como el de Boulder,
Colorado
(Estados
Unidos),
Friburgo
(República
Federal
Alemana)
o el de Pic du Midi (Francia).
Tan pronto como
ocurre
cualquier
fenómeno
interesante
de ese género, por
ejemplo
una fulguración
solar, se comunica el hecho a todos
los demás observatorios
con objeto
de obtener
una imagen
ininterrumpida
del fenómeno.
Poseemos
por lo tanto un
registro bastante regular
de la mayor parte de los fenómenos
solares ocurridos
en el último
decenio.
LA
FíSICA
SOLAR
Y EL
A.G.I.
Durante
el Año Geofísico Internacional
se tiene el propósito
de extender
las horas de observación
y de establecer
una
cooperación
más estrecha entre los observatorios
solares.
Ya hemos dicho anteriormente
que el AG1 coincidirá
con
un período
de máximas
fulguraciones
del Sol, lo cual no
significa
que el número de las explosiones
solares será muy
elevado sino que, en su conjunto,
la actividad
del Sol alcanzará una nueva culminación.
Aunque
esta culminación
quizá
no sea tan importante
como la registrada
por última
vez
en 1946 -que
fue de una intensidad
excepcionalsin
embargo
podrá
observarse
gran
número
de fenómenos
solares. Con el auxilio
de instrumentos
especiales, los investigadores solares estudiarán
las fulguraciones,
las prominencias,
el campo magnético
de las manchas solares, el campo magnético general del Sol, etc.
En la actualidad
el estudio de los fenómenos
solares presenta lagunas debido a que, por lo general, los observatorios
se encuentran
demasiado
separados unos de otros. Con el fin
de asegurar
un registro
ininterrumpido
de los fenómenos
solares,
los observatorios
del occidente
europeo
deberán
ampliar
sus horas de observación
hasta el momento
en que
los observatorios
situados en América
puedan emprender
las
observaciones,
o sea, cuando el Sol aparezca sobre su horizonte. A medida
que avance el día y el Sol comience
a
declinar
en el poniente
americano,
los observatorios
del
60
Australia
y Nueva
Zelandia
tomarán
el relevo
y
Japón,
comenzarán
sus observaciones,
continuándolas
hasta que el
Sol llegue al ocaso en aquellas regiones, momento
en el que
los astrónomos
indios proseguirán
a su vez la tarea. Para
esta continua
vigilancia
será menester
instalar
otros puestos
de observación,
especialmente
en Australia.
No basta con
disponer
de un solo observatorio
para una determinada
región geográfica,
ya que con frecuencia
las nubes impiden
la observación.
Por eso, el Sol deberá ser observable
a todas
horas desde varios observatorios.
Las fulguraciones
solares que muchas veces aparecen cerca
de los grupos de manchas solares van frecuentemente
acompañadas de emisiones
solares ultravioletas
de alta energía, las
cuales producen
el debilitamiento
y hasta la anulación
de las
ondas hertzianas.
También
la emisión de partículas
atómicas
está relacionada
con este género de fenómenos.
El espectro
solar revela muchos detalles
interesantes
acerca de la actividad en el Sol. En la actualidad,
varios observatorios
solares
registran
continuamente
la línea de hidrógeno,
H-alfa,
cuya
intensidad
sirve
para
indicar
las fulguraciones
solares.
Durante
el AG1 se utilizarán
cámaras cinematográficas
automáticas
que registrarán
las fulguraciones
a intervalos
de
pocos minutos.
Un estudio comparativo
de los resultados
de
estos registros
y la aparición
de los fudings en las ondas
de radio suministrará
una información
de gran interés acerca
de la relación
entre los fenómenos
solares y los geofísicos.
Durante varios años se ha investigado
en el observatorio
de
Mount Wilson, de los Estados Unidos, la polaridad
magnética
de las manchas solares. Mediante
el análisis espectroscópico
se puede determinar
la intensidad
del campo magnético
en
las proximidades
de las manchas. Esta intensidad
magnética
se manifiesta
como un resquebrajamiento
de algunas líneas
espectrales,
que se conoce con el nombre
de efecto Zeeman.
Por medio de un método especial,
inventado
por el físico
Babcock
del observatorio
de Mount
Wilson,
se investiga
la
existencia
en el Sol de campos magnéticos
alrededor
de las
manchas
solares, estudiándose
además el campo magnético
general
solar. Se espera que antes del AG1 se ensayará
igualmente
este método en otras estaciones solares, pudiéndose
de esta suerte mantener
una observación
constante
de estos
fenómenos.
El CSAGI recomienda
se hagan dos o tres observaciones
de este género
cada día. Ya se han realizado
observaciones
y registros
del campo magnético
general
del
Sol en Hamburgo
(República
Federal
Alemana)
y en Cam61
bridge (Reino Unido).
Hay algunas indicaciones
de que este
campo puede ser variable,
por lo cual conviene
realizar
el
mayor número posible de observaciones
acerca de su intensidad.
Pero los físicos solaree no observarán
solamente
los fenómenos solares visibles
o registrables
por métodos
ópticos.
Utilizarán
también
receptores
de radio
para percibir
los
sonidos que emite el Sol. Estas emisiones
tienen longitudes
de onda del orden del centímetro
y del orden del metro.
El CSAGI ha recomendado
que las estaciones
que intentan
registrar
las radioseñales
del Sol durante
el AG1 lleguen
a
un acuerdo sobre las frecuencias
que se van a investigar,
de
tal suerte que se pueda obtener un registro
continuo
de la
ayudará
sin duda a
radiación
solar. Este procedimiento
obtener
un cuadro general de la actividad
solar durante
el
AGI. Las observaciones
que se van a hacer de los fenómenos
solares superan
a cuanto
se haya realizado
hasta ahora.
Mediante
una comparación
con los resultados
geomagnéticos
que se obtengan,
se llegará
a un conocimiento
más preciso
de la influencia
de la actividad
solar sobre la Tierra. Además
aumentarán
nuestros
conocimientos
acerca de los procesos
físicos que se operan en la superficie y en el interior
del Sol.
Ya se ha indicado
que las observaciones
solares servirán
para establecer
las Alertas y los Intervalos
Mundiales
Especiales,
pues sólo registrando
los fenómenos
solares
será
las perturbaciones
geomagnéticas,
y las
posible
predecir
auroras. Por consiguiente,
la observación
ininterrumpida
del
Sol que se realizará
de los observatorios
solares distribuídos
en todo el mundo
será una de las principales
actividades
llevadas
a cabo durante el Año Geofísico Internacional.
62
CAPíTULO
EXPLORANDO
IX
LA
TIERRA
El Año Geofísico
Internacional
puede describirse
metafóricamente como una invasión
de la Tierra
y de su atmósfera.
Mucho se ha dicho ya en este folleto acerca de la última.
Si
nos hemos ocupado
de ella se debe en primer
lugar a la
importancia
vital de la capa de aire para la vida terrestre
y, además, porque
durante
el AG1 se van a utilizar
ciertas
técnicas
especiales
para
la realización
de exploraciones
atmosférioas.
Además de eso, en el curso del AG1 se llevarán
a cabo
muchas actividades
en la superficie
de la Tierra y aun en su
interior.
MEDICIÓN
DE LA
TIERRA
Trazar
un mapa
es hoy una ciencia
incomparablemente
más complicada
que hace unos siglos, cuando las dificultades
con que se tropezaba
eran principalmente
de orden físico
más bien que matemático.
Antes de dibujar
un mapa exacto, es menester
realizar
docenas de precisas observaciones
y fijaciones
de puntos de
referencia.
Los geógrafos
han realizado
una amplia
labor
para establecer
una estrecha red de meridianos
y paralelos
sobre el globo, por medio de los cuales se puede determinar
cualquier
punto
de la Tierra
estableciendo
su longitud
y
latitud
geográficas.
Se han construído
dispositivos
especiales
de medición,
se han emprendido
estudios
aéreos y se han
llevado a cabo centenares
de observaciones
astronómicas,
con
el fin de localizar
con la más esmerada precisión
el mayor
número
posible
de lugares.
Sin embargo,
todavía
estamos
lejos de poder sentimos
satisfechos.
Ya se han realizado
dos determinaciones
astronómicas
mundiales
de longitudes
y latitudes.
La última
se llevó a
cabo en 1933. La próxima
se hará durante
el AGI, en el
63
curso del cual 39 observatorios
fijarán las posiciones
exactas
de algunas estrellas, empresa para la que se han preparado
especiales.
Las
observaciones
astronómicas
instrumentos
consistirán
en determinar
con precisión
el paso por el meridiano de algunas estrellas
-labor
que exige una precisión
de una centésima
de segundoasí como su altura
sobre
el horizonte
en el instante mismo del tránsito.
Después de un estudio de evaluación,
miles de estas mediciones servirán
para determinar
el exacto
emplazamiento
geográfico de los observatorios,
así como para sugerir posibles
mejoras en la medición
del tiempo e indicar
irregularidades
en la rotación
de la Tierra.
Por último,
y no será ello 10
menos importante,
se podrán corregir
las posiciones
de las
estrellas que ahora aparecen en cuadros siderales, almanaques
náuticos, etc.
Más de 20 observatorios
repartidos
por todo el mundo
tomarán
docenas de fotografías
de la Luna sobre un fondo
de estrellas.
Con estas fotografías
se podrán
establecer
las
distancias
entre los continentes,
que ahora se conocen con
una aproximación
que varía entre 100 y 130 metros, y conseguir cifras cuyo margen de error sea sólo de 30 a 35 metros.
Esas mediciones
ganarán aún más en exactitud
usando para
su determinación
las posiciones
de los satélites
artificiales.
LOS
ENIGMAS
DEL
OCÉANO
Sólo una tercera parte de la superficie
de la Tierra es sólida;
las otras dos terceras partes están ocupadas por océanos. En
pasadas décadas y sirviéndose
de variados métodos y medios
se llevaron
a cabo investigaciones
acerca de la vida animal
oceánica,
de las corrientes,
tales como la del Golfo, de la
profundidad
de los mares, de los sedimentos
y de la constitución
del fondo
de los océanos. Sin embargo,
se puede
afirmar que nuestros conocimientos
acerca de los océanos son
fragmentarios.
Todavía no se han explorado
inmensas partes
de esas masas acuáticas. Durante
el AG1 se va a emprender
un extenso programa
de exploración
de los océanos. Uno de
los temas de investigación
será la circulación
del agua en los
océanos meridionales.
La configuración
del fondo del océano,
los sedimentos
y la circulación
de las corrientes
se explorarán a lo largo de dos meridianos
seleccionados.
En esta
empresa se incluirán
las mediciones
de la temperatura
del
agua y del aire, la cantidad
de energía irradiada
por el mar,
64
la salinidad
del agua marina y los movimientos
de las olas.
Están proyectadas
cuarenta
nuevas estaciones oceánicas,
que
serán equipadas
con los dispositivos
de medición
más modernos. En muchos puntos del océano se recogerá
el plancton
marítimo
para ser investigado
más tarde
en laboratorios
químicos.
Se realizarán
investigaciones
sismológicas
desde barcos
oceanográficos,
los cuales harán además constantes
observaciones de las profundidades
en alta mar mediante
continuos
sondeos. En muchas
islas se instalarán
otros puntos
de
observación.
Evidentemente
se llevarán
a cabo extensas actividades especiales
en el Antártico.
También
el Artico
será
objeto
de numerosos
estudios oceanográficos,
pues se va a
trazar
el límite
constantemente
variable
entre
las aguas
templadas
y las árticas, además de estudiarse
el aumento
de
la temperatura
en el Artico. Desde todos los puestos oceanográficos se harán mediciones
regulares
de la temperatura
del
mar en la superficie
y a profundidades
de 200 metros. Variae
organizaciones
internacionales
interesadas
en investigaciones
oceanográficas
han ofrecido
participar
en este programa.
GLACIARES
No sólo en el Artico y en el Antártico
se encuentran
grandes
masas de hielo. También
existen en otras partes del mundo.
Una de las finalidades
del programa
del AG1 consiste en
obtener un mejor conocimiento
de la extensión
de los glaciares y de las partes de la Tierra cubiertas
por la nieve, ya
que ese conocimiento
encierra
una importancia
capital
para
la meteorología
y la climatología.
Por consiguiente,
durante
el AG1 se harán estudios acerca de los efectos de los glaciares
y las zonas cubiertas
de nieve en las variaciones
climáticas.
Se van a establecer
puntos fijos de observación
en los glaciares a fin de lograr información
pertinente
sobre posibles
movimientos
de las masas de hielo. Se determinará
el grosor
del hielo por métodos
sismográficos
(observación
de terremotos naturales
0 artificiales).
CEOMAGNETISMO
Durante
muchos años se han realizado
mediciones
geomagnéticas de la Tierra. El Primero y Segundo Año Polar aportaron
nuevos
datos de gran valor
acerca
de las propiedades
65
geomagnéticas
de nuestro
planeta,
Sin embargo,
éstos no
fueron tau extensos como los datos de que se disponen sobre
las condiciones
aurorales,
ionosféricas
y solares.
Durante
el AG1 se instalarán
más de 100 estaciones
geomagnéticas
en todo el globo,
que registrarán
las variaciones magnéticas
diarias y las fluctuaciones
a largo plazo que
ocurran en la fuerza del campo magnético
terrestre.
También
obtendrán
registros
de las tormentas
magnéticas
que deben
producirse
durante
los períodos
de emisiones
especialmente
intensas de partículas
solares.
Nunca se han determinado
hasta ahora de un modo simultáneo los fenómenos
magnéticos
en tantos lugares diferentes.
Las mediciones,
que por medio de cohetes se van a realizar
durante
el AGI, de los efectos geomagnéticos
contribuirán
igualmente
a que conozcamos
las propiedades
geomagnéticas
de la Tierra.
Aunque
las actividades
que se van a llevar
a cabo sobre
la superficie
de la Tierra
y en su interior
queden tal vez
eclipsadas
por las ambiciosas
exploraciones
de la atmósfera
inferior
y superior,
es indiscutible
su trascendencia
científica.
66
CAPíTULO
UN
CONTINENTE
X
EXTRARO:
LA
ANTARTIDA
El insuficiente
conocimiento
que se tenía de las características
físicas de los territorios
polares fué el primer
estímulo
para
iniciar la empresa que hoy lleva el nombre de Año Geofísico
Internacional.
Durante
el curso de los detallados
preparativos
que precedieron
al Tercer
Año Polar,
este objetivo
quedó
eclipsado
por el estudio de las demás características
extrapolares de la Tierra
hasta llegar a cambiar
el nombre
original de la empresa. A pesar de ello, el Artico y el Antártico
tendrán un papel importantísimo
en el programa
del AGI.
Los hombres
de ciencia
sienten
grandes
esperanzas
y
notable
expectación
ante las investigaciones
que se van a
realizar
en la Antártida.
Los conocimientos
que se adquieran
acerca de este sexto continente
durante
el AG1 no tendrán
sólo importancia
científica.
Tras del objetivo
de carácter cienMico se esconden las posibilidades
económicas
y políticas.
EXPLORACIONES
EN
LA
REGIÓN
ANTÁRTICA
En el curso del AGI, la Antártida
será el escenario de numerosas actividades
de carácter
científico.
Visitarán
ese vasto
continente
expediciones
procedentes
de Argentina,
Australia,
Bélgica,
Chile,
Estados
Unidos,
Francia,
lapón.
Noruega,
Nueva Zelandia,
Reino Unido,
Unión
de Repúblicas
Soviéticas Socialistas
y Unión Sudafricana.
En el corazón mismo
de la Antártida,
en el polo sur, se instalarán
dos bases permanentes, una dirigida
y equipada
por norteamericanos
y otra
por ruaos.
En tiempos pasados, las expediciones
al Artico y al Antártico eran aventuras muy arriesgadas
aue algunas veces costaban la vida a quienes las emprendían,
pero la tecnología
moderna ha cambiado
totalmente
tal situación.
Los recientes
viajes del almirante
Byrd y de su tripulación
a las regiones
67
antárticas
estuvieron
admirablemente
organizadas
desde el
punto
de vista técnico
usándose
en ellos para vencer
la
resistencia
de la naturaleza
máquinas
modernas y no sólo el
sufrimiento
y la paciencia
humanos, los cuales, a pesar de su
resultan
muchas
veces insuficientes
para hacer
grandeza,
frente a un enemigo tan poderoso y formidable.
Por consiguiente,
es lógico que los programas
de actividades antárticas
del AG1 prevean el uso en gran escala de
máquinas
modernas
para lograr los objetivos
que se persiguen. Gigantescos
rompe-hielos,
aviones y limpianieves
eléctricos ayudarán
a revelar los secretos del sexto continente.
La Antártida
es un enorme
continente
con más de
13 millones
de kilómetros
cuadrados
de superficie,
igual a
Europa y Australia
juntas. Posee cimas de 6 000 metros, y la
altura media de las tierras es de 2 000 metros.
Para el AG1 se tiene el proyecto
de establecer
21 estaciones en la Antártida;
el CSAGI ha recomendado
la instalación de otras 8.
De esas 21 estaciones, ll estarán en el continente
antártico
propiamente
dicho y 10 en islas situadas en las proximidades
de la Antártida.
Algunas de esas estaciones se encuentran
ya
en funcionamiento.
Las expediciones
de exploración
están
ya en camino hacia el sur y llevan consigo todo el equipo
necesario para vivir en medio de tormentas
de hielo y nieve,
en regiones
donde los metros
se hacen kilómetros
y los
minutos tan largos como horas.
Durante
el AG1 habrá más de 6 000 hombres
distribuidos
sobre todo un continente
que, en la actualidad,
no nos es
mejor conocido
que la faz visible
de la Luna.
El barco
norteamericano
de investigaciones
Atkn,
que
navegó alrededor
de la Antártida
durante
una de las expediciones exploratorias,
regresó con valiosos descubrimientos.
Un grupo británico
está intentando
cruzar el continente
de
parte a parte, asistido de colegas neozelandeses.
Los Estados Unidos invirtieron
5 millones
de dólares en
1956 para el establecimiento
y mantenimiento
de sus estaciones antárticas.
Muchos millones
más se destinarán
a ese
mismo objetivo
durante
el AGI. El Dr. Harry
Wexler,
jefe
científico
del programa
antártico
de los Estados
Unidos,
calcula que las exploraciones
de la Antártida
llevadas a cabo
en bastante
menor
escala durante
el Segundo
Año Polar
tuvieron
como resultado
la obtención
de datos aplicables
al
campo
de las comunicaciones
por radio
cuyos beneficios
pueden evaluarse en 10 billones
de dólares. Sin duda alguna
68
serán de mucho mayor
valor los resultados
que se sigan
a los esfuerzos del AGI.
El CSAGI
ha preparado
un plan para las exploraciones
que se han de llevar a cabo en la Antártida.
En él se hace
una distinción
entre los observatorios
de primer
orden y
otras estaciones.
Los observatorios
de primera
categoría
o
primarios
harán investigaciones
en el campo de la meteoro1ogía, geomagnetismo,
auroras
y luminiscencia
del aire,
física ionosférica,
glaciología,
rayos cósmicos,
oceanografía,
sismología,
estaciones
medidas
gravitacionales.
Las otras
proyectan
llevar
a cabo actividades
relacionadas
con la
meteorología,
auroras
y luminiscencia
del aire, geomagnetismo y física ionosférica.
Por consiguiente,
durante
el AG1 se transmitirá
de las
regiones antárticas una enorme cantidad de datos. Ello contribuirá
a incrementar
los conocimientos
que tenemos
sobre
algunos fenómenos y nos hará comprender
otros hasta ahora
inexplorados.
Uno de ellos es la aurora austral. Aunque la aurora boreal
se ha investigado
muy detenidamente,
no sucede otro tanto
con la aurora austral. No existen series completas
de observaciones sobre la aparición,
frecuencia
y otras peculiaridades
de la aurora austral.
También
ofrecerá
un gran interés el
problema
de determinar
las propiedades
físicas de la ionosfera durante
el invierno
antártico,
problema
al que deberá
hallarse una solución adecuada en el curso del AGI.
También
se busca contestación
al problema
de determinar
la masa de hielo en el Antártico.
Midiendo
con gran precisión muchos puntos diferentes,
será tal vez posible hacer un
cálculo aproximado
y llegar a conclusiones
referentes
a las
influencias
meteorológicas
y climatológicas
de las masas de
hielo.
Cuando
termine
el AG1 se habrán
revelado
otros fenómenos interesantes
que hoy presentan
las regiones antárticas
y que no se han mencionado
en este escrito. Hasta entonces,
la Antártida
seguirá siendo lo que ha sido siempre:
un continente extraño en el lejano Sur.
69
CAPÍTULO
IMPORTANCIA
DEL
AÑO
XI
GEOFÍSICO
INTERNACIONAL
En este estudio hemos mencionado
gran número
de detalles
acerca de los problemas
geofísicos
de nuestra
Tierra.
La
mayor parte de ellos son como las piedras minúsculas
en un
gran mosaico.
Repetidas
veces hemos advertido
al lector
que todavía faltan muchas piedras para formar el interesantísimo conjunto.
El AG1 es una noble empresa de búsqueda de esas piedras,
aunque se sabe que no será posible encontrarlas
todas. Sin
embargo,
este gran esfuerzo
significará
el más formidable
avance hacia el progreso
registrado
en la historia
de la
geofísica.
Este folleto es sólo un simple esquema del programa
que se
intenta Ilevar a cabo durante el AG1 y de los resultados
que
se espera conseguir si se ven cumplidas
las grandes esperanzas
depositadas
en el común esfuerzo.
Probablemente
no todo
saldrá de conformidad
con los cálculos previstos,
pero sin
duda alguna la corriente
general del progreso
científico
en
el campo de la geofísica
marchará
en la dirección
que se
describe en estas páginas.
El presente folleto sólo trata de los problemas
científicos
y,
por consiguiente,
nada se ha dicho de las posibles
coneecuencias económicas
que puedan
acarrear
los nuevos conocimientos.
Por ejemplo,
tanto el uranio como otros muchos
depósitos minerales
que, probablemente,
se descubrirán
en la
Antártida,
podrán
tener un día un valor práctico
enorme,
pero el objetivo
de este folleto
no es el de tratar
de esos
problemas.
DESPUÉS
DEL
A.G.I.
Una vez clausurado
el AGI, d ará comienzo la gigantesca labor
de seleccionar,
evaluar
y publicar
los cientos de miles de
observaciones
recogidas. En último término,
el éxito del AG1
70
dependerá
del resultado
de todos esos trabajos.
Pero, una
vez que se hayan logrado estos resultados
y se hayan resuelto
muchos de los problemas
geofísicos que hoy se nos plantean,
volverán
a surgir
nuevas interrogantes
que exigirán
ulteriores estudios e investigaciones.
La ilimitada
curiosidad
del hombre
se afanará por buscar
la respuesta a esas nuevas cuestiones y, lógicamente,
de esas
nuevas exigencias
surgirá la idea de organizar
otra empresa
similar
a la del AGI, aunque más ambiciosa
y más eficaz,
a ser posible.
Esa iniciativa
puede llevar
al hombre
a la
posesión
de conocimientos
que hoy no podemos
siquiera
concebir, y puede quizá facilitar
a la larga la total comprensión del planeta
que habitamos.
Esas son las grandes promesas que entraña
para la humanidad
el Año Geofísico
Internacional.
71
GLOSARIO
Absorción
(de radiaciones).
En mayor o menor grado, toda materia
absorbe radiaciones y transforma su energía en calor. La absorción por
los cuerpos sólidos depende de su color: un cuerpo negro absorbe
más energía que uno blanco. Los cuerpos gaseosos absorben radiaciones
de diferentes
frecuencias.
Un ejemplo de este último proceso es la
absorción de la luz solar ultravioleta
por los átomos de la ozonosfera.
Achatamiento.
Debido a su movimiento
de rotación,
los planetas no
tienen forma de esferas perfectas sino que están achatados un poco en
los polos. Si a es el radio ecuatorial y c el radio polar, el achatamiento
O--C
en el caso de la Tierra se
se expresa así: __
,. Su valor numérico
supone que es d”e 1/298.
Albedo. Es el poder de reflejar la luz que tiene un objeto. El albedo es
la diferencia
entre la cantidad de luz recibida y la cantidad reflejada.
Un cuerpo que refleja toda la luz que recibe tendrá un albedo de 100%.
El albedo del aluminio
pulido es de 80% o sea 0,8; el de una roca
oscura, 7%, o sea 0,07, que es el que corresponde
a la superficie de
la Luna. Los albedos de los planetas nos dan la clave para conocer
-Ia composición
de sus superficies o de sus atmósferas.
Ang~tröm~ Unidad de longitud
en física. Un ångström (en forma abreviada A) = 10-s cm, o sea, una cienmillonésima
de un centímetro.
Atmósfera.
Es la capa de aire que rodea la Tierra.
Se compone de
varios elementos y cuerpos compuestos en forma gaseosa (78% de
nitrógeno,
20,9% de oxígeno y Ll”/0 de otros gases, especialmente
el
argón y el anhídrido
carbónico),
y se extiende a muy grandes altitudes. Aunque la mayor parte del aire, o sea el 980/0, se encuentra
condensado por debajo de los 20 kilómetros
de altura, se cree que en
forma muy rarificada llega hasta 1000 kilómetros.
Aurora. Es una luminosidad
que se forma en los cielos y que es frecuentemente
visible en los círculos polares boreal y austral, y muy
rara vez en las latitudes intermedias.
Las auroras boreales y australes
proceden de complicados
procesos en la atmósfera superior que ocurren cuando partículas simples procedentes del Sol cargadas de electricidad penetran en la capa del aire.
Calorfo. Es la unidad de calor. Se define como la cantidad de calor
necesaria para elevar la temperatura
de 1 gramo de agua en 1 grado
centígrado.
La kilocaloría
(kC) equivale
a 1000 calorías;
860 kilocalorías equivalen a un kilovatio
hora.
Electrón.
Partícula
elemental
de materia cargada de electricidad
riega-tiva. LOS electrones se representan como rodeando al núcleo atómico a
distintos niveles o girando en círculo alrededor del mismo en varias órbitas.
El núcleo de un átomo está cargado positivamente
y se encuentra equilibrado por la carga negativa de un número apropiado
de electrones.
72
Estos son los aátomos de electricidad,.
Su masa equivale a 1/1842
de la masa de un protón.
Espectro (luminoso).
Es la banda semejante al arco iris que se produce
cuando la lux visible pasa a través de un prisma de cristal o de
una rejilla
de difracción
(lámina de cristal en la que hay grabadas
muchas lineas estrechas). Un espectro contiene numerosas líneas características de los elementos químicos y cuerpos compuestos que emiten
la luz, lo que permite conocer la composición
química y las propiedades físicas de los cuerpos compuestos que emiten radiaciones.
Este
método lleva el nombre de análisis espectral. El instrumento
empleado
para producir
espectros se llama espectroscopio
o espectógrafo,
según
que esté construido
para hacer observaciones
o tomar fotografías
de
los espectros.
Espectroscopio.
Instrumento
que se utiliza
para analizar
la radiación
electromagnética.
Yéase Espectro.
Fulguración
solar. Las fulguraciones
solares son unas manchas brillantes
que aparecen cerca de los bordes del Sol; su duración media es de
unos 20 minutos. Van acompañadas de emisión de rayos ultravioletas
e influyen en el campo magnético de la Tierra, en la propagación
de
las ondas hertzianas, etc.
Ionización.
(1) La ionización
de un átomo o molécula
es primordial.
mente un proceso en el que un electrón se separa de un átomo o
molécula eléctricamente
neutros dejando así un ion positivo.
(2) La
expresión se emplea también para describir un proceso secundario en
el que se producen un ion positivo y otro negativo. El electrón separado del átomo o molécula ionizados
en el primer proceso se combina con un átomo o molécula neutrales para formar un ion cargado
negativamente.
Las principales
condiciones
para el proceso de ionización son: temperaturas
muy elevadas;
colisión
con un electrón o
con otros iones en movimiento;
radiación
de alta energía.
Ionosfera. Conjunto de capas que existen en la atmósfera superior y en
las cuales se ionizan las moléculas y átomos del aire debido a la
intensa radiación procedente
del Sol. Las capas ionizadas se designan
como sigue: capa D basta 70 kilómetros
de altitud;
capa E de 70
capa Fl a una altitud media de 220 kilómetros;
a 112 kilómetros;
capa F2 a partir
de 290 kilómetros;
y, quizá, la capa G, que se
supone existe a altitudes
que varían entre 400 y 700 kilómetros,
aunque todavía no ha sido posible verificar
su existencia.
Linea Lyrnanalfa.
Se trata de una línea espectral en la parte ultravioleta
del espectro de átomos de hidrógeno
excitados. La línea Lyman-alfa,
con una longitud de onda de 1216 9ngström, ofrece un interés especial
para la física solar, pues las erupciones de energía del Sol van acompañadas de fluctuaciones
de la intensidad
de la linea.
Manchas solares. Manchas oscuras que aparecen de tiempo en tiempo
sobre la superficie
del Sol. Están relacionadas
con fenómenos tales
como el aumento de la intensidad
magnética, los fadings de la radio
y las auroras. Su temperatura
es inferior
a la temperatura
de la
fotosfera que rodea al Sol. Al cabo de una o dos semanas, algunas
manchas adquieren
el tamaño de Europa y luego desaparecen totalmente en uno o dos meses.
Neutrón.
Partícula
elemental
de materia
que constituye
los núcleos
atómicos. Sólo el núcleo del átomo de hidrógeno
ordinario
no contiene neutrones.
Los núcleos atómicos
de los demás elementos
re
componen de números fijos de protones y neutrones. Los neutrones
tienen aproximadamente
el mismo volumen y masa que los protones,
pero no poseen carga eléctrica alguna.
13
f>rotón. Partícula elemental de materia con una carga eléctrica positiva
que forma el núcleo del átomo de hidrógeno. Los protones, juntamente
con los neutrones, constituyen
los núcleos atómicos de los elementos.
La masa del protón es de 1,67 X lo-*4 gramos.
Protuberancius.
Gases luminiscentes
que emanan de la superficie del Sol
y que, principalmente,
se componen de hidrógeno,
helio y calcio. Las
protuberancias
más altas que se han observado hasta ahora llegan a
altitudes de casi un millón de kilómetros
sobre la superficie del Sol.
Las prominencias
sólo son visibles a simple vista durante los eclipses
totales del Sol.
Sismología.
Es la ciencia que estudia los fenómenos relacionados
con
los terremotos.
La sismología moderna trata no sólo de explicar
la
causa de los terremotos
sino que procura también adquirir
conocimientos acerca del interior
de la Tierra mediante el análisis de los
terremotos
naturales y artificiales.
Rayos ultravioletas.
Son ondas electromagnéticas
demasiado cortas para
ser percibidas
a simple vista. Mientras la radiación
visible tiene una
longitud
de onda de 4 000 a 7 000 ângström, la lux ultraviolets
comienza a una longitud
de onda de 4 000 A y baja hasta 300 A
aproxiyadamente.
La mayor parte de los rayos ultravioletas
(hasta
2 900 A) que penetran en la atmósfera de la Tierra
quedan absorbidos en la ozonosfera a unos 30 a 45 kilómetros
de altitud y, por
consiguiente,
no llegan a la superficie
terrestre.
Telescopio contador. Es una serie de instrumentos
para captar partículas
elementales o simples y la radiación ionizante:
por ejemplo, los rayos
cósmicos. Un tubo contador registra cada partícula
que pasa a través
del instrumento.
Cuando varios de estos contadores se colocan de un
modo especial para captar la radiación desde una dirección particular,
se utiliza la expresión <telescopio contador,.
Vatio. Unidad de energía, usada principalmente
en electricidad.
Un vatio
equivale
a 10’ ergios por segundo. En electricidad,
1 vatio (W)
= 1 voltio (V) X 1 amperio (amp.). Un kilovatio
(kW) I 1000 vatios.
PUBLICACIONES
DE
LA
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AGENTES
GENERALES
DE
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FRANCESAS
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1104 Castillejos,
SEÚL.
15, rue Ledru-Rollin,
(h~inpo,
B.P. 208.
COSTA RICA
P.O. Box 620,
FORT-DE-í+ANCE
.MaNr*.a.
Trejas
Hermanos,
(Martinica).
apartado
1313,
FINLANDIA
ARGELIA
SAN JOSÉ.
Akateeminen
KirjoEditiclns
de I’Empire,
kouppa,
CCBA
28, roe Michelet,
2
Keskuskatu,
Libreria
Ecomjmica,
AI<GEL.
HIXSINKI.
Pte. Zayas 505-7,
.\R!;ENTINA
FRANCIA
apartado
113,
Editorial
SudamwiLa HanANa.
Librería
de la I;nesco,
c:mu, S. A.,
19, avenue Klebcr,
CHECHOESLOVAQUIA
Alsina
500,
l’mis
16.
Artia
Ltd.,
BUENOS Ames.
C.C.P. Paris 12.59X-48.
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;meEklch,
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.\USTRAI
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, IA
AkJ~ywlO’:
*.
Melbourne
University
‘>~ ,
CIIII,E
I’ress,
SwriOn
de Ventas,
Libreria
Univrrsitar/a,
303 Flinders
Street,
19, avenue Kldber,
î;k+reda
B. O’Higgms
MBI.RUHNA c.1
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