El Mar de Aral

Hasta principios de los años 60 el mar de Aral era el cuarto lago más grande del mundo, abarcaba una superficie de 66.000 kilómetros cuadrados y almacenaba mil kilómetros cúbicos de agua. En ellas se capturaban al año 40.000 toneladas de peces y sus deltas tributarios alojaban docenas de lagos menores, pantanos y una superficie de 550.000 hectáreas de tierras húmedas.
Hoy es uno de los mayores desastres ecológicos de los últimos tiempos y un claro, por dramático, ejemplo de adonde puede llevar el desarrollo si se ignora por completo el medio ambiente donde se produce.

La historia
Entre 1954 y 1960 el gobierno de Moscú ordenó la construcción de un canal de 500 kms. que tomaría un tercio del agua del río Amu Daria y la distribuiría en una gran cuenca para regar los inmensos campos de algodón con los que se pretendía que la Unión Soviética fuera autosuficiente en esta producción.
Los resultados fueron satisfactorios, pues se pasó de cultivar una superficie en torno a los cuatro millones de hectáreas en 1960 a siete millones veinte años después, mientras que la población de la zona pasaba de 14 a cerca de 25 millones de habitantes.
Para que esto ocurriera no bastó, desde luego el caudal inicial, sino que fue aumentando el caudal destinado a la irrigación, tomado éste de los ríos afluentes del Amu Darya y el Syr Darya, hasta que, en los años ochenta, la aportación de estos al mar de Aral era de tan sólo el 10% que en 1960.
Paralelo a este desmesurado consumo de agua en región tan seca estuvo la poca eficiencia del riego -canales no recubiertos y malos sistemas de drenaje y la utilización de fertilizantes y pesticidas.

Los resultados
El mar de Aral ocupa hoy la mitad de su tamaño original y su volumen representa una cuarta parte, el 95% de los pantanos y tierras húmedas cercanas se han convertido en desiertos y más de cincuenta lagos de los deltas se han secado, con una superficie de 60.000 hectáreas.
Este gran lago servía como amortiguador del clima extremo de la zona, por lo que su enorme disminución ha hecho más duro los inviernos y los veranos. Tampoco se ha de olvidar la tremenda sequía que asola desde hace unos años los países de la región.
Su desecación ha dejado al descubierto más de 30.000 kms. cuadrados de arenas salinizadas que el viento lleva en millones de toneladas hasta distancias superiores a los 200 kms.
Ésta también produjo una bajada del nivel freático que descendió de 53 a 36 metros. La pesca comercial, tras desaparecer 28 de las treinta especies de peces que habitaban aquellas aguas y quedar muchos pueblos pesqueros a 60 kms. de la orilla del lago, desapareció.

No menos pavoroso resulta hablar de los resultados de esta catástrofe sobre la salud de los habitantes de la región, afectada ésta por el uso de plaguicidas y fertilizantes que el cultivo del algodón requiere y la salinidad del agua potable, cuatro veces superior -40 gramos por litro- al límite establecido por la OMS.
Así los casos de hepatitis, cáncer de garganta, enfermedades respiratorias, de los ojos e infecciones intestinales se han multiplicado por siete al número existente en 1960. La región registra la mayor mortalidad infantil de toda la antigua URSS.
La bronquitis crónica ha aumentado un 3.000% y la artritis un 6.000. En la región uzbeka de Karakalpakstán, las mujeres padecen una pandemia de anemia y el 97% de ellas tiene unos niveles de hemoglobina muy inferiores a los 110 gramos por litro de sangre que fija la OMS.
La causa de esto último se debería al agua, saturada de estroncio, zinc y manganeso. En esta misma zona de Uzbekistán el cáncer de hígado creció de 1981 a 1987 un 200%, el de garganta un 25% y la mortalidad infantil se elevó un 20%.

Soluciones
Aunque existe divergencia en la manera de solucionar el problema parece que sí hay unanimidad en que el mar de Aral jamás volverá a ser el mismo y mientras unos ven posibilidades de recuperarlo en buena parte, otros se aprestan a evitar lo que puede resultar siendo una catástrofe humanitaria.
Entre las soluciones propuestas las hay que resultan casi peores que el propio mal, como la desviar los ríos siberianos Ob e Irtish que desembocan en el Artico y canalizarlos 2.400 km. hacia el sur, con lo que éste océano dejaría de recibir aguas menos frías, cambiaría la temperatura de la zona y la salinidad.
También existe alguna otra idea poco realista, como llevar 73 kilómetros cúbicos anuales de agua al mar de Aral durante veinte años, con lo que se restablecería su altura de 1960.
De momento las que se están aplicando y, al menos, han conseguido no aumentar el problema, consisten más bien en sustituir cultivos de gran consumo de agua por otros que necesitan menos riego o nuevos sistemas de drenaje.
Como ya hemos dicho al principio, el desastre del mar de Aral es una trágica evidencia de lo que puede ocurrir si desarrollamos nuestros actos ajenos al medio ambiente que nos rodea, sobre todo si estos afectan a los recursos naturales y a la salud.
La región del mar de Aral vivió muchos años de progreso, crecimiento económico y demográfico mientras se dilapidaban sus recursos y envenenaban la salud de sus habitantes, abocándolos a un período de tiempo mucho mayor de pobreza y enfermedades. En eso primeros años cualquier voz que se hubiera alzado para denunciar lo que se estaba haciendo y lo que podía ocurrir habría sido acalladas por la fuerza de los hechos. Una vez ocurrido el daño, ni los que idearon aquellos planes, ni los que ahora gobiernan ni la cooperación internacional son capaces de solucionar semejante catástrofe.
Hoy en día muchas regiones de este planeta, y el propio planeta, sufren procesos parecidos al del mar de Aral en una u otra fase. Los que hoy tachan de alarmistas o difamadores a quienes denuncian estas situaciones no estarán cuando el daño sea irreversible y, si lo están, no podrán arreglar lo que ya será irremediable, como en el mar de Aral.

MOVIMIENTOS

La precesión o movimiento de precesión es el movimiento asociado con el cambio de dirección en el espacio que experimenta el eje instantáneo de rotación de un cuerpo.
El paradigma de precesión lo tenemos en el caso del movimiento que realiza una peonza o trompo en rotación. Cuando su eje de rotación no es vertical, la peonza presenta un movimiento de añadido que identificamos con la precesión.
Más exactamente una precesión pura es aquel movimiento del eje de rotación que mantiene su segundo ángulo de Euler (nutación) constante. Este movimiento también se da en el eje de la tierra durante el movimiento de nutación.
Hay dos tipos de precesión: la precesión debida a los momentos externos, y la precesión sin momentos de fuerzas externos.

Nutación es un movimiento ligero irregular en el eje de rotación de objetos simétricos que giran sobre su eje. Ejemplos comunes son los giroscopios, los trompos y los planetas. Más exactamente, una nutación pura es el movimiento del eje de rotación que mantiene el primer ángulo de Euler (precesión) constante.
Para el caso de la Tierra, la nutación es la oscilación periódica del polo de la Tierra alrededor de su posición media en la esfera celeste, debida a la influencia de la Luna sobre el planeta, similar al movimiento de una peonza (trompo) cuando pierde fuerza y está a punto de caerse.
En el caso de la Flor, la nutación se superpone al movimiento de precención del equinoccio atentado, de forma que no sean regulares, sino un poco ondulados, los teóricos conos que dibujaría la proyección en el espacio del desplazamiento del eje de la Tierra debido al movimiento de precesión. La nutación hace que los polos de la Tierra se desplacen unos nueve segundos de arco cada 18,6 años.
El Sol produce otro efecto de nutación de mucha menor relevancia, con un período medio de medio año y un desplazamiento polar máximo de 0,55" de arco. Los demás planetas también producen variaciones, denominadas perturbaciones, pero que carecen de importancia por su pequeño valor.
El movimiento de nutación fue descubierto en 1728 por el astrónomo inglés James Bradley, y dado a conocer en el año 1748. Hasta 20 años más tarde no se supo que la causa de este movimiento extra del eje de la Tierra era la atracción gravitatoria ejercida por la Luna.

El Grupo Local de nuestra galaxia

El grupo local es nuestro pequeño cúmulo galáctico, una agrupación de galaxias que orbitan en torno a un centro común de gravedad y que se extiende por una región de espacio de menos de 10 millones de años luz de diámetro. Sus miembros principales son tres espirales: la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda y la del Triángulo, algo menor y próxima a Andrómeda. A cada una de las tres la orbita un enjambre de galaxias menores, que van desde elípticas enanas sumamente tenues a sistemas irregulares de brillo considerable, como las Nubes de Magallanes.La propia galaxia del Triángulo puede ser satélite de Andrómeda y existe un puñado de miembros externos no vinculados directamente a los miembros mayores, pero atrapados por la gravedad general del grupo.
Los vecinos más significativos de nuestra galaxia son las Nubes de Magallanes, un par de galaxias irregulares que orbitan la Vía Láctea cada 1.500 millones de años. Éstas ofrecen un importante indicio del destino de la mayoría de galaxias menores del grupo, ya que cada vez que pasan cerca de la Vía Láctea pierden parte de su integridad: su órbita está marcada por la «Corriente Magallánica» de gas disperso y estrellas abandonadas. Sin embargo, nuestro vecino más próximo, a sólo 88.000 año luz, es la galaxia elíptica enana de Sagitario, una pequeña nube de estrellas, descubierta apenas en 1.994, que está situada al otro lado del bulbo, desde nuestra posición, y que ahora mismo está siendo desplazada y absorbida por nuestra galaxia.
De hecho, la desorganización y absorción es el destino probable de todas las galaxias mayores del Grupo Local, puesto que Andrómeda y la Vía Láctea son presa ellas mismas de una atracción fatal. Lanzadas una hacia la otra a una velocidad de 1 millón de km/h, las dos grandes espirales se encontrarán dentro de unos 4.000 millones de años.

Capas internas y externas del Sol

Según el modelo más aceptado en la actualidad, dentro de la bola luminosa que llamamos Sol se distinguen varias capas concéntricas con características físicas suficientemente homogéneas como para poderlas definir con facilidad. Partiendo desde el centro de nuestra estrella, se reconocen las siguientes partes:



• Núcleo o corazón: Con un radio de unos 150.000 km. En esta zona se concentra casi el 40% de la masa solar. Aquí pueden desencadenarse espontáneamente las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio: en este horno nuclear ya se ha «consumido» el 40% del hidrógeno original (que formaba casi el 75% de la masa del núcleo).


• Zona radiactiva: Que se extiende hasta los 450.000 km desde el centro del Sol, es decir, un grosor de unos 300.000 km. La temperatura desciende a 4·10^6 K. Aquí la energía se transmite a través del plasma sólo por radiación, en una concatenación de absorciones y reemisiones: las reacciones nucleares la liberan en forma de fotones γ; la radiación es absorbida y reemitida miles de veces antes de «emerger» a las capas superiores transformada en rayos γ, X, ultravioletas, visibles e infrarrojos (calor).


• Región convectiva: Que se extiende por unos 250.000 km más. En esta zona, la energía también se transmite por el plasma a través de corrientes convectivas a alta velocidad que «mezclan» continuamente la materia solar. Para explicar algunos fenómenos superficiales, se considera que en esta zona se desarrollan las convectivas gigantes profundas, que van perdiendo intensidad a medida que se acercan a la capa sucesiva.


• La fotosfera: Significa literalmente «esfera de la luz» y es la parte visible. Tiene un grosor de apenas 400 km. Esta es la «superficie solar» a la que nos referimos al hablar de «diámetro solar».Tras un lapso de tiempo larguísimo, que puede llegar a los 10 millones de años desde la producción del núcleo, la radiación mana, evidentemente modificada por el largo recorrido seguido. La fotosfera es el lugar en el que se manifiestan los fenómenos solares más conocidos y estudiados: las manchas y la granulación.


• La cromosfera o «esfera de color»: (aparece rojiza durante los eclipses) es una capa de plasma de unos 10.000 km por encima de la fotosfera y considerada la parte baja de la atmósfera solar. Aquí se producen otros muchos fenómenos solares, como las espículas, las fáculas, los flóculos y las fulguraciones.

TECTONICA DE PLACAS

Rodinia:

Fue un supercontinente que existió hace 1.100 millones de años, durante la Era Neoproterozoica, reunía gran parte de la tierra emergida del planeta. Empezó a fracturarse hace 800 millones de años debido a movimientos magmáticos en la corteza terrestre, acompañados por una fuerte actividad volcánica. La existencia de Rodinia se basa en pruebas de paleomagnetismo que permite obtener la paleolatitud de los fragmentos, pero no a su longitud, que los geólogos han determinado mediante la comparación de estratos similares, actualmente muy dispersos.

Formación

Rodinia se formó y rompió durante el Neoproterozoico y probablemente existió como un único continente desde hace 1.000 millones de años hasta que comenzó a fragmentar en ocho pequeños continentes hace alrededor de 800 millones de años. Se cree que fue responsable en gran parte del clima frío del Neoproterozoico. Rodinia comenzó a formarse hace alrededor de 1.300 millones de años a partir de tres o cuatro continentes preexistentes, un acontecimiento conocido como la Orogenia Grenville. La ausencia de fósiles con concha o esqueleto y de datos paleomagnéticos fiables hacen el movimiento de los continentes antes en el Precámbrico inciertos. Una posible reconstrucción del anterior supercontiente es Columbia
La existencia de Rodinia se basa en datos paleomagnéticos utilizando datos de las Islas Seychelles, India y de los Montes Grenville, que se formaron durante la Orogenia Grenville y que actualmente se distribuyen en varios continentes. Aunque los detalles están en discusión por los paleogeógrafos, los cratones continental que formaban parte de Rodinia parecen haberse agrupado en torno a Laurentia (proto-Norteamérica), que constituyen el núcleo de Rodinia.
Parece que la costa oriental de Laurentia se asentaba junto a la costa occidental de Sudamérica, mientras que Australia y Antártida (que en este momento estaban unidas) parecen haber estado situadas junto a la costa oeste de proto-Norteamérica. Un tercer cratón, que se convertiría en África centro-norte, puede haber quedado atrapado entre estas dos masas que colisionaban. Otros cratones como el de Kalahari (África meridional) y Congo (África oeste-central), parecen haber estado separadas del resto de Rodinia.

APARATOS DE MEDICION

Bólometro: instrumento que mide la cantidad total de radiación electromagnética que viene de un objeto en todas las longitudes de onda. La medida se realiza por medio de una medida de la temperatura de un detector iluminado por la fuente a estudiar. El bolómetro fue inventado por el astrónomo americano Samuel P. Langley alrededor del año 1880. Con él estudió la radiación infrarroja del Sol. Se puede definir la magnitud bolométrica de una estrella como su luminosidad en todo el espectro electromagnético
Un bolómetro consiste de un cuerpo absorbente de calor conectado a un sumidero de calor (un objeto mantenido a temperatura constante) a través de un material aislante. El resultado es que cualquier radiación absorbida por el detector aumenta su temperatura por encima del sumidero de calor que actúa de referencia. La radiación absorbida se mide por lo tanto a partir del contraste de temperatura entre el detector y la referencia. En algunos bolómetros el termómetro actúa también como absorbente mientras que en otros el termómetro y el detector son dispositivos diferentes. Este tipo de bolómetros se denominan de diseño compuesto. En bolómetros del primer tipo la temperatura se mide por medio de la variación de la resistencia del absorbente (metálico) en función de su temperatura.
Aunque pueden ser utilizados para medir la intensidad de cualquier tipo de radiación electromagnética en la actualidad existen dispositivos más sensibles en la mayor parte del espectro lumínico. Sin embargo, en longitudes de onda submilimétricas (longitudes de onda en torno a 200 µm - 1 mm), los bolómetros siguen siendo los dispositivos más sensibles de detección. En estas longitudes de onda se utilizan bolómetros que deben ser enfriados hasta temperaturas fracciones de 1 grado por encima del cero absoluto, típicamente entre 50 y 300 milikelvin. Por este motivo su utilización es técnicamente muy compleja.

Pirheliometro: Un piranómetro (también llamado solarímetro y actinómetro) es un instrumento meteorológico utilizado para medir de manera muy precisa la radiación solar incidente sobre la superficie de la tierra. Se trata de un sensor diseñado para medir la densidad del flujo de radiación solar (vatios por metro cuadrado) en un campo de 180 grados.

Meteorito, Meteoro, Meteroide

Meteoroide: son partículas de polvo y hielo o rocas de hasta decenas de metros que se encuentran en el espacio producto del paso de algún cometa o restos de la formación del Sistema Solar.

Meteoro: es un fenómeno luminoso producido en la alta atmósfera por la energía de los meteoroides interceptados por la órbita de la Tierra.

Meteorito: son los meteoroides que alcanzan la superficie de la Tierra debido a que no se desintegran por completo en la atmósfera.

LLUVIA DE ESTRELLAS

Cuando un cometa pasa por el interior del Sistema Solar, la interacción con el viento solar hace que su superficie se active. Los gases y materiales de la superficie del cometa salen despedidos al espacio, y pasan a orbitar al Sol en órbitas muy similares a las de su cometa de origen. Así se forma una corriente o anillo de partículas, denominado técnicamente enjambre de meteoros. La órbita terrestre cruza algunos enjambres de cometas de periodo corto, produciendo lluvias de meteoros anuales, como las Leónidas o las Perseidas. Cuando la actividad de una lluvia de meteoros sobrepasa los 1000 meteoros por hora, se la denomina tormenta de meteoros.
Se cree que algunos asteroides pueden ser cometas exhaustos, es decir, cometas que han perdido todos sus elementos volátiles. Por eso, alguno de estos fenómenos tienen a asteroides como cuerpo progenitor. Es el caso de las Gemínidas, que se encuentran en la órbita del asteroide (3200) Phaeton.
Al entrar un meteoro en la atmósfera terrestre, se observa un trazo luminoso llamado estrella fugaz o meteoro. Este efecto luminoso está producido por la ionización de la atmósfera que genera la partícula. La mayor parte de meteoros tienen el tamaño de granos de arena y se desintegran a unos 80 o 100 kilómetros de altura. Algunos con masa mayor llegan a tener un brillo considerable, y se los denomina bólidos (en inglés, fireballs). Sólo cuando los meteoroides poseen una masa considerable pueden atraversar la atmósfera por completo hasta llegar a la superficie. Estos meteoroides pasan a recibir la denominación de meteoritos.


Principales lluvias de meteoros

Cuadrántidas (enero)
Líridas (abril)
Perseidas (agosto)
Oriónidas (octubre)
Leónidas (noviembre)
Gemínidas (diciembre)

Parámetros que caracterizan una lluvia de meteoros1.

1. Radiante: Es el punto del cielo del cual parecen salir los meteoros de una lluvia. Se mide mediante las coordenadas Alfa y Delta. Alfa es ascensión recta (AR). Delta es la declinación (Ddec).
2. Tasa Horaria Zenital (THZ). Es el número máximo de meteoros por hora observables en condiciones ideales -un cielo perfectamente claro con el radiante de la lluvia justo sobre su cabeza (el cenit).
3. Índice poblacional. Relación de la distribución de magnitudes (brillo) de una lluvia de meteoros.