El Año Geofísico Internacional; La UNESCO y su...

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:

1. La Unesco en 1950: sus directivas, sus actividades, 21 págs. II. Programo de base [adoptado por la Conferencia General de la

Unesco en su quinta reunión, Florencia, 19501, 31 págs. III. La cuestión racial, 11 págs. IV. La Unesco y el Consejo Económico y Social, 39 págs. V. La ayuda técnica para el fomento económico; una concepción

humana, 59 págs. VI. El mejornmiento de los manuales de historia, 31 págs. VII. La enseñanza de la geografía al servicio de la comprensión inter-

nacional, 38 págs. VIII. El derecho a la educación, 64 págs. IX. El acceso a los libros, 26 págs. X. Artes y letras, 32 págs. XI. La cooperación europea en la investigación nuclear, 26 págs. XII. Las ciencias sociales, 71 págs. XIII. Para conocer mejor a los demás pueblos, 24 págs. XIV. La energia nuclear y su utilización par fines pacificos, 82 págs. xv. El Año Geofisico Internacional, 76 págs.

t

EL 1 AÑO GEOFÍSICO INTERNACIONAL

Por WERNER BUEDELER

UNESCO

Publicado en 1957 por la Organización de las Naciones Unidns para la Educación, lo Ciencia y la Cultura

19, avenue Kléber, Paris 16 Impreso 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 Geofí- sico 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 H. EVANS

Director general

INDICE

1. LA TIERRA ES UN PLANETA. . . . . . .

El universo y nosotros; Efectos solares sobre la Tierra; Rayos cósmicos y meteoritos; Comple- jidad de la geofísica.

II. LA GEOFíSICA . . . . . . . . .

Desarrollo de la geofísica; El Primer Año Polar; El Segundo Año Polar.

111. EL AÑO GEOFíSICO INTERNACIONAL. .

Génesis del AGI; El AG1 y la Unesco; ‘El AGI’ toma forma.

IV. FINES DEL AÑO GEOFíSICO INTERNACIONAL. . .

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 meteoro- logía en el AGI; Observación de las radiaciones en el AGI; Tormentas y nubes luminosas; Radia- ción solar ultravioleta; Composición química de la atmósfera; Los cohetes en la alta atmósfera.

VI. EN LOS LíMITES DE NUESTRO MUNDO . . . .

La exosfera; Auroras; Luminiscencia del aire: Rayos cósmicos; La ionosfera.

VII. PRELUDIO A LA CONQUISTA DEL ESPACIO.

Los satélites artificiales; El proyecto Ganguard 1 Orbitas de los satélites.

VIII. EXPLORANDO LOS MISTERIOS DEL SOL . . . .

La geofísica y el Sol; La cooperación internacional el la investigavión solar; La física solar y el AGI.

7

14

22

28

31

41

SO

59

IX. EXPLORANDO LA TIERRA . . . . . . . 63 Medición de la Tierra; Los enigmas del océano; Glaciares; Geomagnetismo.

X. UN CONTINENTE EXTRAÑO: LA ANTÁRTIDA . . . 67 Exploraciones en la región antártica.

XI. IMPORTANCIA DEL AÑO GEOFÍSICO INTERNACIONAL. . 70 Después del AGI.

GLOSARIO . . . . . . . . . . 72

CAPfTULO 1

LA TIERRA ES UN PLANETA

EL UNIVERSO Y 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 centí- metro 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 minuto (2,54 X 10’s cal/min), o sea casi 4 250 billones de 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, por ejemplo, una poderosa corriente de viento que se conoce con el nombre de «corriente de chorro». Tiene una anchura de muchos kilómetros y llega a casi todo el globo terráqueo; corre a una altura que varía entre 10 y 15 kiló- 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 trasla- ciones.

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 mapné- tico 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 peo- magnéticas, 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 descu- brirlas, 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 trans- misiones radiofónicas trasatlánticas, aunque tal vez siga siendo excepcionalmente buena la recepción en las bandas de onda larga. Todo este proceso es extremadamente comali- cado. 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 apro- ximan 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 mimís- culas 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 persona- los 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 dia- tribución 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 acer- cándonos 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 espe- cializado 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 geógrafo- fue el sabio griego Eratós- tenes, 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, midién- dola, 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 retorno- trazó 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 composi- ción 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 fenó- menos 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 inver- sión de temperatura : cuando una capa de aire caliente se 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 para realizar observaciones. Mediante estos globos sondas se 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 siglo XVIII y principios del XIX respectivamente se aventuraron 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 registrar de manera continua más y más datos durante períodos que duraran meses e incluso años, cabría esperar que se realizaran nuevos progresos en materia de investiga- ción 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 Peters- burgo 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 Interna- cional.

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 Mun- diales, 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 sometién- dolas 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

a los dos polos; se habían descubierto nuevos datos acerca de la composición y las condiciones atmosféricas; se conocían los rayos cósmicos; se utilizaban nuevos instrumentos para 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 Meteoro- lógico 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, Ita- lia, 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 confor- table vuelo. A esta nueva empresa damos hoy el nombre de Año Geofísico Internacional.

21

CAPíTULO III

EL AÑO GEOFf SIC0 INTERNACIONAL

GÉNESIS DEL AÑO GEOFÍSICO 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 principio se consideró dicha empresa como una modesta 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 Astro-

22

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 sugestiones que estimaran oportunas. Por intermedio de la 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 Interna- cional, 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 preli- minar 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 se extendería del 1.” julio de 1957 al 31 de diciembre 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 coin- cidió 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. Her- bays, que solicitara de la Unesco un apoyo financiero para el establecimiento v sostenimiento de una secretaría perms- nente 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 con- ecdidas 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 cien-

24

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 cien- tíficas que han de desarrollarse durante el AGI. De esta manera, la Organización de las Naciones Unidas para la Edu- cación, 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. Junta- mente 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 altera- ron 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 recomendaciones recibió el CSAGI de los organismos científicos afi-

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 Repú- hlicas 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 aten- ción a la distribución geográfica de los puntos de observa- ción 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 versión de las diversas partes y SUS respectivos ponentes quedó como sigue: Días Mundiales, Dr. Shapley; Meteorología, Dr. van Mieghem; Geomagnetismo, Dr. Laursen; Luminis- cencia del aire y auroras, Prof. Chapman; Ionesfera, Dr. Bey- non; 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 tercera reunión del CSAGI. Mientras tanto han proseguido su

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, Che- coeslovaqnia, 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, Por- tugal, Reino Unido, República Democrática Alemana, Repú- blica Federal Alemana, República Popular China, Rumania, Suecia, Suiza, Túnez, Unión de Repúblicas Soviéticas Socia- listas, 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 explo- rarán 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~llll* “ - - . . , - - . . - . . - . - - - - - .

CAPÍTULO IV

FINES DEL AÑO GEOFfSTCO INTERNACIONAL

FUNCIÓN DEL 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 fenó- menos que se van a investigar. Igualmente requiere ciertas precauciones la interpretación de los recistros, ohserva- ciones, 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 pro- vectado 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 marí- timos 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 fenómenos que se desea investigar durante el AG1 no sólo plantea el problema de la distribución geográfica de los puestos de observación. También hay que tener presente el factor tiempo.

Como queda ya indicado, el AG1 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. Además, habrá algunos días determinados durante los 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 pro- medio de tres o cuatro por mes, seleccionados provisional- mente 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

que coincidan con grandes actividades meteóricas. Sin 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 Espe- ciales (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 susti- tuído 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 Inter- valos Mundiales Especiales será el CRLP Radio Warning Service, en Virginia, Estados Unidos, que trabajará en cola- boración 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 Espe- cial 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 Organiza- ción Meteorológica Mundial (OMM), se acordó introducir 6 Intervalos Meteorológicos Mundiales. Cada uno de ellos va a durar 10 días consecutivos y corresponderán trimestral- mente 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 siste- mas 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 V

LA EXPLORACION DE LA ATMOSFERA

EFECTOS PROTECTORES DE LA 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 y, por consiguiente, recibe idéntica cantidad de radiación solar, son enteramente diferentes las condiciones de temperatura 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 electromag- néticas en el espectro de la atmósfera (escala logarítmica de longitudes de ondas).

LONGITUDES DE ONDA

32

Instalando los instrumentos de registro dentro de la cabeza del cohete.

I.',,lo CSIS.]

Lanzamiento de un cohete Viking en el desierto de Nuevo México (Estados Unidos).

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 investi- gación 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 meteoroló- gicos «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 veces por día la temperatura a diferentes altitudes, hasta 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 obser- vación 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 encuentran los globos. Si esta medición se repite durante 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, permi- tirá 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 1 os 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 ihnni- nada 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 aten- ción de los meteorólogos y astrónomos, ya que suelen for- marse 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 ultra-

35

violeta del Sol, algunas de ellas se descomponen en átomos simples. Sin embargo, no permanecen simples durante mucho tiempo, sino que se juntan con moléculas de oxígeno no 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-quí- micos 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 anhí- drido carbónico de nuestra atmósfera produciría efectos fan-

Variación del límite de absor-

E BO- ción de los rayos ultravioletas, según la altitud.

: 60- -0 *; 40-

220-

Longitudes de onda en A

36

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 lógica- mente 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 telemé- tricos (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 com- posición 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 conside- rahle 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 foto- gráficas 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 atmosfé- ricas 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: ani- lina y ácido nítrico. Tiene una longitud de 6,25 metros, y puede transportar 12,5 kilogramos de instrumentos cientí- ficos 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

700

600

500

400

300

200

100

90

80

70

60

50

40

30

20

Alturas alcanzadas por explorar la atmósfera.

diferentes aparatos utilizados para

d b’ r I ta proyectada paro el <<Vonguard I)

-- m-----s

t I

/ Aerobee. HI

ir 262 kl m

\ I

A4 184 km

Aerobee 120 km Copo F 1 ---

Capo E w-v Capa D

.--<-- ll>---.*-l-l”l. “. - ̂ 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 permitan interpretar los fenómenos registrados por los 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 VI

EN LOS LfMITES DE NUESTRO MUNDO

LA 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 superficie de la Tierra; otra, llevada a la realidad en las últimas décadas, consiste en la utilización de radioecos de diferentes frecuencias; una tercera posibilidad es la explo- ración 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 descrip- ción 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 correla- ción 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 espectro- tópicas 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 cuantita- tivo del campo geomagnético, del cual nos ocuparemos más adelante.

Los radio-observatorios mantendrán una vigilancia constante para registrar los ecos procedentes de altitudes aurorales.

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 magné- tica 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 partí- culas 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 eléc-

44

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, abar- cará 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 primarios. El AG1 f o rece la primera posibilidad de investigar los fenómenos de los rayos cósmicos mediante un pro-

45

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 identifi- carán las partículas de baja energía. Estos instrumentos esta- rán emplazados al nivel del mar o en observatorios situados a grandes alturas.

A base de los registros generales obtenidos de las partí- culas 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 como prueba convincente, son sin embargo una primera 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 eléc-

46

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 frecuencias y otras no. Las variaciones en el grado de ioni- 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. Probable- mente, 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

/ / //

II 1’ / / / I / ANTENA

CONTADORDE RAYOS CÓSMICOS Y REGISTRO DEA AURORAS -,

I

/I RAYOS DEL SOL 1’ A'

/ / / /

// / / A

/ CONTADOR DE

II / / RAYOS GAMMA \,

/ I //

/

/ / // //

1’ CONTADOR DE RAYOS

f ’ ULTRAVIOLETAS SOLARES

,7 ! í 1

1 CONVERSOR DE ENERGíA SOLAR I

r CONTADOR DE F- ELECTRONES

ACUMULADORES

i ELÉCTRICOS

\ CONTADOR RAYOS X SOLARES

EGISTRADORA

DE ENGRANAJE TAMBOR REGISTRADOR

DE

Detalles de un satélite artificial. [Foto USE.]

Manchas sobre la superficie del Sol.

- . -“<-~~-~--~--LI.--*.-I-.“~. “,.” .- _. <-_,

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 radio- rruidos 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 VII

PRELUDIO A LA CONQUISTA DEL ESPACIO

LOS SATÉLITES ARTIFICIALES

El Año Geofísico Internacional será recordado no sólo como 1 a 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 cien- tífico y técnico que suponía tan ambicioso plan.

Dos días más tarde, los profesores rusos Sedov y Ogorod- nikov declararon en una conferencia de prensa celebrada en Copenhague que la Unión de Repúblicas Soviéticas Socia- listas lanzaría igualmente una pequeña plataforma al 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 saté- lite 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 propul- sión, 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 centí- metros 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 atmosfé- ricos y cósmicos. Los datos así recogidos se comunicarán al 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 alrededor de la Tierra sin una propulsión ulterior, a una 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 cir-

52

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 Van- guard 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 necesa- riamente 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 kiló- metros 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 kiló- metros 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 kiló- metros.

El cohete se habrá elevado verticalmente en la primera y segunda etapa de su vuelo, pero su trayectoria habrá empe- zado 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 satélite- se 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 USIS.]

Lanzamiento de un satélite artificial por medio de un cohete triple.

1. El primer cohete transportará el conjunto hasta 60 kilómetros de altura aproximadamente.

2. El segundo cohete subirá hasta una altitud aproximada de 350 kiló- metros.

3. A esta altura, el tercer cohete imprimirá el necesario impulso lateral para despedir el satélite en su órbita, con una velocidad qne alcan- zará 28 000 kilómetros por hora.

54

habrá alcanzado exactamente la velocidad deseada. En ese momento, un dispositivo mecánico desconectará el satélite 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 combi- nación 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, aunque de forma distinta. La Academia de Ciencias de la 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 incli- nada 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 cuándo ha de aparecer. Como el tiempo que empleará el 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 saté- lites 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 de prominencias solare>, tomadas durante un eclipse total del Sol.

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 \li”llt~apolis Star.1

Varias etapas del eclipse solar del 30 de junio de 1954.

[Foto hustr:~lian News kreau.]

Las regiones antárticas son el lugar donde ocurren fenómenos atmosfh- ricos especiales, talrs corno esta nube torbellino.

“. .” . . _.r__,..-.I. .<

Barco rompehielos usado para transportar grupos de investigadores y su equipo en el Antártico.

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 dura- ción, 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 saté- lites 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 saté- lites, 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 VIII

EXPLORANDO LOS MISTERIOS DEL SOL

LA GEOFíSICA Y EL SOL

Con frecuencia hemos aludido a la estrecha relación que existe entre muchos fenómenos geofísicos. Por esta razón no siempre se ve claro si una determinada investigación cae 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 enfo- cados desde un punto de vista general científico. El Año Geofísico Internacional dará buenos resultados sólo a condi- ción de que pueda darse realidad a tal enfoque. Tan necesaria como la recogida misma de pruebas y datos es la interpre- tación 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 ade- más 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 alcan- zará una nueva culminación. Aunque esta culminación quizá no sea tan importante como la registrada por última vez en 1946 -que fue de una intensidad excepcional- sin 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 magné- tico 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

Japón, Australia y Nueva Zelandia tomarán el relevo y 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 acompa- ñadas 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 auto- máticas 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 Cam-

61

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 fenó- menos 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 radiación solar. Este procedimiento ayudará sin duda a 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 Espe- ciales, pues sólo registrando los fenómenos solares será posible predecir las perturbaciones geomagnéticas, y las 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 IX

EXPLORANDO LA TIERRA

El Año Geofísico Internacional puede describirse metafóri- camente 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 instrumentos especiales. Las observaciones astronómicas consistirán en determinar con precisión el paso por el meridiano de algunas estrellas -labor que exige una precisión de una centésima de segundo- así 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 consti- tución 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 explo- rarán 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 oceano- gráficos 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 geomagné- ticas 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 geo- magnéticas 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 simul- táneo 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 X

UN CONTINENTE 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 extra- polares de la Tierra hasta llegar a cambiar el nombre ori- ginal 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 cien- Mico 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 Sovié- ticas 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 Antár- tico eran aventuras muy arriesgadas aue algunas veces costa- ban 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 grandeza, resultan muchas veces insuficientes para hacer 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 persi- guen. Gigantescos rompe-hielos, aviones y limpianieves eléc- tricos 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 insta- lación 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 meteoro- 1 ogía, geomagnetismo, auroras y luminiscencia del aire, física ionosférica, glaciología, rayos cósmicos, oceanografía, sismología, medidas gravitacionales. Las otras estaciones 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 contri- buirá 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 preci- sión 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 fenó- menos 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 XI

IMPORTANCIA DEL AÑO 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 interesan- tísimo 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 conee- cuencias 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 compren- sión del planeta que habitamos. Esas son las grandes pro- mesas 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 se expresa así: __ ,. Su valor numérico en el caso de la Tierra se

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 abre-

viada 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 kilo- calorías 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 equi- librado 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 carac- terísticas 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 sepa- rado del átomo o molécula ionizados en el primer proceso se com- bina con un átomo o molécula neutrales para formar un ion cargado negativamente. Las principales condiciones para el proceso de ioni- zación 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 a 112 kilómetros; capa Fl a una altitud media de 220 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 acom- pañadas 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 absor- bidos 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 UNESCO: AGENTES GENERALES DE VENTA

AFGANISTÁN Panuzai, Press Department, Roya1 Afghan Ministry “f Education, KABUL.

ALEMAXIA R. Oldenbourg KG., Unesco Vertrieb für Deutschland, Rosenh<:ilnerstrasse 145. Mviwxr 8.

ANTILLAS FRANCESAS Librairie J. Bocage, 15, rue Ledru-Rollin, B.P. 208. FORT-DE-í+ANCE (Martinica).

ARGELIA Editiclns de I’Empire, 28, roe Michelet, AI<GEL.

.\R!;ENTINA Editorial Sudamwi- c:mu, S. A., Alsina 500, BUENOS Ames.

.\USTRAI IA . , Melbourne University I’ress, 303 Flinders Street, MBI.RUHNA c.1 (Victoria).

AUSTRIA Verlag ‘Q co.,

Gcorg Fromme

Spengergasse 39, VIEN. v.

BfiLGICA Office de PubIisité,S.A., 16, roe Marcq, Bavser.as 1: ;;,.V., Stamísard-Boek-

Belgiëiei 151, AYHBHF.S.

Para “EZ (‘arreo”: Louis de* Lannoy, 15, roe du Tilleul, GENVAL.

BOI.lVIA Librería Selecciones, avenida Camacho 369 casilla 972, LA Paz.

BR 8’ SIL Livraria Agir Editora, ruu lMé.xico 98-B, caixa postal 3291, Ri” DE Jaivemo.

C.\MBOJA Librairie Albert Por- tail, 14, nvenue Boullocbe, I’Hi%“M-PENH.

CANAD‘í University of Toronto Prt%s. Baldwin House, 33 St. Georrre Street. TOHONTO 5-

Para las pnb1icacione.s perihdicas:

Periodica, Inc., 5090, av. Papineau, MONTREAL 34.

CEILÁN The Associated News- papers of Ceylon, Ltd., Lakr House Bookshop, P. 0. Box 244, C01.0m30 1.

COLOMBIA Librería Central, Carrera 6-A, 11.0 14-32, B”G”Ti.

COREA Korean National Com- mission for Unesco~ Ministry of Educatlon, SEÚL.

COSTA RICA Trejas Hermanos, apartado 1313, SAN JOSÉ.

CCBA Libreria Ecomjmica, Pte. Zayas 505-7, apartado 113, La HanANa.

CHECHOESLOVAQUIA Artia Ltd., ;Ov; ;meEklch, > *.

CIIII,E Libreria Univrrsitar/a, î;k+reda B. O’Higgms

casilia 10220, SAxTIaGo.

ETIOPíA International Press Agency, P.O. Box 120, ADDIS Aa~na.

FEDERACIÓN MAL.\YA Y SISGAPUR

Peter Chong & Co., P.O. Box 132, SING.WUlL

FILII’INAS I??ilippine Education

IIIC., 1104 Castillejos, (h~inpo, P.O. Box 620, .MaNr*.a.

FINLANDIA Akateeminen Kirjo- kouppa, 2 Keskuskatu, HIXSINKI.

FRANCIA Librería de la I;nesco, 19, avenue Klebcr, l’mis 16. C.C.P. Paris 12.59X-48.

AkJ~ywlO’: ‘>~ ,

SwriOn de Ventas, 19, avenue Kldber, 1’,4nis 16.

(;I<IzcIA Librairie H. KauíCmann, 2X. r,,r du Stade, ATENAS.

CHINA Thc World Book Com- H,\~l‘l pany, Ltd., 99 Chungking South Librairie “A la Cara- Road, Section 1, Wll<!“,

36, rue Roux, B.P. 111, PUERTO PHfNCIPF..

HONG KONG Swindon Book Co., 25 Nathan Road, KOWLOON.

HIJSGRÍA Kultura, P.O. nox 1, UUDAPEST 53.

INDIA

l‘arPlcH (Taiwnn/Formosa).

DIXAMARCA Ejnar Munksgaard Ltd., 6 N@rregade, COPENHAGUE K.

ECUADOR Librería Cientinca, Luque 225 a 229, casilla 362, GUAYAQUIL.

EGII’T0 La Renaissance d’Egyptc, 9 Sh. Adly-Pasha, Er. Carao.

ESPA%A Libreria Cientiflca Medinaceli, Duque de Medinaceli 4, MADlIID.

Para “EI Correo”’ Ediciones Iberojmeri- canas S.A. Pizarro 19, MADRID. ’

ESTADOS UNIDOS DE AMl?RICA

Unesco Publications center, 801, 3rd Avemw, NUEVA YORK 22, N. Y.;

Y (con ercepcidn de las publicatimes peri4dicn.s)

Columbia University Presa, 2960 Broadway, Nueva YORK 27, N. Y.

Indian &rcanti2e Chamber, Nicol Iload, Bonrnau: ~~r~~T,f”ranjao Avc.,

- ,: Gynfou& Ron<¡, Hu~eaanan- 1; 36-A Mount Road, !HADR.iS. Kanson Hoow, 24/1 Asaf Ali Road, P.O. Box 386, ~Tl.=vt DW.HI.

Subdeoósitos: ~hfo*rd Book & Statio- nrry co., Scindia House, NUliVA D13:m; Rajkamal Prakasha” Private Ltd., Himalaya Housr, Hornby Road, Boaroau 1.

INDONESIA G.C.T. Van Dorp & CO., Djalan Nusantnra 22, Posttrolnmel 85, YaKAnTa.

IRAK McKcnsie’s Bookshop. -- BAGDAD.

IRÁN Ccnunission nationale irnnicnne pour 1’Unesco, avenue du Musde, TEABHÁX.

IRLANDA (RepUblica de) The National Press. $cS,futh Frederick

D”&. ISRAEL

EGmstein’s Bookstores

P.0:’ Box 4154, TEI. Avw.

ITALIA Libreria Conlmissiona- ria Sansoni, via Gino Capponi 26, casella postale 552, FI.ORP.NCIA.

JAMAICA Sangster’s Book Room, 91 Harbour Street, KINGSTON; Knox Educational Ser- vices, SPALDINGS.

JAPÓN Maruzen Co., Ltd., 6 Tori-Nichome, Nihonbashi, P.O. Box 605, Tokyo Central, TOKIO.

JORDAKIA HACHIMITA Joseph 1. Bahous & Co., Dar ul-Kutub, Salt Road, P.O. Box 66, A~ar.4~.

LíBANO Librairie Universelle, avenue des Francais, BBIRUT.

LIBERIA J. M~omolu KaFara, i:,,;nt and Gurlcy

MONRO;IA. LUXEMBURGO

Libra¡& Paul Bruck, 33, Grand-Rue. LUXEMBURGO.

MALTA Sapienza’s Library, 26 Kingsway, La VAIxrTR.

Ml?XICO E.D.I.A.P.S.A., Librcria de Cristal, apartado postal 8092, MÉXICO 1, D.F.

NIChRAGUA ;Adym e Hijos C.”

P.0‘. Box 52, MAwAolrA.

NIGERIA C.M.S. (Nigeria) Book- shops, shops, ~;oG~s30x 174, ~;oG~s30x 174, d d

NORUEGA NORUEGA A/S Bokjfirnet, A/S Bokjfirnet, Storingsplass 7, Storingsplass 7, OSLO. OSLO.

NUEVA ZELANDIA NUEVA ZELANDIA Unesco Publications Unesco Publications Centre, Centre, 100 Hackthorne Road. 100 Hackthorne Road. CHRISTCHURCH. .

PAISES BAJOS N. V. Martinus Nijhoff, Lage Voorhout 9, LA HAYA.

PAKISTÁN Ferozsons : 60 The Mail, Laaoae ; Bunder Road, Ka~acrx~ ; 35 The Mall, I’asnilwan.

PANAMÁ Cultural Panamefia, Avenida 7.‘. II.” Tl-49. apartado -de correos 2018, PANAB&

PARAGUAY Agencia de Librerías de Salvador Nizza, calle Pte. Franco 39-43, Asuwxún.

PERÚ Libre& Mejia Baca, Jirón AzRngaro 722, LI11.4.

POLONIA Osrodek Rozpowszech- niania Wydawnictw Naukowych PAN Palac Kultury i Nauki, Vnl<sovra.

PORTUGAL Dias t Andrade Ltda., Livraria Portugal, rus do Carmo 70, 1.1seon.

REINO UNIDO grlire. Stationery

P.O. box 569, Lon~nss, S.E.1.

REPCBLICA DOMINI- CANA

Libreria Dominicana, Mercedes 49, apartado de correos 656. CIU’DAD TRUJILLO.

RUMANIA Cartimex, Str. Aristide-Briand 14-18, P.O.B. 134-133, BUCAREST.

SUECIA A/B C. E. Fritzes Kungl. Hovbokhandel, Fredsgatan 2, ESTOCOLMO 16.

SGIZA Europa Verlag, Rämistrasse 5, ZURICH. Payot, 40. rue du March6. GINERIM.

TAILANDIA Suksapan Panit, Mansion 9, %&d;Fyrn Avenur,

TÁNGER Paul Fekete, 2, ruc Cook.

TÚNEZ Victor Boukhors. 4, rue Nocard, TÚNEZ.

TURQUÍA Librairie Hachette, 169 Istiklal Caddesi, Beyoglu, ESTAMBUL.

UNIÓN BIRMANA Burma Educational Bookshop, 551-3 Merchant Street, P.O. Box 222, RaHoúN.

U.R.S.S. Mezhdunarodnaja

%%, G-200. UNIÓN SUDAFRICANA

Van Schaik’s Book- store (Pty.) Ltd., Libri Bullding, Church Street, P.O. Bos 724, PRETOHIA.

URUGUAY Unesco, Centro de CooperaciOn Czty;;ca para América

bulev. ‘Artigas 1320-24. casilla de correo 859, MONTEVIDEO; Ofcina de Representa- ción de Editoriales plaza Cagancha 1343, 1.e’ piso, MONTEVIDEO.

VENEZUELA Libreria Villegas Vene- zolana, avenida Urdaneta, esq. Las Ibarras, edlf. Riera, apartado 2439, C.UMXS.

VIETSAM Librairir-Papeterie Xuân-Thu, 185-193, rue Tu-Do, R.P. 283, SAIGÚX.

TUGOESLAVIA Jugoslovenska Knjiga, Terazijc 27, BRLGHADO.

El Año Geofísico Internacional; La UNESCO y su...

Documents

Transcript of El Año Geofísico Internacional; La UNESCO y su...