Han pasado sólo algunos días desde que, con bombos y platillos, la prensa en general y comunicadores científicos en particular, anunciaran el inicio de la estación del invierno en el hemisferio sur. Pero…¿de qué hablamos cuando decimos “estaciones”?¿Existen diferentes formas de conceptualizar este fenómeno?¿Por qué se generan?, y algo interesante a preguntarse, ¿se dan estaciones en otros planetas del sistema solar?

El fenómeno de las estaciones es un tema que, quizás por su complejidad, aún sigue presentando dificultades en el contexto de la enseñanza escolar, como bien dan cuenta los aportes realizados desde los estudios de las ciencias de la educación que, en Argentina, por ejemplo, viene realizando el Dr. Néstor Camino (CONICET/UNP). Por este motivo, y por la importante cantidad de conceptos que envuelve, resulta interesante realizar una propuesta en la que se intente abordar este tema orientándolo al público en general, pero con la idea de que pueda ser útil también a docentes y estudiantes. En este sentido, tratar el fenómeno de las estaciones en la Tierra y luego reflexionar sobre qué pasa en los otros planetas del Sistema Solar, resulta una atrayente propuesta que puede redundar en una entretenida forma de discurrir sobre los factores que determinan las estaciones y las complejidades que el fenómeno engloba.

Las “estaciones”: un primer acercamiento al concepto

Para comenzar a desarrollar el concepto de estación veamos dos circunstancias que se presentan comúnmente.

Primera situación: Desde pequeños, en la escuela o en nuestros contextos de socialización cotidiana, aprendemos que durante el año se dan cuatro estaciones: otoño, invierno, primavera y verano (en ese orden en el hemisferio sur), y que cada una de ellas tiene asociada unas condiciones ambientales particulares. Así, es popular que, en otoño, los árboles comienzan a perder sus hojas; en invierno, se registran las más bajas temperaturas del año; en primavera, la flora renace y reverdece; y en verano las temperaturas ambientales alcanzan sus máximos anuales invitándonos a disfrutar de actividades al aire libre durante todo el día. Pero estas características asociadas a cada una de las estaciones, ¿se dan en general en toda región geográfica y/o latitud comprendida en cada hemisferio terrestre? A los niños de las escuelas de la Puna y la Antártida, ¿se les enseña que en otoño los árboles pierden sus hojas? Considerando la dinámica de las variables ambientales o climáticas en cada uno de estos ciclos en diferentes contextos del planeta, el concepto de estación comienza a evidenciar sus complejidades.

Por ejemplo, en las latitudes polares, las estaciones consisten en un verano corto y un invierno largo; división que se basa principalmente en los períodos de radiación solar recibida, ya que hay oscuridad en el cielo durante todo el invierno, y luz diurna o crepúsculo durante el verano. En latitudes bajas o entre los trópicos, donde el rango de la insolación anual (recepción de radiación solar) y el ciclo de temperatura cambia muy poco, las variaciones climáticas estacionales se basan principalmente en períodos lluviosos y secos. Estas variaciones de humedad son el resultado de los movimientos de la zona de convergencia intertropical, un cinturón estrecho de abundante precipitación que rodea la Tierra cerca del Ecuador. Se desplaza al norte y al sur estacionalmente con el sol y hace que las áreas que atraviesa tengan estaciones secas y húmedas de manera alternada; aquellas regiones muy cercanas al Ecuador que son atravesadas dos veces al año por este cinturón tienen dos estaciones húmedas y dos secas. 

En consecuencia, el concepto de las cuatro estaciones debería ser aplicable principalmente en las latitudes medias (aproximadamente entre 22,5º y 67,5º N o S), y veremos que, efectivamente, así lo confirman las observaciones realizadas desde la meteorología y climatología.

Segunda situación: Estamos a mediados de junio. Hay un aviso de nevada para Córdoba. Luego, una franja de entre 15 y 20 centímetros de nieve cubre la región de las sierras y más al este provincial se producen lluvias heladas. Mientras describe y caracteriza la situación, el meteorólogo de la televisión señala que faltan algunos días para el 21 de junio, fecha que tradicionalmente marca el comienzo del invierno en nuestro hemisferio. Las estaciones —verano, otoño, invierno y primavera— se consideran comúnmente en el hemisferio sur que comienzan respectivamente: el 21 de diciembre; el 21 de marzo; el 21 de junio; y el 21 de septiembre. En el hemisferio norte, el verano y el invierno se invierten, al igual que la primavera y el otoño.

Pero como vimos, algo similar a un desajuste entre el tiempo normativo y lo que los fenómenos meteorológicos dan cuenta parece repetirse cada año y en diferentes estaciones. El comportamiento de la atmósfera ¿está en desacuerdo aparentemente con nuestra concepción de lo que son las estaciones, o no? ¿Qué es realmente el invierno? ¿Cuándo se da el verano? ¿Cuáles son entonces las características que definen a cada una de las estaciones? 

Ante estas complejidades a la hora de entender las estaciones, en el contexto académico se distinguen dos definiciones comunes, la de estación astronómica y la de estación meteorológica.

Estaciones astronómicas y meteorológicas

Las estaciones astronómicas surgen a partir de fenómenos astronómicos ligados a la dinámica observada del sol como los solsticios y equinoccios. 

Primero, recordemos que la Tierra da una vuelta completa sobre su eje de rotación en casi 24 hs. (23 horas, 56 minutos, y 4 segundos), y que también se traslada alrededor del Sol completando una revolución precisamente en 365,24 días. Este último movimiento, denominado traslación, es realizado por la Tierra siguiendo una órbita elíptica que determina un plano, el plano de la órbita terrestre en torno al Sol llamado eclíptica.

Por otra parte, una característica interesante respecto a la rotación de la Tierra, es que el eje de este movimiento, el eje de rotación terrestre que simbólicamente atraviesa los polos, está inclinado cerca de unos 23,5° respecto a la vertical del plano de la órbita de nuestro planeta en torno al Sol.

Entonces, la compleja combinación de la inclinación del eje de rotación de la Tierra respecto al plano de su órbita en torno al sol, y este mismo movimiento de traslación, va determinando que a lo largo del año observemos cómo el sol va adquiriendo diferentes posiciones en el cielo. 

En este sentido, aunque siempre se dice que “el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste”, en realidad esto sólo ocurre dos veces al año: en los días de los equinoccios, momentos en que la Tierra ocupa una posición en su órbita tal que su eje de rotación no dispone que algún hemisferio se incline hacia el Sol ni se aleje de él, y observamos el sol cruzando el Ecuador celeste, aproximadamente tanto el 21 marzo como el 21 de septiembre.

El resto del año, el punto del horizonte por el que sale el Sol alcanza posiciones hacia el sur del Este a lo largo de la primavera y el verano astronómico austral, y hacia el norte del Este durante el transcurso del otoño e invierno astronómico en nuestro hemisferio. A la vez, el sitio por el cual el Sol se pone día tras día a través de las estaciones astronómicas, varía de la misma forma mencionada, con respecto al punto cardinal Oeste.

Este desplazamiento del punto de salida y puesta del Sol, alcanza sus máximos durante los solsticios de junio y de diciembre. cuando la Tierra orienta su polo sur y norte, y que en nuestro hemisferio Sur son, respectivamente, el día más corto del año (inicio del invierno astronómico, alrededor del 21 de junio), en el que el Sol a la vez se observa más bajo sobre el horizonte; y el día más largo del año (inicio del verano astronómico, en torno al 21 de diciembre), en el que el Sol está más alto, lo que de nuevo se invierte en el hemisferio norte. Esta dinámica va determinando que a lo largo del año los rayos de luz del Sol lleguen a un lugar dado de la Tierra con diferente inclinación, lo que provoca que la cantidad de energía (o calor) que recibimos en las latitudes medias, y por la tanto la temperatura de estas regiones, vayan cambiando paulatinamente por efecto de la inercia térmica de nuestra atmósfera y también de la masa de aguas y terrestre.

Salida del Sol

Esta es una serie de fotografías realizadas por Alejandro Gangui en la Ciudad de Buenos Aires. Tomando como referencia la torre se puede observar cómo el punto del horizonte por el que sale el Sol se desplaza día tras día.

Esquema espacial del fenómeno de las estaciones astronómicas. Crédito: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f5/Estaciones_del_a%C3%B1o.png

 

Debido a que la Tierra realmente viaja alrededor del sol en 365,24 días, se necesita un día extra cada cuatro años para equiparar el año civil con el de las estaciones, creando lo que conocemos como Año Bisiesto. Esto también provoca que la fecha exacta de los solsticios y equinoccios varíe. Además, la forma elíptica de la órbita de la Tierra alrededor del sol hace que la duración de las estaciones astronómicas varíe entre 89 y 93 días. Estas variaciones en la duración y el inicio de las estaciones suman a los factores que hacen que sea muy difícil comparar de forma coherente las estadísticas climatológicas de una estación astronómica concreta de un año a otro. Así nacieron las estaciones meteorológicas.

Los meteorólogos y climatólogos dividen las estaciones meteorológicas en grupos de tres meses, basándose en el ciclo anual de temperaturas y en nuestro calendario civil. Por lo general, consideramos el invierno como la época más fría del año y el verano como la más cálida, siendo la primavera y el otoño las estaciones de transición, y en eso se basan las estaciones meteorológicas. El otoño meteorológico en el hemisferio sur incluye marzo, abril y mayo; el invierno meteorológico incluye junio, julio y agosto; la primavera meteorológica incluye septiembre, octubre y noviembre; y el verano meteorológico incluye diciembre, enero y febrero.

La observación y la previsión meteorológicas condujeron a la creación de estas estaciones, y están más estrechamente vinculadas a nuestro calendario civil mensual que a las estaciones astronómicas. La duración de las estaciones meteorológicas es también más homogénea, oscilando entre los 90 días del invierno de un año no bisiesto y los 92 días de la primavera y el verano. Al seguir el calendario civil y tener menos variación en la duración y el inicio de las estaciones, resulta mucho más fácil calcular las estadísticas estacionales a partir de las estadísticas mensuales, ambas muy útiles para la agricultura, el comercio y otros fines socio-culturales.

Así también, en función de las temperaturas observadas para diferentes regiones en latitudes entre los paralelos 22,5º y 67,5º N/S, algunos meteorólogos y climatólogos han propuesto fechas de inicio y finalización diferentes para las cuatro estaciones que así se definen (ver tabla inferior). Por lo que vemos que al considerar la temperatura o el clima registrado en todas las latitudes del planeta a lo largo de un ciclo anual, la idea tradicional de estación se complejiza ampliamente.

En resumen, y para finalizar la definición astronómica de las estaciones es la más utilizada por los medios de comunicación y la currícula escolar. En el cuadro inferior se comparan las definiciones astronómicas y meteorológicas. Las estaciones astronómicas definen el verano (hemisferio sur, o el invierno del hemisferio norte) como el periodo que va desde el solsticio de diciembre hasta el equinoccio de marzo. El otoño austral termina en el solsticio de junio, el invierno continúa hasta el equinoccio de septiembre, y la primavera completa el ciclo, terminando en el solsticio de diciembre. Pero tengamos en cuenta que aunque la geometría del sistema sol-Tierra es claramente el origen de las estaciones astronómicas en la Tierra, éstas no tienen relación inmediata o directa con la temperatura o el clima registrado en todas las latitudes del planeta. 

Hemisferio Norte Invierno Primavera Verano Otoño
Hemisferio Sur Verano Otoño Invierno Primavera
Astronómica 21 Dic-20 Marzo 20 Marzo-21 Jun 21 Jun-22 Sept 22 Sept-21 Dici
Meteorológica 1 Dic-28 Feb 1 Marzo-31 Mayo 1 Jun-31 Agosto 1 Sept-31 Nov
Latitudes entre 22,5º-67,5º N 8 Dic-9 Marzo 9 Marzo-8 Jun 8 Jun-8 Sept 8 Sept-8 Dic
Latitudes entre 22,5º-67,5º S 3 Dic-4 Marzo 4 Marzo-4 Jun 4 Jun-3 Sept 3 Sept-3 Dic
Fechas de inicio y finalización de cada estación para distintas definiciones. Se indican las estaciones astronómicas (datos para el período 2020-2021) y meteorológicas junto con los valores correspondientes a las estaciones si se definen en función de las temperaturas observadas para diferentes regiones. Fuente: Trenberth (1983).

Estas complejidades en torno al concepto de estación son las que se deben tener en cuenta cuando intentamos abordar la interesante pregunta de si dan o no estaciones en otros planetas, como, por ejemplo, aquellos que conocemos mejor, los del sistema solar. Veamos a continuación qué nos puede decir la astronomía contemporánea al respecto.

¿Y las estaciones en otros planetas?

Cada planeta del sistema solar tiene estaciones astronómicas. La mayoría tiene cuatro como la Tierra, llamadas invierno, primavera, verano y otoño, pero hasta ahí llegan las similitudes. Los cambios ambientales asociadas a cada una de las estaciones extraterrestres son apenas perceptibles en algunos planetas (como Venus), extremadamente extremos en otros (como en el caso de Urano), y en algunos planetas como Mercurio simplemente imposibles de definir.

Las siguientes tablas muestran, por un lado, las fechas aproximadas en las que comienzan y terminan las estaciones astronómicas en los 8 planetas del sistema solar. En la primera tabla, entre otros datos como la inclinación del eje de rotación y la excentricidad de la órbita (los cuales serán importantes para comprender el fenómeno de las estaciones en otros planetas), los equinoccios y solsticios llevan el nombre de la estación astronómica correspondiente a la que dan inicio en el hemisferio sur; aunque la convención que se utiliza a menudo en astronomía para discutir las estaciones planetarias es en relación a las correspondientes al hemisferio norte. Así, cuando el polo norte de un planeta está inclinado hacia el sol, los astrónomos lo llaman el solsticio de verano; cuando el polo sur está inclinado hacia el sol, se llama solsticio de invierno. Sin embargo, como vimos, las estaciones son siempre opuestas en los dos hemisferios. 

Por otro lado, la segunda tabla muestra la duración aproximada en días y años terrestres para las estaciones en cada planeta.

Planeta Excentricidad de la órbita Inclinación del eje de rotación (en grados) Equinoccio de otoño Solsticio de invierno Equinoccio de primavera Solsticio de verano
Mercurio 0,21 0,027
Venus 0,01 177,3 24 de Febrero 1 de Abril 28 de Mayo 22 de Julio
Tierra 0,02 23,5 20 de Marzo 21 de Junio 23 de Septiembre 21 de Diciembre
Marte 0,09 24 31 de Marzo 16 de Diciembre 12 de Junio del año siguiente 2 de Noviembre del año siguiente
Júpiter 0,05 3 Agosto de 1997 Mayo de 2000 Marzo de 2003 Marzo de 2006
Saturno 0,06 26,75 1980 1987 1995 2002
Urano 0,05 82 1922 1943 1964 1985
Neptuno 0,01 28,5 1880 1921 1962 2003
Las estaciones mencionadas son las correspondientes al hemisferio sur de cada planeta calculadas en y para el año 2000. Fuente: NASA.
Planeta  Duración aproximada de cada estación astronómica en días y años terrestres
Venus  55-58 días
Tierra  89-93 días
Marte 7 meses
Júpiter  3 años
Saturno  Aproximadamente 7 años
Urano  Aproximadamente 20 años
Neptuno  Más de 40 años

Como veremos, las estaciones planetarias son causadas por dos factores: 1) inclinación axial o del eje de rotación planetaria respecto al plano orbital, y 2) distancia variable al sol (dada por la excentricidad orbital). La órbita de la Tierra es casi circular (tiene una excentricidad baja) y, por lo tanto, tiene poco efecto sobre el clima en la Tierra. Es la inclinación axial de nuestro planeta la que causa casi toda la dinámica de las estaciones.

Aunque estos dos factores, correspondientes a la geometría de las configuraciones Sol-Planeta, principalmente son los que intervienen en el fenómeno de las estaciones, existen otros rasgos intrínsecos de cada planeta, como su atmósfera, que determinarán o no la presencia de ciclos climáticos ligados a las estaciones. 

Así, por ejemplo, aunque en Júpiter y Venus en el año 2000, estuvieron atravesando al mismo tiempo que la Tierra la estación astronómica de la primavera boreal, al ser sus inclinaciones axiales muy pequeñas (tan solo 3º en comparación con la inclinación de 23,5º de la Tierra), los cambios estacionales en esos planetas son correspondientemente pequeños. La primavera en Venus no es muy diferente al otoño, al verano o al invierno. La atmósfera densa y ácida del planeta produce un efecto invernadero muy importante que mantiene la superficie a más de 470º C durante todo el año, lo suficientemente caliente como para derretir el plomo.

Asimismo, como Venus, Júpiter, a pesar de contar con estaciones astronómicas, no tiene estaciones con temperaturas cambiantes como la Tierra, sino que se estima que tiene una atmósfera constantemente tormentosa. El planeta principalmente es un gigante gaseoso y tiene una atmósfera muy turbulenta con tormentas de larga duración (por ejemplo, la históricamente denominada Gran Mancha Roja, que viene siendo observada desde hace algo más de 400 años). El núcleo de Júpiter es incluso tres veces más caliente que el de la Tierra, por lo que también se estima que es más caliente que la superficie del sol. Esto significa que algunas zonas de Júpiter son extremadamente calientes, pero también hay una gran diferencia de temperatura según el lugar de su atmósfera en el que nos encontremos.

Por otro lado, nuestro segundo vecino planetario más cercano, Marte, tiene una excentricidad orbital mayor a la de la Tierra, por lo que su órbita luce más elongada. Su distancia del Sol varía entre 1,64 y 1,36 UA durante el año marciano. Esta gran variación, combinada con una inclinación axial mayor que la de la Tierra, da lugar a cambios estacionales mucho mayores que los que experimentamos incluso en la Antártida. Para ilustrar esto, durante los últimos seis meses de 1999, el hemisferio sur de Marte ha pasado por su primavera y verano. La primavera comenzó a principios de agosto de 1999 y el verano llegó a finales de diciembre de 1999. El satélite Mars Global Surveyor de la NASA está en una órbita polar, por lo que la Mars Orbiter Camera de este dispositivo espacial ha tenido una excelente vista de los cambios diarios que han ocurrido a medida que los hielos del polo sur marciano se sublimaban durante la primavera y el verano (ver imagen inferior).

Aquí se muestran tres vistas de la misma parte del terreno estratificado cerca del polo sur marciano. Juntas, estas tres vistas documentan los cambios ocurridos entre agosto de 1999 y febrero de 2000 en la misma región. Cada vista tiene 3 kilómetros de ancho. Las diferencias en la orientación de las características de la superficie se deben a que el satélite no pasó directamente sobre el mismo punto en cada captura. Cada vista está iluminada por la luz solar desde la parte inferior derecha. Las líneas onduladas y casi paralelas en la mitad superior de cada imagen son capas expuestas del “terreno estratificado” del polo sur. Cuando el terreno comenzó a descongelarse a principios de agosto de 1999, aparecieron manchas oscuras. El viento recoge ocasionalmente parte del material oscuro y lo arrastra por el paisaje, creando vetas oscuras. A finales de septiembre, gran parte de la escena está cubierta de estas manchas oscuras y de estrechas rayas oscuras del viento. En febrero, toda la escarcha y las manchas oscuras habían desaparecido, revelando la superficie del terreno subyacente. Basándose en las temperaturas extremadamente frías medidas por el Espectrómetro de Emisiones Térmicas de este satélite durante la primavera austral marciana a 87° de latitud sur, la escarcha que se ve en las imágenes de la izquierda y del medio está probablemente compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono congelado (conocido en la Tierra como “hielo seco”). La flecha indica la dirección general del norte. Crédito: NASA/JPL/MSSS

Desde el punto de vista de un habitante de la Tierra, uno de los efectos más extraños de las estaciones en Marte es el cambio en la presión atmosférica en todo el planeta. Durante el invierno boreal, la presión atmosférica global en Marte es un 25% más baja que durante el verano boreal. Esto sucede debido a la excentricidad de la órbita de Marte y al complejo intercambio de dióxido de carbono entre los casquetes polares de hielo seco de Marte y su atmósfera de CO2. Alrededor del solsticio de verano boreal, cuando el polo norte marciano se inclina en dirección opuesta al sol, el casquete polar norte se expande a medida que el dióxido de carbono de la atmósfera polar se congela. En el otro extremo del planeta, el casquete polar sur se derrite, devolviendo CO2 a la atmósfera. Este proceso se invierte medio año después en el solsticio de invierno boreal

Si uno se pone a pensar físicamente, al principio, podría parecer que estos eventos que ocurren en extremos opuestos de Marte simplemente se equilibrarían en el transcurso del año marciano sin tener un efecto neto sobre el clima. Pero no sucede así. Eso es porque Marte está un 10% más cerca del sol en invierno que en verano (siempre en el caso del hemisferio norte). En el momento del solsticio de invierno boreal, el casquete polar norte absorbe más CO2 que el casquete polar sur absorbe medio año después. La diferencia es tan grande que la atmósfera de Marte es notablemente más delgada durante su invierno boreal. ¡Increíble!

Así también, como ya dijimos, la órbita de Marte es más excéntrica, a diferencia de la de la Tierra. Su movimiento orbital es más lento cuando está en el afelio (el punto más alejado del Sol) y más rápido en el perihelio (el punto más cercano al Sol). Este proceso, combinado con la inclinación del eje de rotación del planeta, hace que las estaciones marcianas varíen en duración más que las de la Tierra. La duración de las estaciones se señala en la tabla inferior y se dan en días terrestres y días marcianos, los cuales no se diferencian mucho. Los dos tienen casi exactamente la misma duración (Un día marciano tiene una duración de 24,6 horas).

Estación (hemisferio sur) Duración (en días terrestres) Duración (en días marcianos)
Otoño 93 194
Invierno 93 178
Primavera 90 142
Verano 89 154
Estaciones en Marte vs. Estaciones en la Tierra. Fuente: NASA.

Ahora, continuemos alejándonos un poco más del Sol y veamos qué pasa en Saturno, el segundo gigante gaseoso después de Júpiter.

Saturno tiene unos 120.000 km de diámetro y es achatado en los polos debido a su rápida rotación, de hecho, un día en Saturno sólo dura 10 horas. Los fuertes vientos que se observan en su disco, explican las bandas horizontales presentes en la atmósfera de este planeta gaseoso gigante. Las delicadas variaciones de color en las nubes, registradas a través de observaciones astronómicas, se estima que se deben a la niebla tóxica de la atmósfera superior, producida cuando la radiación ultravioleta del sol incide sobre el gas metano que lo compone. En las profundidades de la atmósfera, las nubes y los gases visibles se funden gradualmente en gases más calientes y densos, sin una superficie sólida en la que, llegado el caso, puedan aterrizar naves espaciales.

Al igual que la Tierra, el eje de rotación de Saturno está inclinado respecto a la vertical de su plano orbital unos 27º. Y esta inclinación es muy fácil de ver registrando la dinámica en la orientación de sus anillos.

Los anillos de Saturno son increíblemente finos, con un espesor medio de sólo unos 10 metros. Están formados por hielo de agua y polvo, en forma de trozos de tamaños diversos que orbitan alrededor de Saturno. El campo gravitatorio del gigante gaseoso perturba constantemente estos trozos de hielo, manteniéndolos dispersos y evitando que se combinen para formar un cuerpo mayor o una luna. 

Este sistema de anillos se extiende desde el ecuador de Saturno y hay momentos durante su órbita en los que los vemos completamente extendidos, y otros en los que los anillos son sólo una fina línea, vista de canto. Observando desde la Tierra, parecerían “cabecear” en el curso del viaje de 29 años y 167 días en torno al sol que realiza Saturno (ver imagen inferior).

A medida que Saturno se mueve a lo largo de su órbita, debido a la inclinación del eje de rotación, primero un hemisferio y luego el otro se inclinan hacia el Sol. Este cambio cíclico provoca las estaciones en Saturno, al igual que la inclinación del eje de la Tierra provoca nuestras estaciones astronómicas; pero como Saturno tarda casi 30 años en orbitar alrededor del Sol, sus estaciones son mucho más extensas. Además, ocurre algo interesante relacionado al sistema de anillos. Cuando estos están totalmente orientados hacia el Sol, pueden dar sombra al planeta y disminuir aún más la cantidad de energía que recibe el hemisferio que experimenta en ese momento el invierno.

Y estas estaciones astronómicas tienen un impacto en el clima o condiciones atmosféricas del planeta. En el transcurso de 20 años, los científicos registraron que la velocidad de los vientos alrededor de las regiones ecuatoriales de Saturno disminuyó aproximadamente un 40%. Los sobrevuelos de las sondas Voyager de la NASA en 1980-81 detectaron velocidades de vientos en torno a los 1.700 km/h, mientras que, en 2003, a través de observaciones realizadas por la Wide Field Planetary Camera 2 a bordo del telescopio espacial Hubble, se pudo estimar que aquellos vientos sólo alcanzaban unos 1.000 km/h.

Estas imágenes, capturadas entre 1996 y 2000 por el Telescopio Espacial Hubble, muestran cómo los anillos de Saturno van cambiando su orientación a medida que el planeta pasa del otoño al invierno astronómico en su hemisferio norte. La primera imagen de esta secuencia, en la parte inferior izquierda, fue tomada poco después del equinoccio astronómico de otoño en el hemisferio norte de Saturno (que coincide con el equinoccio de primavera en su hemisferio sur). En la última imagen de la secuencia, en la parte superior derecha, el planeta se acerca a su solsticio de invierno en el hemisferio norte (solsticio de verano en el hemisferio sur). Crédito: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Prestemos atención ahora a otro de los planetas gaseosos, el particular Urano. En este caso, si las estaciones marcianas resultaron peculiares según los estándares de la Tierra, probablemente les parezcan menos extravagantes en comparación con las estaciones en Urano. Al igual que la Tierra, la órbita de Urano es casi circular, por lo que mantiene la misma distancia al sol durante todo su ciclo anual. Pero, la cuestión aquí es que ¡el eje de rotación de Urano está inclinado unos 82º respecto a la perpendicular de su plano orbital! Esto da lugar a temporadas extremas de 20 años y un clima inusual. Durante casi una cuarta parte del año uraniano (equivalente a 84 años terrestres), el sol brilla directamente sobre cada polo, dejando a la otra mitad del planeta sumida en un invierno largo, oscuro y gélido (ver imagen inferior).

Esquema de las disposiciones espaciales que producen estaciones en Urano. Crédito: Universidad de Nanjing, Nanjing, China.

En el año 1986, el hemisferio sur de Urano acababa de comenzar su intensísimo invierno de décadas. Con el avance de los años, a medida que la luz del sol alcanzaba hacia algunas latitudes por primera vez en años, calentaba la atmósfera y desencadenaba gigantescas tormentas comparables en tamaño a América del Norte con temperaturas de -300º C (ver imagen inferior).

Al ser un gigante gaseoso, Urano no tiene una superficie sólida, sino que es una especie de bola de hidrógeno y helio, principalmente. La absorción de luz roja por el metano en la atmósfera, le da al planeta su característico color cian. Urano fue descubierto el 13 de marzo de 1781 por William Herschel, y los primeros registros ópticos informaron sobre la presencia de cinturones de nubes similares a Júpiter en el planeta. Pero cuando la sonda Voyager 2 de la NASA se acercó en 1986, Urano apareció sin aquellos rasgos.

Cambio estacional en Urano cuando el planeta se acerca a su equinoccio (imagen de la derecha), y su brillante collar polar del sur se vuelve más tenue. En la imagen del medio se ve una nube brillante probablemente está constituida de cristales de metano, que se condensan como burbujas cálidas de gas que brotan de las profundidades de la atmósfera de Urano. Crédito: NASA, ESA y M. Showalter (SETI Institute).

En las últimas décadas, Urano se ha movido lo suficiente a lo largo de su órbita para que el sol brille en las latitudes medias del hemisferio norte y sur. En este sentido, en el año 2007, el sol iluminaba directamente sobre el ecuador de Urano marcando la primavera astronómica boreal, y se entiende que en 2028 se dé el solsticio que inicie el invierno boreal.

Dejemos de lado a Urano y acerquémonos ahora al más distante de los planetas del sistema solar, y el último de los gigantes gaseosos, el frío Neptuno.

Neptuno, rota sobre un eje inclinado 29º respecto a la dirección perpendicular de su plano orbital, por lo que presenta cuatro estaciones astronómicas al igual que la Tierra, pero, a diferencia de aquí donde cada una de nuestras cuatro estaciones dura cerca de tres meses, las estaciones allí duran décadas. Es que este lejano planeta tarda casi 165 años en orbitar alrededor del sol, por lo que una estación dura algo más de 40 años. 

Las observaciones astronómicas realizadas desde tierra y a través de sondas como la Voyager 2, indican que Neptuno se caracteriza por unas condiciones meteorológicas o atmosféricas muy extremas. Se estima que la temperatura media de las capas superiores de la atmósfera del planeta es de unos -218 °C, con vientos de hasta 1500 km/h; y que estas condiciones extremas en el gigante gaseoso se deberían en gran medida al calor procedente del núcleo interno de Neptuno, compuesto por roca fundida, amoníaco líquido y metano. Aun así, hasta fines de los años 1990, las investigaciones realizadas por especialistas no daban indicios de cambios climáticos o atmosféricos estacionales en el planeta; pero observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble mostrarían que es muy probable que Neptuno también experimente variaciones meteorológicas estacionales. 

En este sentido, investigadores realizaron tres series de observaciones del planeta durante un período de seis años (que van desde 1996 a 2002) y registraron la dinámica de determinadas nubes presentes en el hemisferio sur del planeta.  Desde 1996 a 2002, las bandas de nubes de Neptuno se han observado más anchas y brillantes (ver imagen inferior). Este cambio parece ser una respuesta a las variaciones estacionales de la luz solar, como los cambios estacionales que vemos en la Tierra. Según lo que estiman los especialistas, la creciente cobertura de nubes es probablemente el resultado de un mayor calentamiento del Sol. El efecto es menos pronunciado cerca del ecuador de Neptuno, lo que es coherente con el efecto.

La cantidad de energía solar que llega a aquellos sectores de nuestro sistema planetario es mucho menor que la que recibe la Tierra. O sea, el sol es 900 veces más débil en Neptuno que en la Tierra. Aun así, al parecer, allí llega suficiente luz solar para provocar cambios estacionales. El hemisferio de Neptuno que recibe la mayor cantidad de luz solar en un momento dado experimentaría un aumento de la condensación y de la nubosidad.

A la luz de las observaciones, no sólo hay algún tipo de calor interno que impulsa los fuertes vientos en la atmósfera y la estructura de las nubes de Neptuno, sino que claramente la radiación solar también cambiaría la estructura de la atmósfera a lo largo del tiempo.

 

Obsérvese en estas imágenes del telescopio espacial Hubble que la atmósfera azul-verdosa de Neptuno ha estado cambiando de aspecto considerablemente durante los seis años transcurridos entre 1996 y 2002. Crédito: NASA, L. Sromovsky y P. Fry, Universidad de Wisconsin-Madison

Por último, volvamos a acercarnos al sol y consideremos al menor de los planetas rocosos, el peculiar Mercurio. 

Para abordar el fenómeno de las estaciones allí (si se les puede llamar así) debemos tener en cuenta dos características notables de este planeta como: su casi nula inclinación del eje de rotación y la particular forma de su órbita, la más excéntrica de todos los planetas del sistema solar.

La distancia de Mercurio al Sol oscila entre 46.000.000 y 70.000.000 km al completar una órbita en 87,969 días terrestres. Asimismo, como dijimos, el eje de rotación de Mercurio es casi paralelo a la perpendicular de su plano orbital, siendo el valor más aceptado de su inclinación axial 0,027º. Este valor es significativamente menor que el de Júpiter, que tiene la segunda menor inclinación de todos los planetas, aproximadamente 3º. Esto implica que, para un observador en los polos de Mercurio, el centro del sol nunca se eleva más de algunos minutos de arco por encima del horizonte. Análogamente, para otro observador en el ecuador de Mercurio, durante el mediodía local, nunca ve al sol a más de unos pocos minutos de arco al norte o al sur de su cenit. 

Por otra parte, hasta la década de 1960 se pensaba que el “día” de Mercurio tenía la misma duración que su “año” (ambos cerca de 88 días), manteniendo la misma cara al sol tanto como lo que observamos para el sistema Tierra-Luna, donde el período de rotación lunar prácticamente es el mismo que el de traslación. Pero en 1965, observaciones de radar (considerando el efecto Doppler) demostraron que esto no era así. Pues ahora sabemos que el periodo de rotación de Mercurio es de 58,7 días, o 2/3 de su periodo de traslación.  Por lo tanto, Mercurio completa tres rotaciones sobre su eje durante dos de sus años. Este pequeño planeta es el único cuerpo del sistema solar bloqueado por las mareas en una resonancia orbital-rotacional con una relación distinta de 1:1.

Este hecho y la alta excentricidad de la órbita de Mercurio producirían efectos muy extraños para un observador en la superficie de Mercurio. De hecho, en algunas longitudes, el observador vería salir el sol y luego aumentar gradualmente su tamaño aparente a medida que avanzaba lentamente hacia su meridiano. En ese punto, el sol se detendría, invertiría brevemente su curso y se detendría nuevamente antes de reanudar su camino hacia el horizonte y disminuir su tamaño aparente. Los observadores en otros puntos de la superficie de Mercurio verían movimientos diferentes, pero igualmente raros para alguien acostumbrado a la dinámica diaria del cielo terrestre.

También, por todas estas características asociadas a la dinámica del planeta y al ser un mundo prácticamente sin atmósfera, las variaciones de temperatura en Mercurio son las más extremas del sistema solar, oscilando entre los -180ºC por la noche (o regiones que no están siendo iluminadas por el sol) y los 420ºC durante el día. En este contexto, ¡es muy difícil pensar en estaciones en términos terrestres!

 

Para finalizar…

Abordar científicamente el concepto de las estaciones en nuestro planeta presenta sus complejidades, y hacen que surjan diferentes definiciones al considerar la dinámica de los fenómenos y efectos asociados.

Pero más complejo aún resulta comenzar a pensar en estaciones en otros de los planetas del sistema solar. Como fuimos viendo, registrar ciclos de estaciones no sólo dependería de la inclinación de sus ejes de rotación (como principalmente sucede en la Tierra), si no también de la forma o excentricidad de sus órbitas en torno al sol, como así también de sus particulares condiciones atmosféricas, entre otros fenómenos ligados también a la mecánica celeste.

En suma, pensar las estaciones en términos de fenómenos astronómicos y meteorológicos o climáticos que varían presentando alguna especie de ciclo o periodicidad, es la manera más interesante de acercarse y conceptualizar este fenómeno no sólo en la Tierra sino también en otros planetas.

Fuentes

-Camino, Néstor (1995). Ideas previas y cambio conceptual en astronomía. Un estudio con maestros de primaria sobre el día y la noche, las estaciones y las fases de la luna. ENSEÑANZA DE LAS CIENCIAS, 13 (l), p. 81 -96

-Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R.; Fletcher, L. N. search by orcid; Orton, G. S.; Calcutt, S. B.; Tice, D. S.; Hurley, J. (2012) Further seasonal changes in Uranus’ cloud structure observed by Gemini-North and UKIRT. Icarus. Volume 218, Issue 1, 47-55

-Karkoschka, Erich & Tomasko, Martin (2005). Saturn’s vertical and latitudinal cloud structure 1991 2004 from HST imaging in 30 filters. Icarus, Volume 179, Issue 1, 195-221

-Margot, J. L.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; et al. (2007). Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core. Science. 316 (5825): 710–714

-Piqueux, Sylvain search by orcid; Byrne, Shane; Kieffer, Hugh H.; Titus, Timothy N.; Hansen, Candice J. (2015). Enumeration of Mars years and seasons since the beginning of telescopic exploration. Icarus. Volume 251, Issue 1, 332-338

-Sromovsky, L.A.; Fry, P.M.; Limaye, S.S. & Baines, K.H. (2003). The nature of Neptune’s increasing brightness: evidence for a seasonal response. Icarus. Vol 163, issue 1, 256-261

-Trenberth, Kevin E. (1983). What are the Seasons? American Meteorological Society. Vol. 64. n 11, 1276-1282

https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2000/interplanetaryseasons