III. DE LA TIERRA COMO UN ARCHIVO QUE PRESERVA LA HISTORIA DE LA ACTIVIDAD SOLAR
LAS ESCALAS de tiempo que importan al hombre son aquéllas de años, décadas, siglos y a lo más milenios. Lo que ocurrirá en los próximos diez años es de vital importancia para nosotros.
Por tanto, los cambios en las emisiones solares que tendrán profundos efectos en nuestras vidas serán los que ocurran en las escalas de tiempo que nos afectan. Y como vimos en el capítulo anterior, hay algunas manifestaciones de la variabilidad de nuestra estrella que suceden en los tiempos que nos ocupan, pues el Sol tiene ciclos de actividad cuya duración puede ser de décadas. Hay varias preguntas que se nos pueden ocurrir al leer esto, por ejemplo, ¿cómo sabemos que el Sol tiene ciclos de décadas?, o bien, ¿estos ciclos han existido y existirán siempre? La respuesta la podemos obtener si buscamos en el pasado información sobre la actividad del Sol, y qué mejor si los informes sobre el comportamiento de nuestra estrella se hallan por escrito.
Los registros escritos, o como son llamados más comúnmente, históricos, sobre la variabilidad del Sol, son principalmente de tres tipos: el primero proviene de la descripción de la forma de la corona solar durante los eclipses totales de Sol, el segundo de las observaciones de las manchas solares, y el tercero de las observaciones aurorales.
Hasta hace poco la corona del Sol, la parte más externa de la atmósfera solar, sólo se podía observar desde la Tierra cuando ocurría un eclipse total de Sol.
Normalmente no podemos observar la corona a simple vista debido a que la luz
que emiten las capas más profundas del Sol, la opacan. Cuando hay un eclipse
total de Sol, el disco de la Luna, que por una afortunada coincidencia observado
desde la Tierra tiene aproximadamente el mismo tamaño aparente que el disco
solar, cubre al Sol permitiendo que sólo la corona quede visible. La forma de
la corona varía con la actividad del Sol. Cuando el Sol está más activo la corona
presenta una serie de rayos y se observa muy brillante, como lo muestra la figura
8(a). En el mínimo de actividad se observa que la corona es opaca y sin mucha
estructura (figura 8(b)). Las observaciones sistemáticas de la corona durante
los eclipses totales de Sol se han llevado a cabo desde 1706.
Figura 8. (a) Forma de la corona solar durante el máximo de actividad. La foto fue tomada durante el ecplise del 11 de julio de 1991 en Cuernavaca. (b) forma de la corona durante el mínimo de actividad solar.
Las observaciones previas a este siglo son muy escasas en Europa, y no porque no hubiera eclipses sino porque su ocurrencia se dio en áreas muy poco pobladas. De hecho, sólo se tienen cuatro referencias de los años 1560,1567,1605 y 1652, que no ofrecen detalles sobre la forma que asumió la corona. En épocas anteriores los testimonios son muy vívidos y detallados pero sólo en cuanto a los efectos aterradores que la repentina oscuridad provocaba entre la gente. En Europa sólo uno, en 968, menciona a la corona. De aquí que la información que esta clase de fenómeno nos puede dar sobre la pasada actividad del Sol es de valor muy limitado.
La manifestación más evidente que se tiene de la actividad del Sol son sus manchas, ya que su número presenta un ciclo de aproximadamente once años y se pueden observar a simple vista. Son, por tanto, la fuente más antigua de los registros directos de la historia de la actividad solar. En el mundo occidental, los griegos dan noticias de ellas desde el año 28 a. C., el curioso observador fue un discípulo de Aristóteles: Teofrasto de Atenas. Posteriormente la observación de las manchas solares cayó en desgracia en Occidente, ya que uno de los dogmas de la Iglesia católica era que el Sol, siendo creación divina, era una esfera perfecta y, punto importante, inmaculada. Las manchas solares, por lo tanto, fueron eliminadas por bula papal Fue Galileo, en 1610, quien al construir su telescopio y enfocarlo al Sol las redescubrió. Por cierto, debido a la observación directa del Sol, Galileo se dañó un ojo.
Las observaciones de Galileo provocaron que el estudio de las manchas cobrara
auge en las culturas europeas; de hecho desde el siglo XVII sólo ha habido un
año en el que no se informó sobre las manchas. Su comportamiento cíclico no
fue notado sino hasta 1843, lo cual, dicho sea de paso, es fuente de escarnio
para los astrónomos y demás estudiosos de los cielos ya que se contaba con casi
dos mil años de observaciones, y nadie aparentemente advirtió esta regularidad
tan evidente. Al que correspondió el honor de tal descubrimiento fue al boticario
alemán, Heinrich Schwabe, quien se basó en el estudio de 17 años de sus observaciones.
Poco después de este descubrimiento, los astrónomos profesionales (¡finalmente!)
se dedicaron a ver si éste era un ciclo real, mediante un programa de observaciones
diarias del número de manchas desde varios lugares de la Tierra. El organizador
de esta ambiciosa empresa fue Rudolf Wolf del observatorio suizo de Zurich.
Wolf también se dedicó a ver si el ciclo se presentó en el pasado. Después de
un cuidadoso trabajo recopiló los datos existentes entre 1610 y 1843, concluyendo
que el ciclo de aproximadamente once años estaba presente al menos desde 1700.
En la figura 9 se puede apreciar el número de manchas solares promedio por año
de 1610 a 1980. El lector puede comprobar que entre mínimo y mínimo (o entre
máximo y máximo) de este número de manchas, transcurren aproximadamente once
años.
Figura 9. Número promedio anual de manchas solares de 1610 a 1980. El número anual promedio de manchas solares en los años del máximo solar (es decir, los años del máximo número de manchas) presenta un patrón ondulante.
Aparte de este ciclo de once años podemos inferir otros de más largo periodo. Por ejemplo, si tomamos sólo el número máximo de manchas de cada ciclo con respecto al tiempo, los máximos del número de manchas van a presentar una periodicidad de aproximadamente 80 años, el llamado ciclo de Gleissberg, denominado así en memoria a su descubridor. De la figura 9 observamos que el máximo de manchas tiene alzas y bajas con periodos de 80 años, y que el número máximo de manchas ha ido aumentando sistemáticamente desde 1610 hasta nuestros días. Analizando con más detalle el ciclo de manchas aparece un periodo de 180 años, el cual no es fácilmente apreciable en una inspección visual de la gráfica de manchas solares. Este periodo ha sido interpretado como un doble ciclo de Gleissberg.
Hoy en día, aun durante el mínimo del ciclo de manchas solares, puede observarse
media docena de ellas diariamente. En los tiempos de máximo, cien o más al día,
sin embargo, las cosas no siempre han sido así. Entre 1887 y 1890 los astrónomos
Gustav Spoerer de Alemania y Walter Maunder de Inglaterra se dieron cuenta de
que casi no se informó sobre la presencia de manchas entre 1645 y 1715 (véase
la figura 9). A esta aparente ausencia de manchas se le ha denominado mínimo
de Maunder. La realidad de este inusitado descenso fue reconfirmada en 1976,
cuando el científico estadounidense John Eddy estudió los registros históricos
y mostró que en efecto hubo un mínimo anómalo de la actividad solar en esa época.
Figura 10. Cincuenta y tres observaciones de manchas solares recolectadas por Kanda (en 1933) de registros históricos de China, Japón y Corea desde 28 a.C. hasta 1800.
Como ya dijimos, desde el año 28 a. C. se cuenta en Occidente con noticias
sobre la observación de las manchas solares que, sin embargo, no se producían
en forma regular. De hecho, el estudio de estos documentos nos da tres o cuatro
observaciones de manchas por siglo en promedio. Del Oriente, en cambio, se tienen
registros desde la dinastía Han (200 a. C. a 200 d.C.), en cuyos juicios surgió
una burocracia dedicada a la observación astronómico-astrológica que mantuvo,
a lo largo del tiempo, informado al emperador en turno sobre cualquier portento
de los cielos, desde las "estrellas nuevas" (hoy llamadas supernovas) y los
cometas hasta la cambiante faz del Sol. De Corea se tiene una información similar,
por razones parecidas, desde el siglo XVI. En la figura 10 aparecen
las observaciones de las manchas solares efectuadas en China, Japón y Corea
desde el año 28 a. C. hasta 1800. En general, las manchas solares eran, para
el emperador en turno, signo de que algo andaba mal con su gobierno; entonces
las presiones políticas y sociales del momento, no las religiosas, podían influir
para que estas señales de los cielos fueran o no suprimidas. Como ejemplo podemos
citar lo que ocurrió en China durante la dinastía Chin (26 a. C. a 420 d.C.).
Cuando el primer emperador de esta dinastía acababa de subir al trono hubo en
los cielos muy pocas señales de cualquier clase. Más tarde, conforme la insatisfacción
popular contra el régimen creció, se presentaron numerosos eventos celestes.
Esta situación implica que los registros de fenómenos celestes de esas épocas
y esos países deben ser tomados con gran cautela. Sin embargo, observando la
figura 10 vemos que entre 1640 y aproximadamente 1715, cuando política y socialmente
no había razones para suprimir eventos celestes, no hay manchas reportadas,
lo cual concuerda con el mínimo de Maunder de la figura 9. Por otro lado, entre
1100 y 1300 se avistaron numerosas manchas sin causa política o social que pudiera
hacerlas necesarias.
Con todo y las enormes limitaciones de las observaciones a simple vista, estos testimonios son útiles para informarnos sobre extensos periodos de alta o baja actividad solar.
Las manchas solares no son las únicas manifestaciones de la actividad del Sol que, cuando es más activo, produce muchas explosiones en la corona, las denominadas ráfagas. Estas explosiones, como vimos, provocan la emisión de partículas muy energéticas que se mueven con velocidades cercanas a las de la luz (algunas de ellas alcanzan un tercio de esta velocidad). Estas partículas llegan a la alta atmósfera de la Tierra a alturas entre los 500 y 900 m. Otra fuente de partículas que penetran también la alta atmósfera es el viento solar, el flujo de iones, electrones y protones que continuamente sale del Sol. Tanto el viento solar como las partículas provenientes de las ráfagas ingresan en la atmósfera interaccionando con sus átomos y produciendo ionización y excitación. Los fenómenos de desexcitación y recombinación de estos átomos producen la luz que da lugar al hermoso espectáculo de las auroras, en regiones que van de los 60 a 70 grados de latitud en ambos hemisferios. Por supuesto, algo tan espectacular como una aurora no pudo pasar desapercibido para los estudiosos de los cielos en ninguna época. Y como este fenómeno es una causa directa de la actividad solar, entonces el estudio de los registros aurorales es un medio indirecto de estudiar las variaciones en la actividad del Sol. Más aún, las auroras no estaban proscritas por la Iglesia católica, por lo que su observación no acarreaba problemas.
En el siglo pasado, el astrónomo alemán H. Fritz (1873) compiló un catálogo
de observaciones de auroras en Europa, que cubre desde aproximadamente el año
1100 hasta el 1870 (véase la figura 11(a)) y donde es notorio el aumento en
el número de auroras registradas a partir de 1500, interrumpido por una disminución,
de 1645 a 1700, que coincide con el mínimo de Maunder en manchas solares, para
después presentarse otra subida abrupta. Sin embargo, no podemos saber si este
aumento es debido, completa o parcialmente, a un cambio en la actividad solar
o a un mayor interés popular en la observación de aquéllas. Hay que recordar
que la llamada época de la ilustración en la ciencia empezó precisamente alrededor
de 1700. Fue el momento en que la visión newtoniana del mundo se impuso y los
fenómenos celestes ya no se consideraron como algo divino e inexplicable. En
particular, fue en 1720 cuando el astrónomo inglés Edmond Halley escribió un
artículo sobre la aurora, que tuvo amplísima circulación entre los científicos
de la época. Este trabajo pudo haber influido sobre el número de auroras de
las que se empezó a dar noticia. Por otro lado, el número total de auroras de
las que se tiene registro durante el siglo XII superó al número
total de auroras reseñadas en los tres siguientes siglos, lo que indica que
en ese siglo hubo un periodo de alta actividad solar, situación también sugerida
por los testimonios, resultado de observaciones visuales de manchas solares
en Oriente. Los informes japoneses, coreanos y chinos de auroras se resumen
en la Figura 11(b), y abarcan desde el año 200 a. C. Nuevamente apreciamos épocas
de numerosas observaciones, por ejemplo entre los años 1000 y 1200, así como
largas épocas en que no se presentaron auroras, como en los siglos VII
y VIII, y de 1600 a 1700, coincidiendo este último periodo con
el mínimo de Maunder.
Figura 11. (a) Reportes de auroras compiladas por Fritz en 1873 en números por década para latitudes de 0 a 60 grados norte. Los avistamientos después de 1715 se deben multiplicar por los números que aparecen en la parte superior de las barras.
Figura 11. (b) Observaciones de auroras compiladas por Kanda en 1933 y Matsushita en 1956 con datos de China, Japón y Corea, desde 28 a. C. hasta 1800.
EL SIGLO XX NOS PROPORCIONA MÁS HERRAMIENTAS PARA INVESTIGAR LA ACTIVIDAD SOLAR DEL PASADO
Hasta ahora hemos visto que existen evidencias de que, independientemente de las razones culturales, políticas y sociales, ha habido épocas en que la actividad del Sol se encontraba disminuida. Sin embargo, los testimonios que nos permiten vislumbrar este fenómeno cubren cuando mucho un periodo de aproximadamente 2 000 años. Sería deseable poder contar con registros en los que las veleidades mundanas no existieran y que se extendieran más allá en el tiempo. ¿Existe tal cosa? La respuesta es sí.
Uno de ellos tiene que ver con la entrada a nuestra atmósfera de partículas cargadas, como iones y protones, que provienen no del viento solar o las ráfagas, sino del espacio interestelar, los llamados rayos cósmicos.
Durante el máximo de actividad solar el viento solar y su campo magnético presentan muchas irregularidades. En el mínimo, sin embargo, las irregularidades son mínimas. Ahora bien, son precisamente las irregularidades del campo magnético interplanetario las que modulan la intensidad de los rayos cósmicos. Cuando el Sol está en su máximo de actividad las irregularidades actúan como obstáculos al flujo de los rayos cósmicos y menos partículas penetran a nuestra atmósfera. Pero cuando la actividad del Sol disminuye hasta llegar a su mínimo hay menos irregularidades que dispersen los rayos cósmicos y éstos penetran en mayores cantidades a la atmósfera de nuestro planeta.
Una vez que las partículas que forman los rayos cósmicos ingresan a nuestra
atmósfera, interaccionan con los núcleos atómicos ahí presentes produciendo
una gran variedad de otros núcleos, llamados cosmogénicos por haber sido
generados por partículas del cosmos exterior a nuestro Sistema Solar. Muchos
de estos núcleos son isótopos radiactivos.
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Después
de ser producidos los radioisótopos, siguen el movimiento de las masas de aire
convertidos en gases tales como el C14 o se adhieren
a partículas de tamaño de micras, los denominados aerosoles: tal es el caso
del radioisótopo berilio 10 (Be10). Estos isótopos bajan hasta la
parte inferior de la atmósfera, la que está en contacto con los seres vivos.
Una vez allí, los isótopos adheridos a los aerosoles se incorporan al suelo
por medio de la lluvia, mientras que los gases se depositan directamente en
el mar.
El mecanismo más importante que afecta la variación en la concentración de
los isótopos radiactivos es de origen terrestre: la variación del momento magnético
de la Tierra,
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que
se lleva a cabo en un periodo de aproximadamente 10 000 años. Como veremos en
el capítulo IV, el campo magnético terrestre, como primera aproximación, es
muy parecido al de un dipolo, es decir, se parece mucho al campo magnético generado
por un imán. Este campo actúa como un escudo que dificulta la entrada de partículas
a la atmósfera terrestre, ya sea que estas partículas provengan del viento solar,
de ráfagas o de rayos cósmicos. Si la intensidad de este campo disminuye, lo
que es equivalente a decir que el momento magnético disminuye, habrá más partículas
que puedan penetrar y, por lo tanto, mayor producción de isótopos cosmogénicos.
El efecto inverso se da cuando la intensidad del campo magnético aumenta. Como
ya mencionamos, entre aumentos (o disminuciones) de la intensidad magnética
transcurren aproximadamente 10 000 años.
Para poder hacer uso de la información que nos pueden proporcionar los isótopos cosmogénicos tenemos que encontrar archivos donde esté almacenada esta información. La buena noticia es que estos archivos existen y a continuación los describiremos:
1) Capas polares y glaciares. El hielo se forma de la precipitación de nieve y ésta se va comprimiendo en capas, que se van acumulando a lo largo del tiempo. En la época actual se extraen de la capa de hielo unos cilindros de varios cientos de metros o aun kilómetros de profundidad en los que pueden estudiarse características tales como la composición y el espesor de las capas de hielo depositadas, en las que se puede estudiar épocas que se remontan hasta 10 000 años.
2) Los sedimentos de las profundidades marinas. Los isótopos que nos dan información son el Be10 y el Al26. Llegan al mar directamente por la precipitación de los aerosoles a los cuales están adheridos o por el viento y los ríos que transportan los aerosoles de los continentes hacia el mar. El análisis de la composición de estos sedimentos permite estudiar las características del clima de diferentes épocas por varios millones de años.
3) Los anillos de los árboles. Durante la fotosíntesis, el C02 atmosférico y el agua son absorbidos por los vegetales. El C02 contiene C14 por lo que el análisis de su abundancia en las diferentes capas de los anillos de los árboles que se van formando anualmente permite estudiar indirectamente el flujo de los rayos cósmicos en diferentes épocas, hasta de 9 000 años en el pasado.
En la figura 12 se observa la variación a lo largo de 7 000 años de la concentración de C14. Se advierte que la curva punteada va dando la variación en la concentración de este isótopo debida al cambio en la intensidad del momento magnético. Observamos que al retroceder hacia el pasado la concentración primero disminuye, hasta llegar a un mínimo alrededor del año 450 de nuestra era, lo que indica que la intensidad del campo magnético iba en aumento, provocando una caída en la concentración de C14. Al retroceder en el tiempo, el escudo magnético de la Tierra fue disminuyendo su intensidad, lo que provocó una mayor concentración de C14. Hacia el año 5000 a. c., la intensidad magnética va de nuevo en aumento con la consecuente disminución paulatina en la concentración del multicitado isótopo.
Figura 12. Desviación de la concentración de C14 en partes por mil. Las desviaciones atribuidas al Sol están marcadas con flechas.
Además de la tendencia global en los aumentos y disminuciones del C14,
vemos múltiples desviaciones a más corto plazo sobre la curva punteada. Algunas
son las que podríamos achacar a la actividad solar. Las tres flechas que aparecen
en la figura 12 identifican al mínimo de Maunder (M) caracterizado
por un aumento en la concentración de C14 debido
a un Sol poco activo que dio lugar a un viento solar y campo magnético interplanetario
sin muchas irregularidades, el mínimo de Spoerer (S) y
un máximo (GM), el del siglo XII. Podríamos
tratar de ir más lejos en el pasado y ver qué otros máximos y mínimos de actividad
solar identificamos. Los resultados aparecen en el cuadro 3.
Los sugestivos nombres dados a estos periodos inmediatamente nos hablan de
la época histórica en la que ocurrieron, con excepción de los de Spoerer y Maunder,
que hacen honor a sus descubridores. Cabe notar que la brusca disminución de
la concentración observada en el C14 cerca de 1950
tiene origen humano, se atribuye a la quema del carbón vegetal que se inició
a gran escala con el inicio de la edad industrial a fines del siglo XIX.
De la figura 12 y del cuadro 3 no se deriva que los cambios extremos de la actividad solar sigan algún patrón cíclico, en una escala de tiempo de aproximadamente 3 000 años.
CUADRO 3. Algunos periodos de máxima y mínima actividad solar en el pasado a partir de la concentración de C14 en los anillos de los árboles
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Evento
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Duración aproximada
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| Máximo sumerio |
2720-2610 a.C
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| Máximo piramidal |
2370-2060 a.C
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| Máximo de Stonehenge |
1870-1760 a.C
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| Mínimo egipcio |
1420-1260 a.C
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| Mínimo homérico |
820-640 a.C
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| Mínimo griego |
440-360 a.C
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| Máximo romano |
20a.c. -80 d.C.
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| Mínimo medieval |
640-710 d.C.
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| Máximo medieval |
1120-1280 d.C.
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| Mínimo de Spoerer |
1400-1510 d.C.
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| Mínimo de Maunder |
1640-1710 d.C.
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| Máximo moderno |
empezó en 1800
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Los resultados que arroja el estudio de depósitos de Be10 son muy similares a los obtenidos del estudio del C14.
EL CICLO SOLAR EN EL PASADO REMOTO
Hay aún otra forma de investigar la actividad pasada del Sol que nos puede remontar muy atrás en el pasado. El medio son unas rocas de lodo rojo y arena muy fina conocidas con el nombre de formaciones de Elatina, que están constituidas por capas cuyo grosor nos puede indicar variaciones en los valores promedio anuales de la temperatura. La información que nos proporciona se extiende hasta 680 millones de años en el pasado. La Tierra, en la época en que estas rocas se formaron, estaba pasando por una etapa de frío intenso, a tal grado que en las regiones ecuatoriales, donde hoy la temperatura oscila entre 26 y 28° C, el suelo estaba cubierto de hielo durante todo el año. No había plantas sobre la superficie y la única vida consistía de algas primitivas y bacterias. En lo que ahora es el sur de Australia había grandes lagos que recibían periódicamente el agua de los icebergs derretidos. Esta agua contenía sedimentos que se depositaban en el lecho del lago. El volumen de las aguas provenientes de los icebergs variaba según la temperatura, y esto hizo que el grosor de los estratos lodosos depositados variara. Fue así como se constituyó la formación de Elatina. Cuando esta era glacial terminó y la temperatura ascendió, el hielo derretido formó mares que cubrieron la formación de Elatina. Movimientos subsecuentes de tierra y la erosión volvieron a exponer los depósitos de Elatina y permitieron que hoy podamos estudiarlos.
En la figura 13 aparece una sección de Elatina. Las láminas o estratos individuales tienen un grosor que va de 0.2 hasta 3 mm, los estratos forman a su vez grupos de 10 a 14 laminaciones. El grosor de las laminaciones varía de manera similar en cada grupo, alcanzando un máximo para la formación que está aproximadamente en el centro del grupo. Además, cada grupo está usualmente limitado al principio y al final por bandas oscuras que son laminaciones más delgadas y con mayor cantidad de arcilla que las centrales.
Figura 13. Laminaciones de una sección de la formación de Elatina, donde se observan los ciclos de 11 años de actividad solar, separados entre sí por bandas oscuras.
Pero, ¿cómo interpretar esto? Para nuestra fortuna podemos hacerlo observando lo que pasa en los lagos modernos, formados por glaciares derretidos. Durante la primavera y verano las aguas provenientes de los hielos derretidos llevan abundante materia a los lagos. Las aguas derretidas son más frías y por tanto más densas que las aguas del lago, y se hunden depositando en el lecho del lago una capa de lodo y arena fina; sin embargo, el material más fino, que además es más arcilloso y oscuro, se queda suspendido en la superficie del lago. En los meses posteriores este material también se depositará en el fondo del lago.
Si las capas de la formación de Elatina tuvieron un origen similar a las capas depositadas en los lagos modernos, es decir, si reflejan el volumen de las aguas formadas por los hielos derretidos que llenaron periódicamente el lago, entonces estas laminaciones nos indican la temperatura promedio de cada verano a lo largo de aproximadamente 1 800 años hace más o menos 680 millones de años.
Para poder estudiar este archivo de temperaturas se extrajo en 1982 del sur
de Australia un cilindro de 10 metros de largo. Se compararon los resultados
de la distribución de las capas de Elatina con los del registro de manchas solares.
Lo sorprendente es que ambos registros presentan periodos de aproximadamente
11 y 100 años.
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Adicionalmente,
el registro de Elatina presenta una periodicidad de 22 años, que es la misma
que la del llamado ciclo magnético del Sol, explicado en el capítulo I. Estas
similitudes con los ciclos de variación de la actividad solar nos indican que
puede haber una conexión directa entre la variabilidad climática y la actividad
del Sol. En otras palabras, podemos pensar que un incremento en la actividad
solar causó un incremento en la temperatura terrestre, que a su vez provocó
una mayor precipitación pluvial anual y, por tanto, una mayor cantidad de materia
depositada en los antiguos lagos.
Estos resultados nos llevan a preguntarnos cómo pudo el Sol afectar tan directamente el clima de la Tierra en esas épocas remotas, cuando que hoy es bastante más difícil encontrar los rastros del ciclo de actividad solar en nuestros patrones climáticos.
Una posible explicación tiene que ver con el campo magnético terrestre, que como ya mencionamos anteriormente, sirve como un escudo que protege al planeta de la entrada de partículas energéticas y plasma. También vimos que la intensidad de ese campo disminuye periódicamente, y precisamente hace más o menos 700 millones de años, su intensidad era 10% menor que la del actual, de modo que ese campo de menor intensidad permitió a las partículas y plasma solar penetrar en la atmósfera a niveles mucho más profundos que hoy, provocando que la influencia del ciclo solar en el clima fuera mucho mayor que actualmente.
Otra posible explicación tiene que ver con la composición atmosférica de esa época remota. Los estudios realizados sobre la atmósfera primitiva de la Tierra indican que antes de que la vida vegetal empezara a liberar oxígeno como uno de los productos de la fotosíntesis, el contenido de ese elemento en la atmósfera era una pequeña fracción del actual. Ese menor contenido permitió a la radiación ultravioleta solar penetrar más profundamente dentro de la atmósfera antes de ser absorbida por el poco oxígeno presente, el cual al convertirse en ozono formó un estrato a una altura menor a la que se encuentra hoy en día. La capa de ozono es directamente controlada por la actividad solar, y estando ésta a una menor altura, su interacción con la troposfera debió ser mayor, afectando de este modo los patrones climáticos más fuertemente que en la actualidad.
LA ACTIVIDAD SOLAR PRESENTA CICLOS MENORES QUE EL DE 11 AÑOS
De los análisis llevados a cabo por diferentes investigadores sobre la variación en el número de manchas solares, también se ha observado que existen ciclos adicionales de 2.1, 3, 5.4, 7 y 8 años. Algunos de estos ciclos se pueden relacionar claramente con fenómenos específicos de la actividad solar, para otros la causa no es clara. Por ejemplo, el de 2.1 años está relacionado con la producción de neutrinos en el interior del Sol, es decir, con cambios en la generación de reacciones nucleares en esa zona solar. Algunos investigadores consideran incluso que es éste y no el de once años, el ciclo fundamental en la actividad del Sol.
Por su parte, el ciclo de 5 años está relacionado con una asimetría en la actividad solar entre los ciclos solares pares y los ciclos solares nones. Lo de par o non depende del número del ciclo, el ciclo número uno comenzó en el año 1755.
La conclusión más importante que podemos sacar de todos los resultados arrojados por los diversos registros que tenemos en la Tierra sobre los ciclos de variación de la actividad solar es que desde hace casi 700 millones de años el ciclo de actividad del Sol ha sido aproximadamente el mismo. Por lo cual podemos pensar que su actividad es relativamente estable aunque presenta de vez en cuando variaciones. No obstante, éstas, dado que ocurren en escalas de tiempo importantes para el ser humano y la compleja sociedad que ha construido, tal vez puedan afectar el clima terrestre, y aunque desde el punto de vista solar son variaciones sin mucha importancia, para nosotros en este pequeño planeta pueden significar la vida o la muerte de los ecosistemas.