III. DE LA TIERRA COMO UN ARCHIVO QUE PRESERVA LA HISTORIA DE LA ACTIVIDAD SOLAR

LAS ESCALAS de tiempo que importan al hombre son aqu�llas de a�os, d�cadas, siglos y a lo m�s milenios. Lo que ocurrir� en los pr�ximos diez a�os es de vital importancia para nosotros.

Por tanto, los cambios en las emisiones solares que tendr�n profundos efectos en nuestras vidas ser�n los que ocurran en las escalas de tiempo que nos afectan. Y como vimos en el cap�tulo 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 duraci�n puede ser de d�cadas. Hay varias preguntas que se nos pueden ocurrir al leer esto, por ejemplo, �c�mo sabemos que el Sol tiene ciclos de d�cadas?, o bien, �estos ciclos han existido y existir�n siempre? La respuesta la podemos obtener si buscamos en el pasado informaci�n sobre la actividad del Sol, y qu� mejor si los informes sobre el comportamiento de nuestra estrella se hallan por escrito.

Los registros escritos, o como son llamados m�s com�nmente, hist�ricos, sobre la variabilidad del Sol, son principalmente de tres tipos: el primero proviene de la descripci�n 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.

 

OBSERVANDO LA CORONA SOLAR

Hasta hace poco la corona del Sol, la parte m�s externa de la atm�sfera solar, s�lo se pod�a observar desde la Tierra cuando ocurr�a un eclipse total de Sol.

Normalmente no podemos observar la corona a simple vista debido a que la luz que emiten las capas m�s 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 tama�o aparente que el disco solar, cubre al Sol permitiendo que s�lo la corona quede visible. La forma de la corona var�a con la actividad del Sol. Cuando el Sol est� m�s activo la corona presenta una serie de rayos y se observa muy brillante, como lo muestra la figura 8(a). En el m�nimo de actividad se observa que la corona es opaca y sin mucha estructura (figura 8(b)). Las observaciones sistem�ticas 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 m�ximo de actividad. La foto fue tomada durante el ecplise del 11 de julio de 1991 en Cuernavaca. (b) forma de la corona durante el m�nimo 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 �reas muy poco pobladas. De hecho, s�lo se tienen cuatro referencias de los a�os 1560,1567,1605 y 1652, que no ofrecen detalles sobre la forma que asumi� la corona. En �pocas anteriores los testimonios son muy v�vidos y detallados pero s�lo en cuanto a los efectos aterradores que la repentina oscuridad provocaba entre la gente. En Europa s�lo uno, en 968, menciona a la corona. De aqu� que la informaci�n que esta clase de fen�meno nos puede dar sobre la pasada actividad del Sol es de valor muy limitado.

 

LAS MANCHAS DEL SOL

La manifestaci�n m�s evidente que se tiene de la actividad del Sol son sus manchas, ya que su n�mero presenta un ciclo de aproximadamente once a�os y se pueden observar a simple vista. Son, por tanto, la fuente m�s antigua de los registros directos de la historia de la actividad solar. En el mundo occidental, los griegos dan noticias de ellas desde el a�o 28 a. C., el curioso observador fue un disc�pulo de Arist�teles: Teofrasto de Atenas. Posteriormente la observaci�n de las manchas solares cay� en desgracia en Occidente, ya que uno de los dogmas de la Iglesia cat�lica era que el Sol, siendo creaci�n 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 redescubri�. Por cierto, debido a la observaci�n directa del Sol, Galileo se da�� 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 s�lo ha habido un a�o en el que no se inform� sobre las manchas. Su comportamiento c�clico no fue notado sino hasta 1843, lo cual, dicho sea de paso, es fuente de escarnio para los astr�nomos y dem�s estudiosos de los cielos ya que se contaba con casi dos mil a�os de observaciones, y nadie aparentemente advirti� esta regularidad tan evidente. Al que correspondi� el honor de tal descubrimiento fue al boticario alem�n, Heinrich Schwabe, quien se bas� en el estudio de 17 a�os de sus observaciones. Poco despu�s de este descubrimiento, los astr�nomos profesionales (�finalmente!) se dedicaron a ver si �ste era un ciclo real, mediante un programa de observaciones diarias del n�mero de manchas desde varios lugares de la Tierra. El organizador de esta ambiciosa empresa fue Rudolf Wolf del observatorio suizo de Zurich. Wolf tambi�n se dedic� a ver si el ciclo se present� en el pasado. Despu�s de un cuidadoso trabajo recopil� los datos existentes entre 1610 y 1843, concluyendo que el ciclo de aproximadamente once a�os estaba presente al menos desde 1700. En la figura 9 se puede apreciar el n�mero de manchas solares promedio por a�o de 1610 a 1980. El lector puede comprobar que entre m�nimo y m�nimo (o entre m�ximo y m�ximo) de este n�mero de manchas, transcurren aproximadamente once a�os.

 

Figura 9. N�mero promedio anual de manchas solares de 1610 a 1980. El n�mero anual promedio de manchas solares en los a�os del m�ximo solar (es decir, los a�os del m�ximo n�mero de manchas) presenta un patr�n ondulante.

Aparte de este ciclo de once a�os podemos inferir otros de m�s largo periodo. Por ejemplo, si tomamos s�lo el n�mero m�ximo de manchas de cada ciclo con respecto al tiempo, los m�ximos del n�mero de manchas van a presentar una periodicidad de aproximadamente 80 a�os, el llamado ciclo de Gleissberg, denominado as� en memoria a su descubridor. De la figura 9 observamos que el m�ximo de manchas tiene alzas y bajas con periodos de 80 a�os, y que el n�mero m�ximo de manchas ha ido aumentando sistem�ticamente desde 1610 hasta nuestros d�as. Analizando con m�s detalle el ciclo de manchas aparece un periodo de 180 a�os, el cual no es f�cilmente apreciable en una inspecci�n visual de la gr�fica de manchas solares. Este periodo ha sido interpretado como un doble ciclo de Gleissberg.

Hoy en d�a, aun durante el m�nimo del ciclo de manchas solares, puede observarse media docena de ellas diariamente. En los tiempos de m�ximo, cien o m�s al d�a, sin embargo, las cosas no siempre han sido as�. Entre 1887 y 1890 los astr�nomos Gustav Spoerer de Alemania y Walter Maunder de Inglaterra se dieron cuenta de que casi no se inform� sobre la presencia de manchas entre 1645 y 1715 (v�ase la figura 9). A esta aparente ausencia de manchas se le ha denominado m�nimo de Maunder. La realidad de este inusitado descenso fue reconfirmada en 1976, cuando el cient�fico estadounidense John Eddy estudi� los registros hist�ricos y mostr� que en efecto hubo un m�nimo an�malo de la actividad solar en esa �poca.  

Figura 10. Cincuenta y tres observaciones de manchas solares recolectadas por Kanda (en 1933) de registros hist�ricos de China, Jap�n y Corea desde 28 a.C. hasta 1800.

Como ya dijimos, desde el a�o 28 a. C. se cuenta en Occidente con noticias sobre la observaci�n de las manchas solares que, sin embargo, no se produc�an 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 dinast�a Han (200 a. C. a 200 d.C.), en cuyos juicios surgi� una burocracia dedicada a la observaci�n astron�mico-astrol�gica 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 informaci�n similar, por razones parecidas, desde el siglo XVI. En la figura 10 aparecen las observaciones de las manchas solares efectuadas en China, Jap�n y Corea desde el a�o 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 pol�ticas y sociales del momento, no las religiosas, pod�an influir para que estas se�ales de los cielos fueran o no suprimidas. Como ejemplo podemos citar lo que ocurri� en China durante la dinast�a Chin (26 a. C. a 420 d.C.). Cuando el primer emperador de esta dinast�a acababa de subir al trono hubo en los cielos muy pocas se�ales de cualquier clase. M�s tarde, conforme la insatisfacci�n popular contra el r�gimen creci�, se presentaron numerosos eventos celestes. Esta situaci�n implica que los registros de fen�menos celestes de esas �pocas y esos pa�ses deben ser tomados con gran cautela. Sin embargo, observando la figura 10 vemos que entre 1640 y aproximadamente 1715, cuando pol�tica y socialmente no hab�a razones para suprimir eventos celestes, no hay manchas reportadas, lo cual concuerda con el m�nimo de Maunder de la figura 9. Por otro lado, entre 1100 y 1300 se avistaron numerosas manchas sin causa pol�tica o social que pudiera hacerlas necesarias.

Con todo y las enormes limitaciones de las observaciones a simple vista, estos testimonios son �tiles para informarnos sobre extensos periodos de alta o baja actividad solar.

 

LAS AURORAS

Las manchas solares no son las �nicas manifestaciones de la actividad del Sol que, cuando es m�s activo, produce muchas explosiones en la corona, las denominadas r�fagas. Estas explosiones, como vimos, provocan la emisi�n de part�culas muy energ�ticas que se mueven con velocidades cercanas a las de la luz (algunas de ellas alcanzan un tercio de esta velocidad). Estas part�culas llegan a la alta atm�sfera de la Tierra a alturas entre los 500 y 900 m. Otra fuente de part�culas que penetran tambi�n la alta atm�sfera es el viento solar, el flujo de iones, electrones y protones que continuamente sale del Sol. Tanto el viento solar como las part�culas provenientes de las r�fagas ingresan en la atm�sfera interaccionando con sus �tomos y produciendo ionizaci�n y excitaci�n. Los fen�menos de desexcitaci�n y recombinaci�n de estos �tomos producen la luz que da lugar al hermoso espect�culo 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 �poca. Y como este fen�meno 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. M�s a�n, las auroras no estaban proscritas por la Iglesia cat�lica, por lo que su observaci�n no acarreaba problemas.

En el siglo pasado, el astr�nomo alem�n H. Fritz (1873) compil� un cat�logo de observaciones de auroras en Europa, que cubre desde aproximadamente el a�o 1100 hasta el 1870 (v�ase la figura 11(a)) y donde es notorio el aumento en el n�mero de auroras registradas a partir de 1500, interrumpido por una disminuci�n, de 1645 a 1700, que coincide con el m�nimo de Maunder en manchas solares, para despu�s 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 inter�s popular en la observaci�n de aqu�llas. Hay que recordar que la llamada �poca de la ilustraci�n en la ciencia empez� precisamente alrededor de 1700. Fue el momento en que la visi�n newtoniana del mundo se impuso y los fen�menos celestes ya no se consideraron como algo divino e inexplicable. En particular, fue en 1720 cuando el astr�nomo ingl�s Edmond Halley escribi� un art�culo sobre la aurora, que tuvo ampl�sima circulaci�n entre los cient�ficos de la �poca. Este trabajo pudo haber influido sobre el n�mero de auroras de las que se empez� a dar noticia. Por otro lado, el n�mero total de auroras de las que se tiene registro durante el siglo XII super� al n�mero total de auroras rese�adas en los tres siguientes siglos, lo que indica que en ese siglo hubo un periodo de alta actividad solar, situaci�n tambi�n 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 a�o 200 a. C. Nuevamente apreciamos �pocas de numerosas observaciones, por ejemplo entre los a�os 1000 y 1200, as� como largas �pocas en que no se presentaron auroras, como en los siglos VII y VIII, y de 1600 a 1700, coincidiendo este �ltimo periodo con el m�nimo de Maunder.

Figura 11. (a) Reportes de auroras compiladas por Fritz en 1873 en n�meros por d�cada para latitudes de 0 a 60 grados norte. Los avistamientos despu�s de 1715 se deben multiplicar por los n�meros 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, Jap�n y Corea, desde 28 a. C. hasta 1800.

 

EL SIGLO XX NOS PROPORCIONA M�S HERRAMIENTAS PARA INVESTIGAR LA ACTIVIDAD SOLAR DEL PASADO

Hasta ahora hemos visto que existen evidencias de que, independientemente de las razones culturales, pol�ticas y sociales, ha habido �pocas en que la actividad del Sol se encontraba disminuida. Sin embargo, los testimonios que nos permiten vislumbrar este fen�meno cubren cuando mucho un periodo de aproximadamente 2 000 a�os. Ser�a deseable poder contar con registros en los que las veleidades mundanas no existieran y que se extendieran m�s all� en el tiempo. �Existe tal cosa? La respuesta es s�.

 

IS�TOPOS COSMOG�NICOS

Uno de ellos tiene que ver con la entrada a nuestra atm�sfera de part�culas cargadas, como iones y protones, que provienen no del viento solar o las r�fagas, sino del espacio interestelar, los llamados rayos c�smicos.

Durante el m�ximo de actividad solar el viento solar y su campo magn�tico presentan muchas irregularidades. En el m�nimo, sin embargo, las irregularidades son m�nimas. Ahora bien, son precisamente las irregularidades del campo magn�tico interplanetario las que modulan la intensidad de los rayos c�smicos. Cuando el Sol est� en su m�ximo de actividad las irregularidades act�an como obst�culos al flujo de los rayos c�smicos y menos part�culas penetran a nuestra atm�sfera. Pero cuando la actividad del Sol disminuye hasta llegar a su m�nimo hay menos irregularidades que dispersen los rayos c�smicos y �stos penetran en mayores cantidades a la atm�sfera de nuestro planeta.

Una vez que las part�culas que forman los rayos c�smicos ingresan a nuestra atm�sfera, interaccionan con los n�cleos at�micos ah� presentes produciendo una gran variedad de otros n�cleos, llamados cosmog�nicos por haber sido generados por part�culas del cosmos exterior a nuestro Sistema Solar. Muchos de estos n�cleos son is�topos radiactivos.²⁵ Despu�s de ser producidos los radiois�topos, siguen el movimiento de las masas de aire convertidos en gases tales como el C¹⁴ o se adhieren a part�culas de tama�o de micras, los denominados aerosoles: tal es el caso del radiois�topo berilio 10 (Be¹⁰). Estos is�topos bajan hasta la parte inferior de la atm�sfera, la que est� en contacto con los seres vivos. Una vez all�, los is�topos 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 m�s importante que afecta la variaci�n en la concentraci�n de los is�topos radiactivos es de origen terrestre: la variaci�n del momento magn�tico de la Tierra,²⁶ que se lleva a cabo en un periodo de aproximadamente 10 000 a�os. Como veremos en el cap�tulo IV, el campo magn�tico terrestre, como primera aproximaci�n, es muy parecido al de un dipolo, es decir, se parece mucho al campo magn�tico generado por un im�n. Este campo act�a como un escudo que dificulta la entrada de part�culas a la atm�sfera terrestre, ya sea que estas part�culas provengan del viento solar, de r�fagas o de rayos c�smicos. Si la intensidad de este campo disminuye, lo que es equivalente a decir que el momento magn�tico disminuye, habr� m�s part�culas que puedan penetrar y, por lo tanto, mayor producci�n de is�topos cosmog�nicos. El efecto inverso se da cuando la intensidad del campo magn�tico aumenta. Como ya mencionamos, entre aumentos (o disminuciones) de la intensidad magn�tica transcurren aproximadamente 10 000 a�os.

Para poder hacer uso de la informaci�n que nos pueden proporcionar los is�topos cosmog�nicos tenemos que encontrar archivos donde est� almacenada esta informaci�n. La buena noticia es que estos archivos existen y a continuaci�n los describiremos:

1) Capas polares y glaciares. El hielo se forma de la precipitaci�n de nieve y �sta se va comprimiendo en capas, que se van acumulando a lo largo del tiempo. En la �poca actual se extraen de la capa de hielo unos cilindros de varios cientos de metros o aun kil�metros de profundidad en los que pueden estudiarse caracter�sticas tales como la composici�n y el espesor de las capas de hielo depositadas, en las que se puede estudiar �pocas que se remontan hasta 10 000 a�os.

2) Los sedimentos de las profundidades marinas. Los is�topos que nos dan informaci�n son el Be¹⁰ y el Al²⁶. Llegan al mar directamente por la precipitaci�n de los aerosoles a los cuales est�n adheridos o por el viento y los r�os que transportan los aerosoles de los continentes hacia el mar. El an�lisis de la composici�n de estos sedimentos permite estudiar las caracter�sticas del clima de diferentes �pocas por varios millones de a�os.

3) Los anillos de los �rboles. Durante la fotos�ntesis, el C0₂ atmosf�rico y el agua son absorbidos por los vegetales. El C0₂ contiene C¹⁴ por lo que el an�lisis de su abundancia en las diferentes capas de los anillos de los �rboles que se van formando anualmente permite estudiar indirectamente el flujo de los rayos c�smicos en diferentes �pocas, hasta de 9 000 a�os en el pasado.

En la figura 12 se observa la variaci�n a lo largo de 7 000 a�os de la concentraci�n de C¹⁴. Se advierte que la curva punteada va dando la variaci�n en la concentraci�n de este is�topo debida al cambio en la intensidad del momento magn�tico. Observamos que al retroceder hacia el pasado la concentraci�n primero disminuye, hasta llegar a un m�nimo alrededor del a�o 450 de nuestra era, lo que indica que la intensidad del campo magn�tico iba en aumento, provocando una ca�da en la concentraci�n de C¹⁴. Al retroceder en el tiempo, el escudo magn�tico de la Tierra fue disminuyendo su intensidad, lo que provoc� una mayor concentraci�n de C¹⁴. Hacia el a�o 5000 a. c., la intensidad magn�tica va de nuevo en aumento con la consecuente disminuci�n paulatina en la concentraci�n del multicitado is�topo.

 

Figura 12. Desviaci�n de la concentraci�n de C¹⁴ en partes por mil. Las desviaciones atribuidas al Sol est�n marcadas con flechas.

Adem�s de la tendencia global en los aumentos y disminuciones del C¹⁴, vemos m�ltiples desviaciones a m�s corto plazo sobre la curva punteada. Algunas son las que podr�amos achacar a la actividad solar. Las tres flechas que aparecen en la figura 12 identifican al m�nimo de Maunder (M) caracterizado por un aumento en la concentraci�n de C¹⁴ debido a un Sol poco activo que dio lugar a un viento solar y campo magn�tico interplanetario sin muchas irregularidades, el m�nimo de Spoerer (S) y un m�ximo (GM), el del siglo XII. Podr�amos tratar de ir m�s lejos en el pasado y ver qu� otros m�ximos y m�nimos de actividad solar identificamos. Los resultados aparecen en el cuadro 3.

Los sugestivos nombres dados a estos periodos inmediatamente nos hablan de la �poca hist�rica en la que ocurrieron, con excepci�n de los de Spoerer y Maunder, que hacen honor a sus descubridores. Cabe notar que la brusca disminuci�n de la concentraci�n observada en el C¹⁴ cerca de 1950 tiene origen humano, se atribuye a la quema del carb�n vegetal que se inici� 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 alg�n patr�n c�clico, en una escala de tiempo de aproximadamente 3 000 a�os.

CUADRO 3. Algunos periodos de m�xima y m�nima actividad solar en el pasado a partir de la concentraci�n de C¹⁴ en los anillos de los �rboles

Evento	Duración aproximada
Máximo sumerio	2720-2610 a.C
Máximo piramidal	2370-2060 a.C
Máximo de Stonehenge	1870-1760 a.C
Mínimo egipcio	1420-1260 a.C
Mínimo homérico	820-640 a.C
Mínimo griego	440-360 a.C
Máximo romano	20a.c. -80 d.C.
Mínimo medieval	640-710 d.C.
Máximo medieval	1120-1280 d.C.
Mínimo de Spoerer	1400-1510 d.C.
Mínimo de Maunder	1640-1710 d.C.
Máximo moderno	empezó en 1800

Los resultados que arroja el estudio de dep�sitos de Be¹⁰ son muy similares a los obtenidos del estudio del C¹⁴.

 

EL CICLO SOLAR EN EL PASADO REMOTO

Hay a�n otra forma de investigar la actividad pasada del Sol que nos puede remontar muy atr�s en el pasado. El medio son unas rocas de lodo rojo y arena muy fina conocidas con el nombre de formaciones de Elatina, que est�n constituidas por capas cuyo grosor nos puede indicar variaciones en los valores promedio anuales de la temperatura. La informaci�n que nos proporciona se extiende hasta 680 millones de a�os en el pasado. La Tierra, en la �poca en que estas rocas se formaron, estaba pasando por una etapa de fr�o 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 a�o. No hab�a plantas sobre la superficie y la �nica vida consist�a de algas primitivas y bacterias. En lo que ahora es el sur de Australia hab�a grandes lagos que recib�an peri�dicamente el agua de los icebergs derretidos. Esta agua conten�a sedimentos que se depositaban en el lecho del lago. El volumen de las aguas provenientes de los icebergs variaba seg�n la temperatura, y esto hizo que el grosor de los estratos lodosos depositados variara. Fue as� como se constituy� la formaci�n de Elatina. Cuando esta era glacial termin� y la temperatura ascendi�, el hielo derretido form� mares que cubrieron la formaci�n de Elatina. Movimientos subsecuentes de tierra y la erosi�n volvieron a exponer los dep�sitos de Elatina y permitieron que hoy podamos estudiarlos.

En la figura 13 aparece una secci�n de Elatina. Las l�minas 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 var�a de manera similar en cada grupo, alcanzando un m�ximo para la formaci�n que est� aproximadamente en el centro del grupo. Adem�s, cada grupo est� usualmente limitado al principio y al final por bandas oscuras que son laminaciones m�s delgadas y con mayor cantidad de arcilla que las centrales.

 

Figura 13. Laminaciones de una secci�n de la formaci�n de Elatina, donde se observan los ciclos de 11 a�os de actividad solar, separados entre s� por bandas oscuras.

Pero, �c�mo 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 m�s fr�as y por tanto m�s 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 m�s fino, que adem�s es m�s arcilloso y oscuro, se queda suspendido en la superficie del lago. En los meses posteriores este material tambi�n se depositar� en el fondo del lago.

Si las capas de la formaci�n 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 peri�dicamente el lago, entonces estas laminaciones nos indican la temperatura promedio de cada verano a lo largo de aproximadamente 1 800 a�os hace m�s o menos 680 millones de a�os.

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 distribuci�n 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 a�os.²⁷ Adicionalmente, el registro de Elatina presenta una periodicidad de 22 a�os, que es la misma que la del llamado ciclo magn�tico del Sol, explicado en el cap�tulo I. Estas similitudes con los ciclos de variaci�n de la actividad solar nos indican que puede haber una conexi�n directa entre la variabilidad clim�tica y la actividad del Sol. En otras palabras, podemos pensar que un incremento en la actividad solar caus� un incremento en la temperatura terrestre, que a su vez provoc� una mayor precipitaci�n pluvial anual y, por tanto, una mayor cantidad de materia depositada en los antiguos lagos.

Estos resultados nos llevan a preguntarnos c�mo pudo el Sol afectar tan directamente el clima de la Tierra en esas �pocas remotas, cuando que hoy es bastante m�s dif�cil encontrar los rastros del ciclo de actividad solar en nuestros patrones clim�ticos.

Una posible explicaci�n tiene que ver con el campo magn�tico terrestre, que como ya mencionamos anteriormente, sirve como un escudo que protege al planeta de la entrada de part�culas energ�ticas y plasma. Tambi�n vimos que la intensidad de ese campo disminuye peri�dicamente, y precisamente hace m�s o menos 700 millones de a�os, su intensidad era 10% menor que la del actual, de modo que ese campo de menor intensidad permiti� a las part�culas y plasma solar penetrar en la atm�sfera a niveles mucho m�s profundos que hoy, provocando que la influencia del ciclo solar en el clima fuera mucho mayor que actualmente.

Otra posible explicaci�n tiene que ver con la composici�n atmosf�rica de esa �poca remota. Los estudios realizados sobre la atm�sfera primitiva de la Tierra indican que antes de que la vida vegetal empezara a liberar ox�geno como uno de los productos de la fotos�ntesis, el contenido de ese elemento en la atm�sfera era una peque�a fracci�n del actual. Ese menor contenido permiti� a la radiaci�n ultravioleta solar penetrar m�s profundamente dentro de la atm�sfera antes de ser absorbida por el poco ox�geno presente, el cual al convertirse en ozono form� un estrato a una altura menor a la que se encuentra hoy en d�a. La capa de ozono es directamente controlada por la actividad solar, y estando �sta a una menor altura, su interacci�n con la troposfera debi� ser mayor, afectando de este modo los patrones clim�ticos m�s fuertemente que en la actualidad.

 

LA ACTIVIDAD SOLAR PRESENTA CICLOS MENORES QUE EL DE 11 A�OS

De los an�lisis llevados a cabo por diferentes investigadores sobre la variaci�n en el n�mero de manchas solares, tambi�n se ha observado que existen ciclos adicionales de 2.1, 3, 5.4, 7 y 8 a�os. Algunos de estos ciclos se pueden relacionar claramente con fen�menos espec�ficos de la actividad solar, para otros la causa no es clara. Por ejemplo, el de 2.1 a�os est� relacionado con la producci�n de neutrinos en el interior del Sol, es decir, con cambios en la generaci�n de reacciones nucleares en esa zona solar. Algunos investigadores consideran incluso que es �ste y no el de once a�os, el ciclo fundamental en la actividad del Sol.

Por su parte, el ciclo de 5 a�os est� relacionado con una asimetr�a en la actividad solar entre los ciclos solares pares y los ciclos solares nones. Lo de par o non depende del n�mero del ciclo, el ciclo n�mero uno comenz� en el a�o 1755.

La conclusi�n m�s importante que podemos sacar de todos los resultados arrojados por los diversos registros que tenemos en la Tierra sobre los ciclos de variaci�n de la actividad solar es que desde hace casi 700 millones de a�os 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, �stas, 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 peque�o planeta pueden significar la vida o la muerte de los ecosistemas.