jorge sanz forcada

El Enigmático ciclo dE actividad dEl Sol

La actividad solar, captada en el UV extremo por el satélite SDO. (NASA/GSFC)

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El Sol muestra un ciclo de actividad de once años difícil de encajar con la teoría. Repasaremos su influencia en la Tierra, y cómo otras estrellas nos ayudan a entender a la nuestra.

A los aficionados a la astronomía nos apa-siona el cielo noctur-no. Pero la observa-ción del Sol también

presenta sus atractivos. Del Astro Rey nos interesan sobre todo las manchas, protuberancias, o fulgura-ciones, todos ellos fenómenos aso-ciados a la actividad solar. Duran-te un eclipse total de Sol podemos observar su corona, con esa te-nue luz blanca que se produce por el rápido movimiento de los elec-trones en sus campos magnéticos. Pero más allá de los atractivos vi-suales del Sol hay una enorme can-tidad de información para los físi-cos, mucha aún sin desentrañar. A lo largo de este artículo hablaré de los ciclos de actividad del Sol, un enigmático fenómeno que tiene al-gunas consecuencias en la vida en la Tierra nada despreciables. Cuando Galileo apuntó su telescopio al Sol observó que este tenía man-chas en su superficie. Decir esto le costó algún disgusto con la forma de pensar de su tiempo, ya que según el pensamiento aristotélico el Sol de-bía ser perfecto. Pero hoy en día sa-bemos que las manchas en el Sol son un fenómeno común, aunque no siempre han estado ahí. Este fue uno de los grandes descubrimientos de Galileo1 . Tras él siguieron otros que se dedicaron a observar esas curio-sas manchas, y a contarlas. Así hasta que el astrónomo Henrich Schwabe, en 1843, descubrió que el número de manchas seguía un ciclo de unos diez años (realmente varía entre siete y quince años, con una media de 11,1 años). El ciclo ha seguido aparecien-do regularmente desde que se empe-zaron a observar las manchas (hacia 1610), excepto en una época conoci-da como «mínimo de Maunder» (Fi-gura 1). Y aquí es donde empieza la

sospecha de que el ciclo solar tiene una influencia en el clima en la Tie-rra. Maunder y Spörer, en la década de 1890 se afanaron en mirar los re-gistros históricos de manchas y conta-bilizarlos con la fórmula de Wolf, que es la que se sigue usando hoy en día. Así notaron que entre 1645 y 1715 ca-si no había manchas. Durante un pe-riodo de treinta y dos años no hubo ni una sola mancha observada en el hemisferio norte del Sol. Durante el mínimo de Maunder también dismi-nuyó mucho la frecuencia de las au-roras polares, otro de los efectos de la actividad solar. También la coro-na del Sol pareció desaparecer du-rante los eclipses. Aunque lo que ve-

mos en el eclipse es en su mayoría la corona, también hay una componen-te de luz zodiacal. Durante el míni-mo de Maunder parece que solo se veía la luz zodiacal. Está claro que du-rante este periodo bajó mucho el ni-vel de actividad del Sol y esto se dejó sentir en todas sus manifestaciones vi-sibles. Pero el misterio de la desapa-rición de las manchas se perdió en el olvido hasta que el astrónomo esta-dounidense Eddy lo rescató en 1976, dándole el nombre de mínimo de Maunder.

Entonces se empezaron a atar ca-bos con el clima terrestre. El míni-mo de Maunder coincide con la eta-pa más fría de la conocida como «pequeña Edad de Hielo» en Euro-pa, una época particularmente fría entre los siglos XV y XVII. Aunque

la temperatura promedio realmen-te no bajó mucho, sí que se vio que el frío era más persistente, con heladas y nieves habituales en zonas que típi-camente eran más cálidas. Por ejem-plo el Támesis en Londres se conge-laba regularmente. Otro ejemplo son los puertos bálticos: estos se congelan cuando llega el frío, cesando la acti-vidad comercial; durante el mínimo de Maunder los puertos tuvieron que cerrar antes de lo habitual porque se helaban anticipadamente. Si analiza-mos los datos todo apunta a que no fue solo la falta de actividad solar la responsable de estos fenómenos. Pa-rece que la actividad volcánica tam-bién aumentó en esa época: un ma-

yor número de erupciones envía más partículas de polvo a la atmósfera, y al pasar menos luz se produciría una disminución de la temperatura. El aumento de la actividad volcánica de-bió afectar durante toda la pequeña edad de hielo, pero en torno al mí-nimo de Maunder además se sumó la falta de actividad del Sol, lo que se tradujo en un periodo aún más frío. [Nota de la Redacción: en el artículo de las páginas siguientes, Un año sin vera-no, se amplía y complementa esta in-formación.]

Los efectos de los ciclos solares en el clima no acaban en el mínimo de Maunder. Algunos científicos han es-tado recogiendo datos climáticos de las últimas décadas y comparándolos con el ciclo solar. Hay muchas eviden-cias de la influencia del ciclo solar en

Algunos científicos han estado recogiendo datos climáticos de las últimas décadas y comparándolos con el ciclo solar. Hay muchas evidencias de la influencia del ciclo solar en el clima terrestre

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figura 1 Evolución del ciclo solar de 1610 a 2010, medido en la fotosfera a través del número de manchas (NASA/MSFC) figura 2 Auroras boreales observadas desde Finlandia, imagen cortesía Lluís Romero.

artículo | El enigmático ciclo de actividad del Sol

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el clima terrestre. Por ejemplo, cuan-do se promedian los datos de obser-vatorios meteorológicos del hemisfe-rio norte con igual latitud se observa que durante el máximo de actividad solar parece desplazarse la lluvia de las latitudes 60°-70° al rango 70°-80°. Otra pista nos la da el número de ra-yos que impactan en estaciones eléc-tricas: en Reino Unido se comprobó cómo había más rayos (y, por tanto, más tormentas eléctricas) cerca del máximo solar. Otros ejemplos no pa-recen seguir el ciclo de once años si-no el de veintidós. Me explico: el ci-clo solar de once años nos revela el número de manchas. Pero si mira-mos un poco mejor estas manchas se observa que tienen una determina-da polaridad que cambia de un ciclo al siguiente. Si consideramos la pola-ridad magnética de las manchas el ci-clo de actividad no es de once años sino de veintidós. Un ejemplo de efectos climáticos del ciclo de veinti-dós años se encontraría en el Medio Oeste americano: aunque las sequías son habituales en la zona, se observa un aumento de la extensión afectada por esta sequía unos dos o tres años después del ciclo solar de veintidós años. Otro ejemplo que se ha obser-vado es que el crecimiento de los ár-boles en algunas zonas es menor du-rante el mínimo solar; esto es fácil de

comprobar observando la distancia entre anillos. A pesar de este aluvión de evidencias, estas son coincidencias estadísticas que por sí solas no bastan para demostrar la influencia del ciclo solar en el clima terrestre.

Nos preguntamos entonces si hay algún motivo para que el ciclo so-lar influya en el clima terrestre. Aun-que es difícil de cuantificar, sí que lo hay. De forma intuitiva la respues-ta es clara: si nuestra principal fuen-te de energía, el Sol, no influye en el clima terrestre ¿qué lo hace? Así es. Se ha observado que el aumento de la radiación UV que se produce du-rante el máximo solar influye en la atmósfera terrestre. La luz UV se ab-sorbe en la termosfera, a una altura superior a los 100 km. Su temperatu-ra se dobla (hasta los 1500 K) duran-te el máximo con respecto al mínimo de actividad. Además la luz UV tam-bién afecta a la producción de ozo-no (O3) a partir de oxígeno (O2). El contenido de ozono en la troposfera puede afectar a la corriente de cho-rro, que regula el clima en el hemis-ferio norte. El nivel de la tropopausa, que regula el tamaño de la tropos-fera, también parece estar regulado por la radiación que le llega del Sol. La tropopausa cambia tanto con la distancia Tierra-Sol como con el ciclo solar. Por tanto, cabe pensar que el ciclo solar sí que puede afectar al cli-ma terrestre.

Aquí no acaba la posible influen-cia de la actividad solar en la Tierra. El efecto más llamativo de la activi-dad solar sin lugar a dudas son las au-roras (Figura 2). El cielo se cubre de

bellos colores que parecen describir el movimiento de unas tenues corti-nas de seda en el cielo. Aunque sue-ne menos romántico, esto es un efec-to de las partículas cargadas del Sol que penetran en la Tierra a través de los polos magnéticos. Estas partículas se producen principalmente duran-te fulguraciones y eyecciones de masa coronal. Estos son fenómenos que se originan en la corona del Sol, y cuya frecuencia aumenta hacia el máximo solar. Si el lector tiene la oportunidad de viajar a altas latitudes, de cualquie-ra de los dos hemisferios, no debe ol-vidar el levantar la vista al cielo cuan-do esté oscuro, por si aparece una bonita aurora. Algunas tormentas so-lares son tan fuertes que producen auroras que son visibles en bajas lati-tudes. En 1859 se observó una aurora muy brillante en Norteamérica, que llegó a verse en Panamá. Los mineros en Colorado se levantaron de madru-gada pensando que el fuerte color ro-jo del cielo, iluminado por la aurora, les indicaba la hora del amanecer.

Las auroras son la cara amable de las tormentas solares. Pero también tienen sus efectos perniciosos. En el mundo actual tenemos una fuer-te dependencia de la tecnología. Ha-ce algunos años una tormenta solar provocó un apagón en buena par-te de Canadá, y los satélites artificia-les pueden verse dañados por las par-tículas energéticas que proceden de las eyecciones de masa coronal. Ac-tualmente las agencias espaciales controlan el conocido como «clima espacial» (space weather), para asegu-rarse de poder reaccionar a tiempo

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antes de que una tormenta solar da-ñe los instrumentos que hay en los sa-télites y telescopios espaciales. Otro efecto interesante son las tormen-tas geomagnéticas producidas por las fulguraciones, que como hemos di-cho aumentan su frecuencia duran-te el máximo solar. Las brújulas, que usan el magnetismo de la Tierra para guiarse, pueden volverse caóticas du-rante estas tormentas magnéticas.

Hasta ahora hemos hablado de la influencia de los ciclos de actividad en la Tierra. Pero hemos dicho po-co sobre su origen, la física que lo ro-dea, y cómo son en otras estrellas. Pri-mero de todo voy a explicar en qué consiste. Si uno observa el Sol en un año como este, lejos del mínimo del ciclo, con un telescopio óptico (con filtro, claro está) observará la presen-cia de manchas (Figura 3). Podemos ver algunas manchas aisladas, y otras en grupos. El número de Wolf es una fórmula que combina el número de manchas aisladas con el número de grupos de manchas. Si hacemos una

gráfica observando la evolución tem-poral de este número se ve muy cla-ramente la presencia de picos cada once años aproximadamente. La in-tensidad de estos picos varía de un ci-clo al otro, y hay algún caso en que un ciclo tiene dos picos. De hecho, se está especulando con que el ciclo ac-tual podría tener dos picos. Otro fe-nómeno curioso es que el ciclo de manchas no siempre es igual en los dos hemisferios del Sol. Las pocas manchas que aparecieron durante el mínimo de Maunder lo hicieron en el hemisferio Sur del Sol.

La actividad no solo se manifies-ta en las manchas, zonas ligeramen-te más frías (1000 K menos) que el resto de la fotosfera, sino que se de-ja ver en otras capas. Las capas exte-riores del Sol son, de adentro hacia afuera: fotosfera (la que vemos en el óptico), cromosfera (se ve principal-mente en UV), y corona (se obser-va en rayos X), con una delgada re-gión de transición entre cromosfera y corona. La temperatura va ascen-

diendo con la altura, un misterio di-fícil de explicar pero que dejaremos para otra ocasión. Así la corona tiene temperaturas superiores al millón de grados, mientras la fotosfera ronda los 5800 K. Cuando se observa una mancha en la fotosfera, encima hay una región brillante en la cromosfe-ra, y una serie de bucles en la corona. Los fenómenos de actividad son mu-cho más evidentes en la corona, pe-ro para observarlos necesitamos te-lescopios de rayos X, que no estaban disponibles hasta hace algunas déca-das. Así mientras el brillo total de la fotosfera apenas varía un pequeño porcentaje, la luz solar en rayos X au-menta un orden de magnitud en el máximo del ciclo. Es decir, su luz se multiplica por diez cuando se acerca al máximo, si la comparamos con el mínimo. La Figura 4 nos da una idea. Las regiones brillantes que se obser-van en la corona del Sol son en reali-dad acumulaciones de bucles a muy alta temperatura, controlados por fuertes campos magnéticos. Duran-

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Nosotros no podemos coger el Sol y girarlo más deprisa, hacerlo más pequeño, o aumentar su temperatura. Así que recurrimos a observar otras estrellas, con la esperanza de que nos digan algo sobre cómo es nuestro Sol

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Cuanto más rápido rota una estrella, más corto es su ciclo de actividad. Como las estrellas van frenando su rotación con la edad, esto equivale a decir que las estrellas más jóvenes tienen ciclos más cortos, y conforme pasan los años sus ciclos se van alargandote las fulguraciones pueden aparecer bucles de diez millones de grados, en lugar del millón de grados habi-tual. En algunas ocasiones los bucles se rompen, produciéndose lo que se conoce como una eyección de masa coronal: el Sol expulsa jirones de ma-terial cargado a muy alta temperatu-ra, que unas horas después llegará a la Tierra si está en su camino. Al acer-carse a la Tierra su campo magnéti-co desvía muchas de estas partículas, pero algunas penetran por los polos,

produciéndose las auroras polares. Esto es lo que ocurre cuando hay

manchas, pero volviendo a nuestro tema central... ¿por qué el número de manchas sigue un ciclo más o me-nos regular? Responder a esa pre-gunta no es fácil. Los astrónomos no somos como otros científicos, que se meten en un laboratorio y hacen ex-perimentos cambiando los distintos parámetros del problema. Nosotros no podemos coger el Sol y girarlo más deprisa, hacerlo más pequeño,

o aumentar su temperatura. Así que recurrimos a observar otras estrellas, con la esperanza de que nos digan al-go sobre cómo es nuestro Sol. Para saber si otras estrellas tienen ciclos se requiere mucha paciencia, y tener te-lescopios dedicados a ello con cier-ta exclusividad. En la década de 1960 se inició un programa en el Obser-vatorio de Monte Wilson, en Estados Unidos, para observar ciclos de activi-dad en otras estrellas. Para ello se es-tudió un doblete de Ca II que se for-

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figura 3 Imágenes de las capas ex-teriores del Sol tomadas por el satélite SDO. Se observa la coincidencia «geo-gráfica» de las manchas fotosféricas (derecha), las regiones activas cromos-féricas (izquierda), y los bucles corona-les más calientes (centro). (NASA/GSFC) figura 4 Cambios coronales (línea de 284 Å de Fe XV) durante el Ciclo 23 de actividad solar. La luz varía en más de un factor diez en este rango. (ESA/NASA) figura 5 Doble comportamien-to de los ciclos de actividad. Las líneas discontinuas indican el mejor ajuste al comportamiento bimodal que se observa. En ambos casos se ve que la duración del ciclo aumenta cuando se ralentiza la rotación de la estrella. La letra «A» representa la rama «activa», donde se ve la dependencia para las estrellas de rotación más rápida, y, por tanto, más jóvenes. La rama «I» mues-tra otra dependencia, más típica en estrellas de rotación más lenta (más viejas). Algunas estrellas muestran dos ciclos, uno en cada rama. El Sol parece estar en una situación intermedia entre las dos ramas. (Crédito: Bohm-Vitense 2007, ApJ 657, 468; y Lorente & Monte-sinos 2005, ApJ 632, 1104)

ma en la cromosfera y que se observa en el extremo azul del espectro (las líneas H y K de Ca II). Estas líneas se forman en la cromosfera y nos evi-ta tener que usar costosos telesco-pios UV para estudiarlas. Se confec-cionó una lista de estrellas «frías», es decir, con temperaturas similares al Sol o más frías, y se dedicaron a ob-servar sus cromosferas regularmen-te durante muchos años. El proyec-to fue un éxito y sigue en marcha hoy en día. En 1978 se publicaron los pri-meros ciclos de actividad en otras es-trellas. Actualmente hay un buen número de ciclos cromosféricos ob-servados en otras estrellas, con una duración entre dos y veinte años, y se pueden sacar algunas conclusio-nes interesantes. Lo primero es que las estrellas «viejas», o más bien «ma-duras», como el Sol, muestran ciclos bastante regulares y bien marcados, mientras que las jóvenes (menos de mil-dos mil millones de años) tien-den a tener ciclos menos regulares. Además muchas estrellas jóvenes tie-nen no uno, sino dos periodos de ac-tividad actuando de forma conjun-ta. Es decir, un ciclo de tres años de actividad suele estar modulado por

otro más largo de diez años de dura-ción. Otra dependencia parece cla-ra: cuanto más rápido rota una estre-lla, más corto es su ciclo de actividad. Como las estrellas van frenando su rotación con la edad, esto es equiva-lente a decir que las estrellas más jó-

venes tienen ciclos más cortos, y con-forme pasan los años sus ciclos se van alargando. La Figura 5 nos muestra los ciclos de actividad en una mues-tra de estrellas. Podemos ver que se agrupan en dos líneas: la rama de las estrellas «activas» y las de estrellas «in-

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figura 6 Aumento de brillo durante el máximo del ciclo solar en la fotos-fera (abajo) y cromosfera (arriba). En estrellas como el Sol el brillo aumenta durante el máximo en fotosfera, cro-mosfera y corona. En estrellas activas disminuye el brillo de la fotosfera mien-tras aumenta el de cromosfera y co-rona. (Crédito: Judge, 2012 –IAU S286, 15–) figura 7 La estrella iota Hor po-see el ciclo de actividad más corto que se conoce, de tan solo 1,6 años. (Digital Sky Survey/VirGO)

activas», dependiendo de que ten-gan periodos de rotación más lentos (las primeras) o más rápidos (las se-gundas). Curiosamente algunas es-trellas tienen ciclos en las dos ramas. El Sol es un caso extraño aquí, pare-ce como si se tratara de un objeto de transición, algo muy interesante en astronomía. Es decir, el Sol parece es-tar pasando de un régimen en que las estrellas todavía tienen dos ciclos, a otro en que pasan a tener solo el ci-clo de la rama «inactiva».

¿Y qué dice la teoría de todo es-to? Pues por el momento está bastan-te atascada. Precisamente uno de los modelos que mejor funcionan lo hi-cieron hace unos años R. Lorente y B. Montesinos, dos astrónomos es-pañoles compañeros de la ESA y el Centro de Astrobiología, respectiva-mente. Ese modelo ajusta muy bien la rama «inactiva» de los ciclos que se ven en la Figura 5. Pero no tiene res-puesta para la otra rama. En líneas generales estos modelos se puede de-cir que asemejan el Sol a una dina-mo, como las de las bicicletas, que au-menta o disminuye su actividad de

forma cíclica. Pero los modelos teóri-cos tienen muchos problemas toda-vía. Sobre todo no consiguen encajar en la teoría la presencia de un míni-mo de Maunder, un intervalo largo de tiempo en que los ciclos desapa-rezcan. Y como hemos dicho tampo-co pueden explicar el que haya una rama «activa» de los ciclos. Aquí aún queda mucho camino que recorrer, pero se está avanzando.

Antes hemos dicho que donde se ve mejor el ciclo es en la corona. Qui-zás les haya surgido la pregunta de por qué empeñarse en usar telesco-pios ópticos si ya tenemos telesco-pios de rayos X. El principal motivo es que los segundos son muy caros de fabricar, así que los pocos que hay tie-nen que repartir su labor entre mu-chas disciplinas de la astrofísica. Por otra parte se ha visto que la observa-ción de las líneas cromosféricas de calcio ya es suficiente para detectar los ciclos. Pero entonces ¿estamos se-guros de que los ciclos de otras estre-llas también se ven en fotosfera y co-rona? Antes he mencionado cómo se ven las manchas en las distintas capas

del Sol, pero no cómo se ve el Sol en su conjunto durante el ciclo. Al com-pararlo con otras estrellas lo que se ve es lo siguiente:› Si la estrella es poco activa, el ca-so del Sol: sus ciclos son regulares, de más larga duración, y cuando es-tamos en el máximo de actividad (cuando es más brillante la cromos-fera) se observa que la estrella es más brillante en la fotosfera, a pesar de tener manchas en su superficie (Fi-gura 6). Ocurre porque mientras la mancha es oscura, los bordes de la misma son más brillantes, y en su conjunto este efecto es el dominante. En cuanto a la corona, es más brillan-te durante el máximo, como se ve en la Figura 4.› Si la estrella es activa, como las estre-llas jóvenes, los ciclos son más irregu-lares, de menos duración, y la fotos-fera es más tenue cuando aumenta la actividad. Aunque no siempre ocu-rre, parece que las manchas tienden a ser tan abundantes, o grandes, que terminen por ser el efecto dominan-te en la fotosfera de la estrella. ¿Y la corona? Es más brillante, pero eso lo

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Jorge Sanz Forcada es in-vestigador titular del INTA en el Centro de Astrobiolo-gía (Madrid).

1 Para ser veraces, antes de inventarse el telescopio ya se observaban manchas so-lares a ojo desnudo, sobre todo en Orien-te (Corea, Japón y China). Hay registros desde el 28 a.C.

sabemos solo desde hace unos meses.El estudio de ciclos en la corona es

más complicado, debido principal-mente a no poder disponer de telesco-pios dedicados en exclusiva a ello. Pero también debido a que las estre-llas son muy variables en rayos X, so-bre todo si son activas, y eso confun-de más su interpretación. Hasta hace poco solo se conocían tres estrellas, aparte del Sol, con ciclos coronales. Todas ellas son estrellas de una edad parecida al Sol, y por ello tienen ci-clos de similar duración. La ampli-tud (diferencia entre mínimo y máxi-mo) del ciclo es más pequeña que en el caso solar, pero por lo demás no se ven casi diferencias. Este año pu-dimos publicar un cuarto caso, la pri-mera estrella activa para la que se ha visto un ciclo coronal. Se trata de iota Hor, una estrella no visible desde Es-paña, pero sí en parte de Iberoamé-rica (Figura 7). Esta estrella tiene el que hasta ahora es el ciclo de activi-dad más corto que se conoce, de tan solo 1,6 años. El ciclo coronal coinci-de con el cromosférico, pero se han visto algunos detalles muy curiosos: el ciclo de 1,6 años se ve condicionado por otro de más larga duración, qui-zá siete años, y sufre aparentes «in-terrupciones», momentos en que el comportamiento se vuelve caóti-co durante un par de meses para vol-ver a organizarse como un ciclo. Es-te comportamiento pensamos que se

debe a un efecto geométrico. Cree-mos que los dos hemisferios tienen ciclos desacompasados, y al ver la es-trella un poco inclinada desde nues-tro ángulo, podría producir este efec-to. En conclusión, el ciclo de iota Hor todavía tiene algunas irregula-ridades, pero responde igual en cro-mosfera y corona.

Ahora les voy a dar un punto de vista «astrobiológico» del problema. Iota Hor nos interesa especialmen-te porque tiene una masa parecida al Sol, y una edad (700 millones de años) muy similar a la que tenía el Sol cuando apareció la vida en la Tie-rra. Esta estrella nos brinda una opor-tunidad única para saber cómo eran los ciclos del Sol en aquel momento, que además es la edad a la que apa-recen los primeros ciclos de actividad conocidos. Llegados a este punto es-pero que les haya convencido de que los ciclos solares tienen alguna in-� uencia en el clima de la Tierra. Pues bien, si esta in� uencia existe es sobre todo debido a la emisión de rayos X y UV. En el caso de iota Hor hemos ob-servado que aunque la emisión en ra-yos X es muy superior a la solar, varía mucho menos (solo un factor dos) que en nuestra estrella. Así que es muy improbable que el ciclo tuviera algo que ver con la aparición o la evo-lución de la vida en la Tierra.

A modo de resumen podemos dar esta visión más general de los ciclos

de actividad: las estrellas más jóvenes tienen tal nivel de actividad que esta no decrece y no permite observar ci-clos. Cuando la rotación se va frenan-do empieza a calmarse la actividad, y la disminución de regiones activas ya permite observar ciclos, al variar la super� cie estelar cubierta por man-chas. Conforme sigue frenándose la rotación la estrella llega a tener mo-mentos en que no se ven manchas, por lo que sus ciclos de actividad tie-nen fuertes variaciones, como ocurre con el Sol. En esta etapa de la vida de una estrella, la diferente radiación que se emite según varía el ciclo pue-de in� uir en la atmósfera de los pla-netas de su entorno, produciéndose variaciones climáticas. Algún día lo-graremos entender bien la física que explica estos ciclos, y su in� uencia en el clima terrestre. Quizás hasta poda-mos predecir con antelación las cose-chas que se esperan en las diferentes regiones de la Tierra en función del ciclo solar. ( )

en el Centro de Astrobiolo-