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Actividad Solar - Pasado, presente, futuro

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Actividad Solar - Pasado, presente, futuro

Mensaje por AnaPaula el Mar Nov 13, 2012 1:10 am

Este es un tema que subio nuestro compañero Karlox, y que dejo en español para su analisis

A medida que nuestra civilización depende cada vez más del espacio
transmitidas por los activos y en una delicada y vulnerable
infraestructura ligada a la tierra, la actividad solar y su impacto
potencial se vuelve cada vez más importancia y relevancia.
En su famoso artículo sobre el Mínimo de Maunder, Eddy (1976) introdujo
la idea de que el Sol es una estrella variable en escalas de tiempo
largas.
Después de la última década de investigación vigorosa basada en los
rayos cósmicos y los datos de manchas solares, así como en la actividad
geomagnética, una reconstrucción consenso emergente de la intensidad del
campo magnético del viento solar se ha forjado en el siglo pasado.
La reconstrucción consenso muestra un acuerdo razonable entre las
diversas reconstrucciones del campo magnético del viento solar el pasado
~ 170 años.

Nuevos índices magnéticos abrir nuevas posibilidades para la explotación de los datos históricos.
El viento solar es un resultado directo de la actividad magnética solar
proporciona un vínculo importante con los efectos sobre el medio
ambiente de la Tierra.
Reevaluación de la serie de manchas solares (no Modern máxima Grand) y
reconstrucciones nuevas de Irradiación Solar Total también contribuyen a
nuestro mejor conocimiento (o al menos mejor estimación) del entorno
del Sistema de la Tierra, con consecuencias obvias para la gestión de
base espacial activos tecnológicos o, tal vez, hasta el clima. Varias líneas de evidencia sugieren que el Sol está entrando en un período de baja actividad, tal vez incluso un mínimo Grand.
Promedio de tiempo en el espacio podría ser'''' leve con disminución de
la actividad solar, pero los eventos extremos que dominan efectos
tecnológicos no se espera que desaparezcan.
Predicción de la actividad solar tiene un historial pobre, pero la
progresión del ciclo actual 24 es de acuerdo con su comportamiento
predicho a partir de la evolución de los campos polares solares, por lo
que quizá hay esperanza. Introducción
La actividad solar es el resultado de los campos magnéticos solares.

Si el Sol no tiene campo magnético sería tan aburrido como modelos de
constitución proscribe estelar y no tendríamos esta conferencia. El campo magnético hace que el Sol interesante,
que antes del desarrollo de nuestra civilización tecnológica era de
poca importancia, pero que el Sol es una estrella magnética variable es
hoy en día una importancia práctica enorme, de hecho, un peligro
potencial para nuestro estilo de vida moderno.
Cada vez más, nuestra civilización depende de las condiciones
ambientales, equipos de comunicación y las infraestructuras que son
vulnerables a la variabilidad solar magnética [NRC, 2008].
El famoso evento Carrington en 1859 [por ejemplo Cliver y Svalgaard,
2004] se puede decir para conmemorar el nacimiento de esta preocupación,
aunque los efectos tecnológicos, algunos incluso perjudiciales con las
consiguientes pérdidas económicas, de las perturbaciones geomagnéticas
[acompañada de auroras brillantes] en la naciente telégrafo capacidad de
comunicación se observaron ya más de una década antes.

Para evaluar el impacto de la actividad solar y las posibilidades de
mitigación eficaz de sus efectos es necesario monitorizar y comprender
no sólo el clima espacial actual, sino también la climatología espacial: ¿cuál es el equivalente de una "inundación de cien años?
La observación directa telescópica de la actividad solar, por supuesto,
comienza con el descubrimiento hace 402 años de las manchas solares.
Nuestra comprensión de ese registro histórico es la base para la
interpretación de la evidencia indirecta, tanto en archivos naturales
(por ejemplo, 10 Sea de los núcleos de hielo) y humanos
observaciones a simple vista (auroras,日志[zhi-ri] manchas en el sol) se
extiende mucho más atrás en el tiempo.
El Registro de las manchas solares (s)

El récord histórico de manchas solares se puso por primera vez juntos
por Rudolf Wolf en 1850 y ha sido continuada por sus sucesores Wolf y
seguido por un enfoque más "institucionalizada" más tarde en el siglo 20 hasta nuestros días y más allá con esperanza. Definición original del lobo del número relativo de manchas solares durante un día determinado como R = 10 Número de grupos + número de manchas
visibles en el disco solar ha resistido la prueba del tiempo y reconoce
[en las propias palabras de Wolf] que la aparición de un conjunto
coherente de manchas (una región activa) es mucho más importante que la
adición de unos pocos lugares todavía a un grupo existente. El factor de 10 ha resultado ser una buena opción como históricamente un grupo contenía un promedio de diez puntos.

Un problema fundamental es la homogeneidad de la serie, que es: ¿un
pariente número de manchas solares de 100 significa que el mismo nivel
de actividad solar hoy en día como lo hizo en 1938, en 1872 o en 1739? ¿Y qué es una definición útil de "actividad solar" de todos modos? Desde el punto de vista de los efectos solares en nuestra infraestructura tecnológica, el viento solar
- la omnipresente atmósfera en expansión externa del Sol - es tal vez
el elemento más relevante, aunque las explosiones de partículas
altamente energéticas y la radiación también degradan los dispositivos y
las naves espaciales y amenazan a los seres humanos en el espacio .
Casi todos los índices solares y las cantidades de viento solar
muestran una relación con el número de manchas solares relativa [SSN],
por lo que la homogeneidad y la calibración adecuada de la SSN a ser de
suma importancia.
Hoyt et al.
[1994] en una serie de ponencias en el centenario de la muerte del lobo
preguntó: "¿Tenemos la reconstrucción correcta de la actividad solar?" Y
propuso responder a la pregunta en sentido negativo.
Un esfuerzo heroico de una extensa búsqueda de archivos y fuentes
primarias cedido ~ 350.000 observaciones, muchos que no están
disponibles a Wolf, que cubren el intervalo 1610-1993. Un estudio anterior demostró que la relación de los puntos individuales a grupos es casi una constante.
Los argumentos teóricos [Schaefer, 1993] demostró que el número
relativo de manchas solares de Wolf puede ser igual a una constante
multiplicada por el número de grupos de manchas solares, por lo que un
índice basado únicamente en el número de grupos de manchas solares
pueden simular el SSN Wolf.
Hoyt y Schatten llamó a este índice el número de grupo de manchas
solares [gsn] y encontró que parece que la actividad solar ha aumentado
constantemente desde 1700 a lo que podría llamarse un máximo Modern
magnífico en la última parte del siglo 20.
Antes de ~ 1885 el GSN es significativamente menor que el número de
seguro social del lobo que no apoya la idea de una moderna Máximo Grand.
Esta discrepancia no es satisfactorio y se debe resolver lo
solar-terrestres investigadores tienen una base de datos estable y única
de trabajar con.

Reconociendo la necesidad de resolver este problema, una serie de
talleres sobre la calibración del número de manchas solares han sido
patrocinados por el Observatorio Solar Nacional (NSO), el Observatorio
Real de Bélgica (ROB), y el Air Force Research Laboratory (AFRL) como un
esfuerzo para proporcionar a la comunidad solar con un vetados a largo
plazo (individual) serie número de manchas solares y las herramientas
para mantenerlo en pista.
El primer taller se celebró en Sunspot, Nuevo México [sí, hay tal
lugar] en septiembre de 2011, seguido de un segundo taller en Bruselas
en mayo de 2012. Otras reuniones se llevarán a cabo en 2013 en Tucson, Arizona y luego en Suiza.
Estamos considerando un número especial tópica de Física Solar de la
eventual publicación conjunta de la serie SSN y los adjuntos documentos
históricos, de procedimiento y científico. En este artículo, voy a informar sobre los progresos realizados hasta la fecha.

Una forma eficiente de comparar el número de Wolf Sunspot y el Número
de grupo de manchas solares es trazar la relación entre ellos, como se
muestra en la figura 1.
Eso elimina la mayor parte de la variación del ciclo solar y se
mostrará discontinuidades obvias debido a la no-solares cambios
relacionados en la calibración. La figura 1 muestra dos discontinuidades claras, uno cerca de 1945 y uno cerca de 1885.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 1:
Relación entre los valores mensuales del número de grupo de manchas
solares (Rg) y el Número de Wolf (Zürich, Internacional) Sunspot.
Explicando los que recorrer un largo camino para resolver las diferencias entre las dos series.
Vamos a demostrar que la discontinuidad 1945 es un problema con el
número de Wolf mientras la discontinuidad 1885 es un problema con el
Número de grupo. Cuando ambos problemas se corrigen, ya no hay una diferencia significativa entre las dos series.
La discontinuidad Waldmeier
En algún momento de la década de 1940 los observadores en Zürich comenzó a las manchas solares peso cuando ellos contando.
El director del Observatorio de Zurich, Max Waldmeier descrito
[Waldmeier, 1968], el procedimiento por lo que "Un lugar como un punto
fino se cuenta como un punto, un lugar más grande, pero aún sin
penumbra, obtiene el peso estadístico 2, un lugar pequeño con penumbra
obtiene 3, y una más grande obtiene 5. "Esta ponderación aumenta el
recuento de manchas por 45% en promedio, y, puesto que el recuento de
manchas es la mitad del número relativo, el SSN por aproximadamente la
mitad.

La estación de Locarno en Suiza meridional ha servido desde 1957 como
un observador auxiliar para Zürich [como el tiempo en lados opuestos de
los Alpes a menudo es gratuito] y es todavía hoy la estación de
referencia para el moderno número de manchas solares mantenida por SIDC
en Bruselas, como todos otros observadores se normalizan con el recuento
de Locarno.
Locarno sigue siendo la ponderación de los puntos de acuerdo a la
prescripción Waldmeier, por lo que el peso se traslada completamente en
el actual número de manchas solares. La normalización se realiza mediante la aplicación de un factor, k, en la fórmula para el relativa del número de manchas solares R = k (10 G + S) tales que los observadores diferentes del número de grupos, G, y el número de manchas, S, llegue a la mismo número relativo, R. El factor K
depende de varias cosas: apertura del telescopio y la ampliación, la
agudeza de observador, viendo atmosférica, y los puntos precisos manera
se reconocen y se agrupan.
Los observadores Zürich después Lobo eligió para contar todos los
puntos que eran visibles, mientras que Wolf no incluyen las manchas más
pequeñas cerca del límite de detectabilidad, a fin de ser compatible con
las observaciones de Schwabe. Por consiguiente, un factor k
de 0,6 fue, al principio, empíricamente determinada y después
simplemente tomarse para reducir el número de manchas solares a la
escala original de Wolf.
La Figura 2 muestra el efecto de la ponderación utilizando un dibujo típico de Locarno.
Hay también una pequeña contribución de una clasificación mejorada de
grupos de manchas solares introducidas a aproximadamente el mismo
tiempo. El efecto neto combinado es aumentar el número de manchas solares desde 1945 ~ en ~ 20%. Esto explica la discontinuidad en la relación de GSN / SSN en ese momento.
Una verificación fuerte y la confirmación del efecto de la ponderación
se han llevado a cabo el año pasado por los observadores Locarno,
contando ambos con y sin ponderación, por lo que la magnitud del efecto
de la ponderación se ha establecido y ya no es un problema abierto.

El efecto de la ponderación resulta ser casi independiente de la
actividad solar, por lo que una acción correctora simple sería la de
multiplicar todos los números antes de 1945 por 1,20. La Figura 3 muestra el resultado de la corrección. Tales "al por mayor" corrección no tiene precedentes. En 1861 publicó su lista Lobo primer largo de la SSN para los años 1749-1860.
Alrededor de 1875, Wolf aumentado todos los números en la lista de 1861
antes de 1848 en un 25%, basado en mediciones de "la aguja magnética",
que vamos a escuchar más acerca adelante en este documento.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 2:
(Izquierda) Parte de un dibujo hecho en Locarno, mostrando que el lugar
designado con la penumbra 104 fue contado tres veces (peso 3). (Derecha) Dos puntos con la misma área en los dibujos de la montaña. Wilson y contó con un peso por Wolfer, en cada caso como un grupo con un punto (notación Wolf: groups.spots = 1,1), ya que el grupo fue el único grupo en el disco
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 3: Extracción del efecto de la ponderación a partir de 1945 se elimina la discontinuidad en 1945. Queda la discrepancia en torno a 1885.
El panel inferior muestra el número de Seguro Social corregida (Rz) en azul y la ROSS en rosa. Tenga en cuenta que el SSN corregida alcanza aproximadamente el mismo nivel en cada siglo
Grupo de manchas solares Calibración Número

Hoyt y Schatten [H & S] encontró rápidamente que la constante que
convierte un recuento de grupo a un simulado número de Wolf relativa no
es una constante en todo, pero varía con el observador, y era, en
efecto, un factor k que se aplicará a la número de grupos. Una decisión debe ser tomada como observador a las que debe tener un factor k de la unidad.
H & S optó tabulaciones los "Helio-fotográficos Resultados 'del
Royal Greenwich Observatory [RGO] correspondientes a los años 1874-1975
como el" estándar "de observador.
Debido a que el sucesor de Alfred Wolf y Wolfer observado desde 1848
hasta 1928 con un solapamiento 1876-1893, sus observaciones combinadas
pueden servir como una "columna vertebral" para la determinación de los
factores k para otros observadores se solapan con ellos antes de que la serie comienza RGO. H & S determinado que la relación entre factores k para Wolf y Wolfer era 1,021, es decir, que ambos observadores vieron casi el mismo número de grupos. Y aquí radica el problema.

Debido a numerosos viajes y otras tareas, Wolf desde la década de 1860
hasta su muerte en 1893 de uso exclusivo de un telescopio pequeño, de
mano, mientras que Wolfer utilizado un telescopio más grande Fraunhofer
80mm similar a lo que Lobo utilizado antes.
Ambos telescopios aún existen (Figura 4) y están aún en uso hoy en día
por Thomas Friedli en Belp, cerca de Berna, continuando con la tradición
del Lobo.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 4. (Izquierda) el refractor 80 mm Fraunhofer utilizado desde 1855 por Wolf y sus sucesores. (Centro) el mismo telescopio en uso hoy en día por Thomas Friedli (persona a la derecha). (Derecha) de 37 mm telescopio portátil utilizado por Wolf desde mediados de la década de 1860.

Figura 5 muestra que para el momento de la superposición entre Lobo y
Wolfer, contados Wolfer [según corresponda para el telescopio más
grande] 1,653 veces tantos grupos como lobo, y no sólo los tiempos de
1,021 según lo determinado por H & S. Esta discrepancia es la principal causa de la discontinuidad de 1885 en la relación GSN / SSN.
Podemos entender la razón por la cual Lobo vio tan pocos grupos al
considerar que los pequeños puntos que componen los grupos de Zürich con
las clasificaciones A y B (grupos que contienen manchas sin penumbra) no suelen ser visibles en telescopios pequeños Lobo. Estos grupos representan cerca de la mitad de todos los grupos.
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Figura 5: (Arriba) Número de grupos observados por Wolfer comparado con el número observado por Wolf. (Abajo) La aplicación del factor k de 1,653 hace recuento de Wolf (azul) partido (amarillo) Wolfer del conde (rosa)
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 6:
Diferentes colores (difícil de ver porque caen uno encima del otro)
muestran las aportaciones individuales al compuesto (cian brillante). La curva discontinua es el negro SSN Zürich / 12 (para convertirlo en número de grupos).
Uso del registro Wolf-Wolfer compuesto como una columna vertebral, ahora podemos determinar con seguridad factores k para 22 observadores mutuamente superpuestas que se remonta a Schwabe y transmitir a Brunner y construir una serie compuesta. Como muestra la figura 6 ya no hay ninguna diferencia significativa entre el GSN y el SSN. Así, con sólo dos ajustes: ~ 20% para SSN antes de 1945 y ~ 50% para GSN antes de 1885, la discrepancia se resuelva.
El tema de los datos muy tempranos, por ejemplo antes de 1825, sigue
abierta y es el objetivo para el próximo Taller SSN, pero si la gente
puede aceptar la actual serie sin ajuste, entonces también podría
aceptar que, por ahora, se supone que hay hay ajustes adicionales
garantizados por los datos iniciales.


Última edición por AnaPaula el Mar Nov 13, 2012 1:14 am, editado 1 vez

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Re: Actividad Solar - Pasado, presente, futuro

Mensaje por AnaPaula el Mar Nov 13, 2012 1:12 am

Geomagnética Calibración de número de manchas solares Wolf [1852] descubrió una hermosa conexión entre las manchas solares y la variación diurna del campo magnético de la Tierra.
Se maravilló "¿Quién hubiera pensado que sólo unos pocos años atrás
acerca de la posibilidad de calcular un fenómeno terrestre a partir de
observaciones de las manchas solares", y de inmediato se dio cuenta de
que esa relación podría ser utilizado como una verificación
independiente de la calibración del número de manchas solares. Hoy en día entendemos la física de dicha conexión y se puede validar completamente la afirmación del Lobo. Ultravioleta Extremo Solar [FUV] la radiación crea y mantiene la realización de la capa E de la ionosfera.
Vientos térmicos impulsados ​​por el calentamiento solar se mueven las
cargas a través del campo magnético de la Tierra la creación de una
dinamo ionosférica con corrientes generadoras de efectos magnéticos
observables en el suelo.
A medida que la Tierra gira bajo las corrientes (que se corrigen en
dirección al Sol) una perturbación característica diurna del campo
geomagnético se observa fácilmente (descubierto por Graham en 1722). La variación diurna se ve mejor en el componente de Oriente del campo geomagnético.
El flujo de 10,7 cm de microondas del Sol es un buen indicador para el
flujo FUV y la Figura 7 muestra lo bien que la amplitud de las pistas
variación diurna 10,7, validando procedimiento de Wolf con datos
modernos.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 7: 10,7 correlación con el flujo de rango, RY, de la variación diurna de componente este

La figura muestra también el 'equivalente' 10,7 flujo calculado a
partir del rango observado (promedio de nueve estaciones) de la
variación diurna de muchos ciclos solares anteriores a la llegada de los
radiómetros de flujo.
Es evidente que la física bien entendido de las causas de la variación
diurna del campo geomagnético proporciona una forma fiable de evaluar la
variación anterior de flujo solar, y por lo tanto la actividad
magnética responsable de ella; una variación para que el número de
manchas es un proxy.
La aplicación cuidadosa de este método es totalmente compatible con los
dos ajustes de la serie de manchas solares se ha descrito anteriormente
sobre la base de la variación diurna como se ha observado desde la
década de 1780.
Propiedades del viento solar en el Pasado

Directa in-situ observación del viento solar se remonta 50 años y
estaba claro desde incluso los primeros datos de que la actividad
geomagnética (independiente y superpuesta sobre la variación regular
diurno sólo discutido) fue controlada directamente por la atmósfera
solar en expansión - por la expansión velocidad y por la fuerza y
​​dirección del campo magnético arrastrado fuera del sol.
La investigación reciente [Svalgaard y Cliver, 2005, 2007, 2010;
Lockwood & Owens, 2011] ha demostrado que es posible inferir la
velocidad del viento solar y la fuerza del campo magnético de adecuados,
recién definidos, los índices de actividad geomagnética que se han
encontrado para responder a las diferentes combinaciones de estos
parámetros del viento solar, permitiendo la influencia de cada una de
ellas por separado, extrajeron y calibrado por comparación con los datos
medidos en el espacio cercano a la Tierra, de manera efectiva inversión
de la 'función de respuesta "de la Tierra al viento solar. La figura 8 muestra un resultado de esta inversión.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]

[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 8:
Heliosférico magnético B intensidad de campo en la Tierra deducirse de
la IDV índice geomagnético (azul) y observado por la nave espacial
(rojo).
Los datos anteriores a 1872 (azul claro) son preliminares y pueden ser
mejorados mediante la adición de los datos del observatorio más 19.

Existen datos para realizar esta inversión remonta a las primeras
observaciones sistemáticas del campo geomagnético en la década de 1830.
Nos parece que la reconstrucción del viento solar es coherente con la
re-evaluación de la serie de números de manchas solares se ha descrito
anteriormente, en particular, que tampoco parece haber sido una máxima
Modern Gran parámetros del viento solar.
Otro dato de interés es que, incluso durante los períodos de actividad
solar muy baja [por ejemplo, de los años 1901-1902, 2008-2009] el viento
solar está todavía presente con un campo magnético respetable de
alrededor de 4 nT.
Un tema importante de investigación en la actualidad es si este estado
mínimo de actividad magnética solar, un "piso", es una característica
general, en todo momento [Schrijver et al., 2010]. Un trabajo reciente de Owens et al.
[2012] sugiere que "incluso una disminución constante en el número de
manchas solares puede resultar en una meseta en el Open Solar
(magnético) Flux".
El Registro de Rayos Cósmicos

Partículas de los rayos cósmicos que llegan a la Tierra se producen
principalmente fuera del sistema solar durante las explosiones de
supernovas.
Dos magnético variable en el tiempo "escudos", el campo magnético solar
y el campo geomagnético, modular el flujo de rayos cósmicos. El más débil estos campos, la mayor es la intensidad de rayos cósmicos cerca de la superficie de la Tierra.
Cámaras de ionización y los monitores de neutrones han supervisado
directamente la intensidad de la radiación cósmica desde la década de
1930 [Steinhilber et al., 2012].
Antes de eso, no hay mediciones directas existen, y los radionúclidos
cosmogénicos, se utilizan como sustituto de la radiación cósmica,
especialmente 10 y 14 Sea C, producidos por rayos cósmicos que chocan con el nitrógeno atmosférico y el oxígeno. Por lo tanto, las tasas de producción de estos núclidos se relacionan con el flujo de los rayos cósmicos entrantes. Al igual que con el número de manchas solares, hay problemas con la calibración adecuada de los proxies de rayos cósmicos.
Lo que se mide no son variaciones de la velocidad de producción, sino
de la velocidad de deposición, que además de que el flujo entrante
también depender de la circulación atmosférica y el clima en general.
Contra la inversión de los datos de cámara de ionización para la
extracción de la fuerza del campo magnético solar son discordantes con
inversiones de los datos de monitores de neutrones y con el resultado de
las construcciones geomagnéticos.
Este problema se resolverá con el tiempo y un taller especial de ISSI
hacia este objetivo está en curso [Svalgaard et al., 2011].
De especial interés es el registro de rayos cósmicos del llamado 'Grand Minima ", como el Mínimo de Maunder.
El campo magnético solar (expresado como el campo de viento cerca de la
Tierra magnético solar) de los registros de rayos cósmicos cae a cero o
a veces es un-físicamente negativo durante el Grand Minima (Figura Cool,
mientras que al mismo tiempo una modulación vigoroso ciclo solar del
flujo de rayos cósmicos se observa [por ejemplo Berggren et al., 2009,
Figura 9] que indica este autor que el campo magnético solar
significativa estaba presente.
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen] [Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Figura 8
[izquierda]: Heliosférico fuerza del campo magnético en la Tierra
inferirse a partir del registro de rayos cósmicos [Steinhilber et al,
2010.].
Las excursiones profundos a cero o incluso un-físicos valores negativos
no se entienden y pueden ser artefactos causados ​​por extrapolación
demasiado agresivo potencial de modulación de intensidad de campo. Este es actualmente un tema abierto y polémico.
Figura 9 [derecha]: (Arriba) 10 Sea flujo del núcleo de hielo NGRIP (Groenlandia). (Abajo) El 10 Sea pase filtrado de datos en banda 8-16 años [Berggren et al., 2009]. La curva roja es la serie GSN filtró.

Del mismo modo, las observaciones de la selva espícula (el "rojo flash
') durante los eclipses solares totales en 1706 y 1715 parece requerir
la presencia de estructuras de red brillantes, y por tanto, de
considerable magnetismo solar fotosfera y cromosfera durante al menos
las últimas décadas del Maunder mínimo [Foukal & Eddy, 2007].

El registro de rayos cósmicos muy largo (cuando se calibre y entendido
correctamente) proporciona el material necesario para el estudio
estadístico de la frecuencia y características de los extremos de la
actividad solar (las inundaciones '500 años ').
La primera tarea es entender por qué las variaciones son discordantes
en comparación con otros indicadores solares de los últimos 400 años. Este esfuerzo está en marcha y los resultados aún no están a la vista.
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AnaPaula
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Re: Actividad Solar - Pasado, presente, futuro

Mensaje por Karlox el Mar Nov 13, 2012 10:00 am

Gracias Ana Paula! A ver si "aprendo" a utilizar los traductores [Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]

Karlox

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Re: Actividad Solar - Pasado, presente, futuro

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