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    Actividad solar y cambio climático

    Silvia Duhau

    Dra. en Física. Universidad de Buenos Aires
    Agosto 6, 2012

    La actividad solar afecta la temperatura atmosférica. Lo que está en disputa en algunos círculos científicos es la magnitud del impacto. ¿Seguirá el calentamiento de la Tierra inexorablemente un camino ascendente o comenzará una pequeña edad de hielo?


    Dra. en Física. Universidad de Buenos Aires;
    Investigadora Superior. Consejo Nacional de
    Investigaciones Científicas y Técnicas

    La cantidad de energía solar que llega a la Tierra afecta la temperatura atmosférica. A su vez, esta energía depende de la actividad solar, cuya manifestación más conocida es la cantidad de manchas que oscurecen temporalmente la superficie del Sol. Los modelos de comportamiento del clima utilizan como única fuente de energía solar la de radiación. Con el astrofísico holandés Cornelius de Jager hemos propuesto que la actividad solar está regulada por el campo magnético del Sol; que este campo magnético se deriva de las interacciones entre sus dos componentes y que, hasta ahora, los modelos de clima han usado sólo una de ellas, la asociada con la radiación, como modificadora de las variaciones de temperatura troposférica.

    En 2009 analizamos ambas componentes usando indicadores indirectos, o proxys, que nos permitiesen suplir la ausencia de datos antiguos, anterio-res al momento en que se empezaron a hacer mediciones directas. Encon-tramos que existe una relación entre las variaciones de la temperatura troposférica en la Tierra y los valores de dichos componentes del campo magnético del Sol.
    Estudiando el período entre 1610 a 1995, descubrimos que la mencionada temperatura varía linealmente a lo largo del tiempo, y que ese cambo lineal se superpone con algunos episodios cuasirregulares de ascensos y descensos de ella, cuyas amplitudes alcanzan hasta unos 0,3°C en más o en menos. Esta es la situación que vivimos en tiempos actuales.

    Sobre la base de esos análisis, concluimos con mi colega que la amplitud del presente calentamiento global no difere signifcativamente de otros episodios de calentamiento relativo que ocurrieron siglos atrás. En otras pala-bras, el calentamiento medido a partir la segunda mitad del siglo XX resulta de la superposición de, por un lado, el calentamiento lento de la Tierra por el Sol que ha venido sucediendo desde el llamado gran mínimo de Maunder de hace unos cuatrocientos años, al que se superpone, por otro lado, un ascenso de tipo cuasi-regular de tem-peratura.

    Además, nuestro análisis nos llevó a predecir que se avecina un nuevo gran mínimo en la actividad solar, el que, de verificarse nuestras estimaciones, llevará a un descenso paulatino de la temperatura media de nuestro pla-neta, de cuyo comienzo ya existen indicios iniciales.

    El origen de la actividad solar y su variabilidad

    Las manchas solares fueron el primer fenómeno variable en el tiempo que fue observado sobre el disco de nues-tro Sol (figura 1). Galileo Galilei (1564-1642) las descubrió en 1609, tras haber inventado el telescopio. Por mu-cho tiempo se consideró que era ocioso estudiarlas, pues su significado permaneció desconocido hasta principios del siglo XX. Hoy los científicos saben que esas manchas reflejan la variación de la actividad magnética solar, y que esta tiene múltiples consecuencias en nuestro planeta y su atmósfera. El rastreo de su evolución provee los registros más antiguos que se pueden asociar con esas consecuencias.

    En 1843, después de 17 años de observaciones, el naturalista alemán Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875) concluyó que el número de manchas solares varía periódicamente. Fue el primer indicio de que el Sol experimen-ta cambios cíclicos, los cuales exhiben una periodicidad media de 11 años, mientras la longitud de cada ciclo dura entre 9 y 13 años (figura 2). La amplitud y la longitud del ciclo descubierto por Schwabe dan información sobre la intensidad y la frecuencia de los fenómenos asociados con la actividad solar que afectan al clima y a la vida sobre la Tierra. Por estas razones, el primer paso para entender la variabilidad climática debida a la activi-dad solar es encontrar cómo predecir en el largo plazo la intensidad y la longitud de los ciclos de Schwabe.

    Hasta el presente, los intentos en esta dirección para lapsos mayores que tres a cinco años han sido escasos. Para el largo plazo se necesita contar con una serie de observaciones de las manchas solares que se extienda más allá de los 400 años del registro histórico. En 1955, el físico inglés Derek Justin Schove (1913-1980) logró reconstruir la sucesión de los máximos de las manchas solares de cada ciclo de Schwabe para los últimos 1700 años. Se basó en diversos registros, el más extenso de los cuales es de origen chino, iniciado con propósitos astrológicos en el año 38 anterior a nuestra era.

    De las regularidades que encontró en la aparición de los máximos del ciclo de Schwabe, y del tiempo transcurrido entre cada dos consecutivos de ellos, Schove predijo los correspondientes a los ciclos 19 a 24 (triángulos viole-ta en la figura 2). Aunque la fecha de efectiva ocurrencia difirió levemente de la estimada, anticipó con acierto las fluctuaciones en la magnitud relativa del valor de los máximos consecutivos, como lo muestra la reducción drástica desde el máximo del ciclo 19 al 20, el ascenso del 20 al 21 y la reducción gradual del 21 al 23. Este éxi-to de Schove en la predicción con hasta cinco ciclos de anticipación de las fluctuaciones de los máximos núme-ros de manchas solares sugiere que las fluctuaciones se originan en oscilaciones naturales del Sol.

    ¿Cómo entender la naturaleza de esas oscilaciones? Junto con de Jager decidimos aplicar a los datos una herra-mienta matemática llamada transformada de ondículas (Carlos Cabrelli y Úrsula Molter, 'Una buena señal', Ciencia Hoy, 16, 95: 22-31), creada en la década de 1980, que permite detectar oscilaciones transitorias en las fluc-tuaciones de cualquier señal, en nuestro caso, en las de la actividad solar. Con ella hicimos una predicción del número de manchas esperadas en los próximos ciclos y concluimos que en un futuro no muy lejano acontecerá un nuevo gran mínimo.

    Campos magnéticos polar y toroidal

    En 1907 el astrónomo norteamericano George Ellery Hale (1868-1938), fundador en 1904 del observatorio de Mount Wilson, en California, descubrió que las manchas de las que venimos hablando –que son zonas en la superficie solar que aparecen más oscuras que sus inmediaciones– se deben a la acción de enormes campos magnéticos que limitan la emisión de radiación. Para entender cómo logró observar un campo magnético ubicado a 149 millones de kilómetros de distancia, consideremos la materia que constituye el Sol. Su temperatura es tan elevada que sus moléculas se disocian completamente en electrones e iones: están en el cuarto estado de la materia, que se denomina plasma. Lo que vemos desde la Tierra es un desdoblamiento en dos colores de la luz emitida por los electrones sujetos al campo magnético de las manchas. Ese desdoblamiento fue descubierto por los físicos holandeses Hendrick Antoon Lorentz (1853-1928) y Pieter Zeeman (1865-1943) veinte años antes de que Hale construyese el espectroheliógrafo, instrumento con el que obtuvo imágenes del Sol en bandas de color y midió el campo magnético por primera vez.

    Debido a que está formado por partículas eléctricamente cargadas, el plasma es un excelente conductor de electricidad. Igual que nuestros generadores mecánicos de ésta, que producen corrientes eléctricas alternas mediante bobinas que rotan con respecto a un campo magnético, el Sol tiene un sistema de movimientos del plasma que amplifica el campo magnético. La energía contenida en el sistema de corrientes y campos magné-ticos se pierde parcialmente por fricción entre las partículas del plasma, pero una parte sustancial de ella sale despedida al espacio.

    En 1961, unos cincuenta años después del descubrimiento de Hale, los norteamericanos Harold Babcock (1882-1968) y su hijo Horace Babcock (1912-2003), también del observatorio de Mount Wilson, observaron que este campo magnético solar tiene dos componentes, uno polar, igual que el de una barra magnetizada, que se alinea con el eje de rotación del Sol, y uno perpendicular a dicho eje, llamado toroidal, porque la corriente que lo gene-ra forma un toroide de revolución, un cuerpo geométrico similar a una rosca de Pascua. Ambos componentes invierten su polaridad al final de cada ciclo de Schwabe de manera tal que un ciclo magnético completo, llamado ciclo de Hale, dura el doble que uno de Schwabe, es decir, en promedio unos 22 años (figura 3).

    El inminente gran mínimo solar

    Existen mediciones directas de los componentes del campo magnético del Sol solo desde hace unos treinta años. Para estudiar el efecto sobre el clima de la Tierra de las fluctuaciones de ambos componentes es necesa-rio contar con series temporales más extensas. Para ello, debe recurrirse a los mencionados indicadores indirec-tos o sustitutos. El número de manchas solares puede tomarse como una variable sustituta del componente toroidal del campo magnético. Para el componente polar definimos una variable sustituta a partir de una magni-tud introducida en 1976 por Pierre-Noël Mayaud (1923-2006), del Instituto de Física del Globo, de París, deno-minada índice geomagnético aa. Este proviene de datos de las variaciones del campo magnético terrestre obtenidos en cinco observatorios ubicados cerca del ecuador y distribuidos alrededor de la Tierra. Es un buen indicador porque existen observaciones continuas de las variaciones del campo geomagnético desde 1844, 14 años después de que el matemático Carl Friedrich Gauss (1777-1855) y el físico Wilhelm Weber (1804-1891), ambos alemanes, inventaran el magnetómetro, con el que el primero midió el valor absoluto del campo magnético terrestre, algo que no se había hecho antes.

    En el mínimo de actividad solar el campo toroidal llega a ser muy cercano a cero y la actividad magnética terres-tre se debe básicamente al componente polar del campo magnético solar, que alcanza en ese momento su am-plitud máxima. Teniendo en cuenta este hecho, usamos con de Jager el valor del índice geomagnético aa regis-trado en el momento de ocurrencia de cada mínimo de manchas solares como variable sustituta de la intensidad del componente polar del campo magnético del Sol. De esa manera determinamos el efecto de las oscilaciones naturales del astro en dicho componente.

    Tal como sucede con el campo toroidal, el polar oscila alrededor de un valor que no cambia, que llamamos el nivel de la transición y corresponde a un valor del índice geomagnético de 10,34 nanoteslas (10-9 T; un Tesla equivale a 10.000 Gauss; el campo magnético terrestre es aproximadamente de 0,5G). Las medidas directas del campo polar indican que ese valor del índice geomagnético corresponde a un campo polar de 120nT, lo que representa un 0,4% del campo geomagnético. El campo magnético en el centro de una mancha solar es unas 300.000 millones de veces mayor que el campo geomagnético, lo que da una idea de la enorme magnitud del campo toroidal por comparación con el polar producido por los movimientos internos del Sol.

    Figura 2. El ciclo de Schwabe. Promedio anual del número de manchas solares a lo largo de 400 años, según datos del National Geophysical Data Center de la NASA (www.ngdc.noaa.gov). Los máximos de cada ciclo se indican con estrellas. Los cuatro números en color violeta a la derecha corresponden a la numeración convencional de los ciclos, y los triángulos del mismo color son la predicción de 1955 de Derek Schove para los máximos 19 a 24. El triángulo rojo y el azul reflejan otras dos predicciones independientes, (realizadas respectivamente por Mausumi Dikpati y sus colaboradores en el Jet Propulsion Laboratory, en Pasadena, y por la autora de la nota y sus colegas de Holanda). Se aprecia la enorme disparidad en estimar el máximo del ciclo 24. Nosotros encontra-mos que la actividad solar oscila alrededor de un nivel invariante que denominamos nivel de 'transi-ción' y que es de 93,4 manchas (línea horizontal verde). Las fluctuaciones en los valores de los máximos alrededor del nivel de transición son la manifestación de las oscilaciones naturales del Sol cuyas características cambian bruscamente en cada 'transición de la fase'. Esta denominación obedece a que la periodicidad de las oscilaciones naturales del Sol cambia su fase relativa al cruzar este punto.
    Desde 1610 ocurrieron cuatro transiciones de fase en las fechas indicadas sobre las líneas negras verticales. La oscilación natural del Sol que presenta la variación más drástica en amplitud y periodicidad luego de una transi-ción de fase es el ciclo de 'Gleissberg' (curva negra). Estos cambios en el ciclo de Gleissberg son seguidos por sus cuasi-armónicos, produciéndose de esta forma la ocurrencia de tres tipos distintos de episodios: gran míni-mo regular y gran máximo. La letra D indica el mínimo de Dalton, que es un episodio corto de baja actividad solar debido a una oscilación semi-secular natural del Sol. La predicción de Dikpati y sus colaboradores se basa en un modelo computacional que contiene parámetros calibrados para que dicho modelo retro-prediga correctamente los ciclos anteriores, e incorpora los movimientos internos observados en el Sol durante el ciclo de Schwabe pre-vio al que se quiere predecir. Este procedimiento mimetiza necesariamente el comportamiento del gran máximo contemporáneo, lo que explica por qué estos autores predicen un valor para el máximo 24 tan grande como los prevalecientes en el siglo XX.

    Episodios solares y el clima global

    Actualmente, todos los modelos matemáticos de predicción del clima toman la radiación como la única fuente de energía solar. Como esta varía poco con la actividad solar (la radiación sólo ha variado en un 0,3% desde el mí-nimo de Maunder), da cuenta de sólo un 40% del ascenso de la temperatura desde entonces. Nosotros sostene-mos que las variaciones en el clima provocadas por la actividad magnética solar se relacionan directamente con la intensidad del campo magnético que resulta de ella, y vemos que en el gran máximo contemporáneo este se duplicó con relación a su valor medio durante el episodio regular previo a 1924.

    Figura 3. El ciclo de Hale del campo magnético solar. En azul los valores mensuales medios del componente polar de dicho campo, obtenido de observaciones hechas entre 1975 y 2010 en el observatorio solar Wilcox (http://wso.stanford.edu). En rojo el campo toroidal cuantifcado mediante el número de manchas solares (indicadas con el signo de su polaridad en cada semiciclo de Hale). Cuando el campo polar pasa por cero e invierte su signo, el campo toroidal llega a su máxima intensidad. Se indica la numeración convencional de los últimos tres máximos de manchas solares. Cuando estas pasan por cero, el campo polar es máximo y viceversa.

    Figura 4. Diagrama de fase de la modulación de amplitud del ciclo de Hale. Michael Lockwood, de la Universidad de Reading en Inglaterra, nos proveyó de una nueva serie de tiempo homogeneizada del índice geomagnético ´aa´ de la cual eliminamos las ondículas con períodos menores a 17 años. Los puntos representan los valores anuales de los dos componentes del campo magnético solar por el período 1880-1923 (verde) y el 1924-2009 (rojo), respectivamente. El primero corresponde a los últimos años del período regular que comenzó en 1924 y el segundo al gran máximo contemporáneo. La estrella violeta es el punto (10.34, 94.38) determinado por los niveles de transición de las dos componentes.
    Las mediciones de la temperatura en la superficie de la Tierra comenzaron en 1850. Para analizar el campo magnético solar de forma similar extendimos la serie temporal al pasado usando las variables sustitutas que definimos. El valor medio de la temperatura en superficie en el hemisferio norte sufrió un aumento repentino en 1724, inmediatamente después del mínimo de Maunder, y un cambio aún mayor luego de 1924 (fgura 5). Esto indica que las fuentes de energía solar capaz de producir esos cambios son las que fluctúan drásticamente luego de una transición de fase del Sol. El rápido ascenso ocurrido después de 1970 no estaría, aparentemente, asociado con un fenómeno solar.

    Los dos componentes del campo magnético solar tienen efectos distintos. El polar condiciona la intensidad del llamado viento solar, un flujo supersónico de plasma que hace de escudo a los rayos cósmicos junto con el campo magnético terrestre. El flujo de rayos cómicos que penetra en la atmósfera terrestre es mayor a menor actividad solar y mayor en las zonas en que el componente horizontal (paralelo a la superficie de la Tierra) del campo geomagnético está debilitado. Ese flujo entrante de rayos cósmicos podría tener influencia en la nubo-sidad de la atmósfera, la cual contribuye al efecto invernadero, además de tener otras consecuencias.

    Los cambios en la intensidad del campo toroidal inciden en la frecuencia de las llamaradas solares y en las eyec-ciones del plasma (figura 6), fenómenos que ocurren casi siempre en forma simultánea. Ambos conducen a una variación considerable de la emisión de rayos X y de radiación ultravioleta por parte del Sol, y a la producción de partículas de gran energía que, al llegar a la atmósfera terrestre, son afectadas por el campo geomagnético. Estas fuentes tienen una función decisiva en la modificación del contenido total de ozono atmosférico (figura 7), cuya variación también influye en el clima. Contribuyen, además, a la forma que toma la circulación atmosférica global, particularmente la frecuencia con que soplan vientos polares sobre latitudes medias. Finalmente, influyen en la intensidad de las corrientes eléctricas que circulan entre las capas superiores de la atmósfera y la superfi-cie terrestre, lo cual incide en la cantidad y características de las lluvias.

    Figura 5. La variación anual de la temperatura media en el hemisferio norte durante los últimos 400 años. Promedios anuales con respecto a un valor medio de 14ºC. Desde 1850 los valores son mediciones termométricas; antes, estimaciones realizadas sobre la base de anillos de crecimiento de árboles del hemisferio norte. Las ondículas con períodos menores a los 17 años se han sustraído de las series temporales. Este procedimiento elimina las oscilaciones naturales del sistema climático y las debidas al ciclo de Schwabe, reteniendo solamente las variaciones en la amplitud de dicho ciclo (las que se observan en la figura 4). Las fechas de la ocurrencia de las cuatro transiciones solares (véase figura 2) son las consignadas mediante los números que se encuentra encima de las líneas negras verticales. Las líneas horizontales azules son el promedio de la temperatura después de cada transición. Las proyecciones a partir de 2010 son las del Panel Intergubernamental para el Cambio Climático (IPCC) para los siguientes veinte años. En rojo para el caso en que las emisiones de gases de efecto invernadero y aerosoles sigan aumentando al mismo ritmo de los últimos 50 años; en violeta para el caso en que se mantengan iguales a los niveles del año 2000 (violeta).

    Figura 6. El sistema Sol (izquierda)-Tierra (derecha). Una eyección del plasma (la burbuja roja que sale del Sol), y una llamarada (la zona brillante al lado de la burbuja). Las curvas azules claras representan la dirección del campo geomagnético en cada punto. Un flujo supersónico continuo de plasma, el viento solar, embiste la atmósfera de la Tierra, y produce una onda de choque (línea violeta) que la confina dentro de la magnetosfera (las líneas azules claras). El frente de la burbuja del plasma se mueve como un tsunami gigantesco, comprimiendo la magnetosfera hasta cuatro veces su tamaño medio. El campo geomagnético previene la entrada del plasma solar a la atmósfera terrestre a excepción de partículas de alta energía. Los protones entran solamente en el óvalo auroral (véase figura 7) mientras que los electrones penetran en el arco sub-auroral y también en zonas donde la componente horizontal del campo geomagnético es débil. El campo geomagnético sufre enormes cambios en períodos geológicos, por lo que modula también estos fenómenos. Imagen NASA/Steele Hill.

    Figura 7. El agujero de ozono. El contenido del ozono total antes (izquierda) y durante un evento de protones energéticos (derecha). Los colores indican la cantidad de ozono en partes por millón por volumen de atmósfera. El círculo blanco delimita la zona más allá de la cual los protones solares penetran la atmósfera terrestre. La circunferencia blanca indica los 60º de latitud geomagnética (no geográfca, ya que los polos no coinciden) que es la zona de incidencia mayor. Este corrimiento del polo magnético es variable en todas las escalas temporales, con cambios sustanciales en escalas geológicas.

    La intensidad y la frecuencia de las eyecciones solares de plasma aumentan en promedio con el incremento del número de manchas, pero sus fluctuaciones no siguen estrictamente las fluctuaciones en los máximos de las manchas solares. Así, mientras que estas alcanzaron su máximo absoluto de los últimos 400 años en 1959, durante el ciclo 19 de Schwabe (indicado en la figura 2), las eyecciones de plasma solar y las llamaradas fueron más frecuentes e intensas después del ciclo 22. De Jager, el paleoecólogo Bas van Geel, de la Universidad de Ámsterdam, y esta autora hemos llegado a la conclusión de que alrededor del año 2000 solo un 0,3% del aumento de la temperatura terrestre en los 50 años precedentes se habría debido a factores distintos que los solares.

    Epílogo

    Predecir el clima futuro es algo extremadamente complejo, como lo es predecir la evolución de cualquier sistema descripto por ecuaciones matemáticas no lineales. Los modelos computacionales del clima contienen numerosos parámetros cuyos valores no se conocen con certeza. Dado que esos modelos incluyen como única fuente de energía solar la radiación y hacen caso omiso de otras fuentes que han tenido aumentos del orden del 100% en el último siglo, subestiman la contribución de la actividad solar al calentamiento global. Un gran máximo similar al contemporáneo ocurrió en el siglo XII y dio origen al llamado pequeño óptimo climático, cuando las temperaturas cálidas permitieron que se colonizaran Groenlandia e Islandia.

    El Sol registra actualmente escasa actividad. En 2003 ocurrió la explosión más grande observada directamente. Produjo una llamarada enorme, con una energía dos trillones de veces la liberada por la bomba de Hiroshima. Dos años más tarde emitió nuevamente plasma que embistió la magnetosfera terrestre con una velocidad 45.000 veces la del sonido en la atmósfera. Esto, entre otras cosas, indica que está en sus comienzos un nuevo gran mínimo similar al de Maunder, que abarcará el siglo XXI. Durante aquel se registraron en Europa las temperaturas más bajas de los últimos 400 años, y se congelaron ríos y canales navegables durante todo el invierno. El episo-dio se conoce como pequeña edad del hielo.

    Aparentemente, desde 2003 se están enfriando las capas superiores de los océanos, que son el depósito más grande de calor del sistema climático de la Tierra. Los últimos inviernos en el hemisferio norte fueron los más fríos de los últimos cien años. Si estas tendencias continúan por los próximos veinte años, se habrá confirmado el papel crucial de la actividad solar en los cambios climáticos.

    LECTURAS SUGERIDAS

    • DE JAGER C & DUHAU S, 2010, 'The variable solar dynamo and the forecast of solar activity. Influence in terrestrial surface temperature', en Cossia J (ed.), Global Warming of the 21ths century, NOVA Science Publishers, disponible (noviembre de 2011) en http://www.cdejager.com/wp-content/uploads/2008/09/2010-Variable-solar-dynamo3.pdf.
    • DEPETRIS J, 2010, 'Las ciencias de la tierra y el cambio climático global', Ciencia Hoy, 20, 117.
    • GRIBBIN J, 1994, El clima del futuro, Biblioteca Científca Salvat.
      ISLA FI, 2010, 'El cambio climático global', Ciencia Hoy, 20, 117.
    • STENBORG G y ROVIRA M, 2006, 'Una semana en el Sol', Ciencia Hoy, 16, 93.



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