¿Qué son las perturbaciones ionosféricas?
La ionosfera terrestre, localizada entre 80 y 600 km de altura, forma parte de la atmósfera. En ella, la radiación del Extremo UltraVioleta (EUV) y los rayos X del Sol ioniza sus átomos y moléculas creando una capa de iones y electrones libres. Se sabe que hay diversos fenómenos solares, tales como las fulguraciones en rayos X y en el EUV, cambios súbitos en el viento solar, tormentas geomagnéticas entre otros, que pueden afectarla. Sus efectos se hacen visibles de diversas formas, por ejemplo: localmente a grandes latitudes (latitudes muy al norte o al sur) se pueden observar las auroras boreales/australes. Sin embargo, aunque pareciera que sus efectos se hacen gradualmente menos notorios a latitudes bajas e intermedias, no siempre es así. Existen eventos solares muy importantes que han generado efectos en esas latitudes y que, bajo ciertas condiciones, han perturbado el plasma de la ionosfera. Un ejemplo son los eventos de Halloween del 2003 (Baker et al. 2004), en donde hubo una súbita y gran penetración del campo eléctrico a latitudes geomagnéticas medias (López-Montes, R. et al. 2012). En el contexto astronómico se ha observado también que las señales en radio de fuentes astronómicas (generalmente Núcleos Activos de Galaxias, NAGs), obtenidas a través de radiotelescopios como el Mexican Array Radio Telescope (MEXART) del Instituto de Geofísica, pueden ser susceptibles de contaminación ionosférica en eventos solares importantes y geo-efectivos (Carrillo-Vargas et al. 2012; Rodríguez-Martínez et al. 2014). Sin embargo, tal contaminación se puede remover de las observaciones sin afectar los estudios de Centelleo Interplanetario (CIP). Lo anterior es tema de investigación actual, por lo que es importante caracterizar y estudiar las perturbaciones ionosféricas en apoyo a estudios del CIP en el contexto del CE.
Dado que la Tierra se encuentra inmersa en el continuo flujo de viento solar, que no es más que la atmósfera solar en continua expansión, la actividad del Sol juega un papel preponderante en la dinámica de esta capa de electrones. El Sol tiene distintos ciclos de actividad y quizás el más destacado de ellos sea el ciclo de 11 años (Turel and Arikan 2010). En cada periodo, el Sol muestra un incremento tanto en el número de manchas solares, como en la cantidad de radiación y partículas ionizantes que permean el Medio InterPlanetario (MIP). Si bien el viento solar tiene una velocidad promedio de 400 km/s a la altura de la órbita terrestre y una densidad típica de 7 partículas/cm 3 , los eventos solares explosivos de gran escala, como son las Eyecciones de Masa Coronal (EMC), son expulsadas con velocidades desde 300 hasta más de 2500 km/s (e.g. Gosling et al., 1976; Yashiro et al., 2004), liberando una cantidad de energía del orden de 10 30 erg (Vourlidas, et. al., 2000), y generando perturbaciones en el MIP que pueden impactar el entorno terrestre modificando las condiciones locales de velocidad, campo magnético y densidad del viento solar. Adicionalmente, las fulguraciones solares, otra de las manifestaciones de gran escala de la actividad solar, pueden acelerar partículas que viajan en el MIP, alcanzado la órbita terrestre en cuestión de algunas horas; lo que modifica también las condiciones atmosféricas y ionosféricas terrestres significativamente.
Con base en la información anterior surgen las preguntas básicas siguientes: ¿cómo estudiar y caracterizar esas perturbaciones ionosféricas? ¿Cómo se relacionan la cantidad de energía liberada en el el evento solar cuantitativamente con los efectos ionosféricos observados? Gran parte de las respuestas pueden abordarse al estudiar el comportamiento del vTEC y su variación durante eventos solares geo-efectivos. Esto en gran medida parte de la investigación del Laboratorio de Ciencias Geoespaciales.
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