ARTÍCULOS ORIGINALES

La fase principal de las tormentas geomagnéticas y la anomalía geomagnética del Atlántico Sur

 

María Andrea Van Zele

Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas y Facultad de Ciencias Exactas y Naturales UBA Argentina avanzele@gl.fcen.uba.ar

Recibido: 24-4-12
Aceptado: 23-11-12

 

---

RESUMEN

El objetivo de este estudio es determinar en qué condiciones se produce y cuánto perdura el rápido crecimiento de la variación de intensidad del campo magnético durante la fase principal de una tormenta geomagnética (dB), y si depende de la intensidad del campo principal donde ésta se registra. Para ello se comparan variaciones de tormentas calculadas dentro y fuera de la Anomalía Geomagnética del Atlántico Sur (SAMA), donde el campo geomagnético principal es mínimo. Con los registros del observatorio de Vassouras (latitud baja, Brasil) se calculan las variaciones de tormenta correspondientes a la zona de la Anomalía. Los registros del observatorio de Kourou (KOU) a la misma longitud geográfica y latitud geomagnética conjugada, y los de Kakadu (Australia) y Kanoya (Japón), a 180° de longitud y algo mayor latitud, se utilizan para la comparación. Se seleccionan tormentas geomagnéticas registradas entre los años 2000 y 2009 que presentan una fase principal bien definida según el índice Dst, independientemente de su intensidad y de al menos media hora de duración. Se establece que a) las características generales de las variaciones de tormentas registradas en la SAMA son compartidas con las registradas fuera de la región; b) por lo general, el decrecimiento rápido de la componente norte X es mayor en VSS, pero no es independiente de la hora de inicio ni la época del año; c) por lo general la variación de tormenta del campo total (dB) es mayor en VSS, pero no es independiente de la hora de inicio ni la época del año. Puede concluirse que allí donde el campo magnético total es aproximadamente la mitad del que correspondiente al campo dipolar, el rápido crecimiento de la intensidad de la fase principal de una tormenta geomagnética (dB) no tiene un comportamiento unívoco, asociado a la intensidad del campo principal.

Palabras claves: Tormentas geomagnéticas; Anomalía Magnética del Atlántico Sur.

ABSTRACT

The aim of this study is to determine whether the rapid growth of the magnetic field intensity during the main phase of a geomagnetic storm(dB) depends on the intensity of the main field where it is recorded. For this storm variations calculated with in and outside the South Atlantic Geomagnetic Anomaly (SAMA), where the main geomagnetic field is minimal, are compare. From Vassouras (VSS, Brazil) observatory records, storm variations at the Anomaly area are calculated. Observatory records from Kourou(KOU) at the same longitude and conjugate geomagnetic latitude, and Kakadu (Australia) and Kanoya (Japan), at 180° of longitude and higher latitudes, are used for comparison. Geomagnetic storms registered between 2000 and 2009, with a well defined main phase according to Dst index, regardless their intensity, and lasting atleast a half an hour, are selected. It is established that a) the general characteristics recorded at the SAMA look like as those recorded outside; b) usually, the north component X rapid decrease is greater in VSS, but not in dependent of the start time or the season of year, c) usually storm variation of the total field(dB) is higher at VSS, but not independent of the start time or season. It can be concluded that where the total magnetic field is about a half of the corresponding to the dipole field, the rapid growth of the geomagnetic storm intensity during the main phase (dB) has a unique behavior associated with the intensity of the main field.

Keywords: Geomagnetic storm; South Atlantic Magnetic Anomaly.

---

 

INTRODUCCIÓN

El campo geomagnético registrado en la superficie de la tierra muestra que es más intenso (~ 60000 nT) en las proximidades de los polos geográficos que en la región ecuatorial (~ 30000 nT). El desarrollo en armónicos esféricos evidencia que el 90% de su intensidad corresponde al campo generado por un dipolo; está producido principalmente por corrientes generadas en el núcleo externo de la tierra, fluído y denso, compuesto de hiero y níquel (campo principal). Sin embargo tiene una notable asimetría cilíndrica pues en el Atlántico Sur su intensidad es mucho menor que la que corresponde a esa latitud en otras longitudes (Udías y Mézcua, 1986). Esta anomalía magnética del Atlántico sur (SAMA, por sus siglas en inglés), variable en el tiempo, es causada también por procesos en el interior de la tierra, y se registra superpuesta a otras anomalías regionales; está centrada aproximadamente en 26°S 54°O donde se registra el mínimo del campo B ~ 22900 nT y ocupa el área entre el SE de Brasil y Sudáfrica; su deriva (variación secular) es hacia el O-NO, y se registra en la región americana -africana, no en la región pacífica (Gubbins y Gibbons, 2004); Bloxham et al. (1989) sostienen que la subducción de la placa del Pacífico sur limitaría esta deriva. El sol emite partículas (viento solar) que arrastran el campo magnético solar y confinan el campo magnético de la tierra (magnetosfera) que adquiere la forma de un cometa cuya nariz enfrenta al sol (Parks, 1991).La interacción entre el viento solar y la magnetosfera produce corrientes en la magnetopausa: corrientes de Chapman-Ferraro en la región que enfrenta al sol; más allá de la tierra (en la cola magnética) lascorrientesfluyen del amanecer al anochecer en el plano ecuatorial (hoja de plasma) y en los bordes se divide, circulando en sentidos opuestos encerrando los lóbulos norte y sur, y produciendo variaciones geomagnéticas (Feldstein et al., 2003) similares a la corriente anillo. El campo gravitatorio de la tierra mantiene la atmósfera gaseosa que la rodea.El sol emite radiación electromagnética que es absorbida por los gases de la atmósfera, ionizándolos a partir de alturas superiores a los 60 km (ionosfera) (Hargreaves, 1992).A la altura de la región E (90-130 km sobre la superficie terrestre)los iones ionosféricos se mueven arrastrados por los vientos de partículas neutras y los electrones según el campo magnético del lugar, produciendo las variaciones geomagnética tranquilas Sq (Chapman and Bartels, 1940). Alrededor de las líneas del campo magnético entre los puntos espejo de los dos hemisferios (partículas atrapadas de la plasmasfera) derivan electrones (hacia el este) e iones(hacia el oeste) debido a la curvatura e inhomogeneidad de las líneas del campo geomagnético (corriente anillo ecuatorial) (Parks, 1991). Las variaciones citadas, detectables en latitudes bajas y medias, están presentes tanto en períodos tranquilos como perturbados. Cuando el campo magnético del viento solar tiene la componente perpendicular a la eclíptica (Bz(IMF)) con el mismo sentido que el campo geomagnético en la nariz magnetosférica, las partículas del viento solar pueden ingresar a la magnetosfera en las proximidades de los polos (magnetosfera cerrada); cuando tiene sentido contrario (Bz(IMF) < 0) las partículas del viento solar pueden ingresar también por la región ecuatorial (Lee, 1986). Cuando el sol emite una enorme nube de partículas cargadas (mayor velocidad, densidad y temperatura) con un cambio significativo de la presión dinámica (Fl Pr) del viento solar, y rizos (loops) magnéticos, e incide sobre la magnetosfera, ésta es sacudida (Smith el al, 1986); y si Bz(IMF) < 0, se incrementa el número de partículas de la plasmasfera y la energía cinética de la corriente anillo, iniciándose una tormenta magnética. En observatorios de latitudes bajas, medias y subaurorales los magnetogramas registran, durante una tormenta, el rápido decrecimiento de la componente horizontal H y norte X del campo geomagnético.Durante la fase principal de una tormenta la corriente anillo ecuatorial se intensifica en horas del atardecer (Horning et al., 1974; Clauer and R.L. McPherron, 1980), produciendo en observatorios de latitudes bajas y medias un mayor decrecimiento de H o X en esas longitudes (asimetría de la corriente anillo) pues los iones que derivan del lado nocturno ganan energía al atravesar la cola magnética. En las regiones ionosféricas aurorales boreal y austral se producen corrientes (Hall)denominadas DP-2 que fluyen en el casquete polar (hacia el sol) y la región auroral(Kokubun, 1971; Nishida, 1971) hacia la medianoche; estas últimas son electrochorros hacia el oeste y el este, que producen variaciones geomagnéticas que registran observatorios aurorales. A ellos se superpone una corriente (en forma de cuña) auroral ionosférica nocturna hacia el oeste (expansión de la subtormenta);esta cuña se forma cuando una parte de la corriente de la hoja de plasma de la cola magnética (lamás próxima a la plasmasfera nocturna) se desvía por las líneas de campo en la pos-medianoche hacia la ionosfera auroral nocturna (produciendo una disminución de la componente Y en bajas latitudes) y retorna a la hoja de plasma por las líneas de campo de la premedianoche (Atkinson, 1986; Kan, 1992) (produciendo un aumento de Y); en bajas latitudes, entre las longitudes que la cuña ocupa, esta corriente produce un crecimiento de las componentes H o X (McPherron et al., 1973), La perturbación que producen en latitudes aurorales y subaurorales se denominan subtormentas.

El campo geomagnético registrado en los observatorios contiene las contribuciones del campo principal, la variación secular, de anomalías regionales y locales (variaciones muy lentas de origen interno), y variaciones de origen externo regulares y permanentes como la diaria Sq las debidas a las corrientes de la magnetopausa, la del electrochorro ecuatorial (por mayor conductividad en la región E), la de la corriente anillo ecuatorial homogénea y simétrica, y la debida a mareas en la ionosfera (y las que ellas inducen).Pero en períodos perturbados variaciones irregulares y de corta duración se superponen: efectos de corrientes incrementadas de Chapman-Ferraro, de la cola magnética, del anillo ecuatorial, de corrientes ionosféricas en la región F, de los electrochorros aurorales, de la cuña de corriente, de fulguraciones solares (radiación solar esporádica y breve) y de pulsaciones, y de las que ellas inducen.Normalmente se supone que las corrientes inducidas (Price, 1967) son proporcionales a las que las producen, por lo que no se las diferencia.

Los campos magnéticos en movimiento, inducen corrientes eléctricas que pueden afectar el sistema de cables transatlánticos, interrumpir las comunicaciones telefónicas de larga distancia (Illinois, EEUU, 4 de agosto de 1972), transmisiones de energía eléctrica (Quebec, Canadá, 13 de marzo de 1989), o comunicaciones satélites-tierra y sistemas de navegación GPS (diciembre de 2005) (en http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/06may-carrington). Al estudio de las tormentas corresponde el estudio de períodos perturbados, eliminando las variaciones regulares y tranquilas; pero lo que caracteriza a una tormenta en latitudes bajas y medias es el decrecimiento sostenido (algunas horas) de la componente X o H resultante principalmente de la energización de la corriente anillo ecuatorial; es inevitable el registro superpuesto de las demás contribuciones de perturbación A partir de los decrecimientos de algunos observatorios de latitudes bajas y medias se calculan 2 índices geomagnéticos que indican la intensidad de la corriente anillo plamasférica: el índice horario Dst (Mayaud, 1980), y el índice SymH (http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp) a minuto. Cuando se produce un brusco incremento de Fl Pr la magnetosfera es súbitamente comprimida (sc), y los observatorios geomagnéticos registran un brusco incremento de la componente norte u horizontal; cuando la compresión brusca precede a una fase principal de una tormenta magnética se denomina ssc (suden storm commencement). A partir de variaciones geomagnéticas horizontales referidas a una curva correspondiente a un día tranquilo y registradas en algunos observatorios de latitudes medias o subaurorales se deduce el índice trihorario planetario Km (Menvielle and Berthellier, 1991). Km mide la perturbación geomagnética a partir de 28 valores (0, 0+, 1-, 1, 1+, ..., 9-, 9) donde 0 corresponde a tranquilidad y 9 a muy perturbado. Los estudios ya realizados en la SAMA se relacionan con las condiciones del medio interplanetario (Mendes da Costa et al., 2011); o con el incremento de la ionización en las regiones E y F de la alta atmósfera por la precipitación y absorción de partículaspor la ionosferadurante tormentas magnéticas, dado que el cinturón de radiación interior (en la plasmasfera) se encuentra más próximo a la superficie de la tierra (Abdu et al., 2005; Nishino et al., 2006; Gonzalez et al.,1987);o a la diferente amplitud de las pulsaciones geomagnéticas detectadas (Silva et al., 2010); o a la comparación de registros de 2 observatorios de la región (Berra et al, 2005) que encuentran mínimas diferencias en H y más importantes diferencias en D; o el comportamiento de los comienzos bruscos de tormenta (Trivedi et al, 2005; Van Zele, 2010). El objetivo de este trabajo es determinar en qué condiciones se produce y cuánto perdura el rápido crecimiento de la variación de intensidad del campo magnético durante la fase principal de una tormenta geomagnética (dB), y si depende de la intensidad del campo principal donde ésta se registra, en particular en la SAMA. Se propone para ello estudiar la variación de la intensidad del campo magnético registrado en VSS y otros observatorios durante el decrecimiento rápido de dX; también se consideran la época del año, la hora en tiempo local y la influencia de otros parámetros.

LOS DATOS

Para este estudio se utilizan las 3 componentes (X, Y, Z) del campo geomagnético registrado durante una tormenta geomagnética. Las tormentas geomagnéticas elegidas son aquéllas cuyo inicio, o fase inicial (ssc) si la tuviere, está precedido por valores positivos del índice Dst, de modo de no considerar aquéllas que comienzan durante el desarrollo o recuperación de una tormenta previa (tormentas aisladas).Se consideran 4 observatorios, 2 americanos (am) y 2 orientales (or), cuya ubicación está dada en la Tabla 1, siendo los datos de los 2 primeros imprescindibles para este estudio; resultan así aptas 16 tormentas en [2000, 2009].

Tabla 1: nombre y coordenadas de los observatorios involucrados en el este estudio, inclinación aproximada que registran y término de corrección a tiempo local.
Table 1: name and coordinates of the observatories involved in this work, its approximate recorded inclination and the term for the correction to local time.

El observatorio VSS se encuentra ubicado en la SAMA; KOU es su conjugado geomagnético en el hemisferio norte, pero exterior a la SAMA; KDU y KNY, conjugados entre sí, pero a mayor latitud que los anteriores, están separados de los primeros en 180° de longitud. Los datos (cada minuto) han sido tomados del Centro Mundial de datos de Kyoto (http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/); ningunos de los observatorios se encuentra próximo al ecuador de inclinación (latitud dip ~ 0°), de modo de que no tienen efectos del electrochorro ecuatorial. Está indicada también la conversión a la hora local en cada observatorio. Los intervalos de tormenta se determinan a partir de los registros de Bz(IMF) (en nT) de los datos OMNI de satélites, combinados, a 1 AU (http://cdaweb.gsfc.nasa.gov/istp_public/) , donde también se encuentran los datos de plasma, en particular la presión del viento solar (Fl Pr, en nPa). La forma más sencilla de estudiar las variaciones de tormenta es eliminando las contribuciones regulares y permanentes, teóricamente las únicas presentes en los días tranquilos (Q). El día más tranquilo elegido es aquél que: i) la sumatoria de los 8 Km de un día universal es mínima; ii) cada uno de los 8 valores Km < 2 (http://isgi.latmos.ipsl.fr/), y iii) existen datos de ese día en los 4 observatorios;en años de alta actividad solar la cantidad de días tranquilos es menor que los encontrados en años de baja actividad solar.En la selección resultante (tormentas simples, decrecimiento rápido con duración no menor a 30 minutos; registros de tormenta y días tranquilos en los 4 observatorios) (ver Tabla 2) se evidencia que, en años de alta actividad solar, el número de tormentas aisladas es superior al hallado en años de baja actividad, tanto con este criterio de selección como en general; de ahí que entre los años 2006 y 2009 ninguna tormenta haya sido seleccionada. Los días de tormenta y tranquilos correspondientes se indican en la Tabla 2, así como los intervalos en que la magnetosfera está abierta permitiendo la energización de la corriente anillo Las variaciones de tormentas de cada componente es la diferencia entre el valor registrado el día de tormenta y el día más tranquilo de ese mes, cada minuto: dX=X-Xq; dY=Y-Yq; dZ=Z-Zq Las tormentas geomagnéticas presentan 3 fases: la inicial debida al ssc, que puede o no existir; la principal asociada al rápido decrecimiento de la componente X; y la de recuperación correspondiente al cierre de la magnetosfera y la simetrización de la intensidad de la corriente anillo. Pero entre una y otra de las fases pueden existir variaciones que no están tan claramente caracterizadas: la más frecuente se registra entre la fase principal y la de recuperación, cuando la componente dX no decrece ni crece, y suele corresponder a una magnetosfera abierta y baja compresión, o a una magnetosfera oscilando entre abierta y cerrada. La tormenta presenta unrápido decrecimiento de dX cuando Bz(IMF) < -5 nT (Tabla 2) y además, el flujo de presión viento solar calculado a partir de datos de satélites supera los 5 o 6 nPa.

Tabla 2: se indican la fecha de cada tormenta, el día más tranquilos próximo a ella, su grado de tranquilidad expresado por la suma de los 8 Km, y los intervalos con Bz(IMF) < -5 nT; en negrita se han destacado aquello intervalos correspondientes al decrecimiento en la fase principal de la tormenta.
Table 2: the day of each storm, the calm day closer to it; its degree of disturbance expressed by the sum of the 8 Km, and the interval with Bz(IMF) < -5 nT are indicated; in bold type intervals corresponding to the decay of the main phase of the storm have been pointed out.

La variación de intensidad del campo magnético de tormenta, dB, se calcula, para cada minuto, como dB2=dX2+dY2+dZ2. Para comparar la velocidad de crecimiento de dB en cada observatorio, en el intervalo considerado (dt) se calcula la velocidad media de crecimiento: vB = dB/dt donde dt es el intervalo de rápido decrecimiento de dX, como se muestra en la Tabla3. El inicio de un rápido decrecimiento de dX es próximo al instante en que se verifica Bz(IMF) < -5 nT; para considerar la tormenta en este trabajo debe ser dt > 30 min. En la Tabla 3 se muestran (para cada observatorio) los intervalos donde se han observado las variaciones rápidas de la fase principal, las variaciones dX y dB registradas en él y la velocidad media de crecimiento de dB en ese intervalo.

Tabla 3: variación rápida de la fase principal de las tormentas geomagnéticas simples de [2000, 2009] en los observatorios considerados; intervalos (en TU y en TL) en los que se la observa; mín dX (en nT; error 1 nT) y máx dB (en nT; error 2nT) alcanzados en él; el error, en el tiempo es de 1 minuto; en la 6ª columna figura vB (en nT/min, error entre 0,01 y 0,1 nT/min) en el intervalo considerado (2^da o 3^era columna). En negrita se han resaltado las tormentas durante el invierno austral y la relación entre vB y los horarios nocturnos.
Table 3: quick variation of the main phase of the simple geomagnetic storms at [2000, 2009] at the considered observatories; intervals (UT and LT) where it is observed; reached min dX (nT, error 1 nT) and max dB (nT, error 2 nT) on it; time error is 1 minute; in the 6^th column is shown vB (nT/min, error between 0,1 and 0,01 nT/min) in the interval (2^nd and 3^th column). In bold type storms during the southern winter and the relation between vB and the night time have been pointed up.

RELACIÓN ENTRE LOS PARÁMETROS GEOMAGNÉTICOS CALCULADOS Y LOS PARÁMETROS DEL VIENTO SOLAR

De lo expresado en la Tabla 3 y en la Tabla 2, y del registro de FlPr se observa que:

i) En la 1ª. tormenta (23 y 24 de mayo de 2000, ver Fig.1), entre la 1:21 y la 1:59 TU aunque Bz < -5nT (ver Tabla 2) y el flujo de presión del viento solar (Fl Pr) se incrementa de 15 a 30 nPa sólose observa en VSS un lento decrecimiento de dX, ninguna variación en KOU (previos a la medianoche), y una fase inicial en los observatorios orientales ubicados de día;recién a la 01:52 TU comienza un rápido decrecimiento con un nuevo incremento de FlPr y decrecimientode Bz(IMF).

Figura 1. dX para los 4 observatorios; las líneas punteadas verticales indican el intervalo en que la magnetosfera está abierta (Bz(IMF) < -5 nT) (ver Tabla 2); las líneas enteras señalan el inicio del decrecimiento rápido en la fase principal, y la que se considera su finalización (ver Tabla 3) y el comienzo de la recuperación. VSS y KOU se encuentran a la noche; KDU y KNY de día.El decrecimiento rápido se inicia recién cuando la presión del viento solar (Fl Pr) ha crecido considerablemente (1:59 TU); sólo VSS (antes de la medianoche) registra desde la 1:21 la variación de una incipiente corriente anillo. La última barra vertical (punteada y corta) durante la recuperación, corresponde a las 4:05 TU del 24-5-2000 cuando, en un minuto, Fl Pr ha crecido de 21 a 32 nPa comprimiendo a la magnetosfera.
Figure 1: dX for the 4 observatories; dotted vertical lines indicate the interval of open magnetosphere (Bz(IMF) < 5 nT) (see Table 2); full lines shown the beginning of the quick decay of the main phase and the one considered its end (see Table 3) and the beginning of the recovery phase. VSS and KOU are at night; KDU and KNY by day. The quick decay begins when the flux pressure (Fl Pr) has considerably grown (1:59 UT); only VSS (before midnight) records since 1:21 UT the variation of an incipient ring current. The last short dotted vertical line during the recovery corresponds to 4:50 UT of 24-5-2000 when, at 1 minute, Fl Pr has grown from 21 to 32 nPa, compressing the magnetosphere.

ii) En la 3ª. tormenta (15 y 16 de julio de 2000), aunque Bz < -5 nT en [19:07, 00:22] TU, a las 21:00 Bz(IMF) varía de -41,25 a -29,76 nT y a partir de allí dX en los observatorios diurnos no registran un decrecimiento rápido. A las 19:57 TU la presión del viento solar (Fl Pr) aumenta de 6 a 18 nPa produciendo una compresión súbita que registran los 4 observatorios: en [19:59, 20:01] TU dX(VSS) recupera de -157 a -85 nT, dX(KOU) de -176 a -106 nT, dX(KDU) de -109 a -93 y dX(KNY) de -112 a -67 nT.

iii) En la 5ª. tormenta ( 28 y 29 de octubre de 2000), si bien Bz(IMF) < -5 nT se prolonga hasta los 7:43 TU del 29 de octubre, a las 0:06 TU la presión del viento solar (Fl Pr) decae a valores menores de 3 nPa y cesa el decrecimiento.

iv) En la 6ª. tormenta (31 de marzo de 2001), si bien Bz(IMF)< -5 nT se prolonga hasta las 8:16 TU, a las 6:04 TU Fl Pr decae en 2 minutos de 25 a 6,02 nPa y cesa el rápido decrecimiento de dX.

v) En la 8ª. tormenta (21 de octubre de 2001), la fase principal inicia inmediatamente al ssc. En los observatorios de la tarde la fase principal finaliza con posterioridad al cierre de la magnetosfera (20:32 TU), mientras que en los de la noche es anterior

vi) En la 9ª. tormenta (28 de octubre de 2001), el mínimo de dX se alcanza varias horas después, debido a sucesivas aperturas y cierres de la magnetosfera hasta que a las 12:29 TU se inicia la fase de recuperación.

vii) En la 10ª. tormenta (5 y 6 de noviembre de 2001) la fase principal en los observatorios del mediodía finaliza con posterioridad a los observatorios de la noche. No hay datos de parámetros solares para el 6 de noviembre.

viii) En la 11ª. tormenta (24 de noviembre de 2001, ver Fig. 2) el decrecimiento de dX en los observatorios del lado diurno (KDU, KNY) se inicia más tarde.

Figura 2: Bz(IMF), y dX ( nT) para un observatorio americano y otro oriental; las 2 primeras líneas verticales indican, respectivamente, el inicio del rápido decrecimiento; la tercer línea vertical indica el final de la fase principal (ver Tabla 3); la apertura y cierre de la magnetosfera coincide con la primera y tercera línea; el decrecimiento en dX(VSS) previo al inicio de la fase principal corresponde al relajamiento de la fase inicial acaecido a las 5:55 TU.En [7:40, 9:34] TU (entre líneas de puntos) con Bz(IMF) > 0 puede observarse que la recuperación de dX en ambos observatorios es similar, resultado de la simetrización de la corriente anillo;su diferencia (de aprox. 50 nT) es semejante a la del intervalo previo a la tormenta ([4, 6] TU); el final de la recuperación es consecuencia de un breve incremento de la corriente anillo, y a las 10:40 acontece una nueva apertura, en una magnetosfera ya perturbada (tormentas no aisladas). Puede observarse fácilmente que el observatorio de KNY reproduce las variaciones de Bz(IMF) para la primer apertura (de día, a las 15:30 TL, aproximadamente)
Figure 2: Bx(IMF) and dX (nT) for one American and one Eastern observatory; the 2 first vertical lines shown, respectively, the beginning of the quick decay; the third one the end of the main phase (see Table 3); the opening and closure of the magnetosphere coincide with with the 1^st and 3^rd ones; the dX(VSS) decay previous at the beginning of the main phase corresponds to the relax of the initial phase (5:55 UT). At [7:40, 9:34] UT (between dotted lines) with Bz(IMF) > 0 it can be seen that the dX recovery is similar at both observatories, as consequence of the symmetrical ring current; its difference (some 50 nT) is similar to that of the interval before to the storm [4, 6] UT; the end of the recovery es the consequence of a brief increase of the ring current , and at 10:40 UT a new opening occurs, on an already disturbed magnetosphere (non isolated storm). It can be seen that KNY observatory reproduces the Bz(IMF) variations for the first opening (by day, at aprox. 15:30 UT).

ix) En la 12ª. tormenta (11 de febrero de 2004, ver Fig. 3) en los observatorios de mediodía el rápido decrecimiento de la fase principal finaliza con posterioridad a los de la medianoche.

Figura 3: dX para los 4 observatorios; las líneas punteadas verticales indican 2 intervalos en que la magnetosfera está abierta (Bz(IMF) < -5 nT) (ver Tabla 2); las líneas enteras señalan el inicio y la finalización del decrecimiento rápido en la fase principal (ver Tabla 3). VSS y KOU se encuentran de día; KDU y KNY a la noche. Durante el rápido decrecimiento dX(KDU) y dX(KNY) registran varias recuperaciones (crecimientos) resultantes de sucesivos decrecimientos de Fl Pr. La finalización del rápido decrecimiento es anterior al cierre de la magnetosfera. En [17:24, 17:45] TU (magnetosfera cerrada, ver Tabla 2, entre la 2ª. y la 3ª. líneas punteadas)es pos-medianoche para los observatorios orientales y el cierre de la magnetosfera es notable, no así para los observatorios americanos, en el pos-mediodía.
Figure 3: dX for the 4 observatories; dotted lines indicate 2 intervals where the magnetosphere is open (Bz(IMF) < 5 nT) (see Table 2); full lines shown the beginning and ending of the quick decay during de main phase (see Table 3). VSS and KOU are by day; KDU and KNY at night. During the quick decay dX(KDU) and dX(KNY) record some recoveries (growths) due to successive decay of the Fl Pr. The end of the quick decay is previous to the closing of the magnetosphere. At [17:24; 17:45] UT (close magnetosphere, see Table2), between the 2^nd and the 3^rd dotted lines, it is post-midnight for the eastern observatories and the closing of the magnetosphere is remarkable, it is not the same for the american observatories, at the post-noon.

Las figuras muestran las variaciones correspondientes a las fases principales de las componentes norte (dX) de las tormentas del 23 y 24 de mayo de 2000 (Fig.1), 24 de noviembre de 2001 (Fig.2) y 11 de febrero de 2004 (Fig. 3).

DISCUSIÓN DE LOS RESULTADOS

En las Tablas 3 se observa que:

i) las velocidades medias de crecimiento de dB en observatorios de baja latitud son similares entre sí; lo mismo sucede en los de latitud media;

ii) en media hora el mayor crecimiento medio observado es de 150 nT en los observatorios de latitudes bajas, de día (Tormenta del 15 y 16 de julio de 2000); y de 190 nT en observatorios de latitudes medias, de día (Tormenta del 15 de mayo de 2005);

iii) de la comparación de vB en los observatorios americanos y orientales surge que, por lo general,la menor velocidad de decrecimiento corresponde a observatorios que se encuentran a la noche independientemente de la latitud considerada, a excepción de las 2 tormentas del mes de noviembre de 2001(Fig.2);

iv) la fase principal de las tormentas que se encuentran a la misma longitud se inician simultáneamente;las del lado nocturno pueden iniciarse entre 10 y 20 minutos después que las registradas del lado diurno, tanto en los observatorios americanos (Tormenta del 24 de noviembre de 2001 y Fig.2) como orientales (Tormenta del 7 y 8 de noviembre de 2004);

v) la fase principallas tormentas estudiadas que se encuentran a la misma longitud finalizan simultáneamente; cuando sucede durante la noche pueden terminar entre 10 y 20 minutos antes que las registradas del lado diurno, tanto en los observatorios americanos (Tormentas del 5 y 6 de noviembre de 2001, 15 de mayo de 2005 y 24 de agosto de 2005) como en los orientales (Tormentas del 21 de octubre de 2001, 11 de febrero de 2004 y Fig.3);

vi) la presión del viento solary Bz(IMF) influyen en el inicio o finalización del decrecimiento rápido de dX Tormenta del 23 y 24 de mayo de 2000(Fig 1),15 y 16 de julio de 2000, 28 y 29 de octubre de 2000, 31 de marzo de 2001, 15 de mayo de 2005, 24 de agosto de 2005, 14 y 15 de diciembre de 2006); o en recuperaciones durante el intervalo de decrecimiento rápido (Fig.3);

vii) algunas veces dX(VSS) registra inmediatamente la apertura de la magnetosfera e intensificación de la corriente anillo (Tormenta del 23 y 24 de mayo de 2000 y Fig.1);

viii) excepto en los meses de invierno austral,se verifica que vB(VSS) > vB(KOU) y |dX(VSS)| > |dX(KOU)|. Dado que la corriente anillo ecuatorial no produce una variación estacional es posible que en los meses del invierno austral corrientes ionosféricas de tormenta generen variaciones geomagnéticas que se registren superpuestas a las de la corriente anillo.

ix) Debido a la diferente latitud entre los observatorios americanos y los orientales no es posible determinar la intensidad de la corriente anillo asimétrica, aunque los observatorios que se encuentran a la tarde durante la fase principal de la tormenta manifiestan sistemáticamente un mayor decrecimiento de dX (Tormenta del 15 y 16 de julio de 2000, 17 y 18 de setiembre de 2000, 28 y 29 de octubre de 2000, 7 y 8 de noviembre de 2004, y 24 de agosto de 2005) .

x) Debido a la baja latitud de los observatorios involucrados en el estudio no es posible identificar con nitidez variaciones de subtormentas en las tormentas estudiadas.

CONCLUSIONES

Las variaciones de tormenta de la intensidad del campo magnético en las proximidades del mínimo de la AnomalíaGeomagnética del Atlántico Sur no difieren en forma notable de la que se registran en su conjugado en latitud geomagnética.Las variaciones de tormenta en la SAMA comparten lascaracterísticas de las tormentas:el decrecimiento de dX durante la fase principal se inicia con Bz(IMF)< -5nT y el aumento de presión del viento solar, su duración no difiere de las demás, cesa cuando la presión del viento solar decrece,pues dX no sólo depende del campo magnético interplanetario sino también de su densidad y velocidad; registra la asimetría longitudinal de la corriente anillo. Sin embargo algunas diferencias pueden observarse: parece registrar una respuesta más rápida a la apertura de la magnetosfera (a la intensificación de la corriente anillo), pero no sistemáticamente; y mayor velocidad de crecimiento de la intensidad del campo magnético, excepto en los meses de invierno. De lo estudiado no puede concluirse que el rápido crecimiento de la intensidad del campo magnético durante la fase principal de una tormenta geomagnética (dB) tiene un comportamiento unívoco, asociado a la intensidad del campo principal en la SAMA.

Agradecimientos.

La autora agradece al CONICET y a la Facultad de Ciencias Exactas y Naturales (UBA); y al World Data Center for Geomagnetism, Kyoto (Japón) y al Service International des Indices Geomagnetiques (Francia) por la facilidad de disponibilidad de los datos utilizados, y a los 2 árbitros que contribuyeron a una mejor comprensión del contenido del trabajo.

REFERENCIAS

1. Abdu M.A., I.S. Batista, A.J. Carrasco, C.G.M. Brum, 2005.South Atlantic magnetic anomaly ionization: A reviewand a new focus on electrodynamic effects in theequatorial ionosphere. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 67, 1643-1657.         [ Links ]

2. Atkinson, G.; 1986. Magnetospheric models from field-aligned currents, at Solar wind-magnetosphere coupling ed. by Y. Kamide and J.A.Slavin. TERRAPUB.         [ Links ]

3. Berra E.F., E. Frigo, E. Andrighetto, C. E. Antunes, N. B.Trivedi, S. L. G. Dutra, N. J. Schuch, 2005. Geomagnetic storm - time variations in the SouthAtlantic Anomaly region.Geophysical Research Abstracts, Vol. 7, 01204, 2005. SRef-ID: 1607-7962/gra/EGU05-A-01204. European Geosciences Union.         [ Links ]

4. Bloxham J., D.Gubbins and A.Jackson, 1989. Geomagnetic secular variation. Philosophical Transactions of theRoyal Society of London, series A, Mathemat, and Phys Sc., 39 (1606), 415-502.         [ Links ]

5. Chapman, S. and J. Bartels; 1940. Geomagnetism, Oxford at the Clarendon press, vol I, pp 542.         [ Links ]

6. Clauer C.R. and R.L. McPherron, 1980. The relative importance of the interplanetary electric field and magnetospheric substorms on partial ring current development. Journal of Geophysical Research 85 (2), 6747-6759.         [ Links ]

7. Feldstein Y.I., L.A.Dremukhina, A.E.Levitin, U.Mall, I.I.Alexev and V.V.Kalegaev, 2003. Energetics of the magnetosphere during the magnetic storm. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 65, 429-446.         [ Links ]

8. Gonzalez W.D., S.L.G.Dutra, O.Pinto jr, 1987. Middle atmospheric electrodynamic modification by particle precipitation at the South Atlantic Magnetic Anomaly. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 49 (4), 377-383.         [ Links ]

9. Gubbins D. y S.J.Gibbons, 2004; Low Pacific secular variation, en Timescales of the paleomagnetic field, ed. by J.E.T.Channel, D.V.Kent, W.Lowrie y G.G.Meert. Geoph. Monog. Series, 145, 279-286.         [ Links ]

10. Hargreaves, J.K., 1992; The solar-terrestrial environmental. Cambridge atmospheric and space science series 5, pp 420.         [ Links ]

11. Horning, B., et al. (1974), Application of Linear Inverse Theory to a Line Current Model of Substorm Current Systems, J. Geophys. Res., 79(34), 5202-5210.         [ Links ]

12. Kan, J.R., 1992. Unloading instability in the substorm current wedge, at Proceedings of the Intenational Conference on Substorms (ICS-1), Kiruna, Sweden.         [ Links ]

13. Kokubun, S., 1971. Polar substorm and interplanetary magnetic field. Planetary and Space Science, 19 (7), 697-704.         [ Links ]

14. Lee, L.-C.; 1986. Magnetic Flux Transfer at the Earth´s magnetopause, at Solar wind-magnetosphere coupling ed. by Y. Kamide and J.A.Slavin. TERRAPUB         [ Links ]

15. Mayaud, P.N., 1980;Derivation, Meaning and Use of Geomagnetic Indices, AGU geophysical monograph 22, pp 154.         [ Links ]

16. McPherron, R. L., et al., 1973.Satellite studies of magnetospheric substorms on August 15, 1978, 9. Phenomenological model for substorms. Journal of Geophysical Research 78(16), 3131-3149.         [ Links ]

17. Mendes da Costa, A., M. Olivera Dominguez, O. Mendes, C.Garnett Marques Brum; 2011. Interplanetary medium condition effects in the South Atlantic Magnetic Anomaly: a case study. Journal of Atmospheric and Solar Terrestrial Physics 73, 1478-1491.         [ Links ]

18. Menvielle, M., A.Berthellier; 1991. The K derived planetary indices: description and availability. Reviews of Geophysics 29 (3), 415-432.         [ Links ]

19. Nishida, A., 1971. DP 2 and polar substorm. Planetary and Space Science 19(2), 205-221.         [ Links ]

20. Nishino M., K.Makita, K. Yumoto, Y. Miyoshi, N. J. Schuch, and M. A. Abdu, 2006.Energetic particle precipitation in the Brazilian geomagnetic anomaly duringthe "Bastille Day storm" of July 2000.Earth Planets Space 58, 607-616.         [ Links ]

21. Parks, G.K., 1991. Physics of space plasma, an introduction.Addison-Wesley publishing Company, pp 538.         [ Links ]

22. Price, A.T., 1967. Electromagnetic induction within the Earth, atPhysics of Geomagnetic Phenomena ed. By S. Matsushita and W.H. Campbell. Academic Press, vol1, pp 623.         [ Links ]

23. Silva A.C. da; N. J. Schuch; S. L. G. Dutra; N.B. Trivedi; W. R.Silva;F. de Souza Savian, 2010. South Atlantic Magnetic Anomaly relationship between the solar activity and geomagnetic variations. The Meeting of the Americas,Foz do Iguaçu -PR, Brazil. 8-12 August.         [ Links ]

24. Smith, E.J., J.A.Slavin, R.D.Zwickl and S.J.Bame; 1986. Shocks and Storm Sudden Commencements, at Solar wind-magnetosphere coupling ed. by Y. Kamide and J.A.Slavin. TERRAPUB.         [ Links ]

25. Trivedi N.B., M.A. Abdu, B.M.Pathau, S.L.G.Dutra, N.J.Schunch, J.C.Santos, L.M.Barreto, 2005. Amplitude enhancements of sc(H) events in the Southern Atlantic Anomaly region. Journal of Atmospheric and Solar Terrestrial Physics 67, 1751-1760.         [ Links ]

26. Udías, A. y J. Mézcua; 1986; Fundamentos de Geofísica. Editorial Alhambra S.A., pp 419.         [ Links ]

27. Van Zele, M.A.,2010. Influencia de la anomalía geomagnética del Atlántico sur (SAMA) en las variaciones geomagnéticas debidas a compresiones magnetosféricas súbitas por el viento solar. GEOACTA 35 (1), ene-jun 2010; en SciELO (www.scielo.org.ar)         [ Links ]