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Ondas de Choques y Eyecciones Coronales de Masa Interplanetarias
Choques transitorios son generalmente formados durante el pasaje de estructuras de
larga escala, así como Eyecciones de Masa Coronal Interplanetarias (ICMEs) en el
medio interplanetario (IP) (Sheeley et al., 1985, Schwenn, 1986, Cane et al., 1986). El
choque interplanetario es el resultado de la diferencia entre velocidades de la estructura
que está propagando y del medio. Normalmente, las ICMEs están asociadas a
velocidades mayores que la velocidad magnetosonica del viento solar, resultando en
ondas de choque guiadas por ICMEs. Tales estructuras son comúnmente asociadas a la
ocurrencia de tempestades geomagnéticas debido a la compresión y intensificación del
campo magnético en la región entre las ICMEs y las ondas de choque (Tsurutani et al.,
1988, Tsurutani et al., 1992, Gonzalez et al., 1999, Huttunen and koskinen, 2004).
Durante la misión Helios, 395 ondas de choque interplanetarias fueron identificadas.
Ellas está listadas en la Tabla 1, donde varios parámetros que identifican los choques
son encontrados, más específicamente, el tiempo de observación, las posiciones radial,
longitudinal y latitudinal de las sondas durante el tiempo en que ellas observan los
choques, los valores antes y después de los parámetros del viento solar y del campo
magnético, la razón entre los valores de la densidad de protones y del campo magnético
antes y después del choque, la velocidad del choque calculada y, finalmente, las firmas
que identifican las nubes magnéticas (MCs).
En la primera columna, se puede observar el numero de referencia (“SN”) para cada
choque, seguido de la sonda Helios (“SC”), que identificó el choque en el año (YY)
(tercera columna), al día del año (DOY) (cuarta columna), a la hora (HH) (quinta
columna), a los minutos (MM) (sexta columna), cuando la misma atravesó las
estructuras en la heliosfera interna. En la secuencia, la fecha y hora (Date/time) en el
formato “dd:mm:yy hh:mm” son presentados, seguido por la distancia radial (RAD, en
AU) (nona columna), el ángulo Helios-Tierra-Sol (HSE, en grados), la longitud
(CLONG) (decima primera columna) y la latitud Carrington (CLAT) (decima segunda
columna) (ambas dadas en grados). La velocidad y la densidad de los protones y la
magnitud del campo IMF en las regiones antes y después del choque, representadas por
v1 y v2, n1 y n2, y B1 e B2, respectivamente, son seguidas por las razones RN (=n2/n1) y
RB (=B2/B1) y la velocidad del choque (VS), que componen las columnas siguientes,
complementada por las firmas del viento solar y campo magnético para las MCs. Las
últimas cinco columnas describen, para cada evento, las características observadas en la
densidad (“N”), presión (“P”), temperatura (“T”), intensidad del campo magnético
(“B”) y la composición de Helio (“H”) cuya presencia identifica las MCs como siendo
los guías de las ondas de choque listadas.
La ausencia de valores para los parámetros antes del choque (v1, n1 y B1) es identificada
por el valor -1, mientras que los dos parámetros después del choque (v2, n2 e B2), por 1.
En el caso de RN, RB y VS, la ausencia de datos para tales variables es representada por
0 para los choques listados. Cuando las firmas de las MCs están presentes en los datos
del viento solar para cada uno de los parámetros medidos, representaciones usando
letras mayúsculas son usadas como, por ejemplo, “N”, “P”, “T”, “H”, que significan que
hay fuerte evidencia de la presencia de las firmas de MCs en los datos. Sin embargo,
cuando una baja evidencia es percibida, la representación se da por letras minúsculas,
“n”, “p”, “t”, “h”. En la ausencia de datos para verificar la presencia de las firmas, la
señal “/” representa la presencia de gaps durante el intervalo correspondiente a las
fronteras de la MC, mientras que si no hay ninguna firma de MCs, la señal usada el “-“.