Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70
ANÁLISIS DEL COMPORTAMIENTO DEL SISTEMA DE CORRIENTES
EQUIVALENTES SQ PRODUCIDO POR LA LLEGADA DEL PRIMER FRENTE DE
CHOQUE DE UNA TORMENTA GEOMAGNÉTICA G5
ANALYSIS OF THE EQUIVALENT CURRENTS SYSTEM SQ BEHAVIOUR PRODUCED
BY THE FIRST SHOCK FRONT ARRIVAL FROM A G5 GEOMAGNETIC STORM
P. A. Sallago*1
1Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas – Universidad Nacional De La Plata Paseo del Bosque s/n – (1900) La Plata – Prov.
Buenos Aires – Argentina
Recibido: 31/12/2024 ; Aceptado: 06/08/2025
La tormenta geomagnética que tuvo lugar entre los días 10 y 12 de mayo de 2024, compuesta por varias eyecciones
de masa coronal, es una de las más intensas de este siglo, alcanzando niveles G4 a G5 en la escala de clasificación
de NOAA. Debido a que las eyecciones tienen velocidades supersónicas, provocan una onda de choque. Al arribar
al entorno de la Tierra éstas producen variaciones significativas en el campo geomagnético. En el presente trabajo se
analiza la perturbación del sistema de corrientes ionosféricas equivalentes debido a la llegada de la primer onda de
choque, utilizando los registros de diez estaciones geomagnéticas permanentes. Con el fin de proporcionar una posible
interpretación de las relaciones que podrían establecerse durante la primera hora posterior a la llegada de la onda de
choque, se postula un modelo de vinculación entre los diferentes sistemas de corrientes equivalentes y los diferentes
índices geomagnéticos que los representan.
Palabras Clave: corrientes ionosféricas, corrientes magnetosféricas, geomagnetismo.
The geomagnetic storm that occurred between May 10 and 12, 2024, composed of several coronal mass ejections, s
one of the most intense of this century, reaching levels G4 to G5 on the NOAA classification scale. Since the ejecta
have supersonic speeds, they cause a shock wave. Upon reaching the terrestrial environment, it produces significant
variations in the geomagnetic field. In the present paper it is analyzed the perturbation of the system of equivalent
ionospheric currents due to the arrival of the first shock wave, using the records of ten permanent geomagnetic stations.
In order to provide a possible interpretation of the relationships that could be established during the first hour after
the arrival of the shock wave, the linking model among the different systems of equivalent currents and the different
geomagnetic indices that represent them, is postulated.
Keywords: ionospheric currents, magnetospheric currents, geomagnetism.
https://doi.org/10.31527/analesafa.2025.36.3.63 ISSN - 1850-1168 (online)
pato@fcaglp.unlp.edu.ar
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 63
I. INTRODUCCIÓN
Desde el siglo 19 se han descripto las manifestaciones del “Sol activo” que tienen impacto sobre la tecnología [1], dando
lugar al desarrollo de la disciplina de la climatología espacial. Ésta se dedica a analizar y modelar los procesos que tienen
lugar en el Sol, para comprender y pronosticar sus efectos en el entorno terrestre ya que pueden resultar perjudiciales
para la tecnología electrónica ubicada en el espacio o en superficie. Los flares, las eyecciones de masa coronal (CMEs,
por su sigla en inglés), o los streamers pueden desencadenar el desarrollo de fenómenos que afectan al entorno magnético
terrestre. Los frentes de choque que anteceden al arribo de las CMEs y de las regiones rotantes (CIRs), interactuando
primero con la onda de choque estacionaria terrestre, comprimiendo la magnetósfera, dan lugar a variaciones significativas
del campo geomagnético. En un trabajo anterior [2] se mostró que, entre otros tipos de perturbaciones, los frentes de ondas
de choque de CMEs no geoefectivas y las discontinuidades de Alfvén son posibles fuentes de subtormentas aisladas, bajo
ciertas condiciones. Por otra parte, la compresión magnetosférica causa en los registros de la componente horizontal H
un “salto” en los valores. Éstos reciben el nombre de comienzo brusco (SC). Sus efectos no deseados son las corrientes
inducidas en el terreno o en conductores en la superficie (GIC), producidas por corrientes repentinas e intensas que fluyen
en los plasmas [3]. Existen catálogos de SCs que pueden consultarse en https://www.obsebre.es/en/variations/rapid. De
acuerdo con Lazzús y Salfate [4] (2024), la región solar activa Número 13664 produjo varios flares y lanzó varias CMEs el
día 8 de Mayo de 2024. El primer frente de onda de choque detectado en L1, llegó a la magnetósfera a las 17:05 hs TU del
10 de Mayo, comprimiendo la magnetósfera en 5 radios terrestres aproximadamente, de acuerdo con los datos brindados
por Omniweb (https://omniweb.gsfc.nasa.gov/html/). Este se convirtió en el comienzo de la tormenta geomagnética más
intensa desde el año 2003 [5]. Se debe remarcar que los datos desplazados a la nariz de la onda de choque estacionaria de
la Tierra (BSN) pueden contener errores en el tiempo de desplazamiento del orden de 20 minutos y en el cálculo de las
distancias, del orden de los 600km [6]. La actividad geomagnética puede caracterizarse mediante el empleo de distintos
índices. SML, SMU y SME, caracterizan a los sistemas de corrientes ionosféricos equivalentes de la zona auroral del
hemisferio norte, representando los electrojets al oeste, al este y actividad auroral general, respectivamente. Dst, SYMH,
ASYH, SMR son indicadores de la actividad de la corriente anillo, mientras que PCS (índice de actividad polar sur,
calculado a partir de los registros de la estación Vostok, situada en el continente antártico), se asocia con contribuciones de
la corriente de la cola de la magnetós-fera. Los índices de actividad geomagnética SYMH, ASYH, Dst y PCS provenienen
de la página del ISGI (http://isgi.unistra.fr/). Los índices de actividad SML, SMU, SME y SMR provienen de la página de
SuperMag (https://supermag.jhuapl.edu/). Aunque se supone que el índice Dst estaría bien correlacionado con la densidad
de energía de la corriente anillo interior (durante las fases principales y de recuperación de una tormenta geomagnética)
[7], varios estudios sugieren que el índice Dst contiene contribuciones de otras corrientes además de la corriente del anillo
“azimutalmente simétrica” [8,9]. Para ponderar la proporción de las contribuciones relativas de los diferentes sistemas
de corrientes al índice Dst, Kalegaev et al. (2005) [10] calcularon las contribuciones de las corrientes de anillo, cola
de la magnetósfera y de Chapman-Ferraro utilizando modelos. Encontraron evidencias de una contribución significativa
de la corriente de la cola de la magnetósfera al índice Dst, comparable a la contribución de la corriente de anillo durante
tormentas moderadas, mientras que la corriente anillo se convierte en la principal fuente de Dst durante tormentas intensas.
Además, Fukushima y Kamide (1973) [11] demostraron que la contribución a la asimetría de la componente H proviene
principalmente de las corrientes alineadas con el campo. Shi et al. (2008) [12] demostraron que la asimetría que se
desarrolla durante el aumento de la presión dinámica del viento solar es el resultado del efecto combinado de las corrientes
alineadas con el campo de las regiones 1 y 2 (zona polar y auroral), las corrientes anillo “parciales” y las corrientes
de Chapman-Ferraro. Dubyagin et al (2014) [13] encontraron que los sistemas de corrientes ionosféricas contribuyen
menos del 17% para SYM-H y menos del 40% para ASYH, siendo las contribuciones relevantes la de los sistemas de
corrientes que se cierran via la ionósfera (como son la corriente anillo parcial y las corrientes alineadas con el campo de
las regiones 1 y 2 ). También deben tenerse en cuenta las corrientes ionosféricas interhemisféricas alineadas con el campo
(IHFAC) que puede darse entre puntos conjugados. Por otra parte, se sabe que la dinámica ionosférica del “lado diurno”
está controlada por la interacción el campo magnético interplanetario (IMF) y el terrestre, mientras que la dinámica
del “lado nocturno” depende principalmente de la actividad de la cola de la magnetósfera. Sin embargo, la actividad
de la cola de la magnetósfera produce efectos sobre la dinámica ionosférica del “lado diurno” [14]. Elhawary et al.
(2023) [15] sugirieron que este vínculo se produciría via propagación de ondas magnetohidrodinámicas como mecanismo
fundamental de la comunicación de los cambios entre la magnetósfera y la ionósfera. Es importante remarcar que las
posibles contribuciones en los contenidos de un índice por otros sistemas de corrientes ha sido estudiado por los autores
anteriormente mencionados, para las fases principal y de recuperación de tormentas geomagnéticas. Debe tenerse en
cuenta que así como sucede con el índice Dst, el índice SMR es susceptible de contener contribuciones debidas al sistema
de corrientes de la cola de la magnetósfera, esto puede ponderarse por ejemplo, mediante el estudio de la vinculación con el
índice PCS [16] . Como es bien conocido, el sistema de corrientes ionosféricas no se puede determinar a partir del análisis
de datos de estaciones geomagnéticas solamente. Debido a ésto se usa definir un sistema de corrientes bidimensional
equivalente que fluye en una capa esférica delgada situada supuestamente a 110 km de altura. Una forma de evaluar
las corrientes equivalentes es suponer una hoja de corriente horizontal en la ionósfera [17]. Se debe recordar que la
suposición de la corriente horizontal para las corrientes de los días calmos (Sq) tiene un límite de validez relacionado con
su extensión [18]. Para estudiar los sistemas de corrientes equivalentes superficiales ionosféricas hay que tener presente
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 64
que en los registros de los días calmos se tendrán superpuestas las contribuciones magnetosféricas, ionosféricas e inducidas
en la corteza por las variaciones anteriormente mencionadas. Distintos autores proponen diferentes tipos de correcciones
a los datos registrados cuando analizan las variaciones Sq con el fin de eliminar las contribuciones debidas a efectos
magnetosféricos.[19,20]. En un trabajo anterior Sallago (2022) [16] propuso un método utilizando el índice de la corriente
anillo SMR [21,22]. Las variaciones registradas en las estaciones presentan contribuciones debidas a corrientes inducidas
en el terreno que pueden estimarse como un tercio para las corrientes horizontales. Siguiendo el método de Stening (2005)
[17], las corrientes al Norte (X) y al Este (Y) se estiman aproximadamente como:
KE =
2
3
10
2π
∆X∼∆X(1)
KN =−
2
3
10
2π
∆Y∼ −∆Y(2)
donde KE y KN son las densidades de corriente al Este en [mA/m], respectivamente [18]. Donde ∆X,∆Yse calculan
restando al dato registrado y corregido, el valor de referencia nocturno.
En el caso de un día perturbado resulta complejo intentar reproducir un sistema de corrientes de estas características
utilizando observaciones pues los datos contienen los efectos de las perturbaciones de las corrientes magnetosféricas e
ionosféricas. En este trabajo se busca mejorar la comprensión de las interacciones con la onda de choque y la evolución
de la respuesta de los sistemas de corrientes. Se analiza el comportamiento de las corrientes equivalentes por el arribo de
la primer onda de choque correspondiente a la tormenta de los días 10 y 11 de mayo de 2024 y la posible interrelación con
otros sistemas de corrientes. Primero se analiza el comportamiento del sistema de corrientes ionosféricas equivalentes para
un día calmo. Luego, se analiza el momento del registro de la onda de choque, el salto en nT y su duración en cada una de
las estaciones. Se calcula un sistema de corrientes equivalentes perturbado, utilizando los registros del día de la tormenta
sustrayendo los valores correspondientes al comportamiento en tiempo calmo. Luego se postula un modelo de interacción
con los distintos sistemas de corrientes equivalentes, mediante su relación con distintos índices geomagnéticos, con el fin
de brindar una posible interpretación de las relaciones que pudieran establecer. Finalmente se concluye que en el período
de interés se distinguen dos intervalos de distinto comportamiento. En todas las estaciones durante los primeros minutos
se mantiene el sentido de circulación en la evolución temporal similar al día calmo y, en los últimos treinta minutos, se
invierte el sentido excepto en PIL y SJG. Los efectos del SC presentan diferentes aspectos dependiendo de la ubicación
de las estaciones. En los intervalos entre las 17-17:30hs TU y 17:30-18hs TU las perturbaciones resultantes “apuntan” en
distintas direcciones, evidenciando contribuciones diferentes. Se las analiza proponiendo un modelo de “focos virtuales”
para las perturbaciones. También se analiza la presencia de las corrientes ionosféricas IH-FAC que se dan entre PIL y
SJG. Se concluye que éste es un método adecuado para explicar las perturbaciones del sistema de corrientes ionosféricas
equivalentes debido al SC.
II. MÉTODOS
Selección de estaciones y cálculo de las corrientes para el día calmo
Las estaciones seleccionadas de la red Intermagnet (www.intermagnet.org) son Islas Argentinas (AIA), Centro Espacial
Stenis (BSL), Huancayo (HUA), Isla de Pascua (IPM), Ottawa (OTT), Pilar (PIL), San Juan de Puerto Rico (SJG), Tatuoca
(TTB) y Vassouras (VSS). De la red EMBrace se tomó Río Grande (RGA). En la Tabla 1se muestran las coordenadas
geográficas de dichas estaciones.
Ref. estación latitud longitud
1 AIA 65,2 S 64,2 W
2 BSL 30,3 N 89,6 W
3 HUA 12,0 S 35,3 W
4 IPM 27,2 S 109,4 W
5 OTT 45,4 N 75,5 W
6 PIL 31,7 S 63,9 W
7 RGA 53,8 S 67,7 W
8 SJG 18,1 N 66,1 W
9 TTB 1,2 S 48,5 W
10 VSS 22,4 S 43,6 W
TABLA 1: Estaciones- código IAGA y coordenadas
Para proceder a realizar las correcciones magnetosféricas se sigue la metodología aplicada por Sallago (2022) 16 para la
corrección por corrientes magnetosféricas, para conocer el comportamiento de las corrientes en un día calmo. El listado de
los días internacionalmente calmos y perturbados se tomaron de la página del WDC de Japón (https://wdc.kugi.kyoto-u.
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 65
ac.jp/). El día calmo utilizado para realizar la corrección por corrientes magnetosféricas es el 29 de abril excepto para las
estación IPM donde se usó el día 11. Se corrige por corrientes magnetosféricas las componentes que presentan coeficiente
de correlación de Pearson (lag cero) con el índice Dst alto (ver Tabla 2). En rojo se señalan las componentes sobre las que
deben realizarse las correcciones. Para ésto se realiza el ajuste lineal de la componente a corregir con el índice SMR. Se
resta al valor medido, el valor ajustado y se comprueba
componente Componente
R(componente, Dst)
AIAX 0,02
AIAY 0,59
BSLX 0,86
BSLY -0,54
HUAX 0,36
HUAY 0,08
IPMX 0,7
IPMY 0,25
PILX 0,53
PILY 0,3
RGAX 0,12
RGAY 0,45
SJGX 0,58
SJGY -0,36
TTBX 0,43
TTBY -0,27
OTTX 0,11
OTTY -0,52
VSSX 0,30
VSSY -0,10
TABLA 2: Evaluación de las componentes para la corrección magnetosférica
que ha perdido la contribución por corrientes magnetosféricas (ver Tabla 3).
componente Ajuste lineal Coef.
R (componente
corregida, Dst)
AIAY F = 5380 + 0,67 SMR 0,19
BSLX F = 23827,8 + SMR 0,41
BSLY F = -658,43 -1,46 SMR -0,21
IPMX F = 26606,9 + 2,28 SMR -0,28
PILX F = 18153,2 + 0,93 SMR -0,08
SJGX F = 26359,5 + 2,97 SMR -0,28
OTTY F = -4224,9 -1,84 SMR -0,07
TABLA 3: Caption
A continuación, se procede al cálculo de los valores de las corrientes superficiales equivalentes. De acuerdo con las
expresiones mostradas anteriormente (ecuaciones (1) y (2)) se calcularon las corrientes superficiales equivalentes Norte y
Este. A continuación se presentan los gráficos correspondientes a estas componentes calculadas para las estaciones en la
Fig. 1.
Evolución temporal de la densidad superficial del sistema de corrientes equivalentes norte KN versus este KE para
el día calmo:
Siguiendo a Stening (2005) [17] se calculan para la fecha la latitud del foco norte y sur, resultando 30,4° y -40,0°
aproximadamente. Se observa la evolución temporal de la densidad superficial del sistema de corrientes ionosféricas
equivalentes norte KN versus este KE para las estaciones en análisis. A continuación se presentan los gráficos corres-
pondientes a la evolución temporal del sistema de corrientes equivalentes para cada estación durante el día calmo, para
poder observar a simple vista, se divide el día en cuatro intervalos de 6 horas (Fig. 2). Cada intervalo es representado por
un trazo de distinto color: de 0-6hs en trazo azul, de 6-12hs en trazo naranja, de 12-18hs en trazo amarillo y de 18-24hs
en trazo verde. Puede verse que el giro resulta horario para OTT y BSL por encontrarse al norte del “foco Q norte ” y
antihorario para SJG, por encontrarse al sur. Para TTB y VSS se observa giro horario por encontrarse al norte del “foco
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 66
FIG. 1: Densidad superficial de corriente calculado para el día calmo Arriba/abajo se muestra la componente Norte/Este.
Q sur ”, mientras que para PIL e IPM la mayor parte del tiempo es horario, pasando a antihorario al “cruzar” hacia el sur.
Para AIA y RGA el giro resulta antihorario por encontrarse al sur del “foco Q sur”.
III. ANÁLISIS DE LOS EFECTOS DEL SC
Como se mencionó anteriormente, el primer frente de onda de choque detectado en L1, llegó a la magnetósfera a las
17:05 hs TU del 10 de Mayo. Se debe recordar que los datos desplazados a la BSN pueden contener errores en el tiempo
de desplazamiento del orden de 20 minutos y en el cálculo de las distancias del orden de los 600 km. Primero se procede
a analizar el momento del registro de la onda de choque con los datos del viento solar y se compara con el momento de
registro del arribo de la onda de choque, el salto en nT (SC) y su duración en cada una de las estaciones.(ver Tabla 4y Fig.
3). El arribo de la onda de choque se produce durante el día para nueve de las diez estaciones seleccionadas. Solamente
en AIA se produce durante la noche.
Estación Tiempo de Duración Salto
arribo TU [minutos] [nT]
|B| IMF 17:03 (17,05 h) 2 18,1
AIAX 17:05 (17,08 h) 1 23
BLSX 17:05 (17,08 h) 3 43,6
HUAX 17:06 (17,1 h) 3 217,3
IPMX 17:05 (17,08 h) 2 50,1
SIGX 17:05 (17,08 h) 3 42,3
OTTX 17:06 (17,1 h) 1 36,3
PILX 17:05 (17,08 h) 2 77,6
RGAX 17:05 (17,08 h) 1 36,8
TTBX 17:06 (17,1 h) 3 128,3
VSSX 17:06 (17,1 h) 1 87,3
TABLA 4: Comparación del tiempo de arribo del frente de choque y salto en las estaciones
Los valores máximos del salto se observan en HUA y TTB. Puede verse que existen discrepancias entre los valores
observados para SJG con la componente X y los tabulados por el observatorio del Ebro calculados con la componente
H (duración 2 minutos, salto 49,5 nT). En la Fig. 3, la leyenda “delta” que acompaña al nombre de la estación y a la
inscripción XD significa que se muestra el valor de la componente X para el día perturbado (D) al que se le ha restado
el valor medido con anterioridad al registro del SC. Para estudiar la perturbación del sistema de corrientes se propone
un modelo: se calcula un sistema de corrientes equivalentes perturbado utilizando los registros del día de la tormenta
sustrayendo los valores correspondientes al comportamiento en tiempo calmo. A estas corrientes se las denomina KND
y KED, en forma similar a las que se estudian para los días calmos. Se grafica la evolución temporal de la densidad
superficial del sistema de corrientes equivalentes perturbadas. La misma se realiza tomando valores instantáneos cada
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 67
FIG. 2: Evolución temporal de la densidad superficial de corriente calculado para el día calmo en las diez estaciones.
diez minutos entre las 17 y las 18hs TU del 10 de Mayo. Se observa que en este período se distinguen dos intervalos de
distinto comport-amiento (ver Fig. 4). Tanto el comportamiento para el día calmo entre las 14 y las 18 hs como para el
10 de Mayo entre las 17 y 18hs TU se resume en la Tabla 5. La letra “a” indica giro antihorario mientras que la letra
“h” indica giro horario. En todas las estaciones durante los primeros minutos se mantiene el sentido de circulación en la
evolución temporal similar al día calmo, y en los últimos treinta minutos, se invierte el sentido excepto en PIL y SJG.
En lo que sigue del trabajo se analizan los datos en dos intervalos que resultan definidos por observación del comporta-
miento promedio en las estaciones. Los dos intervalos resultan ser: el “Intervalo 1” compuesto por los 30 minutos iniciales
y el “Intervalo 2”, por los 30 minutos finales .
En la Fig. 5pueden verse los valores de las series de datos correspondientes a los índices de actividad en el intervalo
de interés. Es importante recordar que los índices PCS, SML, SMU, SME, SYM-H, ASY-H y SMR tienen intervalo
de resolución de un minuto, mientras que el índice Dst tiene resolución de una hora. Se analizan los coeficientes de
correlación entre los índices para los intervalos 1 y 2 (Tablas 6y7).
Se encuentra que en el intervalo de interés, una hora posterior al registro del SC, la corriente anillo representada por
SMR, está más ligada a la parte asimétrica que a la simétrica en el intervalo 1. Los coeficientes de correlación respectivos
toman los valores R(SMR, ASY-H) = 0,8 y R(SMR, SYM-H) = 0,75. En el intervalo 2, la importancia de las relaciones
FIG. 3: Comparación temporal de la llegada del SC y su efecto en los registros de las estaciones (componente X).
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 68
FIG. 4: Evolución temporal de la densidad superficial de corriente en el intervalo entre las 17 y 18hs TU del 10 de Mayo.
Ref Esta- DíaQ DíaD (17-18hs TU)
ción (14-18hs Comporta- Transi- Comporta-
TU) miento ción miento
Tipo 1 Tipo 2
1 AIA a a 10m - h
2 BSL h h 20m - a
3 HUA al este h 20m 10m a
4 IPM h h 20m 10m a
5 OTT h h 20m - a
6 PIL h h 20m 10m h
7 RGA a a 10m 20m h
8 SJG a a 10m 20m a
9 TTB h h 20m 10m a
10 VSS h h 20m 10m a
TABLA 5: Comparación del comportamiento de la evolución temporal de kn y ke
se invierten, los valores de los coeficientes resultan R(SMR, ASY-H) = 0,81 y R(SMR, SYM-H) = 0,86.
Por otra parte, durante el intervalo 1 SMR tiene fuerte relación con el sistema de corrientes de la cola de la magnetós-
fera representado por PCS, el valor del coeficiente de correlación es el máximo de los obtenidos con todos los índices:
R(SMR,PCS) = 0,81. En cuanto a su relación con los electrojets aurorales “vistos” como en el hemisferio norte, en el
intervalo 1 se encuentra más rela-cionada con el electrojet al este que al oeste: R(SMR,SMU) = 0,78 y R(SMR,SML)= -
0,56. En el intervalo 2, la importancia de las relaciones se invierten, los valores de los coeficientes resultan R(SMR,SMU)=
0,59 y R(SMR,SML) = 0,92. Las corrientes de los electrojets aurorales “vistos” como en el hemisferio norte y el sistema
de corrientes de la cola de la magnetósfera se encuentran relacionados. En el intervalo 1 resulta mayor la relación con
el electrojet al oeste: R(PCS,SML) = -0,84 y R(PCS,SMU) = 0,65. En el intervalo 2, solamente con el electrojet al este,
R(PCS,SMU) = 0,5. En cuanto a la relación entre las partes simétrica y asimétrica de la corriente anillo con los electrojets
aurorales, pensando en que las vinculaciones se producen vía las partes horizontales de las corrientes alineadas con el
campo, puede verse que:
la parte simétrica se vincula con el electrojet al este en el intervalo 1: R(SYM-H,SMU) = 0,69; con el electrojet al
oeste en el intervalo 2: R(SYM-H,SML) = 0,92 y no se relaciona con la corriente de la cola de la magnetósfera.
para la parte asimétrica la relación es mayor con el electrojet al este en el intervalo 1, resultando R(ASY-H,SMU)
= 0,83 y R(ASY-H,SML) = -0,79 . Por otra par-te, en el intervalo 2, la relación es mayor con el electrojet al oeste:
R(ASY-H,SMU) = 0,55 y R(ASY-H,SML) = 0,71.
Posteriormente se procede al estudio las correlaciones de los distintos índices de actividad geomagnética con las com-
ponentes de las densidades superficiales de corrientes equivalentes KE y KN. Estas presentan los siguientes valores para
el coeficiente de correlación Pearson en el in-tervalo entre las 17 y 18hs TU, se muestran en las Tablas 8y9y Fig. 6.
Puede verse que, en este caso, los efectos del SC lucen diferente dependiendo de la ubicación de las estaciones. En
el intervalo 1, los valores de corriente en AIA se relacionan con el electrojet al oeste; con variaciones de la corriente
anillo simétrica BSL, HUA, IPM,PIL, RGA y VSS. Con variaciones en la corriente anillo asimétrica, OTT y TTB. En el
intervalo 2, las corrientes en las estaciones IPM, OTT y SJG estarían vinculadas con la de la cola de la magnetósfera, en
PIL y RGA con el electrojet al oeste y VSS con el electrojet al este. El resto con las compo- nentes simétrica (AIA, SJG
y TTB) y asimétrica de la
corriente anillo (BSL, HUA). Es importante recordar que las corrientes magnetosféricas se vinculan con la ionós-fera
mediante las corrientes alineadas con el campo. En la Figura 6 se muestra un esquema con las contribu-ciones debido a la
corriente de la cola de la magnetósfera (PCS), electrojet auroral al oeste (como es “visto” en el hemisferio norte con SML)
y la corriente anillo (SMR). El tamaño de las flechas es proporcional según la magnitud del coeficiente de correlación. Las
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 69
Coef. R PCS SML SMU SYM-H ASY-H SMR
PCS -0,84 0,65 0,46 0,86 0,81
SML -0,84 -0,54 -0,1 -0,79 -0,56
SMU 0,65 -0,54 0,69 0,83 0,75
SYM-H 0,46 -0,1 0,69 0,54 0,75
ASY-H 0,86 -0,79 0,83 0,54 0,8
SMR 0,81 -0,56 0,78 0,75 0,8
TABLA 6: Coeficiente de correlación entre los índices en el intervalo 1
Coef. R PCS SML SMU SYM-H ASY-H SMR
PCS -0,41 0,5 -0,21 -0,03 -0,48
SML -0,41 0,38 0,92 0,71 0,92
SMU 0,5 0,38 0,49 0,55 0,59
SYM-H -0,21 0,92 0,49 0,75 0,86
ASY-H -0,03 0,71 0,55 0,75 0,81
SMR -0,48 0,92 0,59 0,86 0,81
TABLA 7: Coeficiente de correlación entre los índices en el intervalo 2
Estación PCS SML SMU SMY-H ASY-H AMR
KE 11 12 11 12 11 12 11 12 11 12 11 12
AIA
-0.65
0.62
0.77
-0.41
-0.43
0.21
0
-0.33
-0.73
-0.56
-0.44
-0.39
BSL
-0.28
0.32
0.61
0.26
0.02
0.34
0.63
0.38
-0.27
-0.14
0.24
0.23
HUA
0.83
0.56
-0.62
0.44
0.74
0.78
0.74
0.66
0.88
0.62
0.96
0.75
IPM
0.7
0.14
-0.4
0.73
0.75
0.63
0.94
0.9
0.75
0.64
-0.05
-0.39
OTT
-0.36
0.75
0.45
-0.49
-0.55
0.18
0
-0.39
-0.43
-0.43
0.98
0.96
PIL
0.69
0.37
-0.39
0.69
0.77
0.76
0.94
0.8
0.76
0.6
0.24
0.82
RGA
-0.15
0.59
0.47
0.01
0.11
0.56
0.62
0.17
-0.14
-0.13
0.24
0.12
SJG
0.66
-0.1
-0.36
0.9
0.72
0.57
0.94
0.98
0.72
0.77
0.98
0.96
TTB
0.79
0.12
-0.56
0.78
0.79
0.69
0.81
0.92
0.87
0.83
0.99
0.97
VSS
0.64
0.09
-0.36
0.81
0.79
0.66
0.96
0.94
0.75
0.76
0.98
0.95
TABLA 8: Coeficiente de correlación entre los índices y KE
Estación PCS SML SMU SMY-H ASY-H AMR
KN 11 12 11 12 11 12 11 12 11 12 11 12
AIA
0.74
-0.05
-0.73
0.87
0.45
0.65
0.29
0.91
0.76
0.88
0.68
0.96
BSL
-0.77
0.09
0.75
-0.73
-0.7
-0.51
-0.45
-0.78
-0.88
-0.96
-0.8
-0.9
HUA
-0.67
-0.59
0.35
-0.11
-0.82
-0.46
-0.9
-0.37
-0.69
-0.25
-0.85
-0.43
IPM
0.66
0.75
-0.56
-0.25
0.31
0.51
0.31
-0.2
0.65
-0.19
0.63
-0.16
OTT
-0.74
0.26
0.79
-0.53
-0.67
-0.24
-0.36
-0.53
-0.87
-0.86
0.73
-0.68
PIL
-0.64
-0.52
0.54
0.93
-0.67
0.29
-0.48
0.87
-0.58
0.78
-0.46
0.84
RGA
0.54
-0.27
-0.59
0.92
0.33
0.46
0.26
0.92
0.6
0.86
0.62
0.93
SJG
0.52
0.78
-0.47
-0.76
-0.07
0.06
0.07
-0.65
0.39
-0.58
0.37
-0.6
TTB
0.8
0.47
-0.7
0.5
0.59
0.79
0.48
0.68
0.85
0.78
0.82
0.81
VSS
0.64
0.09
-0.51
0.49
0.07
0.8
0.02
0.64
0.48
0.78
0.39
0.77
TABLA 9: Coeficiente de correlación entre los índices
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 70
FIG. 5: Valores de los índices PCS, SML, SMU, SME, SMR, SYM-H, ASY-H y Dst entre las 17 y 18hs TU del 10 de Mayo.
flechas azules y rojas corresponden al intervalo 1 y 2 respectivamente. Para poder comparar con el estado sin perturbar se
realizan los mismos cálculos en el intervalo 16:30-17hs (ver Tablas 10 y 11), el mismo se indica como intervalo 0 (I0) y
con flechas negras.
Estación PCS SML SMU SMY-H ASY-H SMR
KE
AIA 0.43 0.05 0.18 0.63 -0.44 0.52
BSL 0.28 0.12 0.04 0.88 -0.66 0.8
HUA 0.26 0.44 0.21 0.9 -0.74 0.89
IPM -0.11 0.31 0.13 0.93 -0.55 0.94
OTT 0.15 0.24 0.09 0.49 -0.47 0.48
PIL 0.13 0.34 0.13 0.97 -0.72 0.96
RGA 0.28 0.37 0.3 0.82 -0.62 0.78
SJG -0.44 0.2 -0.04 0.52 -0.25 0.62
TTB 0.03 0.54 0.2 0.91 -0.72 0.95
VSS 0.15 0.33 0.12 0.98 -0.73 0.95
TABLA 10: Coeficiente de correlación entre los índices y KE en I0
Para analizar las IH-FAC entre las estaciones conjugadas PIL y SJG, se calculan los coeficientes de correlación entre
las componentes de las corrientes KN y KE,ver Tabla 12.
REFERENCIAS
[1] W. B. Cade. The First Recorded Space Weather Impact? Space Weather 11, 489-489 (sep. de 2013).ISSN: 1542-7390. http:
//dx.doi.org/10.1002/swe.20091.
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 71
FIG. 6: Contribuciones de los distintos sistemas de corrientes a la perturbación del sistema de corrientes Sq. En negro se indican las
contribuciones correspondientes a I0, en azul a I1, en rojo a I2. Mapa realizado desde https://www.google.com.ar/maps.
Estación PCS SML SMU SMY-H ASY-H SMR
KE
AIA 0.11 0.18 -0.23 0.58 -0.65 0.59
BSL 0.42 -0.77 -0.34 -0.5 0.36 -0.63
HUA 0.32 -0.5 -0.41 0.16 -0.18 0.01
IPM 0.73 -0.3 -0.23 0.54 -0.57 0.38
OTT 0.36 -0.56 -0.25 -0.52 0.3 -0.6
PIL -0.34 -0.27 -0.49 -0.31 0.14 -0.27
RGA -0.25 0.17 -0.24 0.49 -0.44 0.53
SJG 0.52 -0.01 -0.02 0.83 -0.69 0.7
TTB -0.04 0.68 -0.33 0.68 -0.59 0.78
VSS -0.43 0.26 -0.18 0.64 -0.46 0.72
TABLA 11: Coeficiente de correlación entre los índices y KN en I0
SJGKN SJGKE PILN PILKE
I0 I1 I2 I0 I1 I2 I0 I1 I2 I0 I1 I2
SJGKN
-0.42
0.18
-0.88
0.84
0.29
-0.88
SJGKE
-0.12
-0.48
0.81
0.51
0.99
0.85
PILKN
-0.42
0.18
-0.88
-0.12
-0.48
0.81
PILKE
0.84
0.29
-0.88
0.51
0.99
0.85
TABLA 12: COEFICIENTE DE CORRELACIÓN ENTRE KN Y KE EN PIL Y SGJ
[2] H. Berezin, M. F. Montero, P. A. Sallago y C. M. Giordano. Boletin de la Asociacion Argentina de Astronomia. Boletin de la
Asociacion Argentina de Astronomia 64 (2023). http://www.astronomiaargentina.org.ar/b64/2023BAAA...64...11B.pdf.
[3] B. T. Tsurutani y R. Hajra. The Interplanetary and Magnetospheric causes of Geomagnetically Induced Currents (GICs) >10
A in the Mäntsälä Finland Pipeline: 1999 through 2019. Journal of Space Weather and Space Climate 11, 23 (2021).ISSN:
2115-7251. http://dx.doi.org/10.1051/swsc/2021001.
[4] J. Lazzús e I. Salfate. Report on the effects of the May 2024 Mother’s day geomagnetic storm observed from Chile. Journal of
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 261, 106304 (ago. de 2024).ISSN: 1364-6826. http://dx.doi.org/10.1016/j.jastp.2024.
106304.
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 72
FIG. 7: Resultantes de las perturbaciones de las contribuciones de los sistemas de corrientes en las estaciones. En negro se indican
las contribicones correspondientes a I0, en azul a I1, en rojo a I2. Mapa realizado desde https://www.google.com.ar/maps.
[5] M. Grandin, E. Bruus, V. E. Ledvina, N. Partamies, M. Barthelemy, C. Martinis, R. Dayton-Oxland, B. Gallardo-Lacourt, Y.
Nishimura, K. Herlingshaw, N. Thomas, E. Karvinen, D. Lach, M. Spijkers y C. Bergstrand. The geomagnetic superstorm of 10
May 2024: Citizen science observations. (Jul. de 2024).http://dx.doi.org/10.5194/egusphere-2024-2174.
[6] H. Hayakawa, Y. Ebihara, A. Mishev, S. Koldobskiy, K. Kusano, S. Bechet, S. Yashiro, K. Iwai, A. Shinbori, K. Mursula, F.
Miyake, D. Shiota, M. V. D. Silveira, R. Stuart, D. M. Oliveira, S. Akiyama, K. Ohnishi, V. Ledvina e Y. Miyoshi. The Solar and
Geomagnetic Storms in 2024 May: A Flash Data Report. The Astrophysical Journal 979, 49 (ene. de 2025).ISSN: 1538-4357.
http://dx.doi.org/10.3847/1538-4357/ad9335.
[7] M. E. Greenspan y D. C. Hamilton. A test of the Dessler-Parker-Sckopke relation during magnetic storms. Journal of Geophysical
Research: Space Physics 105, 5419-5430 (mar. de 2000).ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.1029/1999JA000284.
[8] S. Ohtani, M. Nosé, G. Rostoker, H. Singer, A. T. Y. Lui y M. Nakamura. Storm-substorm relationship: Contribution of the
tail current to Dst. Journal of Geophysical Research: Space Physics 106, 21199-21209 (oct. de 2001).ISSN: 0148-0227. http:
//dx.doi.org/10.1029/2000JA000400.
[9] N. Y. Ganushkina, T. I. Pulkkinen, M. V. Kubyshkina, H. J. Singer y C. T. Russell. Long-term evolution of magnetospheric
current systems during storms. Annales Geophysicae 22, 1317-1334 (abr. de 2004).ISSN: 1432-0576. http://dx.doi.org/10.5194/
angeo-22-1317-2004.
[10] V. V. Kalegaev, N. Y. Ganushkina, T. I. Pulkkinen, M. V. Kubyshkina, H. J. Singer y C. T. Russell. Relation between the
ring current and the tail current during magnetic storms. Annales Geophysicae 23, 523-533 (feb. de 2005).ISSN: 1432-0576.
http://dx.doi.org/10.5194/angeo-23-523-2005.
[11] N. Fukushima e Y. Kamide. Partial ring current models for worldwide geomagnetic disturbances. Reviews of Geophysics 11,
795-853 (nov. de 1973).ISSN: 1944-9208. http://dx.doi.org/10.1029/RG011i004p00795.
[12] Y. Shi, E. Zesta y L. R. Lyons. Modeling magnetospheric current response to solar wind dynamic pressure enhancements during
magnetic storms: 1. Methodology and results of the 25 September 1998 peak main phase case. Journal of Geophysical Research:
Space Physics 113 (oct. de 2008).ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.1029/2008JA013111.
[13] S. Dubyagin, N. Ganushkina, M. Kubyshkina y M. Liemohn. Contribution from different current systems to SYM and ASY
midlatitude indices. Journal of Geophysical Research: Space Physics 119, 7243-7263 (sep. de 2014).ISSN: 2169-9402. http:
//dx.doi.org/10.1002/2014JA020122.
[14] S. Ohtani, S. Imajo, A. Nakamizo y J. W. Gjerloev. Globally Correlated Ground Magnetic Disturbances During Substorms.
Journal of Geophysical Research: Space Physics 126 (abr. de 2021).ISSN: 2169-9402. http://dx.doi.org/10.1029/2020JA028599.
[15] R. Elhawary, K. M. Laundal, J. P. Reistad, M. Madelaire y A. Ohma. Substorm Impact on Dayside Ionospheric Currents.
Geophysical Research Letters 50 (jul. de 2023).ISSN: 1944-8007. http://dx.doi.org/10.1029/2023GL104800.
[16] P. Sallago. ANALYSIS OF THE EQUIVALENT CURRENTS SYSTEM SQ BEHAVIOUR AT THEARGENTINIAN PERMA-
NENT MAGNETICOBSERVATORIES (ROMP) DURING 2019-2021. Anales AFA 33, 77-84 (oct. de 2022).ISSN: 1850-1168.
http://dx.doi.org/10.31527/analesafa.2022.33.3.77.
[17] R. Stening, T. Reztsova, D. Ivers, J. Turner y D. Winch. A critique of methods of determining the position of the focus of the
Sq current system. Journal of Geophysical Research: Space Physics 110 (abr. de 2005).ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.
1029/2004JA010784.
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 73
[18] Y. Yamazaki y A. Maute. Sq and EEJ—A Review on the Daily Variation of the Geomagnetic Field Caused by Ionospheric
Dynamo Currents. Space Science Reviews 206, 299-405 (sep. de 2016).ISSN: 1572-9672. http://dx.doi.org/10.1007/s11214-
016-0282-z.
[19] M. Takeda. The correlation between the variation in ionospheric conductivity and that of the geomagnetic Sq field. Journal of
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 64, 1617-1621 (oct. de 2002).ISSN: 1364-6826. http://dx.doi.org/10.1016/S1364-
6826(02)00140-2.
[20] R. K. Choudhary, J.-P. St.-Maurice, K. M. Ambili, S. Sunda y B. M. Pathan. The impact of the January 15, 2010, annular solar
eclipse on the equatorial and low latitude ionospheric densities: ECLIPSE EFFECT ON EQUATORIAL IONOSPHERE. Journal
of Geophysical Research: Space Physics 116 (sep. de 2011).ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.1029/2011JA016504.
[21] J. W. Gjerloev. The SuperMAG data processing technique. Journal of Geophysical Research: Space Physics 117 (sep. de 2012).
ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.1029/2012JA017683.
[22] P. T. Newell y J. W. Gjerloev. SuperMAG-based partial ring current indices. Journal of Geophysical Research: Space Physics
117 (mayo de 2012).ISSN: 0148-0227. http://dx.doi.org/10.1029/2012JA017586.
P.A. Sallago / Anales AFA Vol. 36 Nro. 3 (Septiembre 2025 - Diciembre 2025) 63 - 70 74
