III. PLASMAS EN LA ATM�SFERA
EN LOS �ltimos 30 a�os la astronom�a de emisiones electromagn�ticas de altas energ�as (ultravioleta, X y gamma), la radioastronom�a y el sondeo de regiones espaciales in situ con medidores de part�culas y de campos nos han mostrado una imagen del Sistema Solar muy diferente de la que se ten�a anteriormente, haci�ndonos ver que estamos rodeados de plasmas por todas partes. Hemos descubierto que esta presencia del plasma es universal y el universo de plasma, en muchos aspectos muy distinto del que se hab�a descrito anteriormente, est� apenas empezando a definirse. Uno de los prop�sitos principales de este libro es mostrar la gran abundancia de los plasmas naturales y describir las caracter�sticas generales de esos plasmas que llenan el espacio o que componen o rodean los cuerpos que lo pueblan. En los siguientes cap�tulos realizaremos un viaje hacia el exterior para ir descubriendo los plasmas que nos encontramos al alejarnos de la superficie de la Tierra. Empezaremos por los entornos plasm�ticos de nuestro planeta y los dem�s planetas, describiremos despu�s el plasma solar y el interplanetario y finalmente mencionaremos las estructuras de plasma que se encuentran fuera de nuestro sistema planetario y los plasmas que llenan los espacios interestelar e intergal�ctico.
Las observaciones directas de los plasmas cercanos a la Tierra son un excelente laboratorio para conocer el comportamiento de los plasmas m�s distantes, pues los plasmas del Sistema solar no s�lo cubren un amplio rango de densidades, temperaturas y magnetizaciones, sino que presentan tambi�n una rica variedad de fen�menos desde sencillos hasta muy complejos. Por otra parte, estas observaciones constituyen tambi�n la �nica forma de apreciar ciertos fen�menos en los plasmas espaciales que no son reproducibles en un laboratorio terrestre.
La m�s cercana manifestaci�n visible de los plasmas en la naturaleza es la
aurora, los hermosos despliegues de luces danzarinas que se presentan
en gran variedad de formas y que adornan la alta atm�sfera en las regiones cercanas
a los polos (figura 6). Estas luces, que generalmente son de color amarillo
verdoso, se ven casi todas las noches claras y su intensidad es suficiente como
para poder leer. Por lo general, a trav�s de los despliegues aurorales se transparentan
las estrellas, pero cuando son muy brillantes ocultan la presencia de la V�a
L�ctea en el cielo. Aunque durante el d�a no se distinguen, el resplandor del
cielo permanece en realidad todo el tiempo.
Figura 6. Fotograf�a de una aurora boreal. Aunque aqu� no puede apreciarse, todas las luces de una aurora est�n en continuo movimiento.
Este bello fen�meno natural ha cautivado la imaginaci�n del hombre desde tiempo inmemorial y ha originado muchos mitos para explicar su origen en t�rminos comprensibles al entorno cultural. La aparici�n de las auroras desempe�a un papel muy importante en las mitolog�as esquimal, escandinava y de otras naciones de alta latitud en el norte del planeta. Una bella leyenda escandinava asocia la aurora con la agitaci�n que se produce en los cielos cuando las zorras mueven sus colas. En el sur, los abor�genes australianos creen que este plasma danzante representa la danza de los dioses, y los nativos del sur de la India creen que la aurora es un mensaje del dios Buda.
La aurora del hemisferio norte fue nombrada aurora boreal (luces del
norte) por el cient�fico franc�s Pierre Gassendi en 1621, quien fue el primero
en hacer observaciones aurorales sistem�ticas. La aurora del sur fue nombrada
aurora austral (luces del sur) por el capit�n James Cook en 1773, cuando
la observ� por primera vez en el Oc�ano �ndico. Ya los fil�sofos griegos consideraban
a la aurora del norte como un fen�meno natural, y la asociaban con el reflejo
de la luz en los hielos polares. Pero la investigaci�n moderna de la aurora
empez� en 1716, cuando Edmond Halley sugiri� una cercana correlaci�n entre la
aurora y el campo magn�tico de la Tierra, al darse cuenta de que los rayos aurorales
trazaban las l�neas del campo magn�tico sobre la superficie. A mediados del
siglo XVII, De Mairan, mostrando una notable intuici�n respecto
al fen�meno auroral, afirm� que las auroras eran causadas por un gas de origen
solar que penetra a la atm�sfera. De acuerdo con esta idea, dijo que las auroras
deber�an tambi�n ocurrir en el hemisferio sur; como efectivamente observ� posteriormente
Cook. En 1784 el cient�fico ingl�s Henry Cavendish descubri� la composici�n
qu�mica de la atm�sfera y calcul� aproximadamente la altura del fen�meno auroral,
la cual estim� entre cien y varios cientos de kil�metros, y durante el siglo
XIX se empezaron a hacer mapas de las zonas de m�xima ocurrencia
auroral.
Sin embargo, los fundamentos de los estudios aurorales como ahora se realizan no se establecieron sino hasta finales del siglo pasado, a partir del descubrimiento del electr�n por J. J. Thompson y de la manera como afectan los campos el�ctricos y magn�ticos a las part�culas cargadas. En 1896, Birkeland sugiri� que las auroras resultan de que electrones de origen solar son guiados hacia los polos de la Tierra por las l�neas del campo geomagn�tico. Llev� a cabo experimentos de laboratorio con una peque�a esfera magnetizada que ten�a una superficie fluorescente, a la que llam� terrella (tierrita), sobre la que hac�a incidir electrones para observar su comportamiento. Con estos experimentos se observ� por primera vez en laboratorio la aparici�n de las regiones aurorales sobre la terrella. Intrigado por estos experimentos, Carl Stormer inici� en 1904 estudios matem�ticos del movimiento de part�culas cargadas en el campo magn�tico de un dipolo (como el de un im�n de barra). Sin la ayuda de computadoras llev� a cabo c�lculos muy largos y tediosos, pero logr� demostrar que era correcta la interpretaci�n de Birkeland.
Sin embargo, esta opini�n de Stormer y de Birkeland de que el Sol arrojaba chorros de electrones fue muy criticada, y en 1919 Lindeman sugiri� que lo que proven�a del Sol deber�an ser chorros neutros de gas solar ionizado (plasma). Los estudios de la interacci�n de estos chorros de plasma con el campo magn�tico de la Tierra se iniciaron en la d�cada de 1930, pero fue s�lo a partir del desarrollo de la f�sica de plasmas y la magnetohidrodin�mica, con los trabajos fundamentales de Hannes Alfv�n alrededor de 1940, que este familiar espect�culo ha empezado realmente a comprenderse.
Las auroras ocurren t�picamente en dos regiones anulares, casi circulares,
de peque�a extensi�n latitudinal, alrededor de cada polo geomagn�tico. Estos
polos geomagn�ticos, que podr�amos considerar como las intersecciones del eje
del campo magn�tico dipolar terrestre con la superficie de la Tierra (figura
7), son cercanos a los polos geogr�ficos pero no coinciden con ellos. El polo
norte geomagn�tico (que en realidad es el polo sur de un im�n) se localiza cerca
del extremo noroeste de Groenlandia y el polo sur (que es un polo norte magn�tico)
cerca de la estaci�n sovi�tica Vostok en la Ant�rtida.
Figura 7. El campo magn�tico de la tierra es semejante al de un im�n, pero no est� alineado con el eje de rotaci�n. Los polos geomagn�ticos no coinciden con los polos geogr�ficos.
Las regiones donde se producen las auroras se conocen como �valos aurorales
y est�n fijas en el espacio respecto al Sol, de manera que la Tierra gira bajo
ellas una vez al d�a. Cada �valo tiene un radio aproximado de 2 000 kil�metros
(aunque �ste var�a seg�n la intensidad de la aurora) y son exc�ntricos respecto
a los polos, esto es, su centro est� corrido unos cuantos grados hacia lo que
se llama el lado noche, es decir; el lado opuesto al Sol (figura 8).
As�, la porci�n noche se encuentra alrededor de los 67� de latitud magn�tica,
mientras que la porci�n de d�a est� alrededor de los 76� de latitud. Como puede
verse, contrariamente a la creencia com�n, las auroras no ocurren en los polos,
sino que el �valo deja libre una regi�n de latitudes m�s altas, lo que se conoce
como el casquete polar.
Figura 8. Fotograf�as de la evoluci�n de una aurora en el hemisferio norte, tomadas desde sat�lites.
Ahora ya se sabe que las columnas de luz de las auroras son causadas por la precipitaci�n de electrones y iones (principalmente protones) de alta velocidad sobre la atm�sfera superior; las cuales penetran a lo largo de las l�neas del campo magn�tico de la Tierra y excitan y ionizan a los �tomos y disocian a las mol�culas del aire. Las desexcitaciones y recombinaciones de los �tomos y mol�culas son responsables de las luces emitidas. Como los electrones son mucho m�s peque�os que los iones logran penetrar m�s la atm�sfera y dominan en n�mero a los iones por un factor de 50, generalmente. Aunque el espectro auroral es bastante complejo y consiste de un gran n�mero de l�neas y bandas espectrales, unas cuantas l�neas son especialmente conspicuas. La m�s dominante, tanto que se le ha llamado l�nea auroral, est� en la parte amarilla del espectro, muy cerca de la longitud de onda a la que es m�s sensible el ojo humano. �sta es, por mucho, la l�nea m�s intensa en el espectro visible, pero hay muchas l�neas de emisi�n a�n m�s intensa en el infrarrojo. Auroras muy energ�ticas, que se salen del �valo auroral normal y alcanzan latitudes m�s bajas, tienen con frecuencia un color rojo debido al ox�geno, y auroras que alcanzan alturas bajas, debido tambi�n a una mayor energ�a de las part�culas que penetran, a menudo presentan un borde inferior rojo causado por las emisiones de las mol�culas de nitr�geno.
De los experimentos de laboratorio es bien sabido que los plasmas que transportan corrientes tienden a romperse en filamentos. Una hermosa muestra a gran escala de esta estructura filamentaria se ve en las auroras. Las part�culas cargadas fluyen hacia abajo en la atm�sfera en hojas a lo largo del campo magn�tico. Estas hojas de corriente el�ctrica se filamentan para formar cortinas de luz que ondulan r�pidamente, constituyendo el despliegue auroral. Aun a simple vista, las auroras muestran claramente esta caracter�stica tan persistente en el universo de plasma: su tendencia a formar estructuras filamentarias.
El tama�o y la forma de los �valos aurorales dependen del estado de perturbaci�n del campo geomagn�tico, el cual a su vez est� condicionado por la emisi�n del plasma solar; como veremos m�s adelante. Ya desde 1741, Hiorter y Celsius hicieron notar que la aurora se intensifica y puede observarse a m�s bajas latitudes cuando hay perturbaciones magn�ticas intensas o tormentas geomagn�ticas (llamadas as� por A. von Humboldt en 1806). En altas latitudes el resplandor auroral es un fen�meno permanente, pero asociado con tormentas geomagn�ticas las auroras se intensifican, se activan y llegan a verse m�s cerca de los polos y a latitudes medias y bajas. En M�xico se han observado auroras en forma de extensos velos en momentos de muy alta actividad geomagn�tica, como sucedi� en 1957 y m�s recientemente en 1989.
Durante las auroras, hay ocasiones en que el plasma emite ondas de radio con frecuencias entre 30 y 3 000 megahertz; en estos casos se habla de una radio aurora. Tambi�n se han registrado emisiones espor�dicas de se�ales de radio de muy alta frecuencia a las que se ha dado el pintoresco nombre de "silbidos aurorales" y que parecen deberse m�s bien a los electrones que se precipitan. El mecanismo f�sico que produce esta radiaci�n no est� a�n muy bien entendido. Hannes Alfv�n explica su origen como resultado de la existencia de capas dobles de plasma. Aunque el plasma est� en un estado de cuasineutralidad, en algunas ocasiones, cuando est� inmerso en �l un campo magn�tico (que es el caso de todos los plasmas naturales), es posible que se formen dos capas contiguas con acumulaci�n de iones y electrones, respectivamente. Estas capas se encuentran dentro del plasma y est�n separadas entre s� por una distancia del orden de la distancia de Debye. En esa regi�n se generan, pues, campos el�ctricos muy intensos capaces de acelerar part�culas cargadas. Durante las auroras hay corrientes el�ctricas que bajan hacia la atm�sfera a lo largo de las l�neas del campo geomagn�tico y se supone que las ondas de radio son generadas como resultado de inestabilidades del plasma con sus capas dobles y sus corrientes el�ctricas. Aunque la presencia de estas capas dobles no se ha podido corroborar en nuestra atm�sfera, s� se ha observado en experimentos de laboratorio para una gran variedad de plasmas en un amplio rango de densidades y temperaturas. Pero a pesar de que Irving Langmuir habl� acerca de la existencia de estas capas dobles desde su primera publicaci�n sobre plasmas, hasta ahora estas estructuras no est�n bien entendidas.
Para la f�sica de plasmas el estudio de la aurora ha resultado ser no s�lo fascinante sino enormemente enriquecedor; ya que su entendimiento requiere de la soluci�n de problemas f�sicos fundamentales que seguramente tienen tambi�n lugar en todo nuestro universo de plasma. A pesar de que la aurora es el fen�meno de plasma natural que se ha observado desde hace m�s tiempo, su complejidad sigue desafiando las explicaciones, pues mientras m�s se estudia se encuentran en ella nuevos efectos de plasma. Hoy en d�a, para estudiar la aurora se combinan mediciones locales realizadas por sat�lites encima de la atm�sfera, con datos de percepci�n remota (principalmente en el ultravioleta) de toda la zona auroral y con observaciones desde tierra. Toda esta informaci�n se utiliza para alimentar modelos te�ricos que intentan describir el fen�meno auroral. Sin embargo, aunque se sabe que las part�culas que se precipitan para formar la aurora provienen de fuera, del plasma con que el Sol llena el medio interplanetario, la forma como estas part�culas penetran y son aceleradas hasta energ�as a las cuales se precipitan sigue siendo un problema abierto. Esta aceleraci�n de part�culas hasta muy altas energ�as es una caracter�stica muy notable y generalizada en el Universo, tanto en los plasmas como en los astrof�sicos.
Por otra parte, se ha sugerido recientemente que la aurora (y por lo tanto el estado de plasma) puede incluso haber sido responsable del surgimiento de la vida en la Tierra. Algunos cient�ficos suponen que el proceso auroral en la atm�sfera superior de la Tierra primitiva pudo haber proporcionado el ambiente reactivo necesario para algunas s�ntesis qu�micas determinantes. De esta manera, el cuarto estado de la materia, que ahora se ha convertido en el eje central de la nueva astrof�sica, tal vez tambi�n pase a ser parte importante de los estudios de la vida.
Yendo hacia fuera de nuestro planeta, el primer establecimiento permanente de plasma con que nos encontramos es la ionosfera. Todos los cuerpos del sistema solar que tienen atm�sfera (esto es, una envoltura gaseosa) tienen una ionosfera, la cual no es mas que la parte exterior de la atm�sfera, ionizada por la luz solar de alta frecuencia. Los fotones solares ( principalmente en la regi�n utravioleta) arrancan electrones de los �tomos que componen las mol�culas de los gases de la atm�sfera y la convierten en un plasma donde iones y electrones est�n separados. Tambi�n a los cometas, que al acercarse al Sol sufren una vaporizaci�n que los rodea de una atm�sfera, se les forma una ionosfera que, como veremos despu�s, desempe�� un papel muy importante en el descubrimiento del plasma que sale del Sol.
La existencia de la ionosfera terrestre fue postulada mucho antes de que pudiera sondearse directamente. Desde 1839, el f�sico y matem�tico alem�n Carl Friedrich Gauss afirm� que deber�a haber una capa el�ctricamente conductora en la atm�sfera superior; lo cual explicar�a las variaciones diurnas que sufre el campo magn�tico de la Tierra. En 1860, Kelvin hizo la misma sugerencia, y en 1882 el f�sico escoc�s Balfour Stewart elabor� un art�culo ya m�s detallado acerca de esta capa y el cual se considera como el punto de partida de la f�sica ionosf�rica.
Posteriormente un nuevo efecto, descubierto a ra�z de los avances en las comunicaciones
por radio, vino a reforzar esta convicci�n y condujo finalmente a la demostraci�n
de la existencia de esta capa ionizada de la alta atm�sfera. En 1901, el cient�fico
y t�cnico italiano Guglielmo Marconi, quien hizo posible las comunicaciones
por radio, estableci� un sistema de comunicaci�n de Inglaterra a Estados Unidos
a trav�s del Oc�ano Atl�ntico. Las ondas de radio, como ya mencionamos, son
ondas electromagn�ticas como la luz, s�lo que de longitud de onda mucho m�s
larga y, al igual que la luz, viajan en l�nea recta. como la Tierra es una esfera,
una onda que viajara en l�nea recta no podr�a ser recibida muy lejos en la superficie
(figura 9(a)) y ciertamente no podr�a dar la vuelta para llegar al otro lado
del Oc�ano Atl�ntico, sin embargo lo hac�an, y las comunicaciones trasatl�nticas
estaban ocurriendo. Un a�o despu�s, en 1902, el ingeniero f�sico ingl�s Oliver
Heaviside y el ingeniero el�ctrico de origen hind� Arthur Edwin Kennely, sugirieron
independientemente la presencia de una capa en la alta atm�sfera que reflejaba
las ondas de radio y las llevaba a puntos muy lejanos sobre la Tierra (figura
9(b)). Esta capa deber�a ser el�ctricamente conductora, como lo requer�a la
explicaci�n de las variaciones del campo magn�tico de la Tierra.
Figura 9. Las ondas de radio viajan en l�nea recta. Si no existiera la ionosfera (a), ser�a imposible comunicarse con puntos lejanos debido a la curvatura de la tierra. Pero como la ionosfera es una capa reflectora de estas ondas (b), es posible comunicarse con lugares que est�n por debajo del horizonte.
Poco tiempo despu�s del descubrimiento del electr�n por J. J. Thomson, Taylor propuso, en 1903, que esta capa deber�a estar compuesta por iones y electrones libres y que la ionizaci�n de los �tomos era producida por la radiaci�n ultravioleta del Sol. El escepticismo respecto a esta capa el�ctricamente conductora fue finalmente derrotado con la demostraci�n experimental de la existencia de una regi�n de plasma en la atm�sfera superior; a la que se llam� ionosfera. Esta demostraci�n fue obtenida en forma concluyente en 1925 por el geof�sico estadunidense Merle Anthony Tuve y el f�sico de origen ruso Gregory Breit, quienes empezaron a observar repetidamente la reflexi�n de ondas de radio en la atm�sfera. En forma independiente, el cient�fico ingl�s Edward Victor Appleton estudi� extensamente la ionosfera y determin� la altura de la capa reflectora de las ondas de radio, llamada ahora la capa de Appleton. Junto con Hartree, demostr� y model� matem�ticamente el efecto del campo geomagn�tico sobre la reflexi�n de las ondas de radio en la ionosfera al principio de la d�cada de 1930 y en 1947 recibi� el premio Nobel de f�sica por estos estudios. Los trabajos de Appleton hicieron posible que se obtuvieran radiocomunicaciones de m�s largo alcance y mayor confiabilidad y contribuyeron posteriormente al desarrollo del radar.
La raz�n por la cual las ondas de radio son reflejadas por la ionosfera tiene que ver con las oscilaciones propias del plasma. Como ya mencionamos en el cap�tulo anterior; un plasma tiene una frecuencia natural de oscilaci�n que depende exclusivamente de su densidad de electrones; a una mayor densidad electr�nica le corresponde una frecuencia m�s alta. Cuando una onda electromagn�tica (que es un arreglo de campo el�ctrico y magn�tico oscilante) atraviesa un plasma, las cargas libres en �l, principalmente los electrones, tienden a responder a esta oscilaci�n. Pero las atracciones electrost�ticas hacia los iones, que son las fuerzas que generan la oscilaci�n del plasma, tienden a impedir este acoplamiento entre los electrones y la onda electromagn�tica. Si la frecuencia de la onda electromagn�tica es mayor que la del plasma, esta onda atravesar� el plasma sin mayor problema, pero si la frecuencia de la onda electromagn�tica es menor o igual que la del plasma, parte de la onda ser� reflejada y parte ser� transmitida. Las ondas con frecuencias menores que la del plasma s�lo podr�n penetrar una capa delgada de �ste, ya que son r�pidamente amortiguadas.
La densidad de iones (y de electrones) en la ionosfera no es homog�nea, pues
depende fundamentalmente de la altura. A gran altura, la densidad de iones es
baja debido a la baja densidad misma del gas atmosf�rico. A bajas alturas tambi�n
hay pocos iones porque la mayor parte de la radiaci�n solar ionizante ya ha
sido absorbida. As� pues, en un nivel de altura intermedia existe un m�ximo
bien definido de la densidad de iones (figura 10). Distintas frecuencias de
onda de radio ser�n reflejadas a distintas alturas y a la altura de la densidad
m�xima se reflejar�n las ondas de m�xima frecuencia que pueden ser reflejadas.
Ondas con frecuencias mayores que �sa ya no ser�n reflejadas por la ionosfera,
por lo que la m�xima densidad de electrones define la frecuencia m�s baja que
puede atravesar la ionosfera. Esta penetraci�n y esta reflexi�n se dan, por
supuesto, en ambas direcciones. Las ondas de radio de frecuencias muy altas
(como por ejemplo las microondas) generadas en la superficie de la Tierra
ya no las refleja la ionosfera y se tienen que usar reflectores artificiales
a bordo de sat�lites para comunicar a todo el planeta, pero, del mismo modo,
estas ondas pueden penetrar la ionosfera cuando provienen del espacio exterior.
De igual manera, las ondas de radio de frecuencias m�s bajas, que rebotan en
la ionosfera cuando provienen de la superficie de la Tierra, rebotan tambi�n
cuando vienen de fuera y no pueden ser registradas en el suelo. La presencia
de la ionosfera nos permite utilizar cierto rango de frecuencias de radio para
comunicarnos sin necesidad de reflectores artificiales, pero esto mismo limita
nuestra observaci�n del rango de frecuencias provenientes de cuerpos extraterrestres.
Figura 10. Perfil de densidades de electrones en la ionosfera con la altura
cerca del m�ximo de actividad solar. La curva s�lida representa el perfil nocturno
y la curva en trazos el perfil diurno. Se muestran las alturas aproximadas de
las capas D, E, F1 y F2. En �pocas de baja actividad solar
las densidades de electrones disminuyen y las curvas que representan los perfiles
diurno y nocturno se corren hacia la izquierda.
Cabe mencionar que no todas las frecuencias mayores al umbral ionosf�rico pueden penetrar la atm�sfera. Existen otros efectos que limitan la penetraci�n de ondas electromagn�ticas muy cortas. Por ejemplo, el infrarrojo es absorbido por las mol�culas de agua, el ultravioleta se captura para ionizar la atm�sfera alta (para generar la ionosfera) y tambi�n se absorben de esta manera los rayos X. Los rayos gamma dan lugar a reacciones con los n�cleos de la atm�sfera y tambi�n muy dif�cilmente pueden alcanzar la superficie. De esta manera, la atm�sfera forma una coraza protectora que s�lo deja pasar radiaciones electromagn�ticas en dos rangos de frecuencias llamados ventanas atmosf�ricas, una de las cuales es la de la luz visible y la otra la ventana de radio (figura 3)
La frontera inferior de la ionosfera se encuentra a una altura aproximada de 55 km, donde la concentraci�n de electrones es ya suficiente para afectar la propagaci�n de las ondas de radio. La densidad de electrones aumenta irregularmente hasta un m�ximo entre los 200 y 600 km de altura y a partir de ah� disminuye nuevamente, aunque en forma m�s lenta (figura 10). Seg�n la clasificaci�n de las capas atmosf�ricas en la meteorolog�a, la ionosfera empieza poco antes del tope de la estratosfera, su densidad electr�nica aumenta por la mesosfera y el pico de electrones se halla en la termosfera. La ionosfera contin�a m�s arriba, hasta traslaparse con la exosfera y finalmente fundirse con la plasmosfera o magnetosfera, que veremos posteriormente. El plasma que rodea a la Tierra ya no tiene l�mite y simplemente se distinguen diferentes regiones.
En la ionosfera misma se distinguen varias regiones o capas, aunque la separaci�n entre ellas no es muy marcada. Las caracter�sticas de estas capas cambian, como es de esperarse, de d�a a noche, pues la fotoionizaci�n del Sol cesa en la noche y los procesos de recombinaci�n de iones y electrones cambian la estructura de la ionosfera. Durante el d�a, en orden de altitud creciente y de concentraci�n creciente de iones, la ionosfera se divide en las regiones D, E, F1 y F2 (figura 10). Las tres primeras son realmente estratos de la pendiente creciente en densidad de electrones que alcanza su pico en la regi�n F2, excepto algunas veces en la noche, cuando la capa E desarrolla un pico independiente. Por la noche, la divisi�n entre las capas F1 y F2 desaparece. Por encima del pico de la regi�n F2 la densidad de electrones ya decrece mon�tonamente. Durante el d�a, la regi�n E se ioniza por los rayos X suaves del Sol hasta una concentraci�n de 105 electrones (y iones) por cent�metro c�bico. Las regiones superiores se ionizan con radiaci�n ultravioleta y el m�ximo en la regi�n F2 alcanza valores del orden de 5 x 105 electrones por cent�metro c�bico. Este valor; sin embargo, depende de la latitud sobre la Tierra y del nivel de actividad del Sol, que aumenta y disminuye c�clicamente. El valor dado anteriormente corresponde a latitudes geogr�ficas entre 30 y 40 grados y a periodos de m�nima actividad solar. En tiempos de m�ximo solar; la densidad de electrones en el pico de la capa F2 puede alcanzar el orden de 2 x 106 electrones por cent�metro c�bico.
La densidad electr�nica de la ionosfera y la altura del pico se sondean constantemente enviando se�ales de radio de distintas frecuencias y midiendo el tiempo que tardan en regresar. Estos sondeos han revelado gran cantidad de detalles interesantes en el plasma ionosf�rico, complicados patrones de densidad y de corrientes el�ctricas, una compleja fotoqu�mica y otros efectos magnetohidrodin�micos. En particular, en la ionosfera se propagan las ondas magnetohidrodin�micas, que viajan en los plasmas atravesados por un campo magn�tico, como son todos los plasmas espaciales. En estas ondas se acoplan oscilaciones de las propiedades del plasma con oscilaciones del campo magn�tico en �l. Algunas son longitudinales (la oscilaci�n se da en la direcci�n en que se propaga la onda), pero otras son transversales (la oscilaci�n es perpendicular a la velocidad de propagaci�n). Estas ondas desempe�an un papel muy importante en los plasmas espaciales y volveremos a encontrarlas en otros lugares. En la ionosfera, estas ondas MHD son impulsadas por los movimientos de la atm�sfera baja y por otros movimientos magnetosf�ricos que llegan desde arriba.
El estado de la ionosfera, como ya mencionamos, var�a de d�a a noche como consecuencia del cambio en la fotoionizaci�n y en el calentamiento de la atm�sfera. Durante el d�a, cuando la atm�sfera est� m�s caliente y sus mol�culas est�n m�s agitadas, las colisiones entre los electrones y los �tomos neutros producen una fuerte absorci�n de las ondas electromagn�ticas de radio. De noche, al bajar la temperatura, el n�mero de colisiones disminuye y se pueden transmitir con mayor alcance y mayor claridad; incluso algunas ondas que no son reflejadas durante el d�a llegan a ser reflejadas durante la noche. Tambi�n el efecto de recombinaci�n que ocurre durante la noche ocasiona que suban las capas reflectoras de las distintas se�ales de radio (figura 10), y as�, al ser reflejadas a la Tierra, llegan m�s lejos y se escuchan estaciones que de d�a es dif�cil captar.
Pero �stas no son las �nicas variaciones que sufre la ionosfera. Tambi�n la afectan los fen�menos que ocurren en la atm�sfera baja y, en forma mucho m�s dr�stica, los fen�menos espor�dicos que ocurren en el Sol. En ocasiones tienen lugar en el Sol enormes explosiones llamadas r�fagas solares, que lanzan hacia el espacio gran cantidad de energ�a electromagn�tica en distintas longitudes de ondas que incluyen la luz. Las radiaciones de longitudes de onda m�s cortas (UV y rayos X) aumentan enormemente la ionizaci�n en la ionosfera y por lo tanto alteran todos sus patrones de corrientes el�ctricas. Las alteraciones en la densidad de los iones repercuten en las radiocomunicaciones y las alteraciones en las corrientes se reflejan en el campo magn�tico de la Tierra.
Durante estas explosiones solares y por varios d�as despu�s, es com�n que tambi�n incidan sobre la Tierra part�culas de muy alta energ�a. Estas part�culas giran alrededor de las l�neas del campo magn�tico de la Tierra y se precipitan sobre la ionosfera, principalmente en regiones de alta latitud, alrededor de los polos; penetran hasta la parte m�s baja de la ionosfera, la capa D, y ionizan los constituyentes de la atm�sfera al chocar con ellos, con lo cual aumenta considerablemente la densidad de electrones. Este exceso de electrones produce, al igual que en el caso anterior, una absorci�n severa e incluso un bloqueo total de las radioondas. Su efecto se siente principalmente durante el d�a, cuando la Tierra est� frente al Sol y recibe estas part�culas, pero cuando es muy intenso permanece tambi�n por la noche. Como el efecto de absorci�n y bloqueo de ondas de radio se da en los casquetes polares, a este fen�meno se le conoce como absorci�n en los casquetes polares y afecta principalmente a las comunicaciones a alta latitud.
El comportamiento de la ionosfera tambi�n se ve alterado por perturbaciones que el Sol genera en el plasma del medio interplanetario y que viajan hasta la Tierra en unos cuantos d�as. Estas perturbaciones alteran la estructura del campo magn�tico y los patrones de corrientes en todo el plasma que rodea a la Tierra y pueden incluso permitir la inyecci�n del plasma solar hacia la Tierra. Cuando son muy intensas dan lugar a las tormentas geomagn�ticas (las cuales ya mencionamos cuando se habl� de las auroras), que pueden causar costosos da�os a instalaciones el�ctricas, adem�s de los consabidos problemas en las comunicaciones. De esto hablaremos en detalle m�s adelante.
