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El viento solar, la heliosfera y la propagación de los rayos cósmicos.

Antes de alcanzar la Tierra, los rayos cósmicos viajan a través de un complejo medio interestelar e interplanetario, El número de rayos cósmicos que alcanzan la Tierra por segundo (es decir, su flujo) y otras propiedades se ven afectados por la acción de los campos magnéticos que encuentran en su camino. El campo magnético variable del Sol, arrastrado por el viento solar, dificulta la propagación de los rayos cósmicos a través de la Heliosfera, e introduce variaciones a escalas de tiempos comprendidas desde horas hasta milenios.

La corona solar y la Heliosfera

Sabemos a partir de las fotografías de eclipses (y a partir de las observaciones con coronógrafos, por ejemplo, el experimento de LASCO en SOHO, ESA/NASA) que el Sol se extiende mucho más allá de la región brillante que vemos, llamada fotosfera. La corona solar es un gas tenue y magnetizado, con una temperatura media alrededor de (1-2) x 106 K. Está casi totalmente ionizada, y compuesta de partículas eléctricamente cargadas. Un gas ionizado se denomina plasma. La gravedad no pued e por si sola retenerlo. En 1950 se concluyo a partir de observaciones y consideraciones teóricas, que este plasma debe estar expandiéndose de forma supersónica desde el Sol y ocupando todo el sistema solar.

El viento solar es el plasma caliente que se expande en todas direcciones desde la corona a velocidades comprendidas entre 300 hasta 1000 km/s durante sucesos transitorios. Dos regímenes pueden ser distinguidos en el viento solar regular; viento solar rápido emanando desde los agujeros coronales a una velocidad de hasta 800 km/s, y el viento solar lento desde otras regiones de la corona (especialmente desde las grandes estructuras llamadas corrientes coronales, famosas por las fotografías de eclipses) con una velocidad de hasta 400 km/s. Como la corona, el viento solar está formado principalmente por partículas cargadas: protones, electrones, y una pequeña cantidad de He ionizado (5%) y trazas de iones de elementos más pesados. El dibujo esquemático muestra algunas características que pueden se observadas en imágenes coronográficas o durante eclipses: corrientes de gran escala, que contribuyen al viento solar neutro, y agujeros coronales, desde los cuales emana el viento solar rápido. La corona es también un medio dinámico a escalas más pequeñas, con chorros de plasma, ondas de choque y perturbaciones del campo magnético llamadas ondas de Alfven. Estas estructuras y perturbaciones dan forma al medio interplanetario, y contribuyen a su dinámica.

El viento solar transporta el campo magnético solar a través del sistema solar. Mientras que cerca del Sol el campo magnético es suficientemente fuerte para retener el plasma y dar forma a la corona, a alguna distancia sobre la superficie solar el plasma caliente domina al campo magnético, y arrastra las líneas de campo magnético. La figura esquemática superpuesta a una imagen de SOHO de la corona en 1996, muestra las líneas de campo las cuales, comenzando a cierta distancia, se alinea con el viento solar, el cual aquí se asume como puramente radial. El plano ecuatorial separa regiones de campo magnético con orientaciones opuestas. Este cambio repentino en el campo magnético implica la existencia de una corriente eléctrica. La estrecha capa entre los campos de polaridad opuesta se denomina lámina de corriente heliosférica. En realidad no es una estructura plana y simple, porque la corona no es simétrica.

Las líneas de campo que se extienden por el medio interplanetario permanecen conectadas con el Sol, y rotan con él. El viento solar radial que emana del Sol se parece al agua que sale de un aspersor en un jardín - la trayectoria de las gotas de agua está curvada por la rotación del aspersor. Un observador sobre el Sol siguiendo una parcela del del viento solar vería justo lo mismo. Y el campo magnético está alineado con esta trayectoria, Esta es la razón de porqué las lineas magnéticas en el medio interplanetario están curvadas. Cuando las miramos desde un punto sobre el polo norte solar, tienen la forma de una espiral de Arquímedes, la cual es también llamada espiral de Parker, después de que Eugene Parker desarrollara en 1958 el primer modelo hidrodinámico del viento solar y el campo magnético que transporta. Como se ve en la figura, la línea de campo magnético a lo largo de la espiral de Parker conecta a la Tierra con un punto hacia la derecha del centro del disco solar, en el hemisferio oeste solar.


Cuando las partículas cargadas son aceleradas en el Sol y eyectadas a grandes energías hacia el medio interplanetario, deben viajar a lo largo del campo magnético. Si éste es descrito por la espiral de Parker, esperaríamos detectar partículas en la Tierra cuando la aceleración ocurre en el hemisferio oeste solar. Observaciones realizadas con monitores de neutrones confirman este punto desde un punto de vista estadístico: el histograma de la derecha muestra la distribución en longitud sobre el Sol (longitud heliográfica) de las fulguraciones asociadas con sucesos de partículas. La distribución es máxima en el rango de 30º-60º longitud oeste, como se esperaría con sucesos de partículas que se propagan a lo largo de la espiral de Parker. Sin embargo, existen notables excepciones, tales como partículas energéticas llegando desde el hemisferio este solar o asociadas con el cara oculta del Sol. La espiral de Parker aporta un modelo simple para un campo medio, pero no necesariamente la verdadera configuración de cada suceso particular.

Parámetros del viento solar medidas por naves espaciales cerca de la Tierra

  Viento rápido Viento lento
Velocidad 500-800 km/s 250-400 km/s
Densidad 3x106 m-3 10x106 m-3
Temperatura de protón 2x105 K 4x104 K
Temperatura de electrón 1.2x105 K 1.5x105 K
Campo magnético 2-10 nT 2-10 nT
  • Unidad de intensidad de campo magnético: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup] Tesla
  • Las temperaturas de protones y electrones son diferentes, como es característicos en gases de baja densidad (esto también ocurre en el tubo de neón)

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La Heliosfera y sus perturbaciones

El campo magnético solar a gran escala y la Heliosfera

La Heliosfera es una región tridimensional que rodea al Sol y está rellena por el viento solar y campo magnético contenido (congelado). Cuando el viento solar supersónico se encuentra con el medio interestelar experimenta una transición a velocidad subsónica en la onda de choque terminal, mientras que está transición para el medio interestelar ocurriría en la onda de choque de arco (imagen: http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

El tamaño de la heliosfera fue estimado en 100 UA (1 UA es la distancia media entre el Sol y la Tierra= Unidad Astronómica 1,5 x 108 km), basándose en medidas realizadas por monitores de neutrones de las variaciones temporales del flujo de rayos cósmicos galácticos (ver más abajo). Fue observado directamente por las dos naves Voyager cuando cruzaron la onda de choque terminal heliosférica en 2007 y 2008.

Pertubaciones en la Heliosfera

Las sondas espaciales dan la oportunidad de medir directamente parámetros físicos fundamentales del viento solar. El viento solar no es un fluido estacionario: continuas fluctuaciones del campo magnético (ondas de Alfven) son producidas por movimientos turbulentos del gas en el Sol, y escapan hacia el medio interplanetario. Discontinuidades en el campo magnético y ondas de choque se producen por la colisión de viento solar lento y viento solar rápido (región de interacción corrotante; CIR) y por erupciones en la corona solar, eyecciones de masa coronal (CME) y fulguraciones. Las CMEs se propagan a través del sistema solar, y pueden ser medidas cerca de la Tierra como eyecciones de masa coronal interplanetarias (ICMEs). Algunas de ellas son llamadas nubes magnéticas. Cuando son suficientemente rápidas generan una onda de choque delante de ellas de igual manera que un avión que vuela más rápido que el sonido en la atmósfera de la Tierra.

La figura de la izquierda muestra un ejemplo de una fulguración intensa y una CME, que perturban considerablemente la Heliosfera. Las cuatro instantáneas del Sol fueron tomadas por diferentes instrumentos a bordo de la nave SOHO (ESA/NASA) el 28 de octubre de 2003: grupos de manchas (arriba a la izquierda) indican intensa actividad y complejas estructuras magnéticas en la superficie solar. En la mayor y más compleja de esas regiones aparecieron brillantes fulguraciones. Fue observado, por ejemplo, por el telescopio de ultravioleta extremo (EIT; arriba a la derecha de la figura). Una CME rápida y grande fue observada unos minutos más tarde por el coronógrafo LASCO (al fondo de la figura), propagándose por la corona a una velocidad de 1000 km/s.

Las observaciones llevadas a cabo por las sondas espaciales mostraron que esta CME alcanzó la Tierra un día más tarde, el 29 de octubre. La figura de abajo muestra un dibujo esquemático (Y. Liu et al., J. Geophys. Res., 111, A09108): la estructura magnética coronal expelida (línea de campo en rojo) perturba el campo magnético heliosférico (líneas de campo azules). El viento solar no puede penetrar dentro de la ICME. Por tanto es comprimido, y con él, el campo magnético, o separado alrededor de la ICME como indican las dos flechas azules. La forma de las líneas de campo cambia. En la interfase entre la ICME y el viento solar ambiente el campo magnético se vuelve turbulento. En esta Heliosfera perturbada tanto los rayos cósmicos solares como los galácticos tienen unas condiciones de propagación muy diferentes que en la heliosfera tranquila.

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El transporte de los rayos cósmicos en la Heliosfera

Los rayos cósmicos cuando penetran en la Heliosfera interaccionan con el viento solar. Las partículas muy energéticas no se verán afectadas, éstas atravesarán el viento solar como si no existiera. Pero los rayos cósmicos de energía moderada, es decir hasta unas pocas decenas de GeV, sienten su influencia. No a través de colisiones, puesto que el gas está demasiado diluido como para que se den colisiones directas entre los rayos cósmicos y las partículas del viento solar. Sin embargo, los campos magnéticos variables provocan que la trayectoria de los rayos cósmicos de energías moderadas no sigan una línea recta.

Podemos comprender esto usando una descripción elemental de la propagación de una partícula cargada en un campo magnético uniforme. Cuando el campo magnético varía en el tiempo, la partícula encuentra rápidas variaciones de la dirección del campo magnético a lo largo de su trayectoria, y por tanto su dirección de propagación cambia todo el tiempo. Se dice que la partícula es dispersada por irregularidades del campo magnético.

Modulación solar de los rayos cósmicos

Los rayos cósmicos galácticos son dispersados por irregularidades del campo magnético que se propagan con el viento solar. El número de estas irregularidades varía con el ciclo de 11 años de actividad solar. El ciclos de actividad solar es claramente observado por el número de manchas solares (línea verde). El seguimiento durante largos periodos realizado por la red de monitores de neutrones revela que el flujo de rayos cósmicos galácticos tiene una variación similar (línea roja): cuando el número de manchas solares es alto, el flujo de rayos cósmicos galácticos es bajo y viceversa.

Esta modulación solarde los rayos cósmicos galácticos es debida a la propagación de las partículas energéticas en el entorno dinámico de la Heliosfera. El campo magnético en la Heliosfera es altamente variante durante los periodos de elevada actividad, es decir, cuando el número de manchas solares, pero también de fulguraciones y CMEs, es alto. El campo magnético turbulento desvía a los rayos cósmicos de forma mucho más eficiente que en los periodos de baja actividad, cuando el campo magnético es más regular. Las fuertes fluctuaciones del campo magnético no sólo reducen el número de rayos cósmicos que alcanzan la heliosfera interior y la Tierra sino que también cambian su espectro de energía (porque las partículas de menos energía son afectadas más intensamente que las más energéticas) y su dirección de propagación (anisotropía).

Una vez destacadas las similitudes temporales entre las manchas solares y el flujo de los rayos cósmicos, es interesante destacar la diferencia: la evolución temporal del flujo de rayos cósmicos en la Tierra es diferente en dos ciclos solares sucesivos. En uno la curva es picada, con un máximo claro (en 1987, por ejemplo), mientras que es mucho más plano en el siguiente máximo (1997). Esto es debido a que la actividad solar presenta realmente un ciclo de 22 años, más que de 11. Cada 11 años el campo magnético solar invierte su polaridad, y esto afecta fuertemente a la propagación de partículas cargadas en la Heliosfera.

Además de con su ciclo de actividad, el Sol afecta también a la propagación de los rayos cósmicos con la localización de las regiones activas. Esto crea variaciones de menor amplitud, con una duración normalmente relacionada con los 27 días de rotación solar. Las variaciones de los rayos cósmicos en periodos mayores, hasta la escala de milenios, han dejado su huella en la Tierra, estas pueden encontrarse en sondeos en el hielo polar. En la actualidad somos testigos de un periodo de prolongada débil actividad: en mayo de 2009 no sabíamos si habíamos sobrepasado ya el mínimo solar o no, esto implica que han pasado 13 años desde el anterior mínimo en 1996, ¡en vez de la media de 11 años! La modulación de los rayos cósmicos confirma esto, puesto que su flujo es mayor que durante el mínimo de actividad anterior.


Decrementos de Forbush

Las configuraciones del campo magnético que se propagan por la Heliosfera como ICMEs también reducen el flujo de los rayos cósmicos. La figura muestra una observación en abril de 2001 por la NMDB. El ritmo de cuentas antes del suceso han sido eliminadas, las curvas muestran el porcentaje del ritmo de cuentas comparadas con los valores medios medidos antes del suceso. La depresión puede alcanzar valores del 20%. Estos sucesos se denominan decrementos de Forbush por el físico de rayos cósmicos Scott Forbush. La depresión en el flujo de rayos cósmicos es debida al apantallamiento producidos por la compleja y turbulenta estructura magnética en y alrededor de una ICME y la onda de choque que conduce delante de ella.

Si quieres ver otros decrementos de Forbush, ve a la herramienta de búsqueda de sucesos de la NMDB. Elige el número del decremento de Forbush y la estación cuyas observaciones quieres dibujar, y presiona "Submit"

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