VI. EL SOL Y LOS RAYOS C�SMICOS

YA HEMOS descrito en los cap�tulos IV y V y c�mo la radiaci�n c�smica que se detecta en la superficie de la Tierra es afectada por la presencia del campo magn�tico terrestre y de la atm�sfera; sin embargo, antes de llegar a los l�mites del primero, las part�culas deben atravesar el medio interplanetario, espacio ocupado por un plasma denominado viento solar.³⁵

Este plasma es generado por la continua expansi�n de la atm�sfera solar, la cual no puede ser retenida por el Sol debido a que las altas temperaturas de las regiones solares m�s externas hacen que el plasma ejerza una presi�n hacia afuera capaz de competir con la fuerza gravitacional, dirigida hacia el centro del Sol. De esta competencia resulta un flujo de plasma que no s�lo escapa del entorno solar sino que adem�s lo hace a velocidades superiores a las del sonido: se trata, por lo tanto, de un flujo supers�nico. Por ser este plasma de muy alta conductividad el�ctrica, al expandirse "arrastra" consigo al campo magn�tico solar. El espacio interplanetario no es pues un vac�o por el cual las part�culas de rayos c�smicos puedan propagarse libremente, el viento solar "empuja" a estas part�culas hacia afuera del Sistema Solar, mientras que la presencia del campo magn�tico las "gu�a" (v�ase el cap�tulo IV) hacia adentro. Estas dos fuerzas en competencia no son uniformes ni constantes en el tiempo, por ello, sus efectos en la intensidad de la radiaci�n c�smica detectada en cualquier punto se manifiestan en forma de variaciones temporales. Explicar el c�mo y porqu� de estas variaciones es el prop�sito fundamental de este cap�tulo, pero para entender mejor los mecanismos responsables es necesario antes conocer un poco sobre el Sol.

El Sol, con ser la estrella m�s importante para nosotros, no es m�s que una de los miles de millones que existen en el Universo. Como todas las estrellas comunes, el Sol es un gigantesco horno nuclear en donde se "fabrican" n�cleos de elementos pesados a partir de otros m�s ligeros. Actualmente en el interior solar la s�ntesis nuclear m�s importante es la que produce helio a partir de hidr�geno; de hecho, el 92% del Sol es todav�a hidr�geno, casi un 8% helio y s�lo un 0.1% elementos m�s pesados. Aun cuando no podemos ver el interior del Sol, existe una teor�a generalmente aceptada de c�mo est� constituido y cu�les son los procesos que transportan la energ�a generada por las reacciones nucleares en su interior hasta su atm�sfera. Algunas otras caracter�sticas del Sol se muestran en la figura 19 y en el cuadro 2.

Figura 19. Corte esquem�tico que muestra las diversas capas del interior del Sol. (Tomada de Silvia Bravo, Encuentro con una estrella, Col. La Ciencia desde M�xico, Num. 38.)

La atm�sfera solar, que s� puede ser observada directamente, consta de tres regiones m�s o menos diferenciadas. La interna es el disco visible del Sol: la fot�sfera que, como su nombre lo indica, es una "esfera de luz". Tal vez la caracter�stica m�s sobresaliente del disco solar sean las manchas, regiones oscuras que pueden tener di�metros que van desde unos cuantos miles de kil�metros hasta varios cientos de veces ese tama�o. Las manchas rotan con el Sol y su n�mero es variable, esta variaci�n es c�clica y fue, de hecho, la primera indicaci�n de la existencia del ciclo solar, cuya duraci�n es de aproximadamente 11 a�os. M�s adelante nos referiremos nuevamente a las manchas solares.

CUADRO 2. Par�metros del Sol.

Edad	4.5 x 10⁹ años
Diámetro	1.4 x 10⁶ km
Masa	2 x 10³⁰kg
Densidad
Núcleo	1.6 x 10⁵ kg / m³
Fotósfera	10^-6 kg / m³
Corona	10^-9 kg / m³
Luminosidad	3.8 x 10²⁶ joules / s
Campo magnético
Superficie	1-2 x 10^-4 telsa
Manchas	10^-2-10^-1 telsa
Grosor de capas
Núcleo	3 x 10⁶ m
Zona radiactiva	10⁸ m
Zona convectiva	2.7 x 10⁸ m
Fotósfera	3 x 10⁵ m
Cromósfera	10⁶ m

Las capas externas de la atm�sfera solar pueden apreciarse solamente durante un eclipse de Sol o mediante el uso de un dispositivo especial denominado coron�grafo.³⁶

La primera de ellas es la crom�sfera, una delgada capa de luz rojiza. Encima de esta regi�n de transici�n, donde ocurre un gran calentamiento, se encuentra la corona, cuya luz es de color blanco y que, como ya apuntamos, se convierte en viento solar y se extiende m�s all� de la �rbita de la Tierra. La estructura de la corona se debe tambi�n a la existencia de campos magn�ticos en presencia de un plasma a temperaturas alt�simas; existen zonas brillantes, algunas en forma de arcos, otras de aspecto m�s bien filamentoso, pero hay tambi�n zonas oscuras (observables principalmente por medio de rayos X) que se han llamado hoyos coronales; estos hoyos son de forma y dimensiones variables de acuerdo con la evoluci�n del ciclo solar de 11 a�os, al igual que las manchas.

Hasta aqu� hemos presentado a grosso modo las principales caracter�sticas del Sol, adentrarnos m�s en este tema nos llevar�a demasiado lejos de nuestro prop�sito, por lo que referimos al lector interesado al libro Encuentro con una estrella (n�m. 36 de esta misma colecci�n), para encontrar m�s detalles al respecto. A continuaci�n hablaremos solamente de la formaci�n del viento solar y la manera como �ste provoca la existencia de un campo magn�tico interplanetario, ambos determinantes en el camino que siguen los rayos c�smicos para llegar a la Tierra.

Como ya hemos mencionado, en la alta crom�sfera y baja corona solares se produce un calentamiento extraordinario de la atm�sfera solar, desde unos cuantos miles de grados cent�grados hasta m�s all� de un mill�n. Las razones por las que esto ocurre son desconocidas hasta hoy. La teor�a m�s aceptada para explicarlo es la que postula la generaci�n de ondas hidromagn�ticas debajo de la fot�sfera que posteriormente disipan su energ�a calentando el medio por el cual se propagan. Al alcanzar el gas coronal un mill�n de grados, adem�s de encontrarse casi totalmente ionizado, es imposible que pueda ser confinado por la fuerza gravitacional y debe, necesariamente, expandirse hacia regiones muy lejanas. Un an�lisis te�rico de esta situaci�n nos dice que la expansi�n puede darse de dos formas: una est�tica, en la que la corona se extiende lentamente hasta grandes distancias y otra din�mica, en la que la corona "fluye" continuamente hacia el exterior, como lo hace el vapor de un l�quido que hierve en un recipiente parcialmente destapado. Estas dos visiones provocaron una gran controversia cient�fica en los a�os cincuenta, con S. Chapman encabezando la teor�a est�tica y E. Parker la din�mica. Aun cuando Chapman contaba con mayores adeptos, debido a que una corona est�tica parec�a intuitivamente m�s plausible, Parker ten�a a su favor las observaciones de las colas de los cometas que apuntan siempre en direcci�n contraria al Sol, independientemente de su posici�n; este hecho hab�a llevado ya en 1951 a P. Biermann a postular la existencia de un "flujo de part�culas provenientes del Sol que arrastran consigo la atm�sfera de los cometas".

No fue sino hasta 1959, cuando el primer sat�lite artificial sali� de la magnet�sfera terrestre, que se descubri� la existencia del viento solar, lo cual confirm� la teor�a de Parker. La continua expansi�n del Sol se realiza a velocidades increiblemente grandes, mucho mayores que la velocidad del sonido (entre trescientos y setecientos kil�metros por segundo), es por esto que se habla entonces de una expansi�n supers�nica. La presencia del viento solar ha podido ser detectada hasta una distancia de 50 unidades astron�micas (UA)³⁷

por la sonda Pioneno 10, y se estima que pueda llegar hasta unas 100 UA, donde la presi�n de �ste debe equilibrarse con la del medio interestelar. El dominio del Sol llega, pues, mucho m�s all� de la �rbita de Plut�n, el m�s lejano de los planetas que giran a su alrededor.

Una de las caracter�sticas m�s asombrosas del viento solar es la influencia que ejerce, no obstante ser un gas extraordinariamente tenue: entre 10⁷ y 10⁸ part�culas por metro c�bico a la altura de la �rbita terrestre, que equivale a menos de una billon�sima de la densidad de la atm�sfera terrestre. Esta peculiaridad se debe a que es un gas altamente ionizado, esto es, un plasma. El viento solar consiste principalmente de protones y electrones libres pero, a diferencia de un gas neutro que es insensible a la presencia de campos magn�ticos y el�ctricos, aqu�l no solo resulta afectado por la presencia de estos campos, sino que adem�s es capaz de modificarlos. La alteraci�n mayor o menor de un campo el�ctrico o magn�tico por el flujo de un plasma a trav�s de �l, depende del grado de ionizaci�n en que �ste se encuentre: una alta ionizaci�n implica una conductividad el�ctrica alta y viceversa. El viento solar, por estar formado casi exclusivamente de protones y electrones, tiene una conductividad el�ctrica alt�sima.

El Sol es en buena aproximaci�n un dipolo magn�tico (v�ase el cap�tulo IV), pero su estructura se modifica por el continuo fluir de su corona hacia el exterior. Dado que el plasma es de una gran conductividad el�ctrica "arrastra" consigo a las l�neas del campo magn�tico solar, estir�ndolas en el medio interplanetario hasta su frontera con el medio interestelar. Es como si el viento solar llevara "congeladas" en s� mismo las l�neas del campo coronal.

La existencia del viento solar provoca la presencia de un campo magn�tico interplanetario (CMI) en toda la cavidad dominada por el Sol. A esta cavidad se le conoce con el nombre de heli�sfera. Dentro de la heli�sfera existen regiones dominadas por los campos magn�ticos planetarios —magnet�sferas— (en caso de que el campo planetario sea fuerte), en las que el viento solar no penetra (v�ase el cap�tulo IV).

Figura 20. Espiral del campo magn�tico interplanetario, tambi�n llamada espiral de Arqu�medes, en el plano ecuatorial solar. Los c�rculos no continuos indican 1, 5 y 10 UA de distancia helioc�trica.

Si el Sol no girara las l�neas del CMI ser�an rectas y radiales. Sin embargo, la rotaci�n del Sol hace que dichas l�neas se curven y formen estructuras espirales denominadas espirales de Arqu�medes, similares a las que crean los chorros de agua que salen de una regadera de jard�n giratoria. A la altura de la �rbita de la Tierra, el �ngulo entre estas l�neas y la direcci�n radial es de aproximadamente 45�, a la distancia media de J�piter (5 UA) las l�neas del CMI son ya casi perpendiculares a la direcci�n radial (Figura 20).

El sentido en que apunta el CMI no es siempre el mismo en las regiones ecuatoriales del medio interplanetario; la inclinaci�n del eje dipolar del Sol provoca que al rotar �ste observemos durante parte del tiempo de una rotaci�n al CMI apuntando "hacia afuera", y en el resto apuntando "hacia adentro" del Sol. La presencia de los hoyos coronales hace a�n m�s complicada esta situaci�n, pues el ecuador magn�tico solar no es una l�nea recta sino ondulada que al ser extendida hacia el medio interplanetario forma una superficie que se asemeja a la falda de una bailarina (Figura 21).

Hasta aqu� hemos descrito tan solo lo que ser�a el medio interplanetario en tiempos en que el Sol muestra poca actividad, esto es, en tiempos de Sol quieto. Sin embargo, m�ltiples fen�menos ocurren en el astro rey que alteran, en mayor o menor medida, esta estructura.

La actividad solar es la manifestaci�n de un n�mero de perturbaciones locales que ocurren en la atm�sfera del Sol denominadas regiones activas. Estas regiones pueden durar desde unos cuantos d�as hasta unos tres meses, aunque en algunos casos puedan durar hasta un a�o. Una regi�n activa ocupa t�picamente un �rea no mayor a una d�cima del disco solar. Estas regiones activas son las que caracterizan al ciclo solar que, como ya dijimos, tiene una duraci�n aproximada de 11 a�os. Su frecuencia, tama�o promedio y tiempo de vida se incrementan primero al iniciarse el nuevo ciclo, hasta llegar a un m�ximo y despu�s decaer para desaparecer, en algunos ciclos, por completo. Las regiones activas del nuevo ciclo pueden tardar en aparecer hasta 30 meses despu�s de que el anterior ha terminado. No existe, hasta la fecha, teor�a alguna que logre explicar satisfactoriamente las variaciones del ciclo solar, del cual se tienen registros desde 1610, a�o del descubrimiento de las manchas solares por Galileo. Dicho sea de paso, hoy se sabe que las manchas, aunque son una de las manifestaciones m�s obvias de la actividad del Sol, no constituyen un buen indicador del nivel de actividad en un momento dado.

Figura 21. Hoja de corriente neutra, tambi�n denominada falda de la bailarina por la que toma. Esta hoja separa campos magn�ticos interplanetarios, situados por arriba de ella, que tienen una polaridad, de campos localizados debajo de ella con polaridad opuesta.

Todos los fen�menos asociados con el Sol activo, incluyendo la forma de la corona, siguen al ciclo solar de alguna manera. En la emisi�n electromagn�tica³⁸

total del Sol se han apreciado tambi�n peque�as variaciones (alrededor de un 0.15%), que no necesariamente est�n asociadas al ciclo de 11 a�os.

Las manchas son regiones oscuras y fr�as que est�n entre 1 000 y 1 500 grados m�s fr�as que la fot�sfera. Sus tama�os son variables y pueden tener di�metros desde unos cuantos cientos de kil�metros hasta cientos de miles de ellos, su tiempo de duraci�n est� correlacionado con su tama�o y puede ser hasta de un a�o aproximadamente. En estas zonas se desarrollan campos magn�ticos muy intensos que pueden llegar hasta unos 0.3 teslas. Al comienzo de cada ciclo aparecen las primeras manchas a altas latitudes (nunca m�s all� de 35 o 40 grados de latitud), que posteriormente migran hacia zonas m�s ecuatoriales a medida que el ciclo solar avanza. Es regla com�n que las manchas aparezcan en pares de polaridad magn�tica opuesta (manchas bipolares), aunque estos pares tambi�n pueden ser parte de grupos m�s grandes.

Las f�culas, tambi�n denominadas playas (del franc�s plages), son �reas m�s brillantes que sus alrededores puesto que, en general, se encuentran varios cientos de grados m�s calientes. Son un poco m�s grandes que los gr�nulos fotosf�ricos y muchas de ellas pueden llegar a cubrir hasta el 10% del disco solar. Aparecen casi siempre rodeando a manchas o grupos de manchas, aun cuando sus tiempos de vida son mayores.

Las protuberancias se ven como prolongaciones de la fot�sfera misma dentro de la crom�sfera, su forma y estructura es muy variable, y est�n determinadas principalmente por los campos magn�ticos locales; algunas de ellas pueden alcanzar hasta un mill�n de kil�metros de altura sobre la fot�sfera. Son regiones m�s fr�as y densas que el material circundante, y pueden moverse a velocidades de varios cientos de kil�metros por segundo. Su duraci�n t�pica es de varias semanas, despu�s de las cuales pueden desaparecer en forma repentina para reaparecer despu�s, repitiendo este comportamiento en varias ocasiones.

Los filamentos son delgadas prominencias en forma de agujas que son observables en ciertas longitudes de onda del espectro electromagn�tico (v�ase el cap�tulo VII). Vistas desde arriba son proyecciones de prominencias estables que conectan dos regiones de polaridad opuesta colgadas como si se tratase de una hamaca.

Las esp�culas son enormes lenguas de color rojizo que le dan a la crom�sfera el caracter�stico aspecto de "llano en llamas". Éstas se levantan y desaparecen en periodos de entre cinco y diez minutos. Son muy delgadas pero puede haberlas hasta de unos 500 kil�metros de grosor, algunas de ellas se levantan hasta 15 000 kil�metros de altura por encima de la fot�sfera a velocidades de 20 o 30 km/s.

Las r�fagas son tal vez el fen�meno m�s impresionante de la actividad del Sol; estas explosiones cromosf�ricas son acontecimientos catastr�ficos que pueden hacer sentir sus efectos en la Tierra en forma casi inmediata. Tendremos oportunidad de referirnos de nuevo a las r�fagas al hablar de los rayos c�smicos solares.

No fue sino hasta mediados de la d�cada de los setenta, con lanzamiento del Skylab, cuando fue posible descubrir los hoyos coronales. Como ya se mencion�, son regiones fr�as de la corona, observables s�lo por medio de rayos X, y donde no se encuentran anillos o haces brillantes; la ausencia de brillantez se debe a que en estas regiones el campo magn�tico es abierto y, por lo tanto, el material coronal puede fluir libremente hacia el exterior. La radiaci�n emitida por el resto de la corona se debe a que las part�culas se encuentran ah� confinadas por los intensos campos magn�ticos bipolares de la atm�sfera solar. En el m�ximo de actividad solar los hoyos coronales se encuentran confinados a dos peque�as regiones en los polos del Sol, pero a medida que la actividad disminuye, �stos crecen hasta alcanzar latitudes ecuatoriales, siendo su �rea m�xima en el m�nimo de actividad solar. Adem�s de los hoyos polares, existen tambi�n peque�os hoyos de ef�mera vida que aparecen com�nmente a bajas latitudes. Por ser regiones de campo abierto hoy se sabe que la mayor parte del viento solar, sino es que todo, fluye a trav�s de los hoyos coronales.

Todos los fen�menos descritos contribuyen, en mayor o menor medida, a perturbar el medio interplanetario, ya sea a trav�s de cambios en la velocidad del plasma, ondas de choque y otros tipos de discontinuidades u ondas hidromagn�ticas. Todas las diversas caracter�sticas de la heli�sfera afectan, de una manera u otra, a la mayor parte de los rayos c�smicos que llegan al interior del Sistema Solar.

La efectividad de cada uno de los procesos que modulan la llegada de rayos c�smicos depende de la estructura detallada del plasma interplanetario. As� pues, la distribuci�n de tama�os de las irregularidades magn�ticas y la distancia media entre ellas son dos factores significativos. Desde luego, la manera como una part�cula ser� dispersada cuando encuentra en su camino una regi�n de l�neas torcidas y enrolladas, depende de que su radio de giro sea peque�o o grande, comparado con las dimensiones de la regi�n en cuesti�n.

La detecci�n de rayos c�smicos en la Tierra o en cualquier punto del Sistema Solar nos provee de una herramienta poderosa para relacionar estas observaciones con fen�menos que ya conocemos, y as� hacer deducciones acerca de otros que a�n ignoramos. En el cap�tulo IV vimos c�mo fue usado este m�todo para descubrir que los rayos c�smicos son principalmente part�culas cargadas positivamente. Ahora entraremos de manera similar a analizar las variaciones en la intensidad de los rayos c�smicos, que se piensa son caracter�sticas globales del Sistema Solar. Estas variaciones tienen su origen en el Sol, pero se han observado algunas de ellas alejadas hasta 40 UA de �ste y es muy probable que existan hasta los confines de la heli�sfera.

Existir�a la posibilidad de que estas variaciones no fueran de origen solar sino que estuvieran presentes antes de la llegada de las part�culas al dominio del Sol; si la variaci�n es de origen solar �sta tender� a ser c�clica en tiempo solar; si por el contrario es un efecto interestelar, esta variaci�n temporal tender� a ser c�clica en tiempo sideral.³⁹

An�lisis efectuados han demostrado que la magnitud de cualquier variaci�n sideral es necesariamente de magnitud mucho menor que cualquier variaci�n de origen solar. Por lo tanto, los efectos que aqu� vamos a describir se concentrar�n, exclusivamente, en aquellos causados por el astro rey.

Figura 22. Variaci�n diurna de la intensidad de la radiaci�n c�smica detectada en la superficie. La gr�fica corresponde a la variaci�n diurna promedio obtenida en M�xico durante el a�o de 1988.

Por ser las m�s interesantes e ilustrativas, nos referiremos solamente a tres de las variaciones observadas en la radiaci�n c�smica, a saber:

a) La variaci�n diurna
b) El efecto Forbush
c) La variaci�n de 11 a�os

En la figura 22 se muestra la variaci�n diurna promedio (durante el a�o 1988) en la intensidad de la radiaci�n c�smica registrada por el monitor de neutrones instalado en Ciudad Universitaria, M�xico, D.F. Puede apreciarse que la gr�fica presenta un m�ximo y un m�nimo de intensidad durante las 24 horas; la escala vertical expresa la desviaci�n porcentual de la intensidad con respecto a la media diaria anual. Se observa que el m�ximo ocurre alrededor de las 15 horas en tiempo local y el m�nimo aproximadamente 10 horas antes. Cuando se efect�an las correcciones necesarias para tomar en cuenta los efectos del campo geomagn�tico sobre las part�culas de la radiaci�n c�smica (cap�tulo IV), se observa que el m�ximo ocurre alrededor de las 18 horas tiempo local. Para cada estaci�n de rayos c�smicos en la superficie terrestre se puede proceder exactamente de la misma manera, y se observar� siempre que el m�ximo de intensidad se encuentra alrededor de las 18 horas en tiempo local.⁴⁰

Antes de intentar dar una explicaci�n de esta variaci�n diurna es necesario representar de otra manera la gr�fica de la intensidad vs. tiempo. Imaginemos un plano circular como la car�tula de un reloj de 24 horas. Como se muestra en la figura 23, cada hora ocupa 15 de los 360 grados que componen la circunferencia: la m�xima intensidad estar� representada entonces por un vector radial de magnitud proporcional a la desviaci�n con respecto al promedio y direcci�n correspondiente a la hora en que se observ�. Si el m�ximo de intensidad, como ya indicamos, se observa siempre a las 18 horas, tiempo local, quiere decir que de la direcci�n 90� al este de la l�nea Sol-Tierra nos llega el mayor flujo de radiaci�n c�smica, y de la direcci�n opuesta, es decir, 90� al oeste de esa misma l�nea, el flujo ser� menor que de cualquier otra direcci�n.

Estas observaciones implican la existencia de un flujo distinto dependiendo de la direcci�n en que apunte nuestro detector, hablaremos entonces de un flujo anisotr�pico. Sin embargo, debemos tener cuidado antes de extraer conclusiones: nuestras mediciones se hacen desde la Tierra, que se mueve muy lentamente en comparaci�n con la rotaci�n del Sol. El CMI corrota con el Sol casi como si fuese un cuerpo r�gido. As� pues, este movimiento imparte al "gas" de rayos c�smicos una velocidad de unos cuantos kil�metros por segundo, provocando la anisotrop�a que se se�al� m�s arriba. C�lculos basados en este modelo predicen de manera adecuada las observaciones, tanto de los tiempos de m�xima y m�nima intensidad, como de las amplitudes y forma de la variaci�n.

El efecto Forbush⁴¹

es con seguridad la variaci�n temporal m�s espectacular que se conoce en la radiaci�n c�smica. En el lapso de unas cuantas horas la intensidad registrada en una estaci�n particular puede verse reducida hasta en un 10%, y en algunos casos 20 o 30%; despu�s de llegar a un m�nimo la intensidad empieza a recuperarse lentamente, lo cual puede durar desde unos d�as hasta semanas. En contraste con la variaci�n diurna, es un fen�meno en tiempo universal, esto significa que su presencia se siente en forma casi simult�nea en todo el mundo, aun cuando en algunos casos, anisotrop�as espaciales en el viento solar puedan producir anisotrop�as temporales en la Tierra.

Decrecimientos de este tipo suelen ocurrir en asociaci�n con otros fen�menos, como las tormentas magn�ticas,⁴²

a�n cuando no existe una correspondencia de uno a uno. En vista de esta aparente correlaci�n, al principio se pens� que los decrecimientos Forbush estaban asociados a fen�menos puramente terrestres, como variaciones temporales del campo geomagn�tico; sin embargo, el hecho de que fueran observados tambi�n en estaciones polares, donde el umbral geomagn�tico es pr�cticamente cero, llev� a pensar que se trataba de un fen�meno de dimensiones mucho mayores. En efecto, cuando fue posible hacer mediciones con sat�lites, fuera de la magnet�sfera, se confirm� la presencia de estos decrecimientos m�s all� del �mbito terrestre. Con la ayuda de sondas espaciales se han podido observar decrecimientos Forbush hasta distancias de unas 30 UA del Sol, con tiempos de decaimiento igualmente r�pidos pero con recuperaciones que pueden durar meses. Decrecimientos Forbush observados en la Tierra y en el sat�lite Pionero 10 se muestran en la figura 24.

No existe a�n una explicaci�n universalmente aceptada para los decrecimientos Forbush: pueden estar asociados a la eyecci�n de plasma coronal de grandes velocidades como consecuencia de una r�faga solar, de la desaparici�n de un filamento, o de alg�n proceso a�n desconocido en la evoluci�n de los hoyos coronales de baja latitud. Un plasma r�pido, mucho m�s que el viento solar normal, provoca la formaci�n de una onda de choque⁴³

(Figura 25), la cual act�a como una "barredora" magn�tica, impidiendo parcialmente el paso de la radiaci�n c�smica hacia la regi�n que queda tras ella; a medida que esta onda de choque se aleja del punto de observaci�n, menor ser� su influencia sobre las part�culas que ah� llegan.

La variaci�n de 11 a�os. El viento solar sopla sin cesar, pero las condiciones magn�ticas que prevalecen en la heli�sfera son distintas a medida que el ciclo solar avanza; seg�n el nivel de actividad del Sol, las irregularidades presentes en el medio interplanetario aumentar�n o disminuir�n haciendo que el "clima heliosf�rico" cambie y provoque el cambio de "estaciones" ⁴⁴

a lo largo del ciclo solar de 11 a�os. En la figura 26 se muestran los tres �ltimos ciclos solares representados por el n�mero de manchas, junto con la intensidad de la radiaci�n c�smica registrada en la Tierra. Claramente se aprecia c�mo, al aumentar el n�mero de manchas, la intensidad de la radiaci�n decrece y viceversa; la reducci�n total en el nivel de la radiaci�n es de alrededor de 20%, con algunas diferencias de ciclo a ciclo. Como es de suponerse, las part�culas de m�s baja rigidez⁴⁵

ser�n las que m�s dif�cilmente se internar�n en el medio interplanetario y, por tanto, la variaci�n secular, como tambi�n se le llama, ser� mayor en estaciones polares que en estaciones ecuatoriales.

Figura 24. Decrecimiento del tipo Forbush detectado en la superficie terrestre y a bordo del Pionero 10.

Figura 25. Representaci�n esquem�tica de una onda de choque la cual puede producir una disminuci�n temporal en la intensidad de la radiaci�n temporal en la intensidad de la radiaci�n c�smica.

El mecanismo que provoca esta variaci�n secular resulta del distinto equilibrio que se establece entre la convecci�n que genera el viento solar al desplazarse constantemente hacia afuera y la lenta pero segura difusi�n de las part�culas hacia adentro. Esto tiene dos importantes consecuencias: la primera de ellas es que aun en tiempos de m�nima actividad el espectro de rayos c�smicos que se observa en la Tierra no es el que llega a las inmediaciones de la heli�sfera, lo cual debe tomarse en cuenta al hacer extrapolaciones de nuestras observaciones hacia otros puntos de la galaxia donde probablemente tengan su origen estas part�culas de alt�simas energ�as. La segunda consecuencia del equilibrio convecci�n-difusi�n es que el flujo de rayos c�smicos ser� progresivamente reducido a medida que �stos se acerquen al Sol o, en forma equivalente, a medida que nos movi�semos m�s lejos del Sol la cantidad de rayos c�smicos observada deber�a ser mayor. Los primeros modelos elaborados predec�an cambios de intensidad de hasta un 10%/ UA, sin embargo, las observaciones de los sat�lites Pionero 10 y Pionero 11, y de los Viajero 1 y Viajero 2, en ruta hacia el medio interestelar, revelan gradientes mucho m�s peque�os, del orden de 1 o 2%/ UA. Los modelos han tenido que hacerse mucho m�s elaborados para tomar en cuenta efectos adicionales producidos por irregularidades, asimetr�as causadas por la inversi�n del dipolo solar cada 11 a�os y la presencia de regiones turbulentas en la heli�sfera exterior. Hoy se cree que el 50% de la reducci�n total del flujo interestelar de rayos c�smicos se da m�s all� de 10 o 20 UA, debido, principalmente, a las regiones turbulentas antes mencionadas, y el restante 50% sucede en la heli�sfera interior.

Figura 26. Intensidad de la radiaci�n c�smica (l�nea continua) de 1953 a la fecha detectada en el monitor de cl�max, EUA, junto con el ciclo de manchas solares (l�nea punteada) para el mismo periodo.

Ahora bien, �qu� tan grande es la heli�sfera? Los sat�lites construidos por el hombre han llegado ya a una distancia 50 veces m�s all� de la que separa a la Tierra del Sol y no se ha encontrado a�n la frontera f�sica entre la heli�sfera y el medio interestelar; sin embargo, ciertas se�ales de radio recibidas a bordo del Pionero 10, que pueden ser interpretadas como producto de oscilaciones de esta frontera, indican que �sta podr�a estar a 90 o 100 UA.

Las mediciones continuas hechas desde hace m�s de 40 a�os en la superficie terrestre, m�s la importante contribuci�n hecha por las diversas sondas espaciales, nos han llevado a un conocimiento bastante profundo de c�mo se producen las distintas variaciones en la intensidad de los rayos c�smicos y con ello hemos avanzado tambi�n en el entendimiento de la din�mica misma del viento solar. No obstante, muchas son las preguntas que a�n restan por contestarse, las m�s importantes de ellas relacionadas con la estructura y din�mica de la tercera dimensi�n de la heli�sfera; hasta este momento s�lo se ha llegado hasta los 20 grados de latitud solar y la gran mayor�a de los sat�lites artificiales han estado, o est�n, en �rbitas contenidas en el mismo plano que giran los planetas: en la ecl�ptica. Con el restablecimiento de los lanzamientos del transbordador espacial ser� posible llevar a cabo la Misi�n Polar Solar (Sat�lite Ulises) ⁴⁶

que por primera vez entrar� en una �rbita polar alrededor del Sol. Mucha es la expectaci�n que ha generado entre los cient�ficos el lanzamiento de este sat�lite y muchas son las inc�gnitas que se espera que despeje; esperemos que as� sea.

Hasta aqu� nos hemos referido casi exclusivamente a la radiaci�n c�smica que proviene de fuera de nuestro Sistema Solar o radiaci�n c�smica gal�ctica, pero existen tambi�n part�culas de altas energ�as que son generadas localmente, ya sea en el Sol mismo, o en las magnet�sferas de los planetas o aun en el seno del viento solar mismo. Debido a esta diversidad es que hemos denominado a esta secci�n bajo el nombre gen�rico de rayos c�smicos locales.

Por su relevancia, nos referiremos casi exclusivamente a los de origen solar, denominados rayos c�smicos solares por ser part�culas de altas energ�as originadas directamente en la atm�sfera solar como uno de los m�ltiples productos de una r�faga. Una r�faga, como ya se dijo anteriormente, es una gran explosi�n del gas cromosf�rico, que puede durar desde unos cuantos minutos hasta una hora o a�n m�s; la energ�a emitida en ese lapso de tiempo y en una �rea menor a la quinta parte del disco solar puede ser mayor a toda la radiaci�n solar captada por la Tierra en m�s de 300 a�os. Para darnos una idea m�s aproximada de lo que esto significa diremos que el total de energ�a liberada en una r�faga alcanzar�a para satisfacer las necesidades energ�ticas de toda la Tierra durante un lapso de 10 000 a 100 000 a�os, dependiendo de su magnitud. Las r�fagas ocurren siempre dentro de regiones activas asociadas a grupos de manchas. Aun cuando son inciertas las causas que producen este tipo de fen�menos, es muy seguro que las r�fagas est�n estrechamente relacionadas a los intensos campos magn�ticos de esas regiones. Durante estas explosiones es posible que lleguen a alcanzarse temperaturas de varios cientos de millones de grados, mayores aun que las del n�cleo solar, por lo que ha sido posible detectar a bordo de sat�lites la emisi�n de rayos gamma caracter�sticos de reacciones de fusi�n nuclear. Un posible escenario de lo que ocurre durante una r�faga se muestra en la figura 27; ah� puede apreciarse la diversidad de emisiones de radiaci�n electromagn�tica⁴⁷

y corpuscular que ocurren durante el fen�meno que nos ocupa, y que en condiciones favorables podr�n ser detectadas en la Tierra parcial o totalmente.

Figura 27. Modelo de un r�faga solar. En �l se muestran las diferentes emisiones que pueden ocurrir durante una r�faga, es decir, emisiones de radio, emisiones de rayos X y rayos g, as� como de part�culas energ�ticas.

Los rayos c�smicos solares son, pues, s�lo una parte de las emisiones generadas en las r�fagas; est�n constituidos principalmente de protones y part�culas alfa, aun cuando se han observado tambi�n n�cleos de elementos m�s pesados (hasta el hierro). Las energ�as de estas part�culas van desde unos cuantos eV hasta varios cientos de miles de ellos, y son m�s raras las emisiones que contienen part�culas de mayores energ�as. Tanto su composici�n qu�mica como su espectro energ�tico son distintos a los de la radiaci�n gal�ctica, lo cual los diferencia claramente.

Debido a la presencia del campo geomagn�tico⁴⁸

los rayos c�smicos solares son observados s�lo en raras ocasiones en la superficie de la Tierra; entre 1942, a�o en que se observ� por primera vez, y 1957 se detectaron part�culas solares �nicamente en cuatro ocasiones. El advenimiento de la era espacial hizo posible estudiarlos en forma sistem�tica y descubrir su estrecha relaci�n con otros fen�menos observados en la Tierra en forma simult�nea. Hoy sabemos que, en promedio, s�lo hay una r�faga por a�o capaz de acelerar part�culas hasta energ�as de GeV, mientras que hay decenas de ellas que producen part�culas de varios cientos de MeV; las primeras pueden ser detectadas en los monitores de neutrones colocados a altas latitudes en la Tierra, las segundas no penetran la atm�sfera terrestre, pero s� pueden llegar a las capas altas en las regiones polares donde el umbral geomagn�tico es pr�cticamente cero; ah� contribuyen a la ionizaci�n de las mol�culas presentes, causando serias distorsiones en las radiocomunicaciones terrestres. A estas distorsiones contribuyen tambi�n los rayos X que provienen de la misma fuente, debido a su alto poder ionizante.

Las r�fagas son pues una manifestaci�n de la actividad solar, y son objeto de un profundo estudio no s�lo por su inter�s como fen�meno de liberaci�n de grandes cantidades de energ�a, en las m�s variadas formas, sino tambi�n por los efectos que dejan sentir en la Tierra y que afectan nuestra vida cotidiana.

Por �ltimo, nos referiremos brevemente a otras observaciones de part�culas energ�ticas dentro de la heli�sfera. Cuando un sat�lite pasa por una regi�n "conectada magn�ticamente" con alguna magnet�sfera planetaria es frecuente que se observen incrementos en la intensidad de part�culas detectadas; estos incrementos son de muy corta duraci�n (algunos minutos), y las energ�as que abarcan no van m�s all� de unos cuantos cientos de eV. Tambi�n se han observado con relaci�n al paso de sat�lites a trav�s de ondas de choque o de regiones de gran turbulencia hidromagn�tica (incrementos en los niveles de part�culas detectadas en el rango de 10 eV hasta 100 MeV); estos sucesos tienen una gran variedad de caracter�sticas que revelan distintas posibilidades de aceleraci�n de part�culas en el viento solar y son a�n objeto de un amplio debate entre la comunidad cient�fica. Los mecanismos de aceleraci�n de part�culas ser�n materia de discusi�n en el cap�tulo VIII.