VI. EL SOL Y LOS RAYOS CÓSMICOS

YA HEMOS descrito en los capítulos IV y V y cómo la radiación cósmica que se detecta en la superficie de la Tierra es afectada por la presencia del campo magnético terrestre y de la atmósfera; sin embargo, antes de llegar a los límites del primero, las partículas deben atravesar el medio interplanetario, espacio ocupado por un plasma denominado viento solar.³⁵

Este plasma es generado por la continua expansión de la atmósfera solar, la cual no puede ser retenida por el Sol debido a que las altas temperaturas de las regiones solares más externas hacen que el plasma ejerza una presión 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 sólo escapa del entorno solar sino que además lo hace a velocidades superiores a las del sonido: se trata, por lo tanto, de un flujo supersónico. Por ser este plasma de muy alta conductividad eléctrica, al expandirse "arrastra" consigo al campo magnético solar. El espacio interplanetario no es pues un vacío por el cual las partículas de rayos cósmicos puedan propagarse libremente, el viento solar "empuja" a estas partículas hacia afuera del Sistema Solar, mientras que la presencia del campo magnético las "guía" (véase el capítulo 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 radiación cósmica detectada en cualquier punto se manifiestan en forma de variaciones temporales. Explicar el cómo y porqué de estas variaciones es el propósito fundamental de este capítulo, pero para entender mejor los mecanismos responsables es necesario antes conocer un poco sobre el Sol.

El Sol, con ser la estrella más importante para nosotros, no es más 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" núcleos de elementos pesados a partir de otros más ligeros. Actualmente en el interior solar la síntesis nuclear más importante es la que produce helio a partir de hidrógeno; de hecho, el 92% del Sol es todavía hidrógeno, casi un 8% helio y sólo un 0.1% elementos más pesados. Aun cuando no podemos ver el interior del Sol, existe una teoría generalmente aceptada de cómo está constituido y cuáles son los procesos que transportan la energía generada por las reacciones nucleares en su interior hasta su atmósfera. Algunas otras características del Sol se muestran en la figura 19 y en el cuadro 2.

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

La atmósfera solar, que sí puede ser observada directamente, consta de tres regiones más o menos diferenciadas. La interna es el disco visible del Sol: la fotósfera que, como su nombre lo indica, es una "esfera de luz". Tal vez la característica más sobresaliente del disco solar sean las manchas, regiones oscuras que pueden tener diámetros que van desde unos cuantos miles de kilómetros hasta varios cientos de veces ese tamaño. Las manchas rotan con el Sol y su número es variable, esta variación es cíclica y fue, de hecho, la primera indicación de la existencia del ciclo solar, cuya duración es de aproximadamente 11 años. Más adelante nos referiremos nuevamente a las manchas solares.

CUADRO 2. Parámetros 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 atmósfera solar pueden apreciarse solamente durante un eclipse de Sol o mediante el uso de un dispositivo especial denominado coronógrafo.³⁶

La primera de ellas es la cromósfera, una delgada capa de luz rojiza. Encima de esta región de transición, 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 más allá de la órbita de la Tierra. La estructura de la corona se debe también a la existencia de campos magnéticos en presencia de un plasma a temperaturas altísimas; existen zonas brillantes, algunas en forma de arcos, otras de aspecto más bien filamentoso, pero hay también 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 evolución del ciclo solar de 11 años, al igual que las manchas.

Hasta aquí hemos presentado a grosso modo las principales características del Sol, adentrarnos más en este tema nos llevaría demasiado lejos de nuestro propósito, por lo que referimos al lector interesado al libro Encuentro con una estrella (núm. 36 de esta misma colección), para encontrar más detalles al respecto. A continuación hablaremos solamente de la formación del viento solar y la manera como éste provoca la existencia de un campo magnético interplanetario, ambos determinantes en el camino que siguen los rayos cósmicos para llegar a la Tierra.

Como ya hemos mencionado, en la alta cromósfera y baja corona solares se produce un calentamiento extraordinario de la atmósfera solar, desde unos cuantos miles de grados centígrados hasta más allá de un millón. Las razones por las que esto ocurre son desconocidas hasta hoy. La teoría más aceptada para explicarlo es la que postula la generación de ondas hidromagnéticas debajo de la fotósfera que posteriormente disipan su energía calentando el medio por el cual se propagan. Al alcanzar el gas coronal un millón de grados, además de encontrarse casi totalmente ionizado, es imposible que pueda ser confinado por la fuerza gravitacional y debe, necesariamente, expandirse hacia regiones muy lejanas. Un análisis teórico de esta situación nos dice que la expansión puede darse de dos formas: una estática, en la que la corona se extiende lentamente hasta grandes distancias y otra dinámica, en la que la corona "fluye" continuamente hacia el exterior, como lo hace el vapor de un líquido que hierve en un recipiente parcialmente destapado. Estas dos visiones provocaron una gran controversia científica en los años cincuenta, con S. Chapman encabezando la teoría estática y E. Parker la dinámica. Aun cuando Chapman contaba con mayores adeptos, debido a que una corona estática parecía intuitivamente más plausible, Parker tenía a su favor las observaciones de las colas de los cometas que apuntan siempre en dirección contraria al Sol, independientemente de su posición; este hecho había llevado ya en 1951 a P. Biermann a postular la existencia de un "flujo de partículas provenientes del Sol que arrastran consigo la atmósfera de los cometas".

No fue sino hasta 1959, cuando el primer satélite artificial salió de la magnetósfera terrestre, que se descubrió la existencia del viento solar, lo cual confirmó la teoría de Parker. La continua expansión del Sol se realiza a velocidades increiblemente grandes, mucho mayores que la velocidad del sonido (entre trescientos y setecientos kilómetros por segundo), es por esto que se habla entonces de una expansión supersónica. La presencia del viento solar ha podido ser detectada hasta una distancia de 50 unidades astronómicas (UA)³⁷

por la sonda Pioneno 10, y se estima que pueda llegar hasta unas 100 UA, donde la presión de éste debe equilibrarse con la del medio interestelar. El dominio del Sol llega, pues, mucho más allá de la órbita de Plutón, el más lejano de los planetas que giran a su alrededor.

Una de las características más asombrosas del viento solar es la influencia que ejerce, no obstante ser un gas extraordinariamente tenue: entre 10⁷ y 10⁸ partículas por metro cúbico a la altura de la órbita terrestre, que equivale a menos de una billonésima de la densidad de la atmósfera 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 magnéticos y eléctricos, aquél no solo resulta afectado por la presencia de estos campos, sino que además es capaz de modificarlos. La alteración mayor o menor de un campo eléctrico o magnético por el flujo de un plasma a través de él, depende del grado de ionización en que éste se encuentre: una alta ionización implica una conductividad eléctrica alta y viceversa. El viento solar, por estar formado casi exclusivamente de protones y electrones, tiene una conductividad eléctrica altísima.

El Sol es en buena aproximación un dipolo magnético (véase el capítulo 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 eléctrica "arrastra" consigo a las líneas del campo magnético solar, estirándolas en el medio interplanetario hasta su frontera con el medio interestelar. Es como si el viento solar llevara "congeladas" en sí mismo las líneas del campo coronal.

La existencia del viento solar provoca la presencia de un campo magnético interplanetario (CMI) en toda la cavidad dominada por el Sol. A esta cavidad se le conoce con el nombre de heliósfera. Dentro de la heliósfera existen regiones dominadas por los campos magnéticos planetarios —magnetósferas— (en caso de que el campo planetario sea fuerte), en las que el viento solar no penetra (véase el capítulo IV).

Figura 20. Espiral del campo magnético interplanetario, también llamada espiral de Arquímedes, en el plano ecuatorial solar. Los círculos no continuos indican 1, 5 y 10 UA de distancia heliocétrica.

Si el Sol no girara las líneas del CMI serían rectas y radiales. Sin embargo, la rotación del Sol hace que dichas líneas se curven y formen estructuras espirales denominadas espirales de Arquímedes, similares a las que crean los chorros de agua que salen de una regadera de jardín giratoria. A la altura de la órbita de la Tierra, el ángulo entre estas líneas y la dirección radial es de aproximadamente 45°, a la distancia media de Júpiter (5 UA) las líneas del CMI son ya casi perpendiculares a la dirección radial (Figura 20).

El sentido en que apunta el CMI no es siempre el mismo en las regiones ecuatoriales del medio interplanetario; la inclinación del eje dipolar del Sol provoca que al rotar éste observemos durante parte del tiempo de una rotación al CMI apuntando "hacia afuera", y en el resto apuntando "hacia adentro" del Sol. La presencia de los hoyos coronales hace aún más complicada esta situación, pues el ecuador magnético solar no es una línea 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 aquí hemos descrito tan solo lo que sería el medio interplanetario en tiempos en que el Sol muestra poca actividad, esto es, en tiempos de Sol quieto. Sin embargo, múltiples fenómenos ocurren en el astro rey que alteran, en mayor o menor medida, esta estructura.

La actividad solar es la manifestación de un número de perturbaciones locales que ocurren en la atmósfera del Sol denominadas regiones activas. Estas regiones pueden durar desde unos cuantos días hasta unos tres meses, aunque en algunos casos puedan durar hasta un año. Una región activa ocupa típicamente un área no mayor a una décima del disco solar. Estas regiones activas son las que caracterizan al ciclo solar que, como ya dijimos, tiene una duración aproximada de 11 años. Su frecuencia, tamaño promedio y tiempo de vida se incrementan primero al iniciarse el nuevo ciclo, hasta llegar a un máximo y después decaer para desaparecer, en algunos ciclos, por completo. Las regiones activas del nuevo ciclo pueden tardar en aparecer hasta 30 meses después de que el anterior ha terminado. No existe, hasta la fecha, teoría alguna que logre explicar satisfactoriamente las variaciones del ciclo solar, del cual se tienen registros desde 1610, año del descubrimiento de las manchas solares por Galileo. Dicho sea de paso, hoy se sabe que las manchas, aunque son una de las manifestaciones más 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, también denominada falda de la bailarina por la que toma. Esta hoja separa campos magnéticos interplanetarios, situados por arriba de ella, que tienen una polaridad, de campos localizados debajo de ella con polaridad opuesta.

Todos los fenómenos asociados con el Sol activo, incluyendo la forma de la corona, siguen al ciclo solar de alguna manera. En la emisión electromagnética³⁸

total del Sol se han apreciado también pequeñas variaciones (alrededor de un 0.15%), que no necesariamente están asociadas al ciclo de 11 años.

Las manchas son regiones oscuras y frías que están entre 1 000 y 1 500 grados más frías que la fotósfera. Sus tamaños son variables y pueden tener diámetros desde unos cuantos cientos de kilómetros hasta cientos de miles de ellos, su tiempo de duración está correlacionado con su tamaño y puede ser hasta de un año aproximadamente. En estas zonas se desarrollan campos magnéticos muy intensos que pueden llegar hasta unos 0.3 teslas. Al comienzo de cada ciclo aparecen las primeras manchas a altas latitudes (nunca más allá de 35 o 40 grados de latitud), que posteriormente migran hacia zonas más ecuatoriales a medida que el ciclo solar avanza. Es regla común que las manchas aparezcan en pares de polaridad magnética opuesta (manchas bipolares), aunque estos pares también pueden ser parte de grupos más grandes.

Las fáculas, también denominadas playas (del francés plages), son áreas más brillantes que sus alrededores puesto que, en general, se encuentran varios cientos de grados más calientes. Son un poco más grandes que los gránulos fotosféricos 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 fotósfera misma dentro de la cromósfera, su forma y estructura es muy variable, y están determinadas principalmente por los campos magnéticos locales; algunas de ellas pueden alcanzar hasta un millón de kilómetros de altura sobre la fotósfera. Son regiones más frías y densas que el material circundante, y pueden moverse a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Su duración típica es de varias semanas, después de las cuales pueden desaparecer en forma repentina para reaparecer después, 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 electromagnético (véase el capítulo 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 espículas son enormes lenguas de color rojizo que le dan a la cromósfera el característico 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 kilómetros de grosor, algunas de ellas se levantan hasta 15 000 kilómetros de altura por encima de la fotósfera a velocidades de 20 o 30 km/s.

Las ráfagas son tal vez el fenómeno más impresionante de la actividad del Sol; estas explosiones cromosféricas son acontecimientos catastróficos que pueden hacer sentir sus efectos en la Tierra en forma casi inmediata. Tendremos oportunidad de referirnos de nuevo a las ráfagas al hablar de los rayos cósmicos solares.

No fue sino hasta mediados de la década de los setenta, con lanzamiento del Skylab, cuando fue posible descubrir los hoyos coronales. Como ya se mencionó, son regiones frías de la corona, observables sólo 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 magnético es abierto y, por lo tanto, el material coronal puede fluir libremente hacia el exterior. La radiación emitida por el resto de la corona se debe a que las partículas se encuentran ahí confinadas por los intensos campos magnéticos bipolares de la atmósfera solar. En el máximo de actividad solar los hoyos coronales se encuentran confinados a dos pequeñas regiones en los polos del Sol, pero a medida que la actividad disminuye, éstos crecen hasta alcanzar latitudes ecuatoriales, siendo su área máxima en el mínimo de actividad solar. Además de los hoyos polares, existen también pequeños hoyos de efímera vida que aparecen comúnmente 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 través de los hoyos coronales.

Todos los fenómenos descritos contribuyen, en mayor o menor medida, a perturbar el medio interplanetario, ya sea a través de cambios en la velocidad del plasma, ondas de choque y otros tipos de discontinuidades u ondas hidromagnéticas. Todas las diversas características de la heliósfera afectan, de una manera u otra, a la mayor parte de los rayos cósmicos que llegan al interior del Sistema Solar.

La efectividad de cada uno de los procesos que modulan la llegada de rayos cósmicos depende de la estructura detallada del plasma interplanetario. Así pues, la distribución de tamaños de las irregularidades magnéticas y la distancia media entre ellas son dos factores significativos. Desde luego, la manera como una partícula será dispersada cuando encuentra en su camino una región de líneas torcidas y enrolladas, depende de que su radio de giro sea pequeño o grande, comparado con las dimensiones de la región en cuestión.

La detección de rayos cósmicos en la Tierra o en cualquier punto del Sistema Solar nos provee de una herramienta poderosa para relacionar estas observaciones con fenómenos que ya conocemos, y así hacer deducciones acerca de otros que aún ignoramos. En el capítulo IV vimos cómo fue usado este método para descubrir que los rayos cósmicos son principalmente partículas cargadas positivamente. Ahora entraremos de manera similar a analizar las variaciones en la intensidad de los rayos cósmicos, que se piensa son características globales del Sistema Solar. Estas variaciones tienen su origen en el Sol, pero se han observado algunas de ellas alejadas hasta 40 UA de éste y es muy probable que existan hasta los confines de la heliósfera.

Existiría la posibilidad de que estas variaciones no fueran de origen solar sino que estuvieran presentes antes de la llegada de las partículas al dominio del Sol; si la variación es de origen solar ésta tenderá a ser cíclica en tiempo solar; si por el contrario es un efecto interestelar, esta variación temporal tenderá a ser cíclica en tiempo sideral.³⁹

Análisis efectuados han demostrado que la magnitud de cualquier variación sideral es necesariamente de magnitud mucho menor que cualquier variación de origen solar. Por lo tanto, los efectos que aquí vamos a describir se concentrarán, exclusivamente, en aquellos causados por el astro rey.

Figura 22. Variación diurna de la intensidad de la radiación cósmica detectada en la superficie. La gráfica corresponde a la variación diurna promedio obtenida en México durante el año de 1988.

Por ser las más interesantes e ilustrativas, nos referiremos solamente a tres de las variaciones observadas en la radiación cósmica, a saber:

En la figura 22 se muestra la variación diurna promedio (durante el año 1988) en la intensidad de la radiación cósmica registrada por el monitor de neutrones instalado en Ciudad Universitaria, México, D.F. Puede apreciarse que la gráfica presenta un máximo y un mínimo de intensidad durante las 24 horas; la escala vertical expresa la desviación porcentual de la intensidad con respecto a la media diaria anual. Se observa que el máximo ocurre alrededor de las 15 horas en tiempo local y el mínimo aproximadamente 10 horas antes. Cuando se efectúan las correcciones necesarias para tomar en cuenta los efectos del campo geomagnético sobre las partículas de la radiación cósmica (capítulo IV), se observa que el máximo ocurre alrededor de las 18 horas tiempo local. Para cada estación de rayos cósmicos en la superficie terrestre se puede proceder exactamente de la misma manera, y se observará siempre que el máximo de intensidad se encuentra alrededor de las 18 horas en tiempo local.⁴⁰

Antes de intentar dar una explicación de esta variación diurna es necesario representar de otra manera la gráfica de la intensidad vs. tiempo. Imaginemos un plano circular como la carátula 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 máxima intensidad estará representada entonces por un vector radial de magnitud proporcional a la desviación con respecto al promedio y dirección correspondiente a la hora en que se observó. Si el máximo de intensidad, como ya indicamos, se observa siempre a las 18 horas, tiempo local, quiere decir que de la dirección 90° al este de la línea Sol-Tierra nos llega el mayor flujo de radiación cósmica, y de la dirección opuesta, es decir, 90° al oeste de esa misma línea, el flujo será menor que de cualquier otra dirección.

Estas observaciones implican la existencia de un flujo distinto dependiendo de la dirección en que apunte nuestro detector, hablaremos entonces de un flujo anisotrópico. Sin embargo, debemos tener cuidado antes de extraer conclusiones: nuestras mediciones se hacen desde la Tierra, que se mueve muy lentamente en comparación con la rotación del Sol. El CMI corrota con el Sol casi como si fuese un cuerpo rígido. Así pues, este movimiento imparte al "gas" de rayos cósmicos una velocidad de unos cuantos kilómetros por segundo, provocando la anisotropía que se señaló más arriba. Cálculos basados en este modelo predicen de manera adecuada las observaciones, tanto de los tiempos de máxima y mínima intensidad, como de las amplitudes y forma de la variación.

El efecto Forbush⁴¹

es con seguridad la variación temporal más espectacular que se conoce en la radiación cósmica. En el lapso de unas cuantas horas la intensidad registrada en una estación particular puede verse reducida hasta en un 10%, y en algunos casos 20 o 30%; después de llegar a un mínimo la intensidad empieza a recuperarse lentamente, lo cual puede durar desde unos días hasta semanas. En contraste con la variación diurna, es un fenómeno en tiempo universal, esto significa que su presencia se siente en forma casi simultánea en todo el mundo, aun cuando en algunos casos, anisotropías espaciales en el viento solar puedan producir anisotropías temporales en la Tierra.

Decrecimientos de este tipo suelen ocurrir en asociación con otros fenómenos, como las tormentas magnéticas,⁴²

aún cuando no existe una correspondencia de uno a uno. En vista de esta aparente correlación, al principio se pensó que los decrecimientos Forbush estaban asociados a fenómenos puramente terrestres, como variaciones temporales del campo geomagnético; sin embargo, el hecho de que fueran observados también en estaciones polares, donde el umbral geomagnético es prácticamente cero, llevó a pensar que se trataba de un fenómeno de dimensiones mucho mayores. En efecto, cuando fue posible hacer mediciones con satélites, fuera de la magnetósfera, se confirmó la presencia de estos decrecimientos más allá del ámbito 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 rápidos pero con recuperaciones que pueden durar meses. Decrecimientos Forbush observados en la Tierra y en el satélite Pionero 10 se muestran en la figura 24.

No existe aún una explicación universalmente aceptada para los decrecimientos Forbush: pueden estar asociados a la eyección de plasma coronal de grandes velocidades como consecuencia de una ráfaga solar, de la desaparición de un filamento, o de algún proceso aún desconocido en la evolución de los hoyos coronales de baja latitud. Un plasma rápido, mucho más que el viento solar normal, provoca la formación de una onda de choque⁴³

(Figura 25), la cual actúa como una "barredora" magnética, impidiendo parcialmente el paso de la radiación cósmica hacia la región que queda tras ella; a medida que esta onda de choque se aleja del punto de observación, menor será su influencia sobre las partículas que ahí llegan.

La variación de 11 años. El viento solar sopla sin cesar, pero las condiciones magnéticas que prevalecen en la heliósfera son distintas a medida que el ciclo solar avanza; según el nivel de actividad del Sol, las irregularidades presentes en el medio interplanetario aumentarán o disminuirán haciendo que el "clima heliosférico" cambie y provoque el cambio de "estaciones" ⁴⁴

a lo largo del ciclo solar de 11 años. En la figura 26 se muestran los tres últimos ciclos solares representados por el número de manchas, junto con la intensidad de la radiación cósmica registrada en la Tierra. Claramente se aprecia cómo, al aumentar el número de manchas, la intensidad de la radiación decrece y viceversa; la reducción total en el nivel de la radiación es de alrededor de 20%, con algunas diferencias de ciclo a ciclo. Como es de suponerse, las partículas de más baja rigidez⁴⁵

serán las que más difícilmente se internarán en el medio interplanetario y, por tanto, la variación secular, como también se le llama, será 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. Representación esquemática de una onda de choque la cual puede producir una disminución temporal en la intensidad de la radiación temporal en la intensidad de la radiación cósmica.

El mecanismo que provoca esta variación secular resulta del distinto equilibrio que se establece entre la convección que genera el viento solar al desplazarse constantemente hacia afuera y la lenta pero segura difusión de las partículas hacia adentro. Esto tiene dos importantes consecuencias: la primera de ellas es que aun en tiempos de mínima actividad el espectro de rayos cósmicos que se observa en la Tierra no es el que llega a las inmediaciones de la heliósfera, lo cual debe tomarse en cuenta al hacer extrapolaciones de nuestras observaciones hacia otros puntos de la galaxia donde probablemente tengan su origen estas partículas de altísimas energías. La segunda consecuencia del equilibrio convección-difusión es que el flujo de rayos cósmicos será progresivamente reducido a medida que éstos se acerquen al Sol o, en forma equivalente, a medida que nos moviésemos más lejos del Sol la cantidad de rayos cósmicos observada debería ser mayor. Los primeros modelos elaborados predecían cambios de intensidad de hasta un 10%/ UA, sin embargo, las observaciones de los satélites Pionero 10 y Pionero 11, y de los Viajero 1 y Viajero 2, en ruta hacia el medio interestelar, revelan gradientes mucho más pequeños, del orden de 1 o 2%/ UA. Los modelos han tenido que hacerse mucho más elaborados para tomar en cuenta efectos adicionales producidos por irregularidades, asimetrías causadas por la inversión del dipolo solar cada 11 años y la presencia de regiones turbulentas en la heliósfera exterior. Hoy se cree que el 50% de la reducción total del flujo interestelar de rayos cósmicos se da más allá de 10 o 20 UA, debido, principalmente, a las regiones turbulentas antes mencionadas, y el restante 50% sucede en la heliósfera interior.

Figura 26. Intensidad de la radiación cósmica (línea continua) de 1953 a la fecha detectada en el monitor de clímax, EUA, junto con el ciclo de manchas solares (línea punteada) para el mismo periodo.

Ahora bien, ¿qué tan grande es la heliósfera? Los satélites construidos por el hombre han llegado ya a una distancia 50 veces más allá de la que separa a la Tierra del Sol y no se ha encontrado aún la frontera física entre la heliósfera y el medio interestelar; sin embargo, ciertas señales de radio recibidas a bordo del Pionero 10, que pueden ser interpretadas como producto de oscilaciones de esta frontera, indican que ésta podría estar a 90 o 100 UA.

Las mediciones continuas hechas desde hace más de 40 años en la superficie terrestre, más la importante contribución hecha por las diversas sondas espaciales, nos han llevado a un conocimiento bastante profundo de cómo se producen las distintas variaciones en la intensidad de los rayos cósmicos y con ello hemos avanzado también en el entendimiento de la dinámica misma del viento solar. No obstante, muchas son las preguntas que aún restan por contestarse, las más importantes de ellas relacionadas con la estructura y dinámica de la tercera dimensión de la heliósfera; hasta este momento sólo se ha llegado hasta los 20 grados de latitud solar y la gran mayoría de los satélites artificiales han estado, o están, en órbitas contenidas en el mismo plano que giran los planetas: en la eclíptica. Con el restablecimiento de los lanzamientos del transbordador espacial será posible llevar a cabo la Misión Polar Solar (Satélite Ulises) ⁴⁶

que por primera vez entrará en una órbita polar alrededor del Sol. Mucha es la expectación que ha generado entre los científicos el lanzamiento de este satélite y muchas son las incógnitas que se espera que despeje; esperemos que así sea.

Hasta aquí nos hemos referido casi exclusivamente a la radiación cósmica que proviene de fuera de nuestro Sistema Solar o radiación cósmica galáctica, pero existen también partículas de altas energías que son generadas localmente, ya sea en el Sol mismo, o en las magnetósferas de los planetas o aun en el seno del viento solar mismo. Debido a esta diversidad es que hemos denominado a esta sección bajo el nombre genérico de rayos cósmicos locales.

Por su relevancia, nos referiremos casi exclusivamente a los de origen solar, denominados rayos cósmicos solares por ser partículas de altas energías originadas directamente en la atmósfera solar como uno de los múltiples productos de una ráfaga. Una ráfaga, como ya se dijo anteriormente, es una gran explosión del gas cromosférico, que puede durar desde unos cuantos minutos hasta una hora o aún más; la energía emitida en ese lapso de tiempo y en una área menor a la quinta parte del disco solar puede ser mayor a toda la radiación solar captada por la Tierra en más de 300 años. Para darnos una idea más aproximada de lo que esto significa diremos que el total de energía liberada en una ráfaga alcanzaría para satisfacer las necesidades energéticas de toda la Tierra durante un lapso de 10 000 a 100 000 años, dependiendo de su magnitud. Las ráfagas ocurren siempre dentro de regiones activas asociadas a grupos de manchas. Aun cuando son inciertas las causas que producen este tipo de fenómenos, es muy seguro que las ráfagas están estrechamente relacionadas a los intensos campos magnéticos 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 núcleo solar, por lo que ha sido posible detectar a bordo de satélites la emisión de rayos gamma característicos de reacciones de fusión nuclear. Un posible escenario de lo que ocurre durante una ráfaga se muestra en la figura 27; ahí puede apreciarse la diversidad de emisiones de radiación electromagnética⁴⁷

y corpuscular que ocurren durante el fenómeno que nos ocupa, y que en condiciones favorables podrán ser detectadas en la Tierra parcial o totalmente.

Figura 27. Modelo de un ráfaga solar. En él se muestran las diferentes emisiones que pueden ocurrir durante una ráfaga, es decir, emisiones de radio, emisiones de rayos X y rayos g, así como de partículas energéticas.

Los rayos cósmicos solares son, pues, sólo una parte de las emisiones generadas en las ráfagas; están constituidos principalmente de protones y partículas alfa, aun cuando se han observado también núcleos de elementos más pesados (hasta el hierro). Las energías de estas partículas van desde unos cuantos eV hasta varios cientos de miles de ellos, y son más raras las emisiones que contienen partículas de mayores energías. Tanto su composición química como su espectro energético son distintos a los de la radiación galáctica, lo cual los diferencia claramente.

Debido a la presencia del campo geomagnético⁴⁸

los rayos cósmicos solares son observados sólo en raras ocasiones en la superficie de la Tierra; entre 1942, año en que se observó por primera vez, y 1957 se detectaron partículas solares únicamente en cuatro ocasiones. El advenimiento de la era espacial hizo posible estudiarlos en forma sistemática y descubrir su estrecha relación con otros fenómenos observados en la Tierra en forma simultánea. Hoy sabemos que, en promedio, sólo hay una ráfaga por año capaz de acelerar partículas hasta energías de GeV, mientras que hay decenas de ellas que producen partículas 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 atmósfera terrestre, pero sí pueden llegar a las capas altas en las regiones polares donde el umbral geomagnético es prácticamente cero; ahí contribuyen a la ionización de las moléculas presentes, causando serias distorsiones en las radiocomunicaciones terrestres. A estas distorsiones contribuyen también los rayos X que provienen de la misma fuente, debido a su alto poder ionizante.

Las ráfagas son pues una manifestación de la actividad solar, y son objeto de un profundo estudio no sólo por su interés como fenómeno de liberación de grandes cantidades de energía, en las más variadas formas, sino también por los efectos que dejan sentir en la Tierra y que afectan nuestra vida cotidiana.

Por último, nos referiremos brevemente a otras observaciones de partículas energéticas dentro de la heliósfera. Cuando un satélite pasa por una región "conectada magnéticamente" con alguna magnetósfera planetaria es frecuente que se observen incrementos en la intensidad de partículas detectadas; estos incrementos son de muy corta duración (algunos minutos), y las energías que abarcan no van más allá de unos cuantos cientos de eV. También se han observado con relación al paso de satélites a través de ondas de choque o de regiones de gran turbulencia hidromagnética (incrementos en los niveles de partículas detectadas en el rango de 10 eV hasta 100 MeV); estos sucesos tienen una gran variedad de características que revelan distintas posibilidades de aceleración de partículas en el viento solar y son aún objeto de un amplio debate entre la comunidad científica. Los mecanismos de aceleración de partículas serán materia de discusión en el capítulo VIII.