Rayo cósmico anómalo

Los rayos cósmicos anómalos ( RCA ), o el componente anómalo de los rayos cósmicos , son iones energéticos de origen interestelar que se observan dentro de la heliosfera . Los átomos neutros interestelares se desplazan hacia el interior, se ionizan por fotones ultravioleta solares, impacto de electrones o intercambio de carga, son capturados por el viento solar y luego se aceleran —principalmente cerca del choque de terminación del viento solar y a lo largo de la heliofunda— mediante aceleración difusiva por choque y procesos relacionados. ^{[ 1 ] [ 2 ]}

Los ACR fueron descubiertos por primera vez como "un aumento inusual en el extremo de baja energía del espectro de helio a 1 ua durante los períodos de calma solar de mayo a julio de 1972, que no puede explicarse mediante la teoría convencional de modulación solar", por Garcia-Munoz, Mason y Simpson . ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Las partículas fueron denominadas "anómalas" porque su presencia y características no se ajustaban a la comprensión existente de los rayos cósmicos en ese momento. El aumento fue particularmente notable, ya que "la intensidad de los rayos cósmicos galácticos (RCG) no disminuyó con la disminución de la energía, como se esperaba según nuestra comprensión de que los RCG de baja energía no podían alcanzar 1 UA debido a su interacción con el viento solar ". ^{[ 5 ]} Giacalone et al. (2022) argumentan que "rayos cósmicos anómalos" es un nombre confuso y poco descriptivo, y proponen usar "partículas energéticas heliosféricas" en su lugar. ^{[ 5 ]}

Poco después del descubrimiento, en 1974, Fisk, Kozlovsky y Ramaty propusieron la explicación teórica del origen de los ACR. Sugirieron que "estas partículas se originan en última instancia a partir de átomos neutros interestelares que se desplazan hacia la heliosfera", los cuales se ionizan y aceleran hasta alcanzar energías de rayos cósmicos. ^{[ 3 ] [ 6 ]}

En el modelo estándar, los iones capturados creados a partir de neutros interestelares se aceleran en el choque de terminación ; los modelos numéricos y los cálculos de transporte reproducen propiedades clave de los ACR bajo esta suposición. ^{[ 1 ]} Las mediciones de Voyager y la modelización global indican que la aceleración y el transporte continúan en la heliofunda ; los análisis han propuesto un "reservorio" de heliofunda para los ACR. ^{[ 7 ] [ 8 ]} Trabajos recientes también discuten la preaceleración de iones capturados en la heliosfera interna. ^{[ 1 ] [ 5 ]}

La teoría de la modulación solar explica cómo cambia la intensidad de los rayos cósmicos a medida que viajan a través de la heliosfera, influenciada por el viento solar y el campo magnético. ^{[ 9 ]} La modulación solar es un cambio cuasiperiódico en la intensidad de los rayos cósmicos causado por ciclos de actividad solar de 11 y 22 años. ^{[ 10 ] [ 11 ]} Los ACR también son modulados por el Sol; el mecanismo de transporte y modulación es complejo, como lo describen Rankin et al.: ^{[ 12 ]}

El transporte de rayos cósmicos a través de la heliosfera es muy complejo e implica una interacción de muchos fenómenos físicos diferentes, incluidos (i) el viento solar que se expande hacia afuera y que contribuye a las pérdidas de energía adiabáticas y a la convección, (ii) las irregularidades en el campo magnético que conducen a la difusión, y (iii) el campo magnético heliosférico a gran escala que es responsable de las derivas de gradiente y curvatura.

La aceleración de los ACR se puede aproximar utilizando la ecuación de transporte de Parker . ^{[ 12 ]}

En 2002, Schwadron et al. propusieron la existencia de una fuente externa de ACR: " átomos pulverizados (posteriormente ionizados y recogidos por el viento solar) de pequeños granos generados por colisiones de objetos en el Cinturón de Edgeworth-Kuiper ". ^{[ 13 ]}

Los ACR están dominados por las especies más abundantes del gas neutro en el medio interestelar local. Las mediciones muestran contribuciones mejoradas de hidrógeno, helio, nitrógeno, oxígeno, neón y argón, ^{[ 2 ] [ 12 ]} con energías de ~5 a ~50 MeV/nucleón. ^{[ 12 ]} Se observó una "sobreabundancia inusual" en el rango de MeV/n para He, N, O y Fe. ^{[ 5 ]} Estas partículas comienzan como átomos neutros en el espacio interestelar y son transportadas a la heliosfera por el flujo entrante del viento interestelar. Algunas partículas se ionizan cerca del Sol, ganan energía del campo eléctrico del viento solar y son llevadas hacia afuera con el flujo del viento solar de ~1 keV. Una pequeña fracción de estos iones capturados experimenta una aceleración a energías de decenas a cientos de MeV en un año, "produciendo mejoras "anómalas" en el extremo de baja energía de los espectros de rayos cósmicos". ^{[ 12 ]}

Las intensidades y los espectros de los rayos cósmicos activos (ACR) varían con las condiciones heliosféricas y el ciclo solar. Los modelos y las observaciones de oxígeno y helio muestran gradientes y cambios espectrales dependientes del ciclo solar, incluidas diferencias entre mínimos solares consecutivos. ^{[ 7 ] [ 14 ]}

Las simulaciones acopladas de MHD-partículas que incluyen un componente de presión de ACR encuentran que los ACR pueden modificar las estructuras de viento solar a gran escala en la heliosfera exterior, suavizando los frentes de choque y reduciendo las velocidades de choque. ^{[ 15 ]}

Las ACR se midieron utilizando múltiples naves espaciales. En 1990, Cummings et al. utilizaron datos recopilados por Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 y la Plataforma de Monitoreo Interplanetario -8 (IMP-8) para derivar gradientes de oxígeno y helio. ^{[ 12 ]} Las ACR también fueron medidas por WIND , ^{[ 3 ]} Advanced Composition Explorer , ^{[ 16 ] [ 17 ]} Helios , ^{[ 18 ]} Ulysses , ^{[ 19 ]} SOHO , ^{[ 20 ]} y otras naves espaciales.

Recientemente, la sonda solar Parker midió rayos cósmicos atmosféricos (ACR) a una distancia de 1 ua a 0,05 ua del Sol. ^{[ 12 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]} El orbitador solar midió ACR de 1 a 0,3 ua. ^{[ 24 ]}

Voyager 1 y Voyager 2 observaron el choque de terminación a 94,0 UA (2004) y 83,7 UA (2007). ^{[ 25 ] [ 26 ]} En 2012, Voyager 1 cruzó la heliopausa a 121,6 ua; en 2018, Voyager 2 la cruzó a ~119 ua. ^{[ 25 ]} Las Voyager detectan rayos cósmicos utilizando su Subsistema de Rayos Cósmicos , bajo Edward C. Stone y Alan C. Cummings .

La Voyager 1 cruzó el choque de terminación en 2004 sin detectar el pico de la fuente ACR local previsto, propuesto por casi todos los modelos; esto se denominó la paradoja de la Voyager . ^{[ 27 ]} Una resolución propuesta por McComas (2006) invoca un choque de terminación romo y asimétrico, con una aceleración más eficiente a lo largo de los flancos que cerca de la punta, lo que concuerda con las observaciones y modelos posteriores de múltiples naves espaciales. ^{[ 5 ] [ 12 ] [ 27 ]}

Se propusieron varios modelos alternativos: ^{[ 25 ]} "turbulencia compresiva en la heliofunda", ^{[ 28 ]} " reconexión magnética cerca de la heliopausa", ^{[ 29 ]} "procesos de Fermi de segundo orden", ^{[ 7 ]} y "la combinación de aceleración de choque e islas magnéticas". ^{[ 30 ]}

Según McComas et al. (2019), el choque de terminación romo es "una extensión simple y natural del mecanismo de aceleración ACR previamente aceptado", ^{[ 25 ]} respaldado por observaciones: ^{[ 12 ] [ 25 ]}

(1) Las variaciones de ACR en respuesta a eventos transitorios permitieron estimaciones razonables de la ubicación de TS antes del cruce de Voyager 1; (2) Los parámetros de la heliofunda interna aplicados a modelos simples de aceleración de choque producen tiempos de aceleración consistentes que se aproximan a 1 año; (3) Antes del cruce de TS de cada nave espacial, se observó que los ACR de baja energía fluían preferentemente desde el lado más cercano de TS ^{[ 25 ]}

Utilizando la teoría del choque de terminación roma, McComas y Schwadron (2006) predijeron "el despliegue progresivo del espectro ACR a medida que cada una de las Voyager se alejaba más allá del choque de terminación hacia la heliofunda circundante", lo cual ocurrió como se predijo. ^{[ 25 ]}

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  Mediciones de rayos cósmicos realizadas por la Voyager 1 entre 2011 y 2012, período en el que se cree que abandonó la heliosfera.
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  Recuento de rayos cósmicos observado por la Voyager 2 al abandonar la heliosfera el 5 de noviembre de 2018.
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  Comparación de las tasas dominadas por ACR y GCR para Voyager 2 (arriba). Los dos paneles inferiores comparan las tasas de ACR y GCR por separado con intervalos de expansión y enfriamiento (verde) y compresión y calentamiento (rojo) en Voyager 2 ^{[ 25 ].}

• Klecker, B. (1999). "Rayos cósmicos anómalos: nuestra comprensión actual y preguntas abiertas" . Advances in Space Research . 23 (3): 521. Bibcode : 1999AdSpR..23..521K . doi : 10.1016/S0273-1177(99)80006-4 .

• Cosmocopia de la NASA