En el presente proyecto analizaremos algunas de las preguntas sin resolver en la modulación solar de los rayos cósmicos y que son de actualidad en nuestra comunidad. Para ello emplearemos un modelo de simulación de la ecuación de transporte de la radiación cósmica en la heliósfera y compararemos nuestros resultados con las observaciones de disttintas naves espaciales y de estudios previos. Para este estudio contamos con: 1) Un modelo numérico que resuelve dicha ecuación ya sea en el régimen estacionario o en el temporal y en una o dos dimensiones espaciales (distancia radial al sol y latitud heliográfica). 2) Los datos a bordo del IMP8 a la altura de la órbita de la Tierra, Pionero 10 (datos del período 1980 y 1990, y cubriendo desde 1 UA hasta aproximadamente 50 UA), los Viajeros 1 y 2 (desde 1977 y desde 1 UA hasta más de 90 UA) y el experimento BESS en el 2000 (a 1 UA). Tenemos datos de varias especies (H, He, y electrones) y cubren un intervalo de energía desde 2 MeV hasta varios GeV. Nos proponemos dar respuesta a las siguientes interrogantes: a) ¿Cómo explicar el corrimiento en el espectro de rayos cósmicos anómalos durante sucesivos ciclos de actividad solar? b) ¿Cuál es el mecanismo de aceleración de los rayos cósmicos anómalos y dónde tiene lugar? c) ¿Qué distingue a la modulación de los electrones? ¿De qué origen son los observados en la heliofunda? d) ¿Cuáles mecanismos físicos están jugando un papel fundamental en la modulación de los rayos cósmicos galácticos en el máximo de actividad solar? ¿Cómo explicar los gradientes radiales de intensidad observados en los últimos tres máximos solares?

El proyecto contribuirá a una mejor comprensión de la modulación solar de los rayos cósmicos en la heliósfera distante (cerca del choque terminal del viento solar) y en la helifunda puesto que se enfocará a dar solución a algunas de las problemáticas no resueltas de esta área del conocimiento, y que son: 1) Entender el por qué del corrimiento en el pico del espectro de rayos cósmicos anómalos durante sucesivos ciclos de actividad solar. Para ello encontraremos la solución a la ecuación de transporte para los rayos cósmicos anómalos en la región de aceleración, teniendo en cuenta la asimetría de la inyección de partículas en el choque terminal. Aunque en estudios anteriores hemos estudiado este aspecto de la modulación (Caballero-Lopez y col., 2008), nuestros resultados no han sido definitorios, no existiendo actualmente una explicación satisfactoria a este fenómeno. 2) Comprender la forma del espectro de rayos cósmicos anómalos en el choque y su evolución en la heliofunda. Esto lo llevaremos a cabo a través del estudio de la contribución de la aceleración estocástica o de segundo orden en dicha región. En estos momentos existen tres posibles escenarios que pudieran explicar el espectro, pero ninguno de manera satisfactoria (ver Florinski y Zank, 2006; Moraal y col., 2006; Schwadron y McComas, 2006). Nuestro modelo permite incluir dicha aceleración y estudiar el comportamiento de las partículas en un medio turbulento como lo es la heliofunda. 3) Dar una explicación a las observaciones de la componente electrónica de la radiación cósmica. Este es un punto de gran importancia debido al interés por entender las observaciones más recientes de los Viajeros 1 y 2. Utilizaremos nuestro modelo de simulación para analizar dicha componente. En la actualidad no existe niguna explicación al comportamiento de los electrones en la heliósfera (a excepción de los electrones jovianos). 4) Explicar cuáles fenómens físicos son relevantes para la modulación solar de los rayos cósmicos en el máximo de actividad solar. Particularmente, explicar los gradientes radiales de intensidad usando un modelo realista de modulación solar. Referencias Caballero-Lopez, R. A., H. Moraal, F. B. McDonald, 30 ICRC Proc., 1, 847, 2008. Florinski, V., and G. P. Zank, Gephys. Res. Lett., 33, L15110, 2006. Moraal, H., R. A. Caballero-Lopez, K. G. McCracken, F. B. McDonald, R. A. Mewaldt, V. Ptuskin, and M. E. Wiedenbeck, AIP Conf. Proc., 858, 219, 2006. Schwadron, N. A., and D. J. McComas, AIP Conf. Proc., 858, 165, 2006.