Infine, la componente ionizzata H II (atomo cm−3) è calcolata secondo un
modello di simmetria cilindrica (Cordes et al. 1991 [59]):
nH II(R, z) = 0.025 exp −1 kpc −|z| R 20 kpc 2 0.2 exp− |z| 0.15 kpc − R 2 kpc −2 2 . (3.37)
Infine, il rapporto He/H nel gas interestellare scelto è pari a 0.11.
3.3 Il vento solare e la sua influenza sul flusso locale dei Raggi Co- smici
Crs carichi che arrivano ai confini del Sistema Solare, devono superare il cam- po magnetico congelato e trasportato dal vento solare. Minore è la rigidità della particella cosmica, minore sarà la probabilità che quest’ultima riesca a penetrare attraverso l’eliosfera, per poi arrivare a Terra ed essere osservata.
Lo studio delle proprietà del vento solare e dell’eliosfera è oggetto di ricerca in fisica spaziale e fisica dei plasmi. Sperimentalmente esso è condotto attraverso missioni spaziali a bordo di spacecraft, alcuni dei quali hanno già esplorato non solo l’ambiente eliosferico nei pressi della Terra, ma anche una grande frazione del sistema solare. Qui noi ci limiteremo soltanto ad affrontare il problema dell’influenza della modulazione solare sui flussi di Crs, e di come questi ultimi debbano essere corretti per tenere conto dell’interazione con il vento solare.
Il vento solare è un flusso di materia uscente dalla superficie del Sole. La sua esistenza fu inizialmente predetta da Parker nel 1958 [133], successivamente confer- mata dal punto di vista sperimentale. Esso trova origine nella corona della stella, caratterizzata da una temperatura di circa 106 K, ovvero un fattore 100 più gran-
de di quella registrata nella fotosfera del Sole. Il campo magnetico, congelato nel mezzo completamente ionizzato, è poi trasportato verso l’esterno dal vento solare stesso. La rotazione del Sole, in aggiunta all’espansione della materia stellare, porta alla creazione di una spirale di Archimede, che costituisce la struttura del campo magnetico su larga scala. A questa fu poi dato il nome di spirale di Parker. Le componenti, radiale e azimutale del campo magnetico, sono
Br= B⊙R⊙2 1 r2, Bφ= B⊙R⊙ sin θ r , (3.38) dove B⊙ è il campo magnetico sulla superficie del Sole, R⊙ è il suo raggio e θ è
l’angolo zenitale misurato a partire dal centro del Sole. A distanze sufficientemente grandi da quest’ultimo, la componente radiale svanisce e la componente azimutale, che può essere approssimata come circolare, inizia a dominare. Il vento solare trasporta via con sè il campo magnetico tipico delle regioni coronali. Nelle vicinanze della Terra, si osservano particelle del vento solare, principalmente protoni, con velocità dell’ordine di ∼ 300 ÷ 600 km s−1, che corrisponde ad una energia cinetica
48 Modelli di propagazione e metodi numerici. di energia è circa 2.5 keV cm−3. L’intensità di campo magnetico è circa 5 × 10−5 G,
corrispondente ad una densità di energia 40 volte più bassa di quella delle particelle del vento solare [153].
La modulazione dei Crsgalattici nel sistema solare fu per la prima volta osser- vata attraverso l’anticorrelazione tra i conteggi registrati nei neutron monitor ed il numero di macchie solari. Queste riflettono il numero delle regioni attive sul Sole e, in corrispondenza, l’epoca dell’attività solare. Esse inoltre hanno, all’incirca, un ciclo durevole undici anni, metà del ciclo magnetico del Sole. I neutron monitor sono rivelatori disposti a Terra, finalizzati alla misura della quantità totale di Crs che raggiunge il livello di osservazione. Il massimo dei conteggi corrisponde al mi- nimo dell’attività solare e viceversa, con un ritardo di circa uno o due anni. Notare che cicli solari consecutivi sono molto differenti in intensità del flusso di Crse nella forma della sua dipendenza temporale. Lo stesso vale per il grado di attività solare: i massimi ed i minimi dei due cicli solari potrebbero essere molto differenti. Sebbene gli esperimenti tentino di misurare i flussi di Crsalla stessa epoca di attività solare, occorre sempre correggere il flusso misurato all’esatto valore dell’attività solare.
Gleeson & Axford 1968 [90] modellizzarono la modulazione solare tenendo conto della diffusione dei Crsattraverso il campo magnetico eliosferico, la convezione per moti verso l’esterno del vento solare, e la conseguente decelerazione adiabatica dei Crs in questo flusso. I primi due processi portano ad una decrescita, dipendente dall’energia, del flusso di particelle. Il terzo porta invece ad una diminuzione del- l’energia delle particelle che penetrano nell’eliosfera. Nell’approssimazione di force-
field, l’effetto della modulazione solare può essere descritta mediante un singolo
parametro Φ, che dipende dalla velocità del vento solare vwind e dal coefficiente di
diffusione D(R) = D0β(R/R0)δ. Il parametro di modulazione è dato dall’integrale
Φ = E + m E Ek 3 Z rhs rearth vwind D dr (3.39)
dove E ed Eksono, rispettivamente, l’energia totale e cinetica della particella cosmi-
ca e m è la sua massa. L’integrale è valutato da rearth, raggio eliosferico della Terra
(1 AU), fino a rhs, bordo dell’eliosfera, che i dati attuali indicano non più vicino di
80 AU. Il flusso modulato J(Ek, Z, A) di Crsper una data specie nucleare, rispetto
allo Spettro Locale Interstellare (Lis) JLis(Ek, Z, A), diventa pertanto
J(Ek, Z, A) =
(Ek+ m)2− m2
(Ek+ m +|Ze|A Φ)2− m2
× JLis(Ek+ |Ze|
A Φ, Z, A), (3.40)
con Φ il cosiddetto potenziale di modulazione. Quest’ultimo ha le dimensioni della rigidità ed è dell’ordine di 500 MV, ma in realtà cambia con l’attività solare, con un periodo di undici anni.
Occorre precisare che il potenziale Φ non è una quantità osservata direttamente, ma è stimata sulla base dello spettro misurato dei Crs primari alle basse energie. Pertanto una tale stima dipende dal modello adottato per la propagazione dei Crs all’interno del mezzo galattico. Per ognuno di questi modelli, esso dovrebbe essere ricavato mediante la riproduzione degli spettri di Crsalle basse energie. Un’analisi di questo tipo risulta molto fruttuosa quando, alla stessa energia per nucleone, sono osservate particelle cosmiche di differente rigidità. Un esempio è il caso in cui il