VI. LOS PLASMAS EN EL UNIVERSO
HACE algunos años Hannes Alfvén acuñó el término universo de plasma para designar al mismo Universo que ya conocemos, pero haciendo énfasis en el hecho de que el 99% de la materia que lo constituye se halla en estado de plasma. Hay plasmas en todas partes y no hay una sola región del espacio que pudiéramos considerar vacía. Es más, los plasmas espaciales están siempre magnetizados ya que hay campos magnéticos a todo lo largo y ancho del Universo. El campo magnético es prácticamente ubicuo.
Pero los campos magnéticos no simplemente están ahí, sino que desempeñan un papel preponderante en la evolución, la estructura y la dinámica del Universo. Es muy probable que sin estos campos los planetas no se hubieran formado, algunas estrellas tampoco se habrían llegado a condensar y las protogalaxias posiblemente nunca se hubieran desarrollado a partir del tenue gas original sin un campo magnético. El significado de la presencia del campo magnético en el Sistema Solar; en el espacio interestelar y más allá de las galaxias está siendo reconocido y ahora resulta difícil no aceptar la existencia de un campo magnético primigenio que llena el espacio intergaláctico y que ha ayudado a dar forma a las galaxias y a todos los cuerpos estelares en todas las escalas. Sin campo magnético no habría historia que escribir ni nadie que la escribiera.
Los rápidos avances de la radioastronomía a partir de 1945, y los posteriores desarrollos de la astronomía de luz ultravioleta y rayos X y g debidos a la tecnología espacial, han dado un gran impulso al estudio de los campos magnéticos cósmicos. Parte de la radiación en estas longitudes de onda y que proviene de cuerpos y ambientes celestes que recibimos en la Tierra es producida simplemente porque el plasma es caliente; pero otra parte se debe a procesos que de una u otra forma incluyen la presencia del campo magnético. El estudio de estas emisiones, apoyado en modelos teóricos y en nuestras experiencias con los plasmas en el laboratorio y en nuestro espacio cercano, nos proporciona mucha información sobre los plasmas y campos magnéticos astrofísicos que se encuentran tan distantes.
La ubicuidad del campo magnético y el hecho de que la materia del Universo está principalmente en estado de plasma se conocen ya desde hace tiempo. Sin embargo, el que la materia esté ionizada y sea altamente conductora de corrientes eléctricas y sumamente sensible a los campos electromagnéticos no se ha tomado mucho en cuenta en los modelos fisicomatemáticos del Universo. La principal razón es que las fuerzas electromagnéticas complican enormemente las ecuaciones de trabajo, además de que, en general, son muy difíciles de conocer. Pero por otra parte también ha existido el prejuicio de que las correcciones introducidas a las imágenes generales serían muy pequeñas de todas maneras. Ahora sabemos que esto no es así.
El tremendo poder de las computadoras actuales ha hecho posible llevar a cabo cálculos tridimensionales completos, tomando en consideración tanto las fuerzas electromagnéticas como las gravitacionales en los plasmas que llenan el espacio y en aquellos que constituyen los cuerpos estelares. Estas simulaciones han mostrado que un universo lleno de plasma que interactúa tanto gravitacional como electromagnéticamente se comporta de manera muy distinta a la de un universo de cuerpos celestes separados por un vacío e interactuando sólo en forma gravitacional. La principal diferencia está en que las fuerzas electromagnéticas son 39 órdenes de magnitud más intensas que las fuerzas gravitacionales, como se aprecia al comparar la atracción gravitacional entre dos electrones con su repulsión eléctrica. Aun en las estrellas, donde grandes cantidades de masa se reducen en espacios relativamente pequeños, los fenómenos que ocurren y las estructuras que se forman surgen de una combinación de efectos gravitacionales y efectos de plasma.
Las características de los plasmas astrofísicos (su densidad, su temperatura y su campo magnético) cubren un amplio rango de valores en el Universo. La densidad puede ser de menos de una partícula por centímetro cúbico (como en el medio intergaláctico) hasta muchos billones de billones de partículas por centímetro cúbico como (en el interior de las estrellas). La temperatura va desde algunos miles o decenas de miles de grados en los espacios intergaláctico e interestelar hasta varios millones en el interior de las estrellas. Y los valores del campo magnético también cambian muy drásticamente, desde valores de millonésimas de Gauss en el plasma intergaláctico hasta cientos de miles de Gauss en algunas estrellas. En astrofísica, pues, es fundamental la investigación de los plasmas magnetizados.
Como ya mencionamos al hablar del Sol, todas las estrellas son bolsas de plasma, aunque de características físicas y químicas diferentes; bolsas que están en equilibrio debido a la acción combinada de la presión del plasma caliente que las forma y que tiende a expandirlas y la atracción gravitacional que las fuerza a colapsarse. El plasma de las atmósferas estelares se puede considerar como una sopa de iones, electrones, átomos y moléculas neutras y radiación electromagnética, o fotones. En esta sopa constantemente se están ionizando nuevos átomos, al mismo tiempo que se están recombinando iones y electrones para formar átomos neutros, absorbiendo y emitiendo fotones en estos procesos. Al igual que en el Sol, existen muchas estrellas en las que el equilibrio se pierde en su atmósfera y la presión del plasma vence a la fuerza gravitacional, escapando de la estrella y produciendo un viento estelar.
Al igual que en su atmósfera, el interior de las estrellas está en estado de plasma. La densidad y temperatura del plasma en el interior de una estrella aumentan según el estado de avance en su evolución. Para el Sol, que es una estrella de mediana edad, la densidad es del orden de 100 gramos por centímetro cúbico y la temperatura es del orden de decenas de millones de grados. Pero para una enana blanca, que está en un estado de evolución posterior (al cual muy probablemente llegará nuestro sol en varios miles de millones de años), la densidad alcanza entre cien mil y cien millones de gramos por centímetro cúbico.
Las estrellas también tienen campo magnético. En 1899 Bigelow sugirió que el Sol podía ser un imán gigantesco. Estaba muy impresionado por la notable semejanza entre las líneas de campo de una esfera imantada y las plumas coronales, que son rayos de material que se ven surgir de los polos del Sol cuando se observa la corona durante un eclipse total. Sin embargo, no existía ninguna manera de medir desde la Tierra campos magnéticos distantes hasta que se descubrió el efecto Zeeman hacia finales del siglo pasado. Este efecto consiste en la multiplicación de las líneas espectrales de los átomos cuando emiten luz en un ambiente magnético y de este desdoblamiento de líneas se puede inferir la intensidad del campo. En 1908 Hale usó por primera vez el efecto Zeeman para hacer mediciones del campo magnético del Sol y descubrió que las manchas solares están permeadas por campos del orden de miles de Gauss. Posteriormente se determinó que el Sol tiene también un campo general (global) semejante al de un imán. La tarea, mucho más difícil, de detectar campos magnéticos en estrellas más distantes, no se pudo realizar sino hasta 1951, cuando Babcok desarrolló equipo de mucha precisión. Desde entonces se han investigado muchas estrellas y en gran proporción de ellas se han encontrado campos magnéticos de hasta varios miles de Gauss.
Pero los plasmas densos, calientes y magnetizados no solamente se encuentran en las estrellas comunes, sino también en otros cuerpos astrofísicos más conspicuos, como los remanentes de supernovas, los pulsares, las estrellas de rayos X, los núcleos activos de las galaxias y los causares. No importa que características tenga ni qué nombre le demos. Si es un objeto astral, seguramente contiene materia en estado de plasma y un campo magnético considerable.
El plasma que llena el medio interestelar tiene densidades que van desde mucho menos de una partícula por centímetro cúbico hasta 1 000 partículas por centímetro cúbico en las nubes. Aquí el gas es principalmente hidrógeno y aproximadamente un 10% de él está ionizado por la luz ultravioleta y los rayos X provenientes de las estrellas. Hay también una pequeña proporción de gases metálicos, la cual es muy importante pues estos gases se ionizan muy fácilmente. Esto asegura que el gas, aun en regiones bastante frías donde hay mucho hidrógeno atómico, es eléctricamente conductor; es decir; es un plasma.
El campo magnético interestelar fue propuesto por Alfvén y desde 1949 se empezaron a detectar sus efectos. Actualmente, la existencia de estos campos ha sido ampliamente confirmada por las observaciones de radio, las cuales han demostrado también que su magnitud varía entre tres millonésimas y una cienmilésima de Gauss. Sin embargo, estos campos magnéticos tan débiles que atraviesan todo el espacio ocupado por las galaxias y que evolucionan y se intensifican conforme la galaxia se desarrolla, son responsables de muchos efectos de importancia fundamental: controlan el movimiento del material y la formación de nubes; desempeñan un papel importante, tal vez esencial, en el nacimiento de las estrellas, y son la causa de ciertos efectos electrodinámicos y de numerosas emisiones de radio, rayos X y rayos g. Son también responsables de que algunas partículas se aceleren hasta muy altas energías, los llamados rayos cósmicos (que ya mencionamos en el capítulo III), las cuales se distribuyen por todo el espacio y bombardean continuamente a la Tierra desde todas direcciones.
En realidad, a pesar de lo que pudiera parecer; la dinámica del medio interestelar es muy compleja. Regiones calientes y frías que contienen hidrógeno ionizado y neutro respectivamente, pero ambas con suficiente sensibilidad electromagnética como para estar en estado de plasma, se expanden y se comprimen siguiendo la actividad estelar. Las capas de plasma que arrojan las supernovas y las expulsiones menos violentas que forman las nebulosas planetarias comprimen y alteran a su paso las características del plasma del medio interestelar. Algunas de estas interacciones llegan a formar ondas de choque, que son estructuras muy efectivas para acelerar partículas. En las zonas de hidrógeno ionizado, que tienen temperaturas de más de 10 000 grados, el plasma muestra una estructura altamente filamentada.
Al igual que el medio interestelar; el medio intergaláctico también contiene plasma, campo magnético, radiación electromagnética y partículas de muy alta energía (rayos cósmicos). La estructura del campo intergaláctico se infiere de la forma de las radiogalaxias (fuertes emisoras de radio), las cuales contienen muchísima más energía magnética que cinética. Cada vez es más evidente que los campos magnéticos dan la forma y estructura a las galaxias, desempeñan un papel muy importante en su dinámica y que incluso pueden hacerlas explotar.
Hasta ahora, los modelos astrofísicos que toman en cuenta la sensibilidad del plasma a las fuerzas electromagnéticas que, como ya mencionamos, empiezan a investigarse con ayuda de las supercomputadoras, han reproducido con éxito gran cantidad de observaciones que no podrían ser explicadas sin estas fuerzas. Se han podido reproducir tanto la intensidad de la radiación detectada proveniente de radiogalaxias distantes y cuasares, como los complejos mapas de los modelos de radio realizados por los radiotelescopios y se predijo la existencia de una estructura helicoidal de plasma de gran extensión en el centro de nuestra Vía Láctea. En el verano de 1984, usando el Very Large Array (el más potente radiotelescopio del mundo, que se encuentra en Nuevo México) los científicos descubrieron este plasma magnetizado en el centro de nuestra galaxia está estructurado en filamentos helicoidales con una longitud de cientos de años luz, lo cual excede en tamaño a todo lo que antes se había pensado que fuera posible que existiera en lo que se refiere a las estructuras de materia organizada en términos de fuerzas gravitacionales únicamente. En la actualidad, los campos magnéticos en las galaxias constituyen una de las áreas de más rápido crecimiento en la investigación astrofísica y el estudio de los campos intergalácticos es ya tema de simposios internacionales.