V. EL PLASMA SOLAR

AL SALIR del entorno magnético de la Tierra nos adentramos ya en el medio interplanetano. Este medio, lejos de estar vacío, se encuentra ocupado por el plasma solar que fluye velozmente desde el Sol, segregando y confinando a su paso a los plasmas y campos planetarios para imponerse en una enorme región del espacio. En este capítulo describiremos el plasma solar tanto aquel que se encuentra confinado por el campo gravitatorio y el campo magnético del Sol y constituye propiamente nuestra estrella, como aquel otro que vence la gravedad y el confinamiento magnético y fluye vertiginosamente hacia el espacio, demarcando así el tamaño total de la región de influencia del Sol, o más propiamente, del Sol mismo.

EL PLASMA QUE FORMA UNA ESTRELLA

El Sol, como todas las estrellas, es una enorme bola de plasma de densidad y temperatura muy altas. Está constituido casi en su totalidad de hidrógeno, con una pequeña componente de helio y todos los demás elementos en proporciones menores. Su parte más densa y caliente se encuentra en el interior, en el llamado núcleo, donde se estima que debe haber una temperatura del orden de 15 000 000 de grados y una presión de miles de millones de veces la presión de nuestra atmósfera. Allí es donde se llevan a cabo los procesos de difusión nuclear que proveen de energía a la estrella, y ésta, a su vez, alimenta de energía al medio que la circunda y los cuerpos que en él se encuentran. Este mismo tipo de procesos es el que se ha buscado controlar en el laboratorio, confinando plasmas de alta temperatura con la ayuda de campos magnéticos muy intensos. Como veremos más adelante, poco se ha avanzado en la tarea de obtener fusión controlada, pero los plasmas naturales del interior de las estrellas producen este tipo de reacciones continuamente y durante tiempos muy largos. Como dato curioso debemos mencionar que, pese a lo que pudiera creerse, el plasma más caliente del Sistema Solar no se encuentra en el núcleo del Sol. Existen evidencias de una región de plasma de alrededor de 30 millones de grados de temperatura en la zona día de la magnetosfera de Júpiter. Aunque esta región es de muy baja densidad y su presencia no es constante, constituye sin lugar a dudas un interesante misterio de la física de plasmas y seguramente un caso para Ripley.

Aunque el plasma en el interior profundo del Sol tiene un movimiento caótico, hacia su superficie y sobre ella los movimientos del plasma se encuentran ya más ordenados. Por debajo de la superficie del Sol el plasma circula hacia arriba y hacia abajo, formando celdas llamadas de convección, y sobre la superficie y ya en su atmósfera los movimientos del plasma están fuertemente controlados por campos magnéticos locales de diversa intensidad y de variada estructura.

En las manchas solares, regiones oscuras de la capa superficial del Sol, fotosfera, campos magnéticos, de decenas de miles de Gauss controlan el movimiento del material, el cual crea estructuras semejantes a las que forman las limaduras de hierro en los polos de un imán (figura 13). Ya en la atmósfera solar (la cromosfera y la corona) es común encontrar arcos chicos y grandes donde circula el plasma guiado a lo largo de líneas de campo magnético. Algunos constituyen regiones brillantes donde campos magnéticos intensos confinan plasma de alta densidad y temperatura en estructuras de diversos tamaños, desde muy pequeñas (puntos brillantes vistos en rayos X) hasta de tamaño mediano (regiones activas que abarcan varios grados de longitud y de latitud en el sol y que se pueden observar en algunos tipos de luces y en ondas de radio). Mientras que los puntos brillantes se "prenden" y se "apagan" en forma más o menos tranquila, en las regiones activas suelen ocurrir repentinamente explosiones de magnitud colosal, llamadas ráfagas, que liberan cantidades enormes de energía hacia el espacio.

Figura 13. En esta fotografía de una mancha solar se aprecian las líneas de flujo del plasma que surgen del centro de la mancha. Las limaduras de hierro sobre el polo de un imán se ordenarán de manera muy semejante.

Pero debido a sus enormes dimensiones, las estructuras más espectaculares se observan en la corona solar; donde arcos de plasma de mayor tamaño que el de la Tierra se establecen sobre la superficie y permanecen ahí por meses, controlados por la estructura del campo magnético en esta región (figura 14). Frecuentemente son tan grandes que pueden verse a simple vista durante los eclipses totales de Sol, aunque en general se observan en ciertas longitudes de onda particulares con filtros a través del telescopio. Estas estructuras, llamadas protuberancias, pueden extinguirse suavemente o estallar; enviando hacia el espacio grandes cantidades de material solar.

Figura 14. Fotografía de una enorme protuberancia solar, tomada desde el satélite Skylab.

También se observan en la atmósfera del Sol chorros de plasma de diversas extensiones, cuyos movimientos tienen una regulación magnética. Toda la parte baja de la atmósfera, en la cromosfera, está constituida por ese tipo de chorros, llamados espículas, que se mueven y agitan continuamente, mientras que enormes chorros incluso se extienden hasta grandes distancias ya en la corona.

Toda esta dinámica, aparentemente caótica del Sol, sigue sin embargo un ciclo de altas y bajas que tiene un periodo promedio de 11.6 años. Este ciclo, llamado ciclo de actividad solar, está regulado magnéticamente. Es decir; que la alternancia de épocas de frecuentes e intensas manifestaciones de actividad solar, con otras en las que casi están ausentes, tiene que ver con un cambio cíclico del campo magnético general del Sol. La descripción y explicación del ciclo magnético del Sol es motivo de muchos estudios y arduos trabajos teóricos de física de plasmas que, aunque aun no conducen a buenas respuestas, sí han logrado que mejoren las preguntas. El Sol sigue siendo un gran misterio y aunque ya es mucho lo que sabemos de él, es aún muy poco lo que hemos podido explicar.

El plasma solar; caliente e inmerso en el campo magnético del Sol, muestra una enorme gama de fenómenos que no son reproducibles en laboratorio y que por tanto deben estudiarse ahí mismo. Pero como el Sol y su dinámica son un botón de muestra del comportamiento del plasma que constituye a todas las demás estrellas, su estudio reviste una especial importancia. Al Sol se le observa en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, desde tierra y desde el espacio, y muchas misiones espaciales futuras y observatorios de alta tecnología que se están proyectando construir tienen como objeto de estudio al Sol. La familia de físicos solares, aunque aún muy reducida, va en aumento y seguramente el estudio del Sol será un tema de gran actualidad en el próximo siglo.

El lector interesado en conocer con más detalle el plasma que constituye al Sol y su comportamiento le recomendamos la lectura del libro Encuentro con una estrella, número 38 de la colección La Ciencia desde México, obra también de esta autora.

EL VIENTO SOLAR Y LA HELIOSFERA

En la esfera de plasma que constituye al Sol la temperatura cambia de manera muy curiosa. Como ya mencionamos, la fuente de energía del Sol se encuentra en su núcleo, que es una región en el interior profundo de la estrella. Como de ahí sale el calor hacia afuera, es de esperar que la temperatura del plasma solar disminuya hacia el exterior; y en efecto así lo hace hasta la fotosfera. Pero después, repentinamente empieza a subir de nuevo y la cromosfera y la corona son capas más calientes que la fotosfera. De hecho, la temperatura en la corona solar alcanza valores del orden de 2 000 000 grados, no muy diferentes de la temperatura en el núcleo. La razón de este aumento aún no está bien entendida, pero indudablemente tiene que ver con el hecho de que el Sol sea un plasma y de que tenga un campo magnético. Todas las explicaciones que se han intentado y que parecen funcionar se refieren a fenómenos que sólo se dan en plasmas magnetizados. Si el Sol no fuera una estrella magnética su atmósfera no podría ser tan caliente.

Pero el Sol sí es una estrella magnética y su corona alcanza temperaturas tan altas que en ciertas regiones el plasma coronal vence el confinamiento gravitacional y magnético y se lanza hacia el espacio a velocidades vertiginosas. Estas regiones se conocen como hoyos coronales y son las fuentes de lo que llamamos el viento solar. Es este viento el plasma que fluye en el medio interplanetario, arrastrando consigo el campo magnético del Sol y confinando a los campos magnéticos de los planetas en cápsulas magnetosféricas. Este plasma constituye de hecho una extensión del Sol, el cual rigurosamente se extiende hasta envolver a todos los planetas y alcanza distancias mucho mayores que la órbita de Plutón, el más lejano de ellos. Vivimos inmersos en el plasma solar; aunque protegidos en nuestra propia esfera particular de plasma.

La existencia del viento solar fue predicha a fines de la década de 1950 por el físico estadunidense Eugene Parker; como resultado de la alta temperatura de la corona solar aun a gran altura sobre la superficie del Sol. Fue Parker mismo quien bautizó a este flujo como viento solar y utilizó una serie de suposiciones sencillas para desarrollar un modelo matemático del cual se obtenían algunos valores numéricos esperados para las características de este viento a la altura de la órbita de la tierra. En particular estimó su velocidad en varios cientos de kilómetros por segundo y ésta fue la principal razón por la cual su idea de la expansión de la corona no fue aceptada. Sin embargo, poco tiempo después, cuando los vehículos espaciales empezaron a abandonar nuestra magnetosfera y se internaron en el medio interplanetario, las ideas de Parker fueron corroboradas casi al pie de la letra. En 1961 la nave soviética Lunik I y en 1962 la nave americana Mariner II, midieron in situ las características del plasma del medio interplanetario y comprobaron su gran dinámica.

Vale la pena mencionar aquí que los trabajos en física espacial de Eugene Parker, junto con los de Hannes Alfvén, constituyen una impresionante colección de muestras de fina intuición y amplio dominio de los conceptos de los plasmas espaciales. Ambos han escrito numerosos artículos y libros que abarcan casi todas las áreas de esta disciplina; muchos de ellos son trabajos pioneros y todos son referencias obligadas. Por fortuna, Alfvén y Parker siguen vivos y activos y sus estudios han rebasado ya los confines del Sistema Solar para extenderse a todo el universo de plasma. Son ahora los punteros en la reconstrucción de las interpretaciones cosmológicas y cosmogónicas en términos de un Universo constituido esencialmente por materia en estado de plasma, en el que los campos magnéticos y eléctricos desempeñan un papel muy importante.

El viento solar; predicho y estudiado inicialmente por Parker, se sabe ahora que ocupa una región muy vasta a la que se le ha llamado heliosfera (o esfera del Sol), en donde el Sol impone sus condiciones de quietud o agitación dependiendo de su propia actividad. La heliosfera es también una gran célula que se encuentra diferenciada e inmersa en el plasma interestelar; con el cual tiene una frontera que la confina, la heliopausa. Junto a esta heliopausa se cree que también se forma una onda de choque y aunque todavía se desconoce la distancia que las separa del Sol, se estima que no están más allá de 100 unidades astronómicas (una unidad astronómica —1 AU— es la distancia media de la Tierra al Sol). Los vehículos espaciales Pionero y Viajero se dirigen hacia afuera de la heliosfera y esperamos que en algunos cuantos años nos informen de su cruce por la heliopausa.

Hasta hace poco, la heliosfera y las propiedades del viento solar que la llena sólo se habían podido registrar directamente sobre el plano de la eclíptica, esto es, el plano en el que se encuentran las órbitas de todos los planetas del Sistema Solar; salvo la de Plutón. Ningún satélite o sonda espacial se había despegado mucho de este plano hasta el 8 de febrero de 1992, cuando la sonda espacial Ulises utilizó la enorme fuerza gravitacional de Júpiter para salir de la eclíptica y volver de regreso al Sol, pero "por abajo", para pasar por el polo sur solar en 1994 y explorar la región polar norte en 1995. Por primera vez se está explorando la tercera dimensión de la heliosfera y seguramente en los años venideros tendremos noticias muy interesantes respecto a las características del plasma que se encuentra en las altas latitudes del dominio del Sol.

Pero lo que conocemos hasta ahora ha sido un mar de sorpresas. Muy cerca del Sol, la velocidad del plasma coronal que va a constituir el viento solar aumenta rápidamente y este plasma se vuelve supersónico a unos cuantos radios solares de altura. Poco después alcanza velocidades del orden de 400 kilómetros por segundo (más de 1 000 000 de kilómetros por hora) y manteniendo su velocidad ya prácticamente constante se lanza hasta la onda de choque que indica el fin de la heliosfera. En ocasiones esta velocidad alcanza valores de 700 y hasta más de 1 000 kilómetros por segundo en las llamadas corrientes de viento solar rápido. Hasta ahora no se puede considerar resuelto el problema teórico de los mecanismos que aceleran al viento a tanta velocidad y ha ocasionado verdaderas quebraderas de cabeza. La alta temperatura de la corona solar no es suficiente para explicar estas velocidades y todos los modelos prometedores necesariamente invocan propiedades muy de los plasmas magnetizados, específicamente su propiedad de transmitir y frenar ondas MHD.

Por otra parte, como la corona solar se expande radialmente hacia el medio interplanetario su densidad decrece como el cuadrado de la distancia. A la altura de la órbita de la Tierra esta densidad es del orden de 10 partículas por centímetro cúbico y a la altura de la órbita de Urano la densidad ya es del orden de 10^-2 partículas por centímetro cúbico (una partícula por cada 100 centímetros cúbicos). Los vacíos más ambiciosos logrados en el laboratorio o en la industria tienen una densidad de partículas muchísimo más altas que estos valores y para cualquier propósito práctico en la Tierra, esto es igual a nada. De hecho, si en el espacio interplanetario hubiera 10 átomos neutros de hidrógeno por centímetro cúbico, sería lo mismo que sí estuviera vacío, pero los átomos de hidrógeno del viento solar están ionizados, formando una sopa de protones y electrones libres del amarre atómico. El viento solar es un plasma y eso representa una enorme diferencia.

Desde muy cerca del Sol la densidad del viento solar es tan baja que el camino libre medio de las partículas es muy grande, del orden de 1 AU. En estas condiciones el plasma del viento solar se considera un plasma sin colisiones. En el plasma del medio interplanetario se propaga una gran variedad de ondas. Algunas de ellas incluso llegan a convertirse en ondas de choque cuya formación normalmente requiere la presencia de colisiones), semejante a las que causan las explosiones atómicas; estas ondas viajan desde el Sol hacia los planetas y causan alteraciones muy intensas en sus magnetosferas. La tecnología moderna sufre graves pérdidas económicas anuales a causa de estas alteraciones y muchas de las actividades aéreas, marítimas y con los satélites se ven en dificultades debido a las perturbaciones que origina un plasma que llega a la Tierra con una densidad de ¡unas cuantas partículas por centímetro cúbico! En las ondas de choque que se propagan en fluidos dominados por colisiones la viscosidad y la conductividad térmica son determinantes en la evolución y la dinámica del choque. Sin embargo, en los choques sin colisiones que se generan en el espacio no se sabe aún cómo se transfiere el momento ni cómo se conduce el calor.

En términos generales, el plasma del viento solar se comporta como un fluido, aun a la distancia tan grande de 100 UA, donde otra onda de choque de dimensiones colosales antecede a la heliopausa. Es evidente que en el plasma se dan formas de comunicación entre sus partículas que no implican colisiones coulombianas. No vamos a entrar aquí en detalles respecto a estas formas, pero se cree que es la presencia del campo magnético solar que el viento arrastra en su interior la que añade "cohesión" al diluido plasma interplanetario.

Sin embargo, el plasma del viento solar se sigue comportando como un fluido aun en situaciones en las que no es posible invocar el efecto cohesivo del campo magnético. Forma ondas de choque también en su encuentro con los cometas, que son obstáculos de sólo algunos kilómetros. El campo magnético no puede explicar este comportamiento fluido a escala tan pequeña y es evidente que debe existir otro mecanismo de información; se cree que éste es cierta forma de interacción entre ondas y partículas en el plasma. Lamentablemente, como mencionamos al principio de este libro, las propiedades de los plasmas no son "escalables" y no tiene porvenir experimentar con un plasma de muy baja densidad en el laboratorio. Una botella con 10 protones y 10 electrones se comporta exactamente igual que si estuviera perfectamente vacía, pues es la enorme escala de las regiones que ocupan este tipo de mezcla de partículas en el espacio la que hace que las consideremos como plasma.

Hay mucho por hacer (de hecho casi todo) en el terreno de la física de los plasmas sin colisiones, pero como casi todo el Universo está lleno de plasmas de este tipo, es indispensable hacerlo si queremos entender la estructura y dinámica de los vastos plasmas espaciales.