V. EL PLASMA SOLAR

AL SALIR del entorno magn�tico de la Tierra nos adentramos ya en el medio interplanetano. Este medio, lejos de estar vac�o, 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 regi�n del espacio. En este cap�tulo describiremos el plasma solar tanto aquel que se encuentra confinado por el campo gravitatorio y el campo magn�tico del Sol y constituye propiamente nuestra estrella, como aquel otro que vence la gravedad y el confinamiento magn�tico y fluye vertiginosamente hacia el espacio, demarcando as� el tama�o total de la regi�n de influencia del Sol, o m�s 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. Est� constituido casi en su totalidad de hidr�geno, con una peque�a componente de helio y todos los dem�s elementos en proporciones menores. Su parte m�s densa y caliente se encuentra en el interior, en el llamado n�cleo, donde se estima que debe haber una temperatura del orden de 15 000 000 de grados y una presi�n de miles de millones de veces la presi�n de nuestra atm�sfera. All� es donde se llevan a cabo los procesos de difusi�n nuclear que proveen de energ�a a la estrella, y �sta, a su vez, alimenta de energ�a al medio que la circunda y los cuerpos que en �l 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 magn�ticos muy intensos. Como veremos m�s adelante, poco se ha avanzado en la tarea de obtener fusi�n 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 m�s caliente del Sistema Solar no se encuentra en el n�cleo del Sol. Existen evidencias de una regi�n de plasma de alrededor de 30 millones de grados de temperatura en la zona d�a de la magnetosfera de J�piter. Aunque esta regi�n es de muy baja densidad y su presencia no es constante, constituye sin lugar a dudas un interesante misterio de la f�sica de plasmas y seguramente un caso para Ripley.

Aunque el plasma en el interior profundo del Sol tiene un movimiento ca�tico, hacia su superficie y sobre ella los movimientos del plasma se encuentran ya m�s ordenados. Por debajo de la superficie del Sol el plasma circula hacia arriba y hacia abajo, formando celdas llamadas de convecci�n, y sobre la superficie y ya en su atm�sfera los movimientos del plasma est�n fuertemente controlados por campos magn�ticos locales de diversa intensidad y de variada estructura.

En las manchas solares, regiones oscuras de la capa superficial del Sol, fotosfera, campos magn�ticos, 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 im�n (figura 13). Ya en la atm�sfera solar (la cromosfera y la corona) es com�n encontrar arcos chicos y grandes donde circula el plasma guiado a lo largo de l�neas de campo magn�tico. Algunos constituyen regiones brillantes donde campos magn�ticos intensos confinan plasma de alta densidad y temperatura en estructuras de diversos tama�os, desde muy peque�as (puntos brillantes vistos en rayos X) hasta de tama�o 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 m�s o menos tranquila, en las regiones activas suelen ocurrir repentinamente explosiones de magnitud colosal, llamadas r�fagas, que liberan cantidades enormes de energ�a hacia el espacio.

Figura 13. En esta fotograf�a de una mancha solar se aprecian las l�neas de flujo del plasma que surgen del centro de la mancha. Las limaduras de hierro sobre el polo de un im�n se ordenar�n de manera muy semejante.

Pero debido a sus enormes dimensiones, las estructuras m�s espectaculares se observan en la corona solar; donde arcos de plasma de mayor tama�o que el de la Tierra se establecen sobre la superficie y permanecen ah� por meses, controlados por la estructura del campo magn�tico en esta regi�n (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 trav�s del telescopio. Estas estructuras, llamadas protuberancias, pueden extinguirse suavemente o estallar; enviando hacia el espacio grandes cantidades de material solar.

Figura 14. Fotograf�a de una enorme protuberancia solar, tomada desde el sat�lite Skylab.

Tambi�n se observan en la atm�sfera del Sol chorros de plasma de diversas extensiones, cuyos movimientos tienen una regulaci�n magn�tica. Toda la parte baja de la atm�sfera, en la cromosfera, est� constituida por ese tipo de chorros, llamados esp�culas, que se mueven y agitan continuamente, mientras que enormes chorros incluso se extienden hasta grandes distancias ya en la corona.

Toda esta din�mica, aparentemente ca�tica del Sol, sigue sin embargo un ciclo de altas y bajas que tiene un periodo promedio de 11.6 a�os. Este ciclo, llamado ciclo de actividad solar, est� regulado magn�ticamente. Es decir; que la alternancia de �pocas de frecuentes e intensas manifestaciones de actividad solar, con otras en las que casi est�n ausentes, tiene que ver con un cambio c�clico del campo magn�tico general del Sol. La descripci�n y explicaci�n del ciclo magn�tico del Sol es motivo de muchos estudios y arduos trabajos te�ricos de f�sica de plasmas que, aunque aun no conducen a buenas respuestas, s� han logrado que mejoren las preguntas. El Sol sigue siendo un gran misterio y aunque ya es mucho lo que sabemos de �l, es a�n muy poco lo que hemos podido explicar.

El plasma solar; caliente e inmerso en el campo magn�tico del Sol, muestra una enorme gama de fen�menos que no son reproducibles en laboratorio y que por tanto deben estudiarse ah� mismo. Pero como el Sol y su din�mica son un bot�n de muestra del comportamiento del plasma que constituye a todas las dem�s estrellas, su estudio reviste una especial importancia. Al Sol se le observa en todas las longitudes de onda del espectro electromagn�tico, desde tierra y desde el espacio, y muchas misiones espaciales futuras y observatorios de alta tecnolog�a que se est�n proyectando construir tienen como objeto de estudio al Sol. La familia de f�sicos solares, aunque a�n muy reducida, va en aumento y seguramente el estudio del Sol ser� un tema de gran actualidad en el pr�ximo siglo.

El lector interesado en conocer con m�s detalle el plasma que constituye al Sol y su comportamiento le recomendamos la lectura del libro Encuentro con una estrella, n�mero 38 de la colecci�n La Ciencia desde M�xico, obra tambi�n 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 energ�a del Sol se encuentra en su n�cleo, que es una regi�n en el interior profundo de la estrella. Como de ah� sale el calor hacia afuera, es de esperar que la temperatura del plasma solar disminuya hacia el exterior; y en efecto as� lo hace hasta la fotosfera. Pero despu�s, repentinamente empieza a subir de nuevo y la cromosfera y la corona son capas m�s 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 n�cleo. La raz�n de este aumento a�n no est� bien entendida, pero indudablemente tiene que ver con el hecho de que el Sol sea un plasma y de que tenga un campo magn�tico. Todas las explicaciones que se han intentado y que parecen funcionar se refieren a fen�menos que s�lo se dan en plasmas magnetizados. Si el Sol no fuera una estrella magn�tica su atm�sfera no podr�a ser tan caliente.

Pero el Sol s� es una estrella magn�tica y su corona alcanza temperaturas tan altas que en ciertas regiones el plasma coronal vence el confinamiento gravitacional y magn�tico 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 magn�tico del Sol y confinando a los campos magn�ticos de los planetas en c�psulas magnetosf�ricas. Este plasma constituye de hecho una extensi�n del Sol, el cual rigurosamente se extiende hasta envolver a todos los planetas y alcanza distancias mucho mayores que la �rbita de Plut�n, el m�s 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 d�cada de 1950 por el f�sico 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 bautiz� a este flujo como viento solar y utiliz� una serie de suposiciones sencillas para desarrollar un modelo matem�tico del cual se obten�an algunos valores num�ricos esperados para las caracter�sticas de este viento a la altura de la �rbita de la tierra. En particular estim� su velocidad en varios cientos de kil�metros por segundo y �sta fue la principal raz�n por la cual su idea de la expansi�n de la corona no fue aceptada. Sin embargo, poco tiempo despu�s, cuando los veh�culos 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 sovi�tica Lunik I y en 1962 la nave americana Mariner II, midieron in situ las caracter�sticas del plasma del medio interplanetario y comprobaron su gran din�mica.

Vale la pena mencionar aqu� que los trabajos en f�sica espacial de Eugene Parker, junto con los de Hannes Alfv�n, constituyen una impresionante colecci�n de muestras de fina intuici�n y amplio dominio de los conceptos de los plasmas espaciales. Ambos han escrito numerosos art�culos y libros que abarcan casi todas las �reas de esta disciplina; muchos de ellos son trabajos pioneros y todos son referencias obligadas. Por fortuna, Alfv�n 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 reconstrucci�n de las interpretaciones cosmol�gicas y cosmog�nicas en t�rminos de un Universo constituido esencialmente por materia en estado de plasma, en el que los campos magn�ticos y el�ctricos desempe�an un papel muy importante.

El viento solar; predicho y estudiado inicialmente por Parker, se sabe ahora que ocupa una regi�n muy vasta a la que se le ha llamado heliosfera (o esfera del Sol), en donde el Sol impone sus condiciones de quietud o agitaci�n dependiendo de su propia actividad. La heliosfera es tambi�n una gran c�lula 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 tambi�n se forma una onda de choque y aunque todav�a se desconoce la distancia que las separa del Sol, se estima que no est�n m�s all� de 100 unidades astron�micas (una unidad astron�mica —1 AU— es la distancia media de la Tierra al Sol). Los veh�culos espaciales Pionero y Viajero se dirigen hacia afuera de la heliosfera y esperamos que en algunos cuantos a�os nos informen de su cruce por la heliopausa.

Hasta hace poco, la heliosfera y las propiedades del viento solar que la llena s�lo se hab�an podido registrar directamente sobre el plano de la ecl�ptica, esto es, el plano en el que se encuentran las �rbitas de todos los planetas del Sistema Solar; salvo la de Plut�n. Ning�n sat�lite o sonda espacial se hab�a despegado mucho de este plano hasta el 8 de febrero de 1992, cuando la sonda espacial Ulises utiliz� la enorme fuerza gravitacional de J�piter para salir de la ecl�ptica y volver de regreso al Sol, pero "por abajo", para pasar por el polo sur solar en 1994 y explorar la regi�n polar norte en 1995. Por primera vez se est� explorando la tercera dimensi�n de la heliosfera y seguramente en los a�os venideros tendremos noticias muy interesantes respecto a las caracter�sticas 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 r�pidamente y este plasma se vuelve supers�nico a unos cuantos radios solares de altura. Poco despu�s alcanza velocidades del orden de 400 kil�metros por segundo (m�s de 1 000 000 de kil�metros por hora) y manteniendo su velocidad ya pr�cticamente 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 m�s de 1 000 kil�metros por segundo en las llamadas corrientes de viento solar r�pido. Hasta ahora no se puede considerar resuelto el problema te�rico 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, espec�ficamente 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 �rbita de la Tierra esta densidad es del orden de 10 part�culas por cent�metro c�bico y a la altura de la �rbita de Urano la densidad ya es del orden de 10^-2 part�culas por cent�metro c�bico (una part�cula por cada 100 cent�metros c�bicos). Los vac�os m�s ambiciosos logrados en el laboratorio o en la industria tienen una densidad de part�culas much�simo m�s altas que estos valores y para cualquier prop�sito pr�ctico en la Tierra, esto es igual a nada. De hecho, si en el espacio interplanetario hubiera 10 �tomos neutros de hidr�geno por cent�metro c�bico, ser�a lo mismo que s� estuviera vac�o, pero los �tomos de hidr�geno del viento solar est�n ionizados, formando una sopa de protones y electrones libres del amarre at�mico. 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 part�culas 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 formaci�n normalmente requiere la presencia de colisiones), semejante a las que causan las explosiones at�micas; estas ondas viajan desde el Sol hacia los planetas y causan alteraciones muy intensas en sus magnetosferas. La tecnolog�a moderna sufre graves p�rdidas econ�micas anuales a causa de estas alteraciones y muchas de las actividades a�reas, mar�timas y con los sat�lites se ven en dificultades debido a las perturbaciones que origina un plasma que llega a la Tierra con una densidad de �unas cuantas part�culas por cent�metro c�bico! En las ondas de choque que se propagan en fluidos dominados por colisiones la viscosidad y la conductividad t�rmica son determinantes en la evoluci�n y la din�mica del choque. Sin embargo, en los choques sin colisiones que se generan en el espacio no se sabe a�n c�mo se transfiere el momento ni c�mo se conduce el calor.

En t�rminos 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 comunicaci�n entre sus part�culas que no implican colisiones coulombianas. No vamos a entrar aqu� en detalles respecto a estas formas, pero se cree que es la presencia del campo magn�tico solar que el viento arrastra en su interior la que a�ade "cohesi�n" 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 magn�tico. Forma ondas de choque tambi�n en su encuentro con los cometas, que son obst�culos de s�lo algunos kil�metros. El campo magn�tico no puede explicar este comportamiento fluido a escala tan peque�a y es evidente que debe existir otro mecanismo de informaci�n; se cree que �ste es cierta forma de interacci�n entre ondas y part�culas 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 vac�a, pues es la enorme escala de las regiones que ocupan este tipo de mezcla de part�culas en el espacio la que hace que las consideremos como plasma.

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