E6 Magnetohidrodinamica Astrofisica

Tópico

El protagonista de este modelo es el campo magnético que atraviesa el plasma astrofísico, y que la magnetohidrodinámica describe congelado, atado al propio fluido, siempre que el número de Reynolds magnético del sistema sea mucho mayor que uno.

Las ecuaciones de la magnetohidrodinámica que gobiernan a ese campo magnético y al fluido que lo transporta son tres: la ecuación de continuidad, que conserva la masa del fluido; la ecuación del momento, en la que a la presión del gas se le suma la fuerza que ejerce el propio campo magnético; y la ecuación de inducción, que gobierna cómo evoluciona ese mismo campo magnético con el tiempo. Que las tres ecuaciones actúen en conjunto hace que el campo magnético y el fluido que lo sostiene queden descritos como un único sistema acoplado, y no como dos entidades independientes.

La velocidad de Alfvén es la velocidad a la que se propagan las perturbaciones de ese campo magnético, y varía enormemente según el entorno: en el viento solar esa velocidad ronda apenas algunas decenas de kilómetros por segundo, mientras que en la magnetosfera de un magnetar esa misma velocidad se acerca a la velocidad misma de la luz. Que el entorno determine de manera tan extrema esa velocidad hace que las perturbaciones del campo magnético se propaguen a un ritmo completamente distinto según el objeto astrofísico del que se trate.

El congelamiento del flujo implica que, mientras el número de Reynolds magnético se mantenga alto, las líneas de ese campo magnético queden atadas al plasma que las transporta: se comprimen cuando el plasma se comprime y se estiran cuando el plasma se expande. Que el número de Reynolds magnético se mantenga por encima de ese umbral hace que el campo magnético quede completamente sometido al movimiento del plasma, sin ninguna posibilidad de moverse por su cuenta.

La reconexión magnética es, en cambio, el proceso por el cual esas mismas líneas de campo se rompen y se reconectan, precisamente en las regiones —las láminas de corriente— donde el número de Reynolds magnético cae localmente hasta un valor pequeño. Que ese número caiga de forma localizada hace que el campo magnético deje de estar congelado justo en esa región y libere de golpe, como calor y como aceleración de partículas, toda la energía magnética que tenía acumulada: el mismo mecanismo que está detrás de las fulguraciones solares y de las tormentas magnéticas. Así, desde el campo magnético congelado al plasma con el que arranca este documento hasta esa liberación repentina de energía con la que termina, pasando por las ecuaciones de la magnetohidrodinámica, la velocidad de Alfvén y el congelamiento del flujo, la magnetohidrodinámica astrofísica hace que un mismo campo magnético pase de estar completamente atado al plasma a liberarse de golpe, según el número de Reynolds magnético domine o se desplome localmente.

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