Procesos Físicos Fundamentales: La Reconexión Magnética y las Interacciones Onda-Partícula

Esta entrada participa en la edición LII del Carnaval de la Física, hospedado esta ocasión aquí, en La Enciclopedia Galáctica.

El entendimiento de los procesos físicos fundamentales que rigen el nivel de dinámica del sistema ha avanzado en varios frentes en la última década. Se alcanzaron progresos considerables en la comprensión de cómo funciona la reconexión magnética. Las primeras predicciones cuantitativas de las firmas de flujo magnético y de plasma se confirmaron espectacularmente con las observaciones in situ. Del mismo modo, sofisticadas simulaciones cinéticas finalmente produjeron un entendimiento consistente de las firmas de la aparición de la reconexión magnética en la cola.

El incremento en la potencia de cálculo ha facilitado las simulaciones de física esencial y la estructura de la región de difusión, donde las líneas del campo magnético se reconectan y cambian su conectividad (Como se muestra en la siguiente imagen). Se demostró que en las pequeñas escalas espaciales donde se produce la reconexión, la disociación de iones y el movimiento de electrones como consecuencia de su diferente masa, juega un papel clave para facilitar la rápida tasa de reconexión vista en las observaciones. Los iones se desmagnetizan en una región mucho más grande que los electrones, lo cual cambia las fuerzas que aceleran las partículas, lejos de la línea X en comparación con la habitual descripción MHD (MagnetoHydroDynamic). Estas ideas llevaron a las predicciones que facilitaron la primera detección directa de la región de difusión de iones (Donde los iones se desacoplan del campo magnético) en la magnetósfera y en el laboratorio, así como destellos de la mucho más pequeña región de difusión de electrones (En donde los electrones se desacoplan del campo magnético). Las observaciones en la proximidad de la región de difusión revelaron sorprendentemente que la reconexión puede acelerar los electrones a cientos de kiloelectronvoltios, proporcionando potencialmente una población de “semillas” para la subsiguiente aceleración en la magnetosfera interior para formar los cinturones de radiación de electrones. También se hicieron descubrimientos en relación con la activación y la modulación de la reconexión. Alrededor del año 2000, los recursos computacionales tenían simulaciones limitadas a dos dimensiones espaciales. Las nuevas capacidades para llevar a cabo simulaciones totalmente tridimensionales revelaron que la dimensión añadida facilita el crecimiento de las inestabilidades del plasma que pueden romper la región de difusión, haciendo la reconexión altamente turbulenta.

Las cuatro sondas espaciales de la misión MMS están dirigidas a resolver cuestiones fundamentales sobre la física de la reconexión magnética. Crédito: J.L. Burch

Las cuatro sondas espaciales de la misión MMS están dirigidas a resolver cuestiones fundamentales sobre la física de la reconexión magnética.
Crédito: J.L. Burch

Por observación, la reconexión parece comportarse de manera diferente en las distintas regiones. Aunque la reconexión en la cola magnética y en la capa exterior de la magnetósfera, donde se han identificado múltiples sitios de reconexión, parece ser transitoria y turbulenta, puede, en ocasiones, ser bastante estable en el tiempo y el espacio extendido en la magnetopausa diurna y el viento solar. La reconexión en la cola magnética produce ‘estallidos’ de estrechos canales de flujo de alta velocidad. Las observaciones de las múltiples sondas espaciales que estos canales de flujo de reconexión inician subtormentas magnetosféricas y conducen la convección de la Tierra hacia la cola magnética; sin embargo, pueden ser necesarios para completar el patrón de circulación magnetosférica mundial predicha hace cuatro décadas. Por último, los análisis observacionales se beneficiarán enormemente de la inclusión de los escenarios de reconexión más generales que el estándar, incluyendo geometrías más generales identificadas tanto en teorías como en simulaciones.

Las interacciones onda partícula (WPI – Wave-Particle Interactions) se han establecido como las principales gestores de la ganancia de energía de las partículas y la pérdida en los cinturones de radiación (Ver la siguiente imagen). La teoría de la inestabilidad del plasma, las simulaciones globales que incluyen los procesos WPI, y las observaciones de ondas han demostrado que la mezcla de plasmas energéticos y de baja energía llevan a inestabilidades distribuidas en el anillo actual y en el cinturón de radiación. Las observaciones por satélite de los electrones del cinturón de radiación demuestran que la aceleración local, debido a las WPI puede en ocasiones dominar la aceleración debida al transporte radial difuso. Los análisis estadísticos de las observaciones satelitales de las ondas, se utilizan para cuantificar las tasas de activación y dispersión. Los resultados han sido incorporados en los modelos dependientes del tiempo del anillo actual y de los cinturones de radiación. Los científicos saben ahora que la dinámica de partículas tormenta-tiempo, son el resultado de un equilibrio delicado entre la aceleración y la pérdida de partículas relativistas mediadas por las ondas producidas por la inestabilidad del plasma local.

El modelo fue desarrollado en el Air Force Research Laboratory. Los colores en los cinturones de radiación indican el número de flujo relativo. Los colores de la zona de la aurora reflejan la precipitación a la atmósfera. También se muestran las órbitas representativas de los tres GPS y una sonda espacial geoestacionaria.  R.V. Hilmer

El modelo fue desarrollado en el Air Force Research Laboratory. Los colores en los cinturones de radiación indican el número de flujo relativo. Los colores de la zona de la aurora reflejan la precipitación a la atmósfera. También se muestran las órbitas representativas de los tres GPS y una sonda espacial geoestacionaria.
R.V. Hilmer

Referencias

Basics of Magnetic Reconnection
Cory D. Schillaci

Magnetic Reconnection in Astrophysical and Laboratory Plasmas
Ellen G. Zweibel & Masaaki Yamada

Magnetic Reconnection – Basic Concepts I
Gunnar Hornig

Magnetic Reconnection And Coronal Temperatures
Miles Mathis

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