UN ACAPARADOR POCO CONOCIDO.

CUANDO uno vive en, y forma parte de una singularidad, es natural

que al principio considere que su entorno es representativo de las caractersticas generales de todo el sistema y que lo que difiere

mucho de nuestra naturaleza es muy escaso. As, hasta hace slo unas cuantas dcadas imaginbamos que toda la materia del

Universo era slida, lquida o gaseosa, lo que llamamos los tres estados de la materia. Al descubrir el estado de plasma y empezar

a estudiar su comportamiento tan singular, se decidi acuar para ste el trmino cuarto estado de la materia, pues en conjunto

corresponde a un estado de mayor energa que los tres anteriores. Sin embargo, por su temprana aparicin en el Universo (ya que segn las teoras cosmolgicas el Universo naci en forma de

plasma) y por su enorme abundancia (pues toda la materia del Universo sigue siendo an plasma), debera ser el primero.

QU ES UN PLASMA?

Sabemos que los tomos, que suelen agruparse en molculas, son los bloques que constituyen las sustancias ordinarias. Estn

compuestos de un ncleo cargado con electricidad positiva y un nmero equivalente de electrones cargados con electricidad

negativa. As, los tomos en su forma completa son elctricamente neutros. Cuando se extraen del tomo uno o ms de sus electrones,

lo que queda tiene un exceso de carga positiva y constituye lo que se conoce como un ion. En un caso extremo, un ion puede ser

simplemente un puro ncleo atmico al que se le han desprendido todos sus electrones circundantes. Una sustancia que contiene

iones, a la vez que conserva los electrones, aunque ya libres del amarre atmico, es un plasma. As pues, el plasma no es un material particular; sino cierto estado especfico de la materia en el

que, en conjunto, el material es elctricamente neutro, pero que contiene iones y electrones libres capaces de moverse en forma

independiente.

Se le ha llamado el cuarto estado de la materia porque, en general,

equivale a un estado de mayor energa. Una sustancia suficientemente fra se presenta en estado slido, es decir, tiene una forma especfica e internamente se caracteriza por el hecho de

que los tomos que la constituyen se encuentran firmemente unidos. Al calentar la sustancia la unin entre los tomos se hace

ms dbil debido a la agitacin trmica y la sustancia pasa a otro estado que conocemos como lquido, en el que ya no tiene una

forma especfica pero ocupa un volumen definido. Al seguir calentando la sustancia sus tomos pueden llegar a liberarse

completamente de las ligas mutuas y entonces pasa a un estado

de gas, en el que ya no tiene forma ni volumen fijos, sino que dependen de los del recipiente que la contiene. Si esta sustancia se

calienta an ms se produce un nuevo cambio, ahora ya en el interior de los tomos, los cuales empiezan a desprenderse de sus

electrones, esto es, se ionizan y se forma un plasma. Conforme el material se calienta ms, sus tomos se mueven con mayor rapidez

y al chocar unos con otros en gran agitacin puede originarse el desprendimiento de algunos de sus electrones orbitales, quedando

as los tomos ionizados y algunos electrones libres. Por encima de los 10 000 grados Kelvin (K), cualquier sustancia ya es un plasma.

Los grados Kelvin corresponden a la escala absoluta de temperaturas, en la que no existen temperaturas negativas y el

cero absoluto equivale a -273 grados centgrados.

Sin embargo, es importante destacar que el estado de plasma no implica necesariamente altas temperaturas; la ionizacin de un

material puede producirse por diversos medios. Se pueden producir plasmas por descargas elctricas; si a un gas ordinario se le aplica

un campo elctrico muy fuerte pueden desprenderse algunos de los electrones orbitales, quedando estos tomos ionizados y algunos de

sus electrones libres. Estos electrones libres sern acelerados por el campo elctrico y chocarn con otros tomos, desprendiendo algunos de sus electrones, y as el proceso contina como una

avalancha. Esto es lo que se llama una descarga elctrica, y un gas ionizado por una descarga elctrica es un tpico caso de un plasma.

Tales plasmas se producen en forma natural con los relmpagos o en forma artificial en las lmparas fluorescentes y los tubos de

nen, por ejemplo.

Otra forma de obtener un plasma es por medio de la absorcin de

fotones. Los fotones, que son las partculas de la luz, tambin desprenden electrones de los tomos cuando chocan con ellos; a este proceso se le llama fotoionizacin. La mayor parte del plasma

que llena el espacio en el Universo ha sido producido por fotoionizacin, por la luz ultravioleta de las estrellas.

As pues, cualquier sustancia puede encontrarse en estado de plasma siempre que se den las condiciones para que toda ella o

slo una parte se encuentre ionizada. En la naturaleza existen plasmas que tienen temperaturas tan altas como 1 000 000 000 de

grados Kelvin o tan bajas como 100 K.

La densidad de los plasmas naturales tambin vara enormemente; los hay tan tenues que contienen menos de un par electrn-ion por

centmetro cbico y tan densos que llegan a tener del orden de 1025 (un uno seguido de 25 ceros) pares electrn-ion por

centmetro cbico. La mayor parte del plasma en el Universo es

hidrgeno, pues ste es, con mucho, el elemento ms abundante. El ncleo del hidrgeno tiene una sola carga positiva, est

constituido por un solo protn y por lo tanto tiene nicamente un electrn. En un plasma de hidrgeno totalmente ionizado se tienen,

pues, protones y electrones libres en una especie de sopa que, aunque elctricamente neutra, no llega a constituirse en tomos.

EL DOMINIO DEL PLASMA

Aunque casi toda la materia del Universo se encuentra en forma de plasma, este estado no nos es familiar pues en nuestro entorno

cercano es raro y efmero. Estamos rodeados de slidos, lquidos y gases y slo aparecen plasmas cerca de nosotros cuando, por

ejemplo, un relmpago cruza la atmsfera y ioniza momentneamente el aire, o mientras est encendida una lmpara fluorescente. Tambin la atmsfera se convierte en un plasma

cuando ocurre una aurora, ese fenmeno luminoso que se observa en el cielo cerca de los polos y que constituye el espectculo natural

ms bello que podamos imaginar. As mismo, constituyen un plasma los tomos ionizados y sus electrones libres en la estructura

cristalina de un metal slido, siendo estos ltimos capaces de moverse con mucha facilidad para transportar una corriente

elctrica.

Pero conforme nos alejamos de la superficie de nuestro planeta nos vamos adentrando cada vez ms en el dominio del plasma. La parte

alta de nuestra atmsfera, la ionosfera,es un plasma, y el material que puebla nuestro entorno magntico,

nuestra magnetosfera,tambin es un plasma. El medio interplanetario est lleno de plasma, el viento solar; y

prcticamente todo nuestro Sol es una esfera de plasma. Del mismo modo el plasma envuelve a todos los dems planetas, y todas las

estrellas del Universo son cuerpos de plasma. Adems de esto, el plasma llena tambin el medio interestelar y el espacio

intergalctico. Aristteles tena razn y la Naturaleza le tiene horror al vaco: ha llenado todo el espacio de plasma.

En la figura 1 se ve la gran diversidad de condiciones en que

aparecen los plasmas y algunos de los lugares donde se encuentra cada uno de ellos. (Vase figura 1).

Figura 1. Rango de temperaturas y densidades que abarcan los plasmas. En

comparacin, los slidos, los lquidos y los gases slo existen en rangos

pequeos de temperaturas y presiones.

Las escalas lineales para los plasmas varan enormemente, por un

factor de 1032. En el laboratorio los plasmas se encuentran hasta en dimensiones del orden de 10-5m; los plasmas magnetosfricos, que

constituyen la envoltura de plasma de nuestro planeta y de los dems planetas magnticos del Sistema Solar, ocupan dimensiones del orden de 108m; la heliosfera, que es la envoltura de plasma de

nuestra estrella y que cubre a todos los planetas del Sistema Solar tiene dimensiones del orden de 1015m; las nubes interestelares de

plasma ocupan regiones de 1017m, y la distancia de Hubble, que corresponde al lmite del Universo observable, es de 1026m. De todo

esto hablaremos con ms detalle en los captulos posteriores.

CMO OBSERVAMOS AL PLASMA?

El plasma es tan generalizado en el espacio que casi podramos

equipararlo con el ter o quintaesencia de los griegos, que de acuerdo con sus ideas constitua todos los cuerpos por encima de la

Tierra y llenaba los mismos cielos. Pero no obstante su gran abundancia, el plasma espacial tard mucho tiempo en ser

descubierto. El principal motivo de este retraso es que la radiacin que emiten los plasmas espaciales tiene, en general, frecuencias

muy diferentes a las de la luz. Nuestros ojos slo son sensibles a

emisiones electromagnticas con frecuencias dentro de un rango

muy reducido, y no podemos ver ni rayos ultravioleta, ni infrarrojos, ni X, ni gamma (), como tampoco podemos ver las

ondas de radio (figura 2). Muchas de estas radiaciones ni siquiera logran atravesar nuestra atmsfera, as, cuando provienen del

espacio exterior no es posible detectarlas en la Tierra.

Figura 2. Descripcin esquemtica de las diferentes longitudes de onda en el

espectro electromagntico. Las ondas de mayor longitud (menor frecuencia)

corresponden a las ondas de radio; las de menor lonigtud de onda (y ms alta

frecuencia) son los rayos gamma ().

En la figura 3 se muestra la altura sobre la superficie de la Tierra a

la cual penetran los distintos tipos de radiaciones electromagnticas y los vehculos que pueden explorar dichas alturas. Como se

observa, slo las radiaciones en la estrecha banda de la luz visible, algunas en la banda del infrarrojo y las que caen dentro de otra estrecha banda en la regin de radioondas llegan a la superficie.

Estas regiones se conocen como las ventanas ptica y de radio, respectivamente.

Figura 3. Diferentes alturas sobre la superficie de la Tierra, hasta las que

logran penetrar las radiaciones de diferente longitud de onda provenientes

del espacio exterior. Ntese que solamente alcanzan la superficie las

radiaciones en el estrecho rango de la luz visible, un poco de la regin del

infrarrojo y una estrecha banda de ondas de radio. En el eje vertical derecho

se indican los vehculos exploradores que alcanzan las diversas alturas para

registrar todas las radiaciones.

Durante 3 000 aos, la civilizacin humana construy su

conocimiento del Universo observando slo una regin muy estrecha del espectro electromagntico, la que penetra por la

ventana ptica. Hasta hace unas cuantas dcadas, la nica ventana por la que habamos observado el Universo era sa y el hombre

crea que todo lo que haba "all arriba" era lo que le revelaban sus propios ojos; ni siquiera imagin que hubiera algo ms que

escapara a la estrechsima banda que somos capaces de registrar por medio de la vista. El plasma emite (y por lo tanto manifiesta su

presencia) en todas las frecuencias del espectro, pero tanto en frecuencias muy altas (ultravioleta, rayos X, rayos ), como en

frecuencias muy bajas (ondas de radio), no pudo percibirse sino

hasta que se inici la exploracin del Universo por la ventana de radio y cuando se colocaron detectores de todas las radiaciones a

grandes alturas, por encima de nuestra atmsfera. Nuevos ojos

tuvieron que abrirse para ver el universo de plasma y hasta hace menos de dos dcadas se pudieron ver los rayos UV, X y que

emiten los plasmas muy calientes. Sin embargo, es importante mencionar que los plasmas tambin emiten luz visible; la corona

solar; el halo blanco que rodea al disco del Sol y que se ha observado durante los eclipses totales desde tiempos muy remotos,

es un plasma, aunque slo hace poco tiempo que lo sabemos.

El plasma se estudia hoy en el laboratorio, donde se produce artificialmente, y mediante observatorios (terrestres y orbitales)

que registran las emisiones de los plasmas naturales que nos rodean hasta el infinito. Pero tambin se le observa in situ, es decir;

en la propia regin donde se encuentra. Los vehculos espaciales que orbitan o sondean los diversos cuerpos y regiones de nuestro

Sistema Solar estn en contacto directo con diferentes tipos de plasmas y registran de primera mano sus caractersticas qumicas,

termodinmicas y dinmicas y sus condiciones magnticas.

Junto con los plasmas (y en cierto modo como consecuencia de ellos) existen en todo el Universo campos magnticos cuyas lneas

permean al plasma, los cuales funcionan a veces como organizadores de la estructura del plasma y en otras ocasiones son

arrastrados por el flujo de ste. En la naturaleza, plasmas y campos magnticos son compaeros inseparables. Pero tampoco faltan las

corrientes y los campos elctricos pues forman, junto con los plasmas y los campos magnticos, una misma familia indivisible.

UN UNIVERSO FILAMENTOSO Y PARCELADO

El espacio lleno de plasma se nos revela entonces muy distinto del espacio vaco en el que pensbamos hace apenas unas cuantas dcadas. El espacio no slo est ocupado por materia, sino que lo

penetran muchas redes de corrientes elctricas y filamentarias, alineadas por los campos magnticos que permean el plasma. Se

encuentran tambin en el espacio frentes de choque (discontinuidades) que viajan en el plasma a velocidades

supersnicas o que permanecen fijos en el espacio, estableciendo fronteras entre plasmas diferentes. Otras fronteras son establecidas

por enormes hojas de corrientes elctricas y en ocasiones suelen producirse capas dobles, en las cuales se aceleran las partculas

hasta energas mucho mayores de las que se alcanzan en nuestros ms modernos aceleradores.

As, hemos descubierto que el espacio no slo no es homogneo,

sino que est parcelado, esto es, estructurado en diversas regiones dentro de las cuales las condiciones del plasma son distintas;

regiones contiguas, pero rodeadas por fronteras electromagnticas

que parcelan el espacio y establecen una coexistencia pacfica entre plasmas de composicin qumica, temperatura, densidad y

magnetizaciones diferentes, y condiciones dinmicas particulares que pueden ser contiguas, pero no se mezclan.

De todo esto hablaremos ms adelante en detalle, pero deseamos mencionarlo en esta introduccin para destacar el hecho de que el descubrimiento de la presencia universal del plasma y la

comprensin cada vez mayor de sus caractersticas y de su comportamiento han cambiado profundamente nuestra concepcin

de los cuerpos y el espacio que constituyen nuestro Universo. Para los antiguos griegos y hasta el Renacimiento, la geometra fue la

ciencia que se ocupaba de los cielos; el Universo era un conjunto de cuerpos cuyas posiciones y movimientos haban de ser descritos.

Esta labor de mapeo an se contina, con el uso de telescopios ms grandes y tecnologas cada vez ms complejas. Pero desde Isaac

Newton, hace unos trescientos aos, el Universo empez a verse tambin como un sistema fsico regido por fuerzas gravitacionales

que ya no slo determinaban las posiciones y los movimientos, sino que daban cuenta de una evolucin. Ahora surge un nuevo cambio.

La imagen que nos han revelado las observaciones y registros espaciales de las ltimas dcadas, la del Universo lleno de plasma, en muchas partes mucho ms sensible a las fuerzas

electromagnticas que a las gravitacionales, impone otro punto de vista: la geometra ya hizo su trabajo, la gravitacin tambin ya

hizo lo suyo, toca ahora a la fsica del plasma completar la descripcin de nuestro Universo.

EL PLASMA VISTO DE CERCA

HEMOS visto ya a grandes rasgos que un plasma es cualquier

sustancia con un grado de ionizacin suficiente como para que sea

sensible a la presencia de fuerzas elctricas y magnticas. Hemos mencionado tambin su gran abundancia en el Universo y tambin hemos hablado un poco de lo que implica el que la materia del

Universo est casi toda en forma de plasma. Ms adelante veremos el papel fundamental que desempean los plasmas en nuestro

Sistema Solar; en las teoras cosmolgicas y en las tecnologas del

futuro, que pretenden lograr la fusin controlada, los generadores

de haces de lser y otros ambiciosos proyectos. Ahora, confiando en que el lector ya est convencido de lo importante que es

entender el comportamiento del plasma, vamos a describir en trminos generales este comportamiento. Pero antes, un poco de

informacin histrica.

EL DESCUBRIMIENTO DEL ESTADO DE PLASMA

El concepto moderno del plasma es de origen reciente y se remonta

apenas al inicio de la dcada de los cincuenta. Sin embargo, desde hace ms de tres siglos los cientficos, sin saberlo, han

experimentado con plasmas. Ya en 1667 unos miembros de la Academia de Ciencias de Florencia descubrieron que la llama de un

mechero (que ahora sabemos que es un plasma) tena la propiedad de inducir la electricidad. En 1698 un cientfico ingls que estudiaba la electrificacin del mbar frotndolo con asiduidad provoc la

primera chispa de que se tiene noticia, una pequea descarga elctrica en el aire. Semejante descarga slo es posible cuando se

crea una cantidad suficiente de cargas elctricas, iones y electrones libres en el aire como para que ste se convierta en un gas

conductor de la electricidad: un plasma. Casi cincuenta aos despus se produjeron descargas elctricas ms intensas con ayuda

de la botella de Leyden; a comienzos del siglo XIX se descubri la

descarga de arco y desde la dcada de 1830 el cientfico ingls

Michael Faraday ya experimentaba sistemticamente con descargas. Pero no fue sino hasta 1879 que se reconoci al estado

de plasma como un estado particular de la materia, distinto de los dems. El fsico ingls William Crookes, al experimentar con descargas elctricas en gases, se dio cuenta de que el gas en donde

se estableca la descarga se comportaba sustancialmente diferente que un gas regular y sugiri la existencia de un nuevo estado al

cual llam el cuarto estado de la materia.

En 1923, el qumico estadunidense Irving Langmuir empez a

investigar concienzudamente las descargas elctricas en los gases, cuando ya se saba que stas ionizaban a los tomos del gas; en

1929 us por primera vez el trmino plasma en el informe de un trabajo que realizaba con otro cientfico estadunidense, Levy Tonks, para describir la nube rojiza de electrones que vea oscilar en el

interior del gas durante la descarga. Esta nube de electrones brillaba y se mova como una sustancia gelatinosa que record a

Langmuir el plasma de la sangre. Fue Langmuir tambin el primero en notar la separacin de plasmas de diferentes densidades,

temperaturas o intensidades magnticas en regiones semejantes a las clulas, separadas por corrientes elctricas.

En 1936, el fsico sovitico Lev Landau, uno de los ms grandes

cientficos del siglo XXdesarroll la teora estadstica que describe el

plasma y en 1942, el extraordinario cientfico sueco Hannes Alfvn

(ganador del premio Nobel de fsica en 1970) desarroll las ecuaciones que describen el movimiento de un fluido elctrico en

presencia de campos magnticos. Tiempo despus, el mismo Landau describi matemticamente la interaccin entre las

partculas y las ondas en un plasma, la cual es muy importante para el entendimiento de los plasmas calientes tanto en las estrellas

como en el laboratorio. Se considera que la fsica de plasmas moderna naci con estos trabajos. Sin embargo, no fue sino hasta 1952 cuando otros dos fsicos estadounidenses, David Bohm y

David Pines, consideraron por primera vez los movimientos colectivos de los electrones en los metales, que la aplicabilidad

general del concepto del plasma se apreci totalmente.

Durante los ltimos 40 aos la fsica de plasmas ha recibido un

enorme impulso desde muchos frentes y, sin embargo, todava hay en ella muchos problemas sin resolver. Como los plasmas

reaccionan fuertemente a las fuerzas electromagnticas, su comportamiento presenta una complejidad que excede por mucho a la del comportamiento exhibido por la materia en los estados slido,

lquido o gaseoso; as, el estudio de los plasmas constituye una de las reas de mayor dificultad en la fsica de hoy.

MOVIMIENTOS COLECTIVOS

Una de las principales caractersticas de la materia en estado de plasma es su capacidad de responder colectivamente a impulsos

internos y externos. Este comportamiento fue descrito por primera vez por John Willian Strutt Rayleigh, a quien en 1906 se le concedi

el ttulo de lord. Los movimientos colectivos del plasma son consecuencia del gran alcance de las fuerzas electrostticas que

sienten entre s las partculas cargadas que lo componen. A la fuerza entre dos partculas cargadas se le conoce como fuerza de

Coulomb, porque fue el fsico francs Charles Augustin Coulomb quien en 1785 midi por primera vez la fuerza entre cargas

elctricas a diferentes distancias. Segn la relacin encontrada por Coulomb:

Fe = q1q2 / r2,

lo que indica que la fuerza Fe depende de la magnitud de las cargas (q1 y q2) de las partculas que interactan y del cuadrado de la distancia (r) que las separa. Esta fuerza se incrementa al aumentar

la carga de cualquiera de las partculas y disminuye al aumentar la

distancia entre ellas. Sin embargo, aunque la fuerza disminuye con

la distancia, para que se reduzca a cero, es necesario que la distancia entre las cargas sea infinita. De esta manera, una carga

elctrica sentir la presencia de otra a distancias muy grandes.

De la experimentacin con cuerpos cargados elctricamente se sabe

que las cargas del mismo signo (positivas con positivas o negativas con negativas) se repelen, mientras que las de signos diferentes se atraen (figura 4) La fuerza entre cargas elctricas es muy

semejante a la fuerza gravitacional entre dos cuerpos masivos, pero en este ltimo caso la fuerza entre dos masas siempre es de

atraccin, mientras que entre cargas la fuerza puede ser de atraccin o de repulsin, dependiendo del signo de la carga.

Figura 4. Fuerza de atraccin (a) y de repulsin (b) entre cuerpos cargados

elctricamente. Las cargas iguales se repelen; las cargas opuestas se atraen.

Por otro lado, las fuerzas elctricas entre partculas son mucho

mayores que sus fuerzas gravitacionales. Por ejemplo, entre un protn y un electrn a una distancia cualquiera, la fuerza de

atraccin elctrica es 1039 veces mayor que la fuerza de atraccin

gravitacional. El nmero 1039 es un 1 seguido de 39 ceros, un

nmero muy grande en realidad! De esta manera, las fuerzas dominantes en el interior del plasma son las elctricas, las cuales,

como ya dijimos, son de muy largo alcance. En el interior de un gas compuesto por tomos o molculas neutras, las interacciones entre

sus componentes slo se darn a distancias comparables a las dimensiones geomtricas de los mismos. Pero en el interior de un

plasma las partculas interactan a distancias mucho mayores y de esta manera, aun los plasmas de muy baja densidad funcionan de

manera cohesiva. Cada ion y cada electrn en el interior de un plasma puede sentir la influencia de muchas partculas a su

alrededor, de manera que el comportamiento del plasma estar determinado por interacciones colectivas y no solamente por la

interaccin entre dos partculas individuales.

CUASINEUTRALIDAD DEL PLASMA

Puesto que en el plasma existe muy poca restriccin al movimiento de las cargas, tiende a mantener un estado de neutralidad elctrica

aun en regiones muy pequeas. Cualquier acumulacin de carga de un solo signo en cierta regin del plasma producir una fuerza

atractiva para las cargas opuestas lo suficientemente grande como para recuperar el equilibrio de la carga elctrica casi instantneamente. De esta manera, si el plasma no es forzado por

campos elctricos o magnticos muy intensos a mantener acumulaciones locales de carga, permanecer en un estado

de cuasineutralidad, esto es, un estado en el que la concentracin de cargas positivas ser prcticamente igual a la concentracin de

cargas negativas, aun en pequeas regiones del espacio.

Los movimientos colectivos y la cuasineutralidad son fundamentales para el estado de plasma, al grado que suele definirse al plasma

como un sistema cuasineutro constituido por un gran nmero de partculas cargadas que exhiben movimientos colectivos.

LA DISTANCIA DE DEBYE

Aunque el alcance de la fuerza elctrica entre dos cargas en el espacio vaco es infinito, en el interior del plasma ste se reduce

debido a la presencia de las dems cargas de signo contrario que rodean cualquier carga. Imaginemos un ion positivo en un plasma

debido a la fuerza de Coulomb, toda una nube de electrones negativos ser atrada hacia ese ion. Estos electrones formarn

alrededor del ion una coraza de carga contraria que impedir que la carga de este ion sea sentida por cargas ms lejanas. Lo mismo

ocurrir con los electrones y de esta manera se genera un efecto de apantallamiento, que limita el alcance real de la atraccin o

repulsin de cada carga hacia sus vecinas. Esta distancia, que podramos definir como el radio de la esfera real de influencia de cada carga dentro del plasma se conoce como la distancia de

Debye o la longitud de Debye. Debe su nombre al fsico holands Peter Debye, quien fue el primero en reconocer este efecto para

aplicar el movimiento de los iones en la solucin de un electrolito. Esta distancia est dada por:

D= [ ( kt ) / ( 4ne2 )] 1/2

donde k es una constante (k=1.38 x 10-23 Joules/K), llamada la

constante de Boltzmann, T es la temperatura absoluta del plasma en grados Kelvin), n es el nmero de cargas (positivas o negativas)

por metro cbico y e (= 1.6 x 10-19 Coulombs) es la carga del electrn. Esto puede ponerse tambin as:

D = 69 x (T/n) m .

De esta manera, la distancia de Debye crece al aumentar la temperatura (pues en los gases ms calientes las partculas se mueven ms rpidamente y entonces el apantallamiento es menos

efectivo) y disminuye al aumentar la densidad de las cargas (pues cuando hay una gran densidad de cargas el apantallamiento es

mayor). Es importante hacer notar que es precisamente la temperatura (el movimiento agitado de los elementos del plasma)

la que impide que las cargas se recombinen para formar tomos o molculas neutras. Los plasmas fros slo pueden mantenerse a

muy baja densidad, como los interestelares e intergalcticos, ya que en ese caso tampoco es muy probable que haya

recombinaciones. Aunque no se ha demostrado que esta relacin pueda aplicarse en el interior de un gas ionizado, la distancia de Debye es un buen indicador de la distancia a la cual domina la

influencia de cada partcula.

Como cada partcula tiene su propia esfera de Debye, es de esperar

que estas esferas se traslapen y de esta manera el plasma va a responder colectivamente. Como ya mencionamos, la distancia de

Debye aumenta al disminuir la densidad; sin embargo, si la densidad de carga en un gas ionizado es tan baja que no hay suficientes cargas en las dimensiones del plasma como para

garantizar un comportamiento colectivo, este gas ionizado no ser un plasma. Es fcil ver que en este caso tampoco podr obtenerse

la condicin de cuasineutralidad. De hecho, para que un plasma exista es necesario que las dimensiones del espacio ocupado por el

plasma sean mucho mayores que la longitud de Debye. Por ejemplo, en el medio interplanetario, la densidad de electrones (y

de iones) es de 10 por centmetro cbico. En las dimensiones espaciales este medio se comporta como un plasma y presenta toda

la gama de interesantes procesos que caracterizan a los plasmas. Pero si en una botella de laboratorio colocamos un gas formado por

iones y electrones con una densidad de 10 por cm, tendramos un vaco prcticamente perfecto del cual no podramos obtener

ninguna respuesta. sta representa una de las dificultades para experimentar con plasmas pues no son escalables, y en general los

prototipos de laboratorio no se comportarn como los enormes sistemas naturales.

OSCILACIONES DEL PLASMA

Uno de los movimientos colectivos ms rpidos e importantes

dentro de un plasma es la oscilacin de los electrones respecto a los iones. Estas oscilaciones se producen cuando se viola la

cuasineutralidad del plasma y las fuerzas electrostticas entran en

accin como una fuerza restauradora. Como los iones son muchsimo ms masivos que los electrones (los iones ms ligeros,

los protones son casi dos mil veces ms masivos que los electrones) casi no se van a mover y la oscilacin ms notable es la de los

electrones. La frecuencia de esta oscilacin est dada por:

v = (ne2 / me ) ,

donde me es la masa del electrn (me = 9.1 x 10-31kg). Entonces,

v = 8.97 x 106 n Hertz

y, como puede verse, solamente depende de la densidad de electrones.

Estas oscilaciones son tan caractersticas que se les conoce como oscilaciones del plasma y a su frecuencia se le llama frecuencia del

plasma. Sin embargo, cuando el plasma est atravesado por un campo magntico, que es el caso general en los plasmas espaciales,

pueden ocurrir muchos otros tipos de oscilaciones.

INESTABILIDADES

El comportamiento colectivo de los plasmas no siempre es estable. De hecho, el plasma es un sistema muy inestable. Si dentro del

comportamiento colectivo ocurre una alteracin local, es posible que sta sea slo una fluctuacin que desaparezca rpidamente; en

este caso se dice que el sistema est en equilibrio estable. Pero en los plasmas es muy comn que la desorganizacin cunda de

manera que el comportamiento desordenado del plasma se extienda, crezca y destruya, finalmente, cualquier estructura

organizada. En el plasma existen muchas inestabilidades ya clasificadas y una buena parte de la investigacin en la fsica de los

plasmas consiste en entender mejor estas inestabilidades y encontrar la manera de controlarlas con la ayuda de campos

magnticos.

PROPIEDADES ELECTROMAGNTICAS DEL PLASMA

Como ya mencionamos, un gas es normalmente un buen aislante

elctrico, la corriente no puede pasar fcilmente a travs de l. Sin embargo, si el gas tiene suficientes cargas libres como para ser un plasma ste se vuelve un buen conductor elctrico, pues en esta

situacin los electrones libres transportan la corriente con facilidad. As, el plasma responde fcilmente a la imposicin de campos

elctricos externos y tambin a la de campos magnticos.

Una partcula cargada en el interior de un campo elctrico

experimenta una fuerza que la acelera en la direccin del campo si la partcula tiene carga positiva, o en direccin contraria si la

partcula tiene carga negativa. Ante la presencia de un campo magntico, el movimiento de una partcula cargada es ms

complicado, pero en general, si la partcula tiene poca energa describir una hlice alrededor de las lneas de campo y puede

sufrir derivas que la lleven a travs de las lneas. Las partculas positivas girarn en un sentido, mientras que las negativas girarn

en sentido inverso (figura 5). Algunas derivas dependen de la carga, por lo que llevarn a unas partculas hacia una direccin y a

las de carga contraria a la direccin opuesta; pero otras no dependen de la carga y mueven ambos tipos de partculas en la

misma direccin.

Figura 5. Las partculas cargadas giran a lo largo de las lneas del campo

magntico. Las partculas positivas giran en un sentido y las negativas en el

sentido opuesto. Como los iones tienen mayor masa que los electrones, su

radio de giro ser mayor.

Pero as como el plasma responde a la presencia de campos

electromagnticos impuestos externamente, en su interior l mismo tambin genera este tipo de campos. Una partcula cargada genera

un campo elctrico a su alrededor (el campo de fuerza de Coulomb que ya mencionamos) y una partcula cargada en movimiento (que

equivale a una corriente elctrica) genera tambin un campo magntico. Puesto que el plasma consiste en partculas cargadas

que se mueven, en su interior se encuentran campos electromagnticos. En este sentido, el estado de plasma es nico ya

que interacta con los campos electromagnticos impuestos desde el exterior y con los suyos propios. Entonces, la respuesta de un

plasma a la imposicin de campos electromagnticos externos generar a su vez otros campos electromagnticos que, si el

plasma es muy denso o se mueve con gran velocidad, puede causar

grandes deformaciones al campo originalmente impuesto.

Aunque el comportamiento colectivo de las partculas cargadas en

los campos electromagnticos estaba ya implcito en los estudios

hechos por Faraday y por Ampre en el siglo XIX, no fue sino hasta

la dcada de 1930, al descubrirse fenmenos solares y geofsicos en

los que aparece esta interaccin, que se empezaron a considerar muchos de los problemas bsicos de la interaccin entre gases

ionizados y campos electromagnticos. En la experimentacin con gases en el laboratorio con propsitos tecnolgicos se usan campos

magnticos intensos para "ordenar" al plasma, controlar sus inestabilidades, confiarlo a ciertas regiones, empujarlo en una

direccin especfica, etc., utilizando precisamente esta fuerte interaccin.

CAMPOS CONGELADOS

Una propiedad muy interesante de los plasmas, cuando se comportan como fluidos con gran conductividad elctrica, es que no

admiten cambios del flujo magntico en su interior. Esto trae como consecuencia que puedan ser confinados por campos magnticos intensos; pero cuando la densidad y la velocidad del plasma son

muy grandes, ser el movimiento del plasma el que domine a la estructura del campo. En esta situacin, si el plasma fluye muy

rpidamente desde cierta regin donde hay un campo magntico que es incapaz de contenerlo (como es el caso del viento solar, que

veremos en el captulo siguiente), entonces arrastrar consigo al plasma para impedir que cambie el flujo magntico en su interior.

Entonces se dice que el plasma transporta al campo magnticocongelado en su interior. sta es una situacin que se da

con bastante frecuencia en los plasmas espaciales.

CLULAS Y FILAMENTOS DE PLASMA

Por la misma propiedad de que no aceptan cambios de flujo

magntico en su interior; dos plasmas magnetizados pueden coexistir pacficamente sin mezclarse pues ninguno penetra al otro

arrastrando su campo magntico. De esta manera se forman estructurascelulares (parceladas) en las que existir un equilibrio de presiones en la frontera, pero cada una de las clulas puede

contener plasma y campos magnticos con caractersticas muy diferentes a las de las dems. En los plasmas espaciales hay muy

bellos e impresionantes ejemplos de esta situacin.

Pero adems de la morfologa celular; los plasmas frecuentemente

muestran una estructura filamentaria. Esta estructura se deriva

tambin del hecho de que los plasmas, debido a sus electrones

libres, son muy buenos conductores de electricidad. Dondequiera que las partculas cargadas fluyan en un medio neutralizante, como

electrones libres en un fondo de iones, el flujo de partculas cargadas (corriente) produce un anillo de campo magntico

alrededor de la corriente. Este anillo presiona al plasma a formar hatos multifilamentarios.

FOTONES EN EL PLASMA

En las interacciones entre las partculas cargadas y los campos electromagnticos en un plasma caliente (como en las atmsferas

de las estrellas) se producen fotones. stos son paquetes de energa electromagntica, como la luz, los rayos X y los rayos , los

cuales son absorbidos y emitidos dentro del plasma. Algunos de

ellos tambin logran escapar; con lo que enfran al plasma. Este proceso, que es inevitable, es una de las dificultades para mantener

plasmas a altas temperaturas en el laboratorio. La poblacin de fotones es tan inherente a los plasmas calientes que en estos casos

suele definirse al plasma mismo como una mezcla de molculas o tomos neutros, iones, electrones y fotones.

TRATAMIENTO TERICO DE LOS PLASMAS

La forma en que un plasma va a comportarse se puede deducir; en principio, de las interacciones de todas las partculas.

Evidentemente este procedimiento, que proporcionara lo que se conoce como la teora cintica del estado de plasma, es muy difcil

de llevar a cabo, dada la gran cantidad de partculas que componen al plasma. Sin embargo, ya en 1905 el fsico holands Hendrik

Antoon Lorentz aplic al estudio del comportamiento de los electrones en los metales los mtodos estadsticos que el fsico austriaco Ludwig Eduard Boltzmann desarroll para los tomos en

movimiento aleatorio que componen un gas. En este tipo de tratamientos, el comportamiento macroscpico (a gran escala) del

plasma se describe estadsticamente calculando las probabilidades de que el plasma se encuentre en diversos estados en el nivel

microscpico, determinados por las posiciones y las velocidades de todas las partculas. Las caractersticas macroscpicas

(mensurables) del plasma, como su presin, temperatura, densidad y los campos electromagnticos en su seno se derivan

estadsticamente a partir de esta descripcin microscpica. Varios fsicos y matemticos en las dcadas de 1930 y 1940 desarrollaron

ya propiamente la teora cintica del plasma hasta un alto grado de complejidad y en las dcadas subsiguientes este enfoque se ha

desarrollado cada vez ms.

Pero por fortuna, en muchas ocasiones el comportamiento del

plasma puede considerarse como el de un fluido y entonces se le aplican las leyes de la hidrodinmica; as las caractersticas

macroscpicas antes mencionadas (presin, temperatura y densidad) se tratan de manera directa, sin ningn contexto

microscpico estadstico de partculas en movimiento. Pero como los plasmas son sensibles a los campos elctricos y magnticos

deben obedecer tambin las leyes del electromagnetismo. Esta combinacin de hidrodinmica y electromagnetismo se

llama magnetohidrodinmica y estudia el comportamiento de fluidos conductores en presencia de campos electromagnticos. As, en

muchos casos el comportamiento de un plasma se estudia

utilizando las ecuaciones de la magnetohidrodinmica o MHD. El

conjunto de ecuaciones que representan a la MHD es tambin

bastante complicado, pero ms fcil de manejar que el enfoque cintico.

UN MISTERIO NO RESUELTO

Es de esperarse que un plasma de muy alta densidad se comporte como un fluido, y as es en efecto. Pero lo sorprendente con los

plasmas es que aun los de muy baja densidad se comportan de esta manera. Los plasmas espaciales estn en general tan diluidos que

la distancia que en promedio recorre una partcula antes de interactuar con otra (sucamino libre medio) es del orden de las

dimensiones del sistema. A este tipo de plasmas se les denomina plasmas sin colisiones. El plasma de la corona solar; que se extiende por todo el Sistema Solar, es ya un plasma sin

colisiones desde una distancia muy cercana al Sol y conforme se expande se diluye cada vez ms.

Sin embargo, estos plasmas sin colisiones no son un conjunto de partculas desconectadas, sino que se comportan tambin como

fluidos. En el caso de la corona, la explicacin radica en que el plasma coronal (que llena todo el medio interplanetario) est penetrado por un campo magntico cuyas lneas sirven en cierto

modo de "enlace" entre las partculas del plasma. Esto mismo se aplica a todos los plasmas espaciales (interestelares e

intergalcticos), que si bien son sumamente enrarecidos, a todos ellos los penetran campos magnticos. La presencia del campo

magntico es tan universal como la presencia del plasma y contribuye al comportamiento fluido de los enrarecidos plasmas

espaciales.

Aunque no existe una derivacin terica formal que justifique esta explicacin, es suficientemente plausible e incluso se puede

cuantificar en qu condiciones ya no funcionara, cuando el plasma

dejara de ser un fluido. Sin embargo, lo sorprendente es que aun

en las condiciones en que no se espera que el campo magntico siga funcionando como amalgama para el plasma, ste presenta un

comportamiento fluido. Se piensa que debe haber un tipo de interaccin entre las ondas que se propagan en el plasma y las

partculas que lo componen (una interaccin onda-partcula) que "informa" a unas partculas lo que les est pasando a las otras, de

manera que puedan responder en forma conjunta sin embargo, esta hiptesis no se ha comprobado mediante la observacin ni se ha

desarrollado en forma terica y la explicacin del obstinado comportamiento fluido de los plasmas incluso a densidades

bajsimas, es uno de los problemas que todava estn por resolverse en la fsica del plasma.

PLASMA EN LA ATMOSFERA

EN LOS ltimos 30 aos la astronoma de emisiones

electromagnticas de altas energas (ultravioleta, X y gamma), la radioastronoma y el sondeo de regiones espaciales in situcon medidores de partculas y de campos nos han mostrado una imagen

del Sistema Solar muy diferente de la que se tena anteriormente, hacindonos ver que estamos rodeados de plasmas por todas

partes. Hemos descubierto que esta presencia del plasma es universal y el universo de plasma, en muchos aspectos muy distinto

del que se haba descrito anteriormente, est apenas empezando a definirse. Uno de los propsitos principales de este libro es mostrar

la gran abundancia de los plasmas naturales y describir las caractersticas generales de esos plasmas que llenan el espacio o

que componen o rodean los cuerpos que lo pueblan. En los siguientes captulos realizaremos un viaje hacia el exterior para ir

descubriendo los plasmas que nos encontramos al alejarnos de la superficie de la Tierra. Empezaremos por los entornos plasmticos

de nuestro planeta y los dems planetas, describiremos despus el plasma solar y el interplanetario y finalmente mencionaremos las estructuras de plasma que se encuentran fuera de nuestro sistema

planetario y los plasmas que llenan los espacios interestelar e intergalctico.

Las observaciones directas de los plasmas cercanos a la Tierra son un excelente laboratorio para conocer el comportamiento de los

plasmas ms distantes, pues los plasmas del Sistema solar no slo

cubren un amplio rango de densidades, temperaturas y

magnetizaciones, sino que presentan tambin una rica variedad de fenmenos desde sencillos hasta muy complejos. Por otra parte,

estas observaciones constituyen tambin la nica forma de apreciar ciertos fenmenos en los plasmas espaciales que no son

reproducibles en un laboratorio terrestre.

LAS AURORAS

La ms cercana manifestacin visible de los plasmas en la

naturaleza es la aurora, los hermosos despliegues de luces danzarinas que se presentan en gran variedad de formas y que

adornan la alta atmsfera en las regiones cercanas a los polos (figura 6). Estas luces, que generalmente son de color amarillo

verdoso, se ven casi todas las noches claras y su intensidad es suficiente como para poder leer. Por lo general, a travs de los despliegues aurorales se transparentan las estrellas, pero cuando

son muy brillantes ocultan la presencia de la Va Lctea en el cielo. Aunque durante el da no se distinguen, el resplandor del cielo

permanece en realidad todo el tiempo.

Figura 6. Fotografa de una aurora boreal. Aunque aqu no puede apreciarse,

todas las luces de una aurora estn en continuo movimiento.

Este bello fenmeno natural ha cautivado la imaginacin del

hombre desde tiempo inmemorial y ha originado muchos mitos para explicar su origen en trminos comprensibles al entorno cultural. La

aparicin de las auroras desempea un papel muy importante en las mitologas esquimal, escandinava y de otras naciones de alta

latitud en el norte del planeta. Una bella leyenda escandinava asocia la aurora con la agitacin que se produce en los cielos

cuando las zorras mueven sus colas. En el sur, los aborgenes australianos creen que este plasma danzante representa la danza

de los dioses, y los nativos del sur de la India creen que la aurora

es un mensaje del dios Buda.

La aurora del hemisferio norte fue nombrada aurora boreal (luces

del norte) por el cientfico francs Pierre Gassendi en 1621, quien fue el primero en hacer observaciones aurorales sistemticas. La

aurora del sur fue nombrada aurora austral (luces del sur) por el capitn James Cook en 1773, cuando la observ por primera vez en el Ocano ndico. Ya los filsofos griegos consideraban a la aurora

del norte como un fenmeno natural, y la asociaban con el reflejo de la luz en los hielos polares. Pero la investigacin moderna de la

aurora empez en 1716, cuando Edmond Halley sugiri una cercana correlacin entre la aurora y el campo magntico de la Tierra, al

darse cuenta de que los rayos aurorales trazaban las lneas del

campo magntico sobre la superficie. A mediados del siglo XVII,De

Mairan, mostrando una notable intuicin respecto al fenmeno auroral, afirm que las auroras eran causadas por un gas de origen

solar que penetra a la atmsfera. De acuerdo con esta idea, dijo que las auroras deberan tambin ocurrir en el hemisferio sur; como

efectivamente observ posteriormente Cook. En 1784 el cientfico ingls Henry Cavendish descubri la composicin qumica de la atmsfera y calcul aproximadamente la altura del fenmeno

auroral, la cual estim entre cien y varios cientos de kilmetros, y

durante el siglo XIX se empezaron a hacer mapas de las zonas de

mxima ocurrencia auroral.

Sin embargo, los fundamentos de los estudios aurorales como ahora se realizan no se establecieron sino hasta finales del siglo

pasado, a partir del descubrimiento del electrn por J. J. Thompson y de la manera como afectan los campos elctricos y magnticos a

las partculas cargadas. En 1896, Birkeland sugiri que las auroras resultan de que electrones de origen solar son guiados hacia los

polos de la Tierra por las lneas del campo geomagntico. Llev a cabo experimentos de laboratorio con una pequea esfera

magnetizada que tena una superficie fluorescente, a la que llam terrella (tierrita), sobre la que haca incidir electrones para

observar su comportamiento. Con estos experimentos se observ por primera vez en laboratorio la aparicin de las regiones aurorales

sobre laterrella. Intrigado por estos experimentos, Carl Stormer inici en 1904 estudios matemticos del movimiento de partculas

cargadas en el campo magntico de un dipolo (como el de un imn de barra). Sin la ayuda de computadoras llev a cabo clculos muy largos y tediosos, pero logr demostrar que era correcta la

interpretacin de Birkeland.

Sin embargo, esta opinin de Stormer y de Birkeland de que el Sol

arrojaba chorros de electrones fue muy criticada, y en 1919

Lindeman sugiri que lo que provena del Sol deberan ser chorros

neutros de gas solar ionizado (plasma). Los estudios de la interaccin de estos chorros de plasma con el campo magntico de

la Tierra se iniciaron en la dcada de 1930, pero fue slo a partir del desarrollo de la fsica de plasmas y la magnetohidrodinmica,

con los trabajos fundamentales de Hannes Alfvn alrededor de 1940, que este familiar espectculo ha empezado realmente a

comprenderse.

Las auroras ocurren tpicamente en dos regiones anulares, casi circulares, de pequea extensin latitudinal, alrededor de cada polo

geomagntico. Estos polos geomagnticos, que podramos considerar como las intersecciones del eje del campo magntico

dipolar terrestre con la superficie de la Tierra (figura 7), son cercanos a los polos geogrficos pero no coinciden con ellos. El polo

norte geomagntico (que en realidad es el polo sur de un imn) se localiza cerca del extremo noroeste de Groenlandia y el polo sur

(que es un polo norte magntico) cerca de la estacin sovitica Vostok en la Antrtida.

Figura 7. El campo magntico de la tierra es semejante al de un imn, pero no

est alineado con el eje de rotacin. Los polos geomagnticos no coinciden

con los polos geogrficos.

Las regiones donde se producen las auroras se conocen como valos aurorales y estn fijas en el espacio respecto al Sol, de

manera que la Tierra gira bajo ellas una vez al da. Cada valo tiene un radio aproximado de 2 000 kilmetros (aunque ste vara segn la intensidad de la aurora) y son excntricos respecto a los polos,

esto es, su centro est corrido unos cuantos grados hacia lo que se llama el lado noche, es decir; el lado opuesto al Sol (figura 8). As,

la porcin noche se encuentra alrededor de los 67 de latitud

magntica, mientras que la porcin de da est alrededor de los 76 de latitud. Como puede verse, contrariamente a la creencia comn,

las auroras no ocurren en los polos, sino que el valo deja libre una regin de latitudes ms altas, lo que se conoce como elcasquete

polar.

Figura 8. Fotografas de la evolucin de una aurora en el hemisferio norte,

tomadas desde satlites.

Ahora ya se sabe que las columnas de luz de las auroras son

causadas por la precipitacin de electrones y iones (principalmente protones) de alta velocidad sobre la atmsfera superior; las cuales

penetran a lo largo de las lneas del campo magntico de la Tierra y excitan y ionizan a los tomos y disocian a las molculas del aire.

Las desexcitaciones y recombinaciones de los tomos y molculas son responsables de las luces emitidas. Como los electrones son mucho ms pequeos que los iones logran penetrar ms la

atmsfera y dominan en nmero a los iones por un factor de 50, generalmente. Aunque el espectro auroral es bastante complejo y

consiste de un gran nmero de lneas y bandas espectrales, unas cuantas lneas son especialmente conspicuas. La ms dominante,

tanto que se le ha llamado lnea auroral, est en la parte amarilla del espectro, muy cerca de la longitud de onda a la que es ms

sensible el ojo humano. sta es, por mucho, la lnea ms intensa en el espectro visible, pero hay muchas lneas de emisin an ms

intensa en el infrarrojo. Auroras muy energticas, que se salen del valo auroral normal y alcanzan latitudes ms bajas, tienen con

frecuencia un color rojo debido al oxgeno, y auroras que alcanzan alturas bajas, debido tambin a una mayor energa de las partculas

que penetran, a menudo presentan un borde inferior rojo causado por las emisiones de las molculas de nitrgeno.

De los experimentos de laboratorio es bien sabido que los plasmas

que transportan corrientes tienden a romperse en filamentos. Una hermosa muestra a gran escala de esta estructura filamentaria se

ve en las auroras. Las partculas cargadas fluyen hacia abajo en la atmsfera en hojas a lo largo del campo magntico. Estas hojas de

corriente elctrica se filamentan para formar cortinas de luz que ondulan rpidamente, constituyendo el despliegue auroral. Aun a

simple vista, las auroras muestran claramente esta caracterstica tan persistente en el universo de plasma: su tendencia a formar

estructuras filamentarias.

El tamao y la forma de los valos aurorales dependen del estado de perturbacin del campo geomagntico, el cual a su vez est

condicionado por la emisin del plasma solar; como veremos ms adelante. Ya desde 1741, Hiorter y Celsius hicieron notar que la

aurora se intensifica y puede observarse a ms bajas latitudes cuando hay perturbaciones magnticas intensas o tormentas

geomagnticas (llamadas as por A. von Humboldt en 1806). En altas latitudes el resplandor auroral es un fenmeno permanente,

pero asociado con tormentas geomagnticas las auroras se intensifican, se activan y llegan a verse ms cerca de los polos y a

latitudes medias y bajas. En Mxico se han observado auroras en forma de extensos velos en momentos de muy alta actividad geomagntica, como sucedi en 1957 y ms recientemente en

1989.

Durante las auroras, hay ocasiones en que el plasma emite ondas

de radio con frecuencias entre 30 y 3 000 megahertz; en estos casos se habla de una radio aurora.Tambin se han registrado

emisiones espordicas de seales de radio de muy alta frecuencia a las que se ha dado el pintoresco nombre de "silbidos aurorales" y

que parecen deberse ms bien a los electrones que se precipitan. El mecanismo fsico que produce esta radiacin no est an muy bien entendido. Hannes Alfvn explica su origen como resultado de la

existencia de capas dobles de plasma. Aunque el plasma est en un estado de cuasineutralidad, en algunas ocasiones, cuando est

inmerso en l un campo magntico (que es el caso de todos los plasmas naturales), es posible que se formen dos capas contiguas

con acumulacin de iones y electrones, respectivamente. Estas capas se encuentran dentro del plasma y estn separadas entre s

por una distancia del orden de la distancia de Debye. En esa regin se generan, pues, campos elctricos muy intensos capaces de

acelerar partculas cargadas. Durante las auroras hay corrientes elctricas que bajan hacia la atmsfera a lo largo de las lneas del

campo geomagntico y se supone que las ondas de radio son generadas como resultado de inestabilidades del plasma con sus

capas dobles y sus corrientes elctricas. Aunque la presencia de

estas capas dobles no se ha podido corroborar en nuestra atmsfera, s se ha observado en experimentos de laboratorio para

una gran variedad de plasmas en un amplio rango de densidades y temperaturas. Pero a pesar de que Irving Langmuir habl acerca de

la existencia de estas capas dobles desde su primera publicacin sobre plasmas, hasta ahora estas estructuras no estn bien

entendidas.

Para la fsica de plasmas el estudio de la aurora ha resultado ser no slo fascinante sino enormemente enriquecedor; ya que su

entendimiento requiere de la solucin de problemas fsicos fundamentales que seguramente tienen tambin lugar en todo

nuestro universo de plasma. A pesar de que la aurora es el fenmeno de plasma natural que se ha observado desde hace ms

tiempo, su complejidad sigue desafiando las explicaciones, pues mientras ms se estudia se encuentran en ella nuevos efectos de

plasma. Hoy en da, para estudiar la aurora se combinan mediciones locales realizadas por satlites encima de la atmsfera,

con datos de percepcin remota (principalmente en el ultravioleta) de toda la zona auroral y con observaciones desde tierra. Toda esta

informacin se utiliza para alimentar modelos tericos que intentan describir el fenmeno auroral. Sin embargo, aunque se sabe que las partculas que se precipitan para formar la aurora provienen de

fuera, del plasma con que el Sol llena el medio interplanetario, la forma como estas partculas penetran y son aceleradas hasta

energas a las cuales se precipitan sigue siendo un problema abierto. Esta aceleracin de partculas hasta muy altas energas es

una caracterstica muy notable y generalizada en el Universo, tanto en los plasmas como en los astrofsicos.

Por otra parte, se ha sugerido recientemente que la aurora (y por lo tanto el estado de plasma) puede incluso haber sido responsable del surgimiento de la vida en la Tierra. Algunos cientficos suponen

que el proceso auroral en la atmsfera superior de la Tierra primitiva pudo haber proporcionado el ambiente reactivo necesario

para algunas sntesis qumicas determinantes. De esta manera, el cuarto estado de la materia, que ahora se ha convertido en el eje

central de la nueva astrofsica, tal vez tambin pase a ser parte importante de los estudios de la vida.

LA IONOSFERA.

Yendo hacia fuera de nuestro planeta, el primer establecimiento permanente de plasma con que nos encontramos es

la ionosfera. Todos los cuerpos del sistema solar que tienen atmsfera (esto es, una envoltura gaseosa) tienen una ionosfera, la

cual no es mas que la parte exterior de la atmsfera, ionizada por

la luz solar de alta frecuencia. Los fotones solares ( principalmente en la regin utravioleta) arrancan electrones de los tomos que

componen las molculas de los gases de la atmsfera y la convierten en un plasma donde iones y electrones estn separados.

Tambin a los cometas, que al acercarse al Sol sufren una vaporizacin que los rodea de una atmsfera, se les forma una

ionosfera que, como veremos despus, desempe un papel muy importante en el descubrimiento del plasma que sale del Sol.

La existencia de la ionosfera terrestre fue postulada mucho antes

de que pudiera sondearse directamente. Desde 1839, el fsico y matemtico alemn Carl Friedrich Gauss afirm que debera haber

una capa elctricamente conductora en la atmsfera superior; lo cual explicara las variaciones diurnas que sufre el campo

magntico de la Tierra. En 1860, Kelvin hizo la misma sugerencia, y en 1882 el fsico escocs Balfour Stewart elabor un artculo ya ms

detallado acerca de esta capa y el cual se considera como el punto de partida de la fsica ionosfrica.

Posteriormente un nuevo efecto, descubierto a raz de los avances

en las comunicaciones por radio, vino a reforzar esta conviccin y condujo finalmente a la demostracin de la existencia de esta capa

ionizada de la alta atmsfera. En 1901, el cientfico y tcnico italiano Guglielmo Marconi, quien hizo posible las comunicaciones

por radio, estableci un sistema de comunicacin de Inglaterra a Estados Unidos a travs del Ocano Atlntico. Las ondas de radio,

como ya mencionamos, son ondas electromagnticas como la luz, slo que de longitud de onda mucho ms larga y, al igual que la luz,

viajan en lnea recta. como la Tierra es una esfera, una onda que viajara en lnea recta no podra ser recibida muy lejos en la

superficie (figura 9(a)) y ciertamente no podra dar la vuelta para llegar al otro lado del Ocano Atlntico, sin embargo lo hacan, y las comunicaciones trasatlnticas estaban ocurriendo. Un ao despus,

en 1902, el ingeniero fsico ingls Oliver Heaviside y el ingeniero elctrico de origen hind Arthur Edwin Kennely, sugirieron

independientemente la presencia de una capa en la alta atmsfera que reflejaba las ondas de radio y las llevaba a puntos muy lejanos

sobre la Tierra (figura 9(b)). Esta capa debera ser elctricamente conductora, como lo requera la explicacin de las variaciones del

campo magntico de la Tierra.

Figura 9. Las ondas de radio viajan en lnea recta. Si no existiera la ionosfera

(a), sera imposible comunicarse con puntos lejanos debido a la curvatura de

la tierra. Pero como la ionosfera es una capa reflectora de estas ondas (b), es

posible comunicarse con lugares que estn por debajo del horizonte.

Poco tiempo despus del descubrimiento del electrn por J. J.

Thomson, Taylor propuso, en 1903, que esta capa debera estar compuesta por iones y electrones libres y que la ionizacin de los

tomos era producida por la radiacin ultravioleta del Sol. El escepticismo respecto a esta capa elctricamente conductora fue

finalmente derrotado con la demostracin experimental de la existencia de una regin de plasma en la atmsfera superior; a la

que se llam ionosfera. Esta demostracin fue obtenida en forma concluyente en 1925 por el geofsico estadunidense Merle Anthony

Tuve y el fsico de origen ruso Gregory Breit, quienes empezaron a observar repetidamente la reflexin de ondas de radio en la

atmsfera. En forma independiente, el cientfico ingls Edward Victor Appleton estudi extensamente la ionosfera y determin la altura de la capa reflectora de las ondas de radio, llamada ahora la

capa de Appleton. Junto con Hartree, demostr y model matemticamente el efecto del campo geomagntico sobre la

reflexin de las ondas de radio en la ionosfera al principio de la dcada de 1930 y en 1947 recibi el premio Nobel de fsica por

estos estudios. Los trabajos de Appleton hicieron posible que se obtuvieran radiocomunicaciones de ms largo alcance y mayor

confiabilidad y contribuyeron posteriormente al desarrollo del radar.

La razn por la cual las ondas de radio son reflejadas por la ionosfera tiene que ver con las oscilaciones propias del plasma.

Como ya mencionamos en el captulo anterior; un plasma tiene una frecuencia natural de oscilacin que depende exclusivamente de su

densidad de electrones; a una mayor densidad electrnica le corresponde una frecuencia ms alta. Cuando una onda

electromagntica (que es un arreglo de campo elctrico y

magntico oscilante) atraviesa un plasma, las cargas libres en l, principalmente los electrones, tienden a responder a esta oscilacin.

Pero las atracciones electrostticas hacia los iones, que son las fuerzas que generan la oscilacin del plasma, tienden a impedir

este acoplamiento entre los electrones y la onda electromagntica. Si la frecuencia de la onda electromagntica es mayor que la del

plasma, esta onda atravesar el plasma sin mayor problema, pero si la frecuencia de la onda electromagntica es menor o igual que la

del plasma, parte de la onda ser reflejada y parte ser transmitida. Las ondas con frecuencias menores que la del plasma

slo podrn penetrar una capa delgada de ste, ya que son rpidamente amortiguadas.

La densidad de iones (y de electrones) en la ionosfera no es

homognea, pues depende fundamentalmente de la altura. A gran altura, la densidad de iones es baja debido a la baja densidad

misma del gas atmosfrico. A bajas alturas tambin hay pocos iones porque la mayor parte de la radiacin solar ionizante ya ha

sido absorbida. As pues, en un nivel de altura intermedia existe un mximo bien definido de la densidad de iones (figura 10). Distintas

frecuencias de onda de radio sern reflejadas a distintas alturas y a la altura de la densidad mxima se reflejarn las ondas de mxima frecuencia que pueden ser reflejadas. Ondas con frecuencias

mayores que sa ya no sern reflejadas por la ionosfera, por lo que la mxima densidad de electrones define la frecuencia ms baja que

puede atravesar la ionosfera. Esta penetracin y esta reflexin se dan, por supuesto, en ambas direcciones. Las ondas de radio de

frecuencias muy altas (como por ejemplo lasmicroondas) generadas en la superficie de la Tierra ya no las refleja la ionosfera y se tienen

que usar reflectores artificiales a bordo de satlites para comunicar a todo el planeta, pero, del mismo modo, estas ondas pueden

penetrar la ionosfera cuando provienen del espacio exterior. De igual manera, las ondas de radio de frecuencias ms bajas, que

rebotan en la ionosfera cuando provienen de la superficie de la Tierra, rebotan tambin cuando vienen de fuera y no pueden ser

registradas en el suelo. La presencia de la ionosfera nos permite utilizar cierto rango de frecuencias de radio para comunicarnos sin

necesidad de reflectores artificiales, pero esto mismo limita nuestra observacin del rango de frecuencias provenientes de cuerpos extraterrestres.

Figura 10. Perfil de densidades de electrones en la ionosfera con la altura

cerca del mximo de actividad solar. La curva slida representa el perfil

nocturno y la curva en trazos el perfil diurno. Se muestran las alturas

aproximadas de las capas D, E, F1 y F2. En pocas de baja actividad solar las

densidades de electrones disminuyen y las curvas que representan los

perfiles diurno y nocturno se corren hacia la izquierda.

Cabe mencionar que no todas las frecuencias mayores al umbral

ionosfrico pueden penetrar la atmsfera. Existen otros efectos que limitan la penetracin de ondas electromagnticas muy cortas. Por

ejemplo, el infrarrojo es absorbido por las molculas de agua, el ultravioleta se captura para ionizar la atmsfera alta (para generar

la ionosfera) y tambin se absorben de esta manera los rayos X. Los rayos gamma dan lugar a reacciones con los ncleos de la

atmsfera y tambin muy difcilmente pueden alcanzar la superficie. De esta manera, la atmsfera forma una coraza protectora que slo

deja pasar radiaciones electromagnticas en dos rangos de frecuencias llamadosventanas atmosfricas, una de las cuales es la

de la luz visible y la otra la ventana de radio (figura 3)

La frontera inferior de la ionosfera se encuentra a una altura aproximada de 55 km, donde la concentracin de electrones es ya

suficiente para afectar la propagacin de las ondas de radio. La densidad de electrones aumenta irregularmente hasta un mximo

entre los 200 y 600 km de altura y a partir de ah disminuye nuevamente, aunque en forma ms lenta (figura 10). Segn la

clasificacin de las capas atmosfricas en la meteorologa, la

ionosfera empieza poco antes del tope de la estratosfera, su densidad electrnica aumenta por la mesosfera y el pico de

electrones se halla en la termosfera. La ionosfera contina ms arriba, hasta traslaparse con la exosfera y finalmente fundirse con

la plasmosfera o magnetosfera, que veremos posteriormente. El plasma que rodea a la Tierra ya no tiene lmite y simplemente se

distinguen diferentes regiones.

En la ionosfera misma se distinguen varias regiones o capas, aunque la separacin entre ellas no es muy marcada. Las

caractersticas de estas capas cambian, como es de esperarse, de da a noche, pues la fotoionizacin del Sol cesa en la noche y los

procesos de recombinacin de iones y electrones cambian la estructura de la ionosfera. Durante el da, en orden de altitud

creciente y de concentracin creciente de iones, la ionosfera se divide en las regiones D, E, F1 y F2 (figura 10). Las tres primeras

son realmente estratos de la pendiente creciente en densidad de electrones que alcanza su pico en la regin F2, excepto algunas

veces en la noche, cuando la capa E desarrolla un pico independiente. Por la noche, la divisin entre las capas F1 y

F2 desaparece. Por encima del pico de la regin F2 la densidad de electrones ya decrece montonamente. Durante el da, la regin E se ioniza por los rayos X suaves del Sol hasta una concentracin de

105 electrones (y iones) por centmetro cbico. Las regiones superiores se ionizan con radiacin ultravioleta y el mximo en la

regin F2 alcanza valores del orden de 5 x 105 electrones por

centmetro cbico. Este valor; sin embargo, depende de la latitud

sobre la Tierra y del nivel de actividad del Sol, que aumenta y disminuye cclicamente. El valor dado anteriormente corresponde a

latitudes geogrficas entre 30 y 40 grados y a periodos de mnima actividad solar. En tiempos de mximo solar; la densidad de

electrones en el pico de la capa F2 puede alcanzar el orden de 2 x 106 electrones por centmetro cbico.

La densidad electrnica de la ionosfera y la altura del pico se

sondean constantemente enviando seales de radio de distintas frecuencias y midiendo el tiempo que tardan en regresar. Estos

sondeos han revelado gran cantidad de detalles interesantes en el plasma ionosfrico, complicados patrones de densidad y de

corrientes elctricas, una compleja fotoqumica y otros efectos magnetohidrodinmicos. En particular, en la ionosfera se propagan

las ondas magnetohidrodinmicas, que viajan en los plasmas atravesados por un campo magntico, como son todos los plasmas

espaciales. En estas ondas se acoplan oscilaciones de las propiedades del plasma con oscilaciones del campo magntico en

l. Algunas son longitudinales (la oscilacin se da en la direccin en

que se propaga la onda), pero otras son transversales (la oscilacin es perpendicular a la velocidad de propagacin). Estas ondas

desempean un papel muy importante en los plasmas espaciales y volveremos a encontrarlas en otros lugares. En la ionosfera, estas

ondas MHDson impulsadas por los movimientos de la atmsfera baja

y por otros movimientos magnetosfricos que llegan desde arriba.

El estado de la ionosfera, como ya mencionamos, vara de da a

noche como consecuencia del cambio en la fotoionizacin y en el calentamiento de la atmsfera. Durante el da, cuando la atmsfera

est ms caliente y sus molculas estn ms agitadas, las colisiones entre los electrones y los tomos neutros producen una

fuerte absorcin de las ondas electromagnticas de radio. De noche, al bajar la temperatura, el nmero de colisiones disminuye y

se pueden transmitir con mayor alcance y mayor claridad; incluso algunas ondas que no son reflejadas durante el da llegan a ser

reflejadas durante la noche. Tambin el efecto de recombinacin que ocurre durante la noche ocasiona que suban las capas

reflectoras de las distintas seales de radio (figura 10), y as, al ser reflejadas a la Tierra, llegan ms lejos y se escuchan estaciones que de da es difcil captar.

Pero stas no son las nicas variaciones que sufre la ionosfera. Tambin la afectan los fenmenos que ocurren en la atmsfera baja

y, en forma mucho ms drstica, los fenmenos espordicos que ocurren en el Sol. En ocasiones tienen lugar en el Sol enormes

explosiones llamadas rfagas solares, que lanzan hacia el espacio gran cantidad de energa electromagntica en distintas longitudes de ondas que incluyen la luz. Las radiaciones de longitudes de onda

ms cortas (UV y rayos X) aumentan enormemente la ionizacin en

la ionosfera y por lo tanto alteran todos sus patrones de corrientes

elctricas. Las alteraciones en la densidad de los iones repercuten en las radiocomunicaciones y las alteraciones en las corrientes se

reflejan en el campo magntico de la Tierra.

Durante estas explosiones solares y por varios das despus, es comn que tambin incidan sobre la Tierra partculas de muy alta

energa. Estas partculas giran alrededor de las lneas del campo magntico de la Tierra y se precipitan sobre la ionosfera,

principalmente en regiones de alta latitud, alrededor de los polos; penetran hasta la parte ms baja de la ionosfera, la capa D, y

ionizan los constituyentes de la atmsfera al chocar con ellos, con lo cual aumenta considerablemente la densidad de electrones. Este

exceso de electrones produce, al igual que en el caso anterior, una absorcin severa e incluso un bloqueo total de las radioondas. Su

efecto se siente principalmente durante el da, cuando la Tierra est

frente al Sol y recibe estas partculas, pero cuando es muy intenso

permanece tambin por la noche. Como el efecto de absorcin y bloqueo de ondas de radio se da en los casquetes polares, a este

fenmeno se le conoce como absorcin en los casquetes polares y afecta principalmente a las comunicaciones a alta latitud.

El comportamiento de la ionosfera tambin se ve alterado por perturbaciones que el Sol genera en el plasma del medio interplanetario y que viajan hasta la Tierra en unos cuantos das.

Estas perturbaciones alteran la estructura del campo magntico y los patrones de corrientes en todo el plasma que rodea a la Tierra y

pueden incluso permitir la inyeccin del plasma solar hacia la Tierra. Cuando son muy intensas dan lugar a lastormentas

geomagnticas (las cuales ya mencionamos cuando se habl de las auroras), que pueden causar costosos daos a instalaciones

elctricas, adems de los consabidos problemas en las comunicaciones. De esto hablaremos en detalle ms adelante.

MAGNETOSFERAS.

CONFORME nos alejamos de la Tierra y abandonamos lo que se conoce

propiamente como la atmsfera, entramos de lleno en el dominio del plasma. Nuestro planeta y todos los dems planetas del Sistema

Solar que poseen un intenso campo magntico de origen interno estn rodeados por envolturas magnticas estructuradas donde el

plasma se organiza de diversas maneras. Estas envolturas se llaman magnetosferas y todas ellas ya han sido exploradas con

mayor o menor detalle con los satlites y sondas espaciales. En octubre de 1957, cuando se coloc por primera vez en rbita un

satlite artificial, elSputnik, se inici la fsica de plasmas espacial moderna. Satlites como ste son capaces de dar la vuelta a la

Tierra en aproximadamente una hora y media y muchos de ellos transportan equipo para medir la temperatura, la presin, la

intensidad de campo magntico y muchas otras caractersticas de los plasmas en el espacio. En las dcadas posteriores, vehculos como stos han sido sacados de la atraccin gravitacional de la

Tierra y enviados a explorar el espacio y los entornos de otros cuerpos del Sistema Solar. De los nueve planetas de la corte del

Sol, ocho han sido ya visitados por sondas espaciales y se ha

encontrado que seis de ellos tienen magnetosferas y que dos,

Venus y Marte, no tienen. Las naves espaciales nos han dado a conocer una impresionante variedad de mangnetosferas planetarias

que no se ajustan a un solo modelo. En este captulo las describiremos brevemente.

LA MAGNETOSFERA DE LA TIERRA

Debido a su cercana , la magnetosfera de la tierra es la que ms se ha explorado y, por lo tanto, la que conocemos y entendemos

mejor. A finales de la dcada de 1960 los datos de los satlites que orbitan la Tierra ya haban proporcionado una imagen bastante

completa, aunque burda, de nuestra envoltura magntica y de plasma hasta sus lmites cercanos. La imagen a la que condujeron

las medidas detalladas de estos satlites difera enormemente de lo que se haba supuesto unos aos antes. En particular; la presencia de flujos de partculas cargadas o corrientes elctricas desde una

regin de plasma hacia otra, as como la de campos elctricos que aceleran partculas hasta muy altas energas, revelaron una capa

envolvente de plasma de la Tierra muy dinmica y frecuentemente turbulenta. El medio que rodea a la Tierra en el espacio, como lo

conocemos ahora, es notablemente diferente de lo que se esperaba antes de las observaciones in situ. Esto se debe a que los procesos

que ah tienen lugar son procesos de fsica de plasmas que en su mayora eran totalmente desconocidos.

Aunque la idea bsica de una magnetosfera fue establecida hace

mucho por Birkeland, en 1896, y descrita despus por Hoyle en 1956, no fue sino hasta que se utilizaron vehculos espaciales para

explorarla que se acept ampliamente su existencia por la comunidad cientfica. La magnetosfera de la Tierra (y todas las

dems magnetosferas) existe porque el Sol emite continuamente plasma a gran velocidad y en todas direcciones. Este plasma, que

tiene una conductividad elctrica muy alta, pues est totalmente ionizado y es muy diluido, no acepta la penetracin de un campo

magntico externo (propiedad bien conocida de los buenos conductores elctricos). En estas circunstancias, el campo

magntico de la Tierra es barrido del medio interplanetario y comprimido hacia nuestro planeta por el lado que da al Sol, el lado

da. En el lado opuesto, el lado noche, las lneas de campo se estiran alejndose del Sol, formando una cola como la de los

cometas (figura 11).

Figura 11. La magnetosfera de la Tierra est formada por el flujo del plasma

solar que encierra al campo magntico terrestre en una cpsula. En ella se

encuentran diferentes regiones de plasma y estructuras de campo

magntico.

Este efecto de deformacin es el resultado de la interaccin del frente de flujo del plasma solar con el campo magntico que

encuentra a su paso, el cual genera corrientes en el plasma que inducen la aparicin de nuevos campos magnticos. Estos campos

magnticos inducidos tienden a cancelar el campo en el interior del plasma y a incrementarlo afuera. El plasma podr seguir fluyendo,

barriendo y comprimiendo el campo magntico a su paso hasta que la presin que el flujo ejerce sobre el campo iguale la presin que el

campo comprimido ejerce sobre el flujo. En ese punto (que de hecho sern muchos puntos que formarn una superficie) el plasma

esquivar y rodear al "obstculo" magntico, confindolo a una cavidad en la que el plasma solar ya no penetra. Esta superficie constituye lo que se llama la magnetopausa, porque ms all de

ella ya no se encuentra el campo magntico del planeta.

Cerca de la Tierra, el campo geomagntico es muy similar al de una

barra de imn, que es lo que se conoce como el campo de

un dipolo (figura 7). Antes del ao geofsico internacional (IGY) en

1957-1958, se crea que el campo dipolar de la Tierra continuara

extendindose hacia afuera en el espacio sin cambiar su forma y

que su intensidad disminuira al alejarse. Pero a partir de las

intensas observaciones con cohetes y satlites durante el IGY se

descubri que conforme se asciende, el campo magntico

gradualmente empieza a parecerse menos al de un dipolo y que del lado da el campo geomagntico de repente empieza a ser ms

intenso y se acaba bruscamente a una distancia de unos 10 radios terrestres (1 RT = 6 400 km). Esa cavidad en el espacio en donde

se encuentra confinado nuestro campo magntico es lo que se conoce como nuestra magnetosfera y en poco tiempo se obtuvo

una imagen global de ella. As pues, la magnetosfera existe porque la Tierra no est rodeada por un vaco, como era la imagen simplista previa a la era espacial, sino que se encuentra inmersa en

un plasma que fluye muy rpidamente.

Un detalle interesante es que el plasma solar que fluye es tan

rpido que su velocidad supera la velocidad de las ondas que se transmiten en l. Cuando este plasma encuentra un obstculo en su

camino, como el campo magntico de la Tierra, se generan ondas que tratan de propagarse en todas direcciones. Pero como el flujo

viaja ms rpidamente que las ondas, las que quisieran regresarse al Sol no pueden hacerlo pues son transportadas hacia adelante por el fluido mismo. En estas condiciones se genera una onda de

choque a cierta distancia de la magnetopausa, que en el caso de la Tierra es aproximadamente de 4RT en la direccin hacia el Sol

(figura 11). El plasma solar que fluye antes de la onda de choque no est perturbado en absoluto por la presencia del obstculo, pero

el flujo de plasma posterior a esta onda ya es muy diferente: se vuelve turbulento y ms desorganizado (ms caliente) y el campo

magntico que ha transportado desde el Sol se vuelve muy irregular. El plasma solar ya alterado por el cruce con la onda de

choque forma una capa alrededor de la magnetosfera que se conoce como magnetofunda, la cual tambin se ilustra en la figura

11.

El interior de la magnetosfera tambin se encuentra parcelado; tiene una estructura celular en la que se distinguen grandes

regiones diferenciadas donde el plasma se estructura de manera particular y que responden como un solo ente en relacin con los

dems. As tenemos a la plasmosfera y en el interior de ella a los cinturones de Van Alleny una hoja de plasma u hoja neutra que

separa en dos partes a la cola magnetosfrica; en una de estas regiones las lneas de campo magntico se dirigen hacia la Tierra,

mientras que en la otra se alejan de ella. Segn las observaciones con vehculos espaciales, la cola magnetosfrica de la Tierra se

extiende a ms de 1 000 y posiblemente 2 000 RT. Ahora ya sabemos que esta estructura celular es una caracterstica ubicua en

todos los plasmas csmicos en sistemas estelares y galcticos y en

las envolturas de los planetas y de los cometas.

La magnetosfera se considera como la regin del espacio que rodea

a la Tierra en donde los procesos fsicos que ocurren estn dominados por el campo geomagntico, esto es, donde el material

atmosfrico ya est en estado de plasma y su densidad es tan baja que las colisiones entre las partculas no desempean ningn papel importante. Esto ocurre aproximadamente entre 1 000 y 2 000

kilmetros de altura, donde se considera que termina la ionosfera. Aunque la frontera inferior de la magnetosfera no es muy precisa,

su significado fsico es bastante claro.

Toda la magnetosfera se encuentra llena de plasma, principalmente

de origen ionosfrico, aunque en ocasiones se cuela en ciertas regiones de ella el plasma de origen solar. En el interior de la magnetosfera el campo magntico est bastante ordenado y se

pueden distinguir lneas de campo magntico que tienen sus dos pies en la Tierra, a las que se les llama lneas cerradas y otras que

slo tienen un pie y que se denominan lneas abiertas.Formalmente todas las lneas de campo magntico deben ser (y son) cerradas,

pero en el caso de las lneas abiertas la conexin es a travs de lneas de campo del medio interplanetario. Sobre la superficie de la

Tierra las lneas abiertas se encuentran slo a altas latitudes, pero se pueden encontrar lneas abiertas a cualquier latitud con slo irse

suficientemente lejos.

En el interior de la magnetosfera se destaca la plasmosfera que es la porcin del plasma magnetosfrico que rota con la Tierra. Esta

regin se extiende hasta una distancia entre 3 y 6 RT de altura, dependiendo del estado de perturbacin de la magnetosfera, el cual

a su vez depende del estado de perturbacin del Sol. Fuera de esta regin, la densidad de electrones y iones decrece muy rpidamente

y sus patrones de circulacin ya no tienen que ver con la rotacin terrestre. Aunque su nombre lo sugiere, su forma no es esfrica y

no slo est limitada en distancia sino tambin en latitud, extendindose slo hasta las latitudes de las ltimas lneas que son

cerradas a todas horas, esto es, tanto del lado da como del lado noche, donde el campo magntico es bastante semejante a un

campo dipolar. A latitudes magnticas ms altas, cerca de los polos, las lneas de campo se encuentran estiradas hacia la cola y por ellas

fluye el plasma que escapa de la ionosfera y que sigue estas lneas hasta las profundidades de la cola magnetosfrica, detrs de la Tierra. A este movimiento de salida del plasma de altas latitudes se

le llama viento polar(figura 11).

LOS CINTURONES DE VAN ALLEN

La plasmosfera tampoco es una regin uniforme. En su interior

existen dos zonas en forma de dona en donde se encuentra una poblacin bastante densa de partculas (protones y electrones)

atrapada en las lneas cerradas del campo geomagntico. A estas dos zonas se les denomina cinturones de radiacin o cinturones de

Van Allen, en honor a su descubridor. En 1958, al analizar la informacin enviada por los detectores de partculas a bordo del

satlite artificial Explorer 1, el fsico estadunidense James Alfred van Allen descubri estas zonas de intensa radiacin corpuscular

(partculas) que no se pueden observar a simple vista. Un corte meridional de estos cinturones se muestra en la figura 11, donde se

observa que debido a la estructura del campo magntico son ms anchos en el ecuador y no cubren los polos.

A diferencia de las partculas de plasma que componen la

plasmosfera y que tienen energas muy bajas, los protones y electrones atrapados en los cinturones son de muy alta energa,

miles y hasta millones de veces ms alta que la del plasma. Estas partculas se encuentran girando muy rpidamente alrededor de las

lneas del campo, al mismo tiempo que suben y bajan a lo largo de ellas, rebotando en un punto en el norte y otro en el sur

llamados puntos espejo. Adems dan vuelta alrededor de la Tierra, los protones hacia el oeste y los electrones hacia el este. En la figura 12 se muestra esquemticamente los tres tipos de

movimientos de las partculas atrapadas en los cinturones de Van Allen. El tiempo que les toma a estas partculas dar un giro

alrededor de la lnea de campo es del orden de millonsimas de segundo, mientras que el tiempo que utilizan para ir y venir entre

dos puntos espejo es de un segundo. Dar una vuelta completa a la Tierra les lleva algunas decenas de minutos.

Figura 12. Diagrama esquemtico que muestra los tres movimientos de las

partculas en los cinturones de Van Allen: un movimiento de giro alrededor de

la lnea de campo; un movimiento de vaivn entre dos puntos de reflexin

(puntos espejo) sobre la lnea y un movimiento que deriva alrededor de la

tierra.

La existencia de puntos espejo surge de la naturaleza dipolar del

campo magntico, cuya intensidad aumenta hacia los polos. Cuando las partculas cargadas se van moviendo alrededor de una lnea

hacia regiones de campos ms intensos van a encontrar un punto de alcance mximo, ms all del cual ya no pueden penetrar. Como

esto ocurre si se dirigen hacia el polo norte o al polo sur, las partculas quedan atrapadas entre dos puntos de reflexin. Estos

dos puntos no son los mismos para todas las partculas, pues dependen de la manera como stas fueron inyectadas en esas

regiones. En el laboratorio se ha intentado confinar plasmas en botellas magnticas. Sin embargo, estos confinamientos

"artificiales" de plasmas hasta ahora no han resultado eficientes.

El cinturn interior est centrado en una lnea que cruza el ecuador a 0.5 RT de altura y est poblado principalmente por protones. El

cinturn exterior, que llega hasta laplasmopausa, o sea el lmite de la plasmosfera (3 RT de altura), est poblado sobre todo por

electrones. Parece haber dos fuentes principales de inyeccin de partculas en estas regiones. Una de ellas son los neutrones que

provienen de la atmsfera y que, como son partculas inestables, en unos minutos se transforman en un par electrn-protn. Estos ltimos, al ser partculas cargadas, quedarn atrapados por el

campo magntico terrestre ah donde las lneas son cerradas. Los neutrones provenientes de la atmsfera se producen en forma

natural por la interaccin de los rayos csmicos (que son partculas de muy alta energa que llegan a la Tierra desde el espacio exterior)

con los ncleos de los tomos de la atmsfera. Algunos de estos neutrones se precipitan hacia la Tierra, pero otros son enviados de

regreso hacia el espacio. En forma artificial se produjeron grandes cantidades de neutrones y de partculas cargadas entre 1950 y

1970 como resultado de las explosiones nucleares a gran altura que realizaron Estados Unidos y la Unin Sovitica. Estas partculas

pasaron a formar parte de la poblacin de los cinturones de Van Allen, algunas transitoriamente, otras permanecen ah.

La segunda fuente importante de partculas de los cinturones de

Van Allen parece ser la cola magnetosfrica, donde aparentemente son aceleradas partculas de baja energa, posiblemente del plasma

solar, y luego son lanzadas hacia la Tierra. Parte de estas partculas

quedan atrapadas en los cinturones de radiacin y otras caen sobre la ionosfera en las regiones aurorales y producen las auroras.

Los movimientos de los protones y electrones alrededor de la Tierra constituyen una corriente elctrica, la corriente anular. Por

convencin, las corrientes fluyen en l