Nuevas simulaciones por computadora muestran que las interacciones onda-partícula dotan a los plasmas delgados de una viscosidad efectiva que regula sus movimientos turbulentos y su calentamiento
Por: François Rincón*
La mayor parte de la materia regular en el Universo es plasma, un estado en ebullición caracterizado por partículas cargadas que interactúan colectivamente con campos electromagnéticos. Cuando las partículas individuales chocan en escalas mucho más cortas que las de los movimientos de plasma a granel, estos últimos están bien descritos por una teoría de fluidos 3D: magnetohidrodinámica. Esa condición prevalece en el interior de las estrellas y los planetas y en los discos de acreción protoplanetarios. Pero muchos flujos de plasma astrofísico calientes y de baja densidad son solo débilmente colisionantes. Tener en cuenta los vientos estelares, la acumulación alrededor de los agujeros negros y los movimientos del plasma que impregna el espacio intergaláctico requiere una descripción cinética estadística de las posiciones y velocidades de las partículas en un espacio 6D. Simulaciones numéricas por Lev Arzamasskiy del Instituto de Estudios Avanzados en Princeton, Nueva Jersey, y sus colegas [1 ] arroja nueva luz sobre la turbulencia cinética magnetizada en tales plasmas. También allanan el camino para descripciones detalladas de la dinámica del plasma en las grandes escalas que observan los astrónomos.
Los fluidos cósmicos están sujetos a poderosos procesos que impulsan movimientos de fluidos a gran escala, como la acumulación en una estrella de neutrones o la fusión nuclear dentro de una estrella de secuencia principal. Que un flujo sea laminar o turbulento depende de la viscosidad, que en un gas es proporcional al camino libre medio de las partículas. Cuando las colisiones de partículas son frecuentes, la viscosidad suele ser demasiado baja para que la fricción viscosa disipe energía en grandes escalas astronómicas. En cambio, la energía cae en cascada a escalas mucho más pequeñas, donde las tensiones viscosas finalmente la disipan en calor. Esta respuesta dinámica turbulenta y no lineal de un fluido a la falta de equilibrio a gran escala es el vehículo principal para el transporte macroscópico y la mezcla de cantidades físicas clave, como la entropía en las estrellas o el momento angular en los flujos de acreción.
Por el contrario, las partículas individuales en plasmas cósmicos sin colisiones transportan impulso a largas distancias. Dichos plasmas no tienen necesariamente viscosidades bajas. ¿Pueden incluso ser turbulentos? A diferencia de los fluidos de colisión, los plasmas sin colisión albergan resonancias de partículas de onda y sufren inestabilidades cinéticas que dispersan y atrapan partículas en fluctuaciones electromagnéticas. Todos estos impiden las trayectorias de las partículas, dotando al plasma de una colisión efectiva. Cómo afecta la dinámica cinética a los procesos de termalización, microscópicos (colisiones) y de gran escala (turbulentos) es un problema fundamental de enorme importancia y extrema complejidad.
Los investigadores de la fusión controlada magnéticamente han tratado durante mucho tiempo de caracterizar los numerosos procesos de transporte que impiden el confinamiento eficiente del plasma caliente [ 2 ]. Pero solo recientemente ha surgido una imagen fenomenológica de la turbulencia en los plasmas cósmicos. Aunque los plasmas cósmicos suelen contener mucha menos energía magnética que sus contrapartes de fusión, su baja colisión asegura que el radio de giro en el campo magnético siga siendo pequeño en comparación con el camino libre medio de colisión. La agitación del plasma a gran escala en los plasmas cósmicos conduce al desarrollo de anisotropías de presión en relación con el campo magnético que evoluciona dinámicamente, lo que a su vez alimenta inestabilidades cinéticas rápidas [3 ] . Estos últimos, que son bien conocidos en plasmas heliosféricos [ 4], excitan fuertes fluctuaciones electromagnéticas en escalas microscópicas que, al dispersar partículas, proporcionan un grado de colisión efectiva en escalas más grandes [ 5 ].
La simulación de un sistema que exhibe una no linealidad extrema de múltiples escalas requiere computación de alto rendimiento. Sin embargo, los plasmas cósmicos 6D pertenecen a una clase de complejidad numérica propia. El trabajo de Arzamasskiy y colegas es un tour de force en este sentido. Los autores realizaron simulaciones cinéticas de partículas en celdas de alta resolución de la versión sin colisiones de un problema clásico de fluidos, la turbulencia magnetohidrodinámica, utilizando la asombrosa cantidad de 10 11 macropartículas.
Su análisis de la dinámica de las partículas reveló que dos efectos clave alteran la imagen del fluido. El primero es el amortiguamiento sin colisión, un proceso resonante onda-partícula teorizado por primera vez en 1946 por Lev Landau mediante el cual la energía de la onda, contenida en ondas Alfvén magnéticas a gran escala, se transfiere a las partículas. El segundo efecto es la dispersión de partículas por inestabilidades de microescala impulsadas por anisotropía de presión no lineal, dominadas por una inestabilidad similar a la contorsión de una manguera contra incendios a presión, que se desarrollan sobre las ondas de Alfvén en evolución. Aunque esta dispersión genera algo de colisión de plasma, la viscosidad efectiva medida sigue siendo grande, por lo que la cascada turbulenta se reduce un poco. Por lo tanto, los plasmas sin colisiones débilmente magnetizados parecen ser más difíciles de convertir en turbulentos.
Los resultados de Arzamasskiy y sus colaboradores son relevantes para varios problemas astrofísicos destacados. Por ejemplo, el delgado plasma caliente dentro de un cúmulo de galaxias irradia energía tan eficientemente que debería enfriarse y colapsar hacia el centro del pozo gravitacional del cúmulo. Pero no es así. Las partículas y los fotones arrojados al plasma por la galaxia central dominante de un cúmulo pueden causar la turbulencia suficiente para que la termalización dinámica contrarreste un colapso por enfriamiento [ 6 ].
A pesar de los avances recientes, la turbulencia del plasma magnetizado apenas ha comenzado a revelar sus misterios a los investigadores. Por razones computacionales, Arzamasskiy, sus colegas y otros se han centrado en la dinámica sin colisiones de los iones mientras tratan a los electrones como un fluido. De hecho, los electrones más livianos y sin colisiones en los plasmas cósmicos diluidos y calientes también están sujetos a procesos cinéticos similares pero en escalas aún más pequeñas. Los investigadores apenas han comenzado a tocar esta dinámica a escala electrónica, que tiene sus propias implicaciones clave para la generación magnética, la reconexión, la radiación y el transporte de calor y carga [ 7 , 8 ].
Otro desafío importante es cerrar la brecha entre las simulaciones cinéticas como las de Arzamasskiy y sus colegas y las simulaciones magnetohidrodinámicas de formación de estructuras cosmológicas o acumulación de agujeros negros. Modelar sistemas astrofísicos desde sus escalas más grandes hasta escalas electrónicas es imposible: en el medio intracúmulo, las escalas abarcan 14 órdenes de magnitud. Sin embargo, las simulaciones cinéticas y los análisis que las acompañan, como el de Arzamasskiy y sus colegas, son invaluables. Hacen posible diseñar modelos motivados físicamente que encapsulen los efectos de transporte neto de la física a microescala en escalas de fluidos sin tener que simular la cinética completa [ 9 ]. Ahora depende de la comunidad aprovechar estos resultados para avanzar aún más en astrofísica más amplia.
*Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Toulouse, Francia
Referencias
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Arzamasskiy et al. , “Turbulencia cinética en alta velocidad sin colisiónβ
plasmas,” Phys. Rev. X 13 , 021014 (2023) .
X Garbet et al. , «Física del transporte en tokamaks», Plasma Phys. Fusión controlada 46 , B557 (2004) .
AA Schekochihin et al. , “Inestabilidades del plasma y crecimiento del campo magnético en cúmulos de galaxias”, Astrophys. J. 629 , 139 (2005) .
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Verscharen et al. , “La naturaleza multiescala del viento solar”, Living Rev. Sol. física 16 , 5 (2019) .
MW Kunz et al. , «Inestabilidades de espejo y manguera de fuego en un plasma de corte sin colisión», Phys. Rev. Lett. 112 , 205003 (2014) .
I.Zhuravleva et al. , «Calentamiento turbulento en los cúmulos de galaxias más brillantes en rayos X», Nature 515 , 85 (2014) .
GT Roberg-Clark et al. , «Supresión de la conducción térmica de electrones por turbulencia de silbato en un gradiente térmico sostenido», Phys. Rev. Lett. 120 , 035101 (2018) .
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Pusztai et al. , «Dinamo en plasmas no magnetizados de colisión débil impedido por la amortiguación de campos magnéticos de Landau», Phys. Rev. Lett. 124 , 255102 (2020) .
