figura 1.Esquema del experimento llevado a cabo por Gregory Howes ,las ondas Alfvén en contrapropagación,las cuales viajan paralelas a un campo magnético aplicado son generadas desde una antena enlazada y otra antena ASW .La interacción no lineal de las dos ondas resulta en una tercera onda la cual tiene frecuencia y número de onda igual a la suma de las frecuencias y números de ondas de las ondas que interactúan.Crédito.G. G. Howes.
A pesar de que está en una escala de longitud muy diferente, el estudio del plasma en el laboratorio nos puede enseñar acerca de la física de su contraparte astrofísica. Ahora, escribiendo en Physical Review Letters, Gregory Howes, de la Universidad de Iowa, y sus colaboradores han logrado un gran avance en la observación de que una interacción no lineal entre dos ondas magnéticas, conocidas como ondas Alfvén, pueden generar ondas "hijas" con una longitud de onda más corta (ver aquí). La interacción no lineal se cree que es el principal mecanismo por el cual se transfiere el movimiento turbulento de los plasmas astrofísicos a escalas de longitud cada vez más pequeñas , y los nuevos experimentos ofrecen la oportunidad de estudiar las condiciones en que se produce. La turbulencia es un factor fundamental en muchas escalas de longitud, desde las galaxias y cúmulos de galaxias, a la corona solar, hasta nuestra propia magnetosfera alrededor de la Tierra. La dinámica de la turbulencia dicta que hay un flujo de energía transportada por el fluido bariónico (es decir, el plasma que constituye casi todo el Universo visible) y que se transporta desde una escala más grande a una más pequeña. Este flujo de energía continúa hasta que finalmente se disipa en calor por efectos cinéticos o colisiones atómicas. ¿Cómo esta "cascada" de procesos en realidad se lleva a cabo en un plasma conductor sigue siendo una cuestión abierta. Particularmente problemático es el hecho de que, a diferencia de la turbulencia hidrodinámica ordinaria típica de fluidos terrestres, el plasma cósmico está trenzado por un campo magnético, lo que añade un número considerable de complicaciones en la identificación del origen de la cascada [ver aquí]. Ha pasado más de medio siglo desde que la importancia del efecto del campo magnético sobre la turbulencia fue reconocido[ver aquí y aquí], pero aún así, nuestra comprensión de la turbulencia del plasma magnetizado está lejos de ser completa. Las simulaciones numéricas han avanzado significativamente nuestro conocimiento, pero no sin sus limitaciones. Incluir toda la física pertinente sobre las necesariamente grande escalas de longitud es imposible, incluso con las mayores instalaciones informáticas disponibles en la actualidad. La solución del conjunto reducido de ecuaciones magnetohidrodinámicas (MHD) es un lugar común, pero incluso en este caso, no hay acuerdo entre las interpretaciones. Las observaciones astrofísicas y en las mediciones in situ de las naves espaciales pueden dar una orientación, pero carecen de la resolución necesaria para resolver las escalas cinéticas de interés. Es en este contexto que los experimentos de laboratorio proporcionan una herramienta muy valiosa para ayudarnos a entender cómo funciona la turbulencia. Las ecuaciones magnetohidrodinámicas que describen el plasmas son invariables cuando son escaladas desde tamaños cósmicos (kilómetros y mayores) a metros (el tamaño aproximado de las cámaras de plasma experimental), pero sólo bajo ciertas condiciones: las proporciones de calor por convección al de conducción (el número de Peclet), de las fuerzas inerciales a la viscosidad (el número de Reynolds), y de las fuerzas inerciales a la difusividad magnética (el número de Reynolds magnético) todas debe ser grande en comparación con la unidad. Esencialmente, estos requisitos significan que la viscosidad, resistividad, y la conducción térmica se pueden despreciar en una amplia gama de escalas espaciales y temporales. Si se cumplen estas condiciones, es posible escalar experimentos a escalas de longitud y tiempo pertinente a los plasmas espaciales o astrofísicos [ver aquí]. La similitud entre los sistemas del laboratorio y astrofísicos ha sido explotada en experimentos de plasma- láser para investigar la formación de estructuras de choque sin colisiones [ver aquí], la generación de semillas magnética en choques [ver aquí], y para explorar la auto-organización en plasmas turbulentos [ver aquí]. En su experimento, Howes se centra en las interacciones fundamentales que facilitan la cascada de energía magnetohidrodinámica. Explotando las capacidades únicas de experimentación del dispositivo de plasma de gran tamaño (LAPD), una instalación científica básica operada en la Universidad de California, en Los Ángeles, el equipo ha estudiado los componentes básicos de la turbulencia del plasma astrofísico. El LAPD es un dispositivo de descarga pulsada que produce una columna de plasma magnetizado con un muy buen grado de reproducibilidad. Un aspecto importante del LAPD es la posibilidad de conducir las ondas Alfvén-una especie de onda hidrodinámica en un plasma, cuya frecuencia es inferior a la frecuencia ciclotrón de iones [ver aquí]. El elemento clave en la investigación de Howes es la interacción no lineal entre tales ondas Alfvén (ver fig. 1). Estas ondas MHD se propagan a lo largo de la dirección de las líneas del campo magnético. Al igual que otras ondas, sus oscilaciones puede ser descritas en términos de una frecuencia ω de oscilación (o energía ħω) y número de onda k, o equivalentemente una escala espacial ℓ = 2π/k. En plasmas astrofísicos,las ondas Alfvén se cree que están continuamente excitadas por una variedad de procesos turbulentos, y la interacción no lineal de ondas múltiples es probable que ocurra. Utilizando el pristino entorno de plasma proporcionado por el LAPD, Howes ha aislado la interacción de dos ondas Alfvén en contrapropagación que están polarizadas de manera que una transferencia no lineal de energía es favorable (véase la fig. 1). Lo que encuentran es que las ondas que interactúan generan una tercera onda (una onda hija) con una frecuencia y un vector de onda que son la suma de las dos anteriores ondas, de acuerdo con las predicciones teóricas y satisfasciendo la conservación de la energía y el momento.Estos resultados proporcionan una clara demostración de la transferencia de energía a una escala menor, debido a que el número de onda de la onda hija es más grande que las ondas de los padres, por tanto, su escala de longitud es más corta asociada. Este proceso tiene lugar a través de la interacción no lineal de ondas de Alfvén, y sirve como una validación para el mecanismo físico que media la cascada de energía de la turbulencia MHD. Aunque este descubrimiento apasionante ya fue predicho por la teoría de MHD incompresible, su demostración por vez primera en un entorno de laboratorio nos da un importante sistema modelo que vincula la turbulencia en el laboratorio a los sistemas de mayor escala. El trabajo de Howes,representa un nuevo enfoque en los estudios de turbulencia astrofísica. Como comentario general sobre el estado de la técnica,los laboratorios de astrofísica han llegado a un punto donde las preguntas importantes sobre la propiedades de los sistemas astrofísicos pueden abordarse en experimentos complementarios a las observaciones y simulaciones numéricas.
artículo del físico Gianluca Gregori para Physics.aps.
fuente de la información:
http://physics.aps.org/articles/v5/141
