Lo creas o no, es todo la misma física

Título: Surprises in astrophysical gasdynamics

Autores: Steven A. Balbus y William J. Potter

Institución del primer autor: Department of Physics, Astrophysics, University of Oxford

Estado: Aceptado en Rep. Prog. Phys.

Astrbite original: Expected or not – It’s all the same physics por Michael Küffmeier

¿Por qué es bonita la astrofísica?

Una parte fascinante de la astrofísica es la siguiente: a pesar del enorme rango de escalas estudiadas, la parte esencial de los fenómenos es usualmente determinada por un mismo proceso subyacente. Aun más notable, tal proceso clave puede ser análogo al proceso predominante conocido de algún otro fenómeno no relacionado. Esa es la belleza de hacer física: al final todo se reduce a unas pocas ecuaciones fundamentales.

El astrobito de hoy trata exactamente de esta belleza subyacente y transporta lo extraordinario de los procesos astrofísicos a los fenómenos de la vida diaria. De hecho este astrobito es más una recomendación de lectura que un resumen y representa sólo una pequeña parte del contenido que está en el paper. El artículo mostrado da una visión general de varios fenómenos astrofísicos fascinantes que pueden explicarse con sólo cuatro ecuaciones fundamentales (conocidas como las ecuaciones de la magnetohidrodinámica MHD).

Para abrir el apetito

El paper discute ejemplos de situaciones físicas idealizadas que podrían volverse inestables cambiando un parámetro particular. Éstas inestabilidades pueden expresarse matemáticamente resolviendo algunas ecuaciones analíticamente. Analizar y resolver los ejemplos dados nos da una visión más profunda de los procesos que hay que tener en cuenta para entender situaciones (astro)físicas más complejas. En todo caso nuestra página no se llama astrofestín si no astrobites (N. del T.: Astromordisco en inglés), y es por eso que este astrobito consiste sólo en una descripción heurística breve de dos situaciones interesantes bien estudiadas: evaporación en un medio nebuloso y la inestabilidad magnetorrotacional. No aparece ninguna ecuación en este astrobito, pero para entender los efectos implicados apropiadamente, tienes que empaparte un poco más en las matemáticas.

Figura 1: Una representación de la situación en el primer ejemplo. Una nube esférica de gas denso y frío se evapora con una velocidad de expansión en el medio caliente y de baja densidad que le rodea gracias al flujo de calor que apunta hacia el centro de la nube. (Esta figura es una versión modificada de la figura 1 que aparece en el paper.)

Evaporación en un medio nebuloso.

Como un primer ejemplo, los autores discuten las condiciones de una nube interestelar fría, la cual aproximan como una nube esférica llena de gas denso y frío, en un medio caliente de baja densidad (figura 1). La presión es aproximadamente la misma en todos los puntos y la gravedad es despreciable. En tal escenario la parte externa de la nube se evaporará y podrías pensar intuitivamente que la pérdida de masa es proporcional al área superficial y por tanto al cuadrado del radio de la nube. Sin embargo, al resolver el problema adecuadamente encontramos que la pérdida de masa sólo depende del radio y no de su cuadrado. La razón para esto es bastante sorprendente. Resulta que la pérdida de masa es proporcional a la capacitancia de la nube, una magnitud física que además encontramos en un contexto muy diferente en un conductor con cero potencial superficial y con un potencial dado en el infinito.

Inestabilidad magnetorrotacional (IMR)

Es la inestabilidad más activamente investigada en astrofísica durante los últimos 25 años aproximadamente (especialmente entre los investigadores que trabajan con discos de acreción). Curiosamente, un caso específico de IMR había sido ya descubierto por Velikhov en 1959 e independientemente por Chandrasekhar en 1960, pero no llamó mucho la atención antes de que fuera redescubierta por Balbus (quien es uno de los autores del paper de hoy) y por Hawley en 1991. (N. del T.: Una inestabilidad en este caso se refiere a una condición del estado en el sistema físico que hace que éste se aparte del equilibrio y dispare ciertos procesos, como la acreción de las nubes moleculares para formar estrellas, por ejemplo, conocida como inestabilidad de Jeans).

Una razón por la que la IMR ha sido estudiada intensamente desde entonces es el hecho de que transporta momento angular radialmente hacia afuera y por tanto provee una posible solución para reducir el momento angular en discos de acreción en torno a protoestrellas y agujeros negros (N. del T.: Los discos de acreción consisten en material cayendo en espiral hacia un objeto masivo central como una protoestrella o un agujero negro. La materia que cae lleva consigo un momento angular, que tiende a conservar la velocidad y la distancia en una órbita estable. Mientras mayor sea el momento angular, la materia tenderá a estar más lejos o a moverse más rápido, ambas cosas impiden que caiga. Para que la materia caiga es necesario un mecanismo físico que le haga perder ese momento angular. Encontrar ese mecanismo ha sido un problema grande que aun no se considera del todo resuelto). En cualquier caso, sea o no la IMR la única contribuyente al transporte de momento angular (estudios recientes indican que el frenado magnético es probablemente el principal mecanismo para el transporte de momento angular en protoestrellas), los autores destacan una fascinante característica de los campos magnéticos: La IMR arranca tan pronto como un campo magnético esté presente, pero ninguna de sus características (criterio de inestabilidad, máxima tasa de crecimiento, eigenvector de desplazamiento más inestable) depende de ninguna propiedad del campo magnético (¡ni de la forma del campo magnético ni de su intensidad!).

Es por esto que la IMR puede ser entendida heurísticamente con la siguiente analogía (Figura 2): Imagina dos masas puntuales en dos órbitas diferentes en un disco en rotación que están conectadas por un resorte (el resorte actúa como análogo del campo magnético). Debido a la tercera ley de Kepler, sabemos que la masa puntual interior rota más rápido que la exterior. Ahora consideremos lo que ocurrirá. El resorte entre las masas puntuales está bajo tensión y fuerza a la masa interior a ir más lento, mientras que la masa exterior es acelerada. ¿Pero qué ocurre después? La masa puntual interior que rota más lento que la rotación Kepleriana, cae hacia adentro y la masa puntual externa que va más rápido que la rotación Kepleriana se mueve hacia afuera.

Figura 2: Una ilustración esquemática de la inestabilidad magnetorrotacional. Dos elementos puntuales están conectados por un resorte y debido a ello el elemento interno transfiere su momento angular al externo , causando que las partes se alejen una de la otra. (Figura tomada de esta página).

En resumen: ¡Hay que ser cuidadosos y no dejarnos engañar por la intuición!

El astrobito de hoy presentó brevemente dos fenómenos astrofísicos que muestran análogos físicos destacables que no son inmediatamente obvios, así como algunas propiedades o relaciones no obvias. El artículo original en sí mismo contiene ejemplos adicionales que son aun más contra intuitivos y proporciona referencias útiles a estudios muy detallados de los fenómenos presentados. Estos resultados también pueden entenderse como una advertencia y podrían ser incluso la mayor lección que debe quedarnos del artículo. La intuición es importante, pero puede ser engañosa . Como se muestra en el artículo, es crucial considerar cuidadosamente la validez y efectos de las suposiciones del modelo antes de establecer tu modelo o antes de presumir tus resultados a otros.