E6 Magnetohidrodinâmica Astrofísica

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O elemento central deste modelo é o campo magnético que permeia o plasma astrofísico, que a magnetohidrodinâmica descreve como congelado, ligado ao próprio fluido, desde que o número de Reynolds magnético do sistema seja muito maior que um.

As equações da magnetohidrodinâmica que governam este campo magnético e o fluido que o transporta são três: a equação da continuidade, que conserva a massa do fluido; a equação do momento, na qual a força exercida pelo próprio campo magnético é adicionada à pressão do gás; e a equação da indução, que governa como este mesmo campo magnético evolui ao longo do tempo. O fato de essas três equações atuarem em conjunto significa que o campo magnético e o fluido que o sustenta são descritos como um único sistema acoplado, e não como duas entidades independentes.

A velocidade de Alfvén é a velocidade com que as perturbações neste campo magnético se propagam e varia enormemente dependendo do ambiente: no vento solar, essa velocidade é de apenas algumas dezenas de quilômetros por segundo, enquanto na magnetosfera de um magnetar, essa mesma velocidade se aproxima da velocidade da luz. A influência extrema do ambiente sobre essa velocidade faz com que as perturbações do campo magnético se propaguem em taxas completamente diferentes, dependendo do objeto astrofísico.

O congelamento do fluxo significa que, enquanto o número de Reynolds magnético permanecer alto, as linhas do campo magnético estão ligadas ao plasma que as carrega: elas se comprimem quando o plasma se comprime e se esticam quando o plasma se expande. Quando o número de Reynolds magnético permanece acima desse limite, o campo magnético fica completamente sujeito ao movimento do plasma, sem possibilidade de movimento independente.

A reconexão magnética, por outro lado, é o processo pelo qual essas mesmas linhas de campo se rompem e se reconectam, precisamente nas regiões — as folhas de corrente — onde o número de Reynolds magnético cai localmente para um valor pequeno. Quando esse número cai localmente, o campo magnético deixa de estar congelado nessa região específica e libera repentinamente toda a energia magnética que havia acumulado como calor e aceleração de partículas: o mesmo mecanismo por trás das erupções solares e tempestades magnéticas. Assim, desde o campo magnético congelado no plasma com o qual este documento começa, até a liberação repentina de energia com a qual ele termina, passando pelas equações da magnetohidrodinâmica, a velocidade de Alfvén e o congelamento do fluxo, a magnetohidrodinâmica astrofísica mostra como o mesmo campo magnético pode passar de estar completamente ligado ao plasma a ser liberado repentinamente, dependendo se o número de Reynolds magnético domina ou colapsa localmente.

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