Cualquiera que se dedique a la astronomía, aunque sólo sea como afición, está tan acostumbrado a oír hablar de nubes y nebulosas que pocas veces llega a preguntarse cómo es posible que el medio interestelar presente tantos grumos, condensaciones y rarefacciones. De hecho, como dijo una vez Bertran Russell, el problema más difícil está en comprender que hay un problema... y en el caso del medio interstelar no hace falta mucho para convencerse de que el problema existe y es serio.

Una nube de átomos interestelares de Helio recorre el el Sistema Solar
constantemente. La heliosfera nos protege, aunque tenga alguna pequeña
fuga, de lo contrario, la nube estaría constantemente atravesándonos.

Aunque muy frías y extremadamente enrarecidas, las nubes de materia interstelar son algunos grados más calientes y mucho más densas que el espacio que las reodea. Bastan unos sencillos cálculos para darse cuenta de que, libradas a sí mismas, deberían expandirse lentamente hasta perder su identidad. Tiene que existir por lo tanto un mecanismo que provoque su formación e impida su rápida disolución. 

Con mucha probabilidad, el campo magnético interstelar desempeña un papel importante, así como un fenómeno que por el nombre de su descubridor recibe el nombre de inestabilidad de Parker.

La inestabilidad de Parker

Comprender aunque sólo sea cualitativamente la naturaleza de este fenómeno resulta un poco difícil, pero merece la pena intentarlo. La interacción entre el campo magnético y las partículas con carga eléctrica (electrones, protones, etc.) presentes en el gas interstelar determina que, en cierto sentido, las líneas de fuerza del campo magnético queden "congeladas" en el medio interstelar. 

Dicho en otras palabras: si un pequeño volumen de gas es atravesado por un campo magnético y si ese volumen de gas se desplaza, el campo magnético lo sigue en sus desplazamientos.

Consideremos ahora un pequeño volumen de gas interestelar que se encuentre en el plano galáctico y supongamos que por efecto del paso de una estrella vecina, por una colisión con otra nube interestelar o por cualquier otra perturbación externa, se desplaza de su posición de equilibrio.

Las líneas del campo que lo atraviesan se desplazan con él y, por lo tanto, se deforman. Ahora bien, si el desplazamiento no es muy y no dura mucho tiempo, la deformación se traduce en una especie de fuerza de muelle magnético que tiende a devolver al volumen de gas hacia su posición inicial.  Si, en cambio, la perturbación es más pronunciada, el fenómeno se complica, ya que el desplazamiento no se anula inmediatamente y el gas tiene tiempo para desplazarse a lo largo de las líneas de fuerza magnéticas.

La condensación del gas en las zonas no deformadas (llamadas también valles), por estar allí las líneas más próximas entre sí y por ser el campo más intenso, tiene dos consecuencias inmediatas:

En primer lugar, la llegada del nuevo material hace que en los valles el campo magnético se vuelva cada vez más intenso y, por lo tanto, que los propios valles se vuelvan cadda vez más estables contra las deformaciones. En las zonas más enrarecidas, que se manifiestan como jorobas en las líneas de fuerza, el peso que debe ser soportado por el campo magnético disminuye y las líneas del campo se curvan todavía más, favoreciendo un ulterior desplazamiento del gas en dirección a los valles.

Como resultado final, el campo magnético asume una forma fuertemente ondulada, en cuyos valles se forman acumulaciones de materia cada vez más densas: son las nubes de material interestelar.

La famosa nube oscura Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión
Las nubes oscuras son sólo una de las formas que asumen las
condensaciones del medio interestelar. En los bordes, suele haber
frentes de ionización, donde nacen estrellas.

Los datos de la observación

La hipótesis formulada por Parker, pese a su sencillez y claridad, tiene el límite de todas las teorías: no puede conseiderarse válida hasta no haber diso confrontada con los datos de observación. El hecho bien conocido de que el campo magnético galáctico es más intenso en correspondencia con las grandes nubes de materia interestelar no basta por solo para inclinar la balanza en favor de la hipótesis de Parker y descartar las otras que puedan existir. Más definitivos son los datos de la forma y la dirección de las líneas de fuerza del campo magnético, que según Parker deberían presentar fluctuaciones muy rápidas.

Aun así, basta muy poco para convencerse de que la interpretación de los datos de la observación no es fácil.

De hecho, la dirección del campo magnético galáctico sólo se puede medir de manera indirecta, mediante la polarización que induce en la radiación emitida por una fuente distante. Aun así, lo que se mide es el valor medio de la dirección del campo, obtenido sumando todas las contribuciones a lo largo de la dirección de observación.

Dada la posición del Sol, que se halla cerca del plano galáctico, en una región rica en material interestelar, la comparación entre los datos y las previsiones teóricas no resulta sencilla.

Uno de los medios para obviar este inconveniente consiste en observar el campo magnético de las galaxias espirales cercanas y, en particular, de aquellas que por efecto de la perspectiva se presentan de perfil y en las que los problemas de "confusión" quedan reducidos al mínimo. En este caso, sin embargo, la escasa resolución angular que ofrecen los radiotelescopios normales no permite efectuar mediciones muy precisas. 

Actualmente los radiointerferómetros de síntesis de apertura han permitido el estudio detallado del campo magnético de las galaxias cercanas.