Evolución de estructuras MHD helicoidales en la heliósfera

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En esta Tesis doctoral se estudia una clase de fenómenos transitorios en el viento solar, denominados nubes magnéticas (NMs). Estos eventos son expulsados por el Sol y se componen de masa más fría que el plasma del viento solar estacionario. Son objetos que contienen campo magnético con gran intensi...

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Detalles Bibliográficos
Autor principal: Gulisano, Adriana María
Otros Autores: Dasso, Sergio
Formato: Tesis doctoral publishedVersion
Lenguaje:Español
Publicado: Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 2011
Materias:
FISICA DE PLAMAS
CAMPO MAGNETICO
FLUJOS MAGNETICOS
HELICIDAD MAGNETICA
VIENTO SOLAR
NUBES MAGNETICAS
PLASMA PHYSICS
MAGNETIC FIELD
MAGNETIC FLUXES
MAGNETIC HELICITY
SOLAR WIND
MAGNETIC CLOUDS
Acceso en línea:https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n4918_Gulisano
http://repositoriouba.sisbi.uba.ar/gsdl/cgi-bin/library.cgi?a=d&c=aextesis&d=tesis_n4918_Gulisano_oai
Aporte de:
Repositorio Digital de la Universidad de Buenos Aires (UBA) de Universidad de Buenos Aires
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description En esta Tesis doctoral se estudia una clase de fenómenos transitorios en el viento solar, denominados nubes magnéticas (NMs). Estos eventos son expulsados por el Sol y se componen de masa más fría que el plasma del viento solar estacionario. Son objetos que contienen campo magnético con gran intensidad y con una estructura que conforma tubos de flujo magnético enroscados alrededor de un eje principal; contienen así cantidades importantes de Flujo (F ) y Helicidad magnética (H), que son transportadas desde su fuente solar durante su viaje en la heliósfera. Se realiza un modelado teórico de NMs en el marco de la magnetohidrodinámica. Se revisan y desarrollan diversas técnicas y metodologías para su estudio, que permiten determinar sus propiedades a partir del análisis de las observaciones magnéticas y del plasma realizadas in situ por sondas espaciales. Se estudian tres muestras de eventos: (a) en la heliosfera interna (desde 0.3 hasta 1 unidades astron ́ micas), (b) a 1 unidad astronómica del Sol y (c) en la heliosfera externa (desde 1.5 hasta 5 unidades astron ́ micas). Se caracterizan propiedades de la estructura magnética y de su evolución. Los resultados del modelado son usados para cuantificar F y H en nubes, y encontramos valores típicos de F ∼ 1020 − 1021 Mx y H ∼ 1041 − 1042 Mx2 . Encontramos que el par ́ metro de impacto (mínima distancia de aproximación entre la sonda y el eje de la nube) es uno de los parámetros mas cr ́ticos para modelar correctamente las NMs y hallamos un método para mejorar significativamente su estimación. Se introduce y se estudia un coeficiente de expansión adimensional, que permite cuantificar la evolución del tamaño de las NMs en función de la distancia al Sol y puede medirse a partir del perfil de velocidad observado in situ para una nube dada. Encontramos que las NMs pueden clasificarse en dos subclases, aquellas que son perturbadas significativamente por el viento solar de su entorno, y aquellas que siguen una evolución natural, dada por el decaimiento de la presión del viento solar ambiente.
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