Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar

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La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a unarica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberarcantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, elcalentamient...

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Detalles Bibliográficos
Autor principal: Milano, Leonardo Julio
Otros Autores: Gómez, Daniel Osvaldo
Formato: Tesis doctoral publishedVersion
Lenguaje:Español
Publicado: Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 1999
Materias:
TURBULENCIA
MAGNETOHIDRODINAMICA
RECONEXION MAGNETICA
DISIPACION
CORONA SOLAR
FULGURACIONES
TURBULENCE
MAGNETOHYDRODYNAMICS
MAGNETIC RECONNECTION
DISSIPATION
SOLAR CORONA
FLARES
Acceso en línea:https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n3156_Milano
Aporte de:
Biblioteca Digital - Facultad de Ciencias Exactas y Naturales (UBA) de Universidad de Buenos Aires
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description La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a unarica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberarcantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, elcalentamiento estacionario de las regiones activas, con una tasa de 10(5)—10(7)erg cm (-2) s (-1), que lasmantiene a una temperatura dos órdenes de magnitud mayor que la de la capa atmosférica inmediatamenteinferior (la fotósfera). Estos fenómenos pueden ser descriptos, al menos parcialmente, enla marco de la magnetohidrodinámica. El problema principal al que se enfrenta esta descripción esque los coeficientes moleculares de disipación en la corona son lo suficientemente pequeños comopara que los fenómenos disipativos solo puedan ser explicados en presencia de estructuras de escalapequeña. En ese sentido, la turbulencia magneto hidrodinámica y la reconexión magnética resultantal vez los candidatos naturales a describir, respectivamente, el calentamiento estacionario de lacorona y la disipación impulsiva en fulguraciones. Un estudio teórico-numérico de intermitenciamagneto hidrodinámica nos permite relacionar las propiedades estadísticas de la turbulencia conla geometría (asintoticamente fractal) de las zonas de disipación, y afirmar que la disipación estacionariaen la corona solar se encuentra sumamente concentrada en zonas distribuidas en formaaleatoria. La aplicación de una teoría de clausura turbulenta a dos puntos indica que los arcosmagnéticos son esencialmente calentados por corrientes eléctricas cuasi-estacionarias, inyectadaspor el campo de velocidades fotosférico. Estudiamos, tanto en forma numérica como teórica,un caso de reconexión magnética turbulenta entre dos tubos de flujo dentro de un arco coronal,obteniendo una tasa de disipación acorde a la de las microfulguraciones. Por último, una serie deestudios observacionales de la dinámica de las estructuras coronales en la línea espectral Hα nospermite conjeturar que el aumento de la vorticidad de esas estructuras, presuntamente ligado ala evolución de los campos dinámicos, puede constituir una herramienta útil para la predicción defulguraciones.
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spelling tesis:tesis_n3156_Milano2023-10-02T19:45:28Z Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar Milano, Leonardo Julio Gómez, Daniel Osvaldo TURBULENCIA MAGNETOHIDRODINAMICA RECONEXION MAGNETICA DISIPACION CORONA SOLAR FULGURACIONES TURBULENCE MAGNETOHYDRODYNAMICS MAGNETIC RECONNECTION DISSIPATION SOLAR CORONA FLARES La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a unarica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberarcantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, elcalentamiento estacionario de las regiones activas, con una tasa de 10(5)—10(7)erg cm (-2) s (-1), que lasmantiene a una temperatura dos órdenes de magnitud mayor que la de la capa atmosférica inmediatamenteinferior (la fotósfera). Estos fenómenos pueden ser descriptos, al menos parcialmente, enla marco de la magnetohidrodinámica. El problema principal al que se enfrenta esta descripción esque los coeficientes moleculares de disipación en la corona son lo suficientemente pequeños comopara que los fenómenos disipativos solo puedan ser explicados en presencia de estructuras de escalapequeña. En ese sentido, la turbulencia magneto hidrodinámica y la reconexión magnética resultantal vez los candidatos naturales a describir, respectivamente, el calentamiento estacionario de lacorona y la disipación impulsiva en fulguraciones. Un estudio teórico-numérico de intermitenciamagneto hidrodinámica nos permite relacionar las propiedades estadísticas de la turbulencia conla geometría (asintoticamente fractal) de las zonas de disipación, y afirmar que la disipación estacionariaen la corona solar se encuentra sumamente concentrada en zonas distribuidas en formaaleatoria. La aplicación de una teoría de clausura turbulenta a dos puntos indica que los arcosmagnéticos son esencialmente calentados por corrientes eléctricas cuasi-estacionarias, inyectadaspor el campo de velocidades fotosférico. Estudiamos, tanto en forma numérica como teórica,un caso de reconexión magnética turbulenta entre dos tubos de flujo dentro de un arco coronal,obteniendo una tasa de disipación acorde a la de las microfulguraciones. Por último, una serie deestudios observacionales de la dinámica de las estructuras coronales en la línea espectral Hα nospermite conjeturar que el aumento de la vorticidad de esas estructuras, presuntamente ligado ala evolución de los campos dinámicos, puede constituir una herramienta útil para la predicción defulguraciones. The hot plasma in the solar corona shows a very rich variety of energy dissipation events. On one hand, the solar flares release enormous amounts of energy (up to 10(32) erg) in typicaltimes of the order of minutes. On the other hand, the steady heating in active regions, with rateswithin 10(5)—10(7) erg cm(-2) s(-1) maintain these regions at a temperature two orders of magnitudehigher than that of the photosphere. These phenomena can be described, at least partially, withinthe framework of magneto hydrodynamics. The main problem faced by this description is thatthe molecular dissipation coefficients in the corona are so small that the previously describeddissipation phenomena can only be explained if small scale structures are present. It is in thissense that magneto hydrodynamic turbulence and magnetic reconnection seem to be the naturalcandidates to describe, respectively, the steady heating of the corona and the impulsive energyrelease in flares. A numerical-theoretical study of magneto hydrodynamic intermittence allowsus to relate the statistical properties of the turbulence to the geometry of the (asymptoticallyfractal) geometry of the dissipation regions, and state that the steady dissipation in the solarcorona is highly concentrated in randomly distributed zones. Application of a two-point turbulentclosure theory indicates that coronal loops are primarily heated by quasi-steady electrical currentspumped by the photospheric velocity field. We study, both by theoretical and numerical means,the turbulent magnetic reconnection between two flux tubes inside a coronal loop, obtaining adissipation rate consistent with those observed for microflares. Finally, a series of observationalstudies in the Hα spectral line leads us to argue that the enhancement of the vorticity of thesestructures, presumably linked to the evolution of the dynamical fields, might be a useful tool forflare prediction. Fil: Milano, Leonardo Julio. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 1999 info:eu-repo/semantics/doctoralThesis info:ar-repo/semantics/tesis doctoral info:eu-repo/semantics/publishedVersion application/pdf spa info:eu-repo/semantics/openAccess https://creativecommons.org/licenses/by-nc-sa/2.5/ar https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n3156_Milano

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