Estudio combinado de erupciones de tubos de flujo magnético solares y su manifestación interplanetaria

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El medio interplanetario se conforma de un plasma tenue que fluye desde el Sol llamado viento solar (VS). El VS transporta estructuras magnéticas expulsadas desde la corona solar (por ej. eyecciones coronales de masa, ECMs). En este trabajo, se estudian teórica y observacionalmente algunos aspectos...

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Detalles Bibliográficos
Autor principal: Nakwacki, María Soledad
Otros Autores: Dasso, Sergio
Formato: Tesis doctoral publishedVersion
Lenguaje:Español
Publicado: Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 2009
Materias:
MAGNETOHIDRODINAMICA
VIENTO SOLAR
EYECCIONES CORONALES DE MASA
EYECCIONES CORONALES DE INTERPLANETARIAS
NUBES MAGNETICAS: EVOLUCION DINAMICA
MAGNETOHYDRODYNAMICS
SOLAR WIND
CORONAL MASS EJECTIONS
INTERPLANETARY CORONAL MASS EJECTIONS
MAGNETIC CLOUDS: DYNAMICAL EVOLUTION
Acceso en línea:https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n4553_Nakwacki
Aporte de:
Biblioteca Digital - Facultad de Ciencias Exactas y Naturales (UBA) de Universidad de Buenos Aires
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description El medio interplanetario se conforma de un plasma tenue que fluye desde el Sol llamado viento solar (VS). El VS transporta estructuras magnéticas expulsadas desde la corona solar (por ej. eyecciones coronales de masa, ECMs). En este trabajo, se estudian teórica y observacionalmente algunos aspectos de la evolución de las ECMs en el medio interplanetario (MI); en particular, del subconjunto llamado nubes magnéticas (NMs). Se modela la evolución dinámica de varios eventos ocurridos entre 1997-2004, se cuantifica su expansión y se calculan, con los modelos desarrollados, cantidades globales invariantes (flujo y helicidad magnética), relevantes en un análisis combinado de eventos solares y sus contrapartes interplanetarias. Los modelos desarrollados se basan en la descripción magnetohidrodinámica del plasma. Se propone una evolución autosimilar de la estructura de las NMs con tasas de expansión diferentes en cada una de sus direcciones principales (radial y axial). Se comienza sólo con expansión radial y se avanza hasta incluir la expansión axial. Finalmente, se amplía la descripción con un formalismo general, basado en las observaciones, derivado en un orden jerárquico y aplicable, incluso, a estructuras más generales que las NMs. Se muestra la robustez de los invariantes globales cuando se los calcula con diferentes modelos de expansión. Se cuantifica por primera vez la cantidad típica de energía magnética perdida por unidad de tiempo en la evolución de una NM. Para algunas de las NMs estudiadas se analizan también observaciones del evento solar asociado y de su región activa (RA) fuente. Se identifican características de la zona de erupción que permiten cuantificar los invariantes globales en el Sol. Se dan cuantificaciones del flujo magnético involucrado en la eyección y estimaciones de la variación de helicidad magnética de la RA fuente. A partir de la comparación de las cantidades globales en el Sol y en el MI se proponen modelos para las erupciones y se restringen los modelos existentes. Por último se estudia la evolución de una NM particular desde que es observada cerca de la Tierra hasta más de 5 unidades astronómicas con datos de dos sondas alineadas con el Sol. Se cuantifican los invariantes globales en ambos puntos de observación. Se comparan dichas cantidades y se da una interpretación de la estructura magnética distorsionada por interacción con el VS ambiente lejos del Sol. Se extiende la comparación hasta el Sol identificando la fuente solar con lo que se tiene una descripción completa de su evolución a través de la heliósfera.
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En este trabajo, se estudian teórica y observacionalmente algunos aspectos de la evolución de las ECMs en el medio interplanetario (MI); en particular, del subconjunto llamado nubes magnéticas (NMs). Se modela la evolución dinámica de varios eventos ocurridos entre 1997-2004, se cuantifica su expansión y se calculan, con los modelos desarrollados, cantidades globales invariantes (flujo y helicidad magnética), relevantes en un análisis combinado de eventos solares y sus contrapartes interplanetarias. Los modelos desarrollados se basan en la descripción magnetohidrodinámica del plasma. Se propone una evolución autosimilar de la estructura de las NMs con tasas de expansión diferentes en cada una de sus direcciones principales (radial y axial). Se comienza sólo con expansión radial y se avanza hasta incluir la expansión axial. Finalmente, se amplía la descripción con un formalismo general, basado en las observaciones, derivado en un orden jerárquico y aplicable, incluso, a estructuras más generales que las NMs. Se muestra la robustez de los invariantes globales cuando se los calcula con diferentes modelos de expansión. Se cuantifica por primera vez la cantidad típica de energía magnética perdida por unidad de tiempo en la evolución de una NM. Para algunas de las NMs estudiadas se analizan también observaciones del evento solar asociado y de su región activa (RA) fuente. Se identifican características de la zona de erupción que permiten cuantificar los invariantes globales en el Sol. Se dan cuantificaciones del flujo magnético involucrado en la eyección y estimaciones de la variación de helicidad magnética de la RA fuente. A partir de la comparación de las cantidades globales en el Sol y en el MI se proponen modelos para las erupciones y se restringen los modelos existentes. Por último se estudia la evolución de una NM particular desde que es observada cerca de la Tierra hasta más de 5 unidades astronómicas con datos de dos sondas alineadas con el Sol. Se cuantifican los invariantes globales en ambos puntos de observación. Se comparan dichas cantidades y se da una interpretación de la estructura magnética distorsionada por interacción con el VS ambiente lejos del Sol. Se extiende la comparación hasta el Sol identificando la fuente solar con lo que se tiene una descripción completa de su evolución a través de la heliósfera. The interplanetary medium is filled with a low density plasma that flows from the Sun and is called the solar wind. This wind transports the magnetic structures that are ejected from the solar corona (e.g. coronal mass ejections, CMEs). In this Thesis, we study from a theoretical and observational point of view some aspects of the evolution of CMEs in the interplanetary medium; in particular, of a subset called magnetic clouds (MCs). We model the dynamical evolution of several events that occurred between 1997 and 2004, we quantify their expansion and we compute, using models developed as part of this Thesis, the global invariant quantities (flux and magnetic helicity) that are relevant to a combined analysis of solar events and their interplanetary counterparts. The models we develop are based in a magnetohydrodynamic description of the plasma. We propose a self similar evolution for the cloud structures with different expansion rates in each of their main directions (radial and axial). We start considering only a radial expansion and we proceed to include an axial expansion. Finally, we broaden the description towards a more general formalism, based on observations, that is derived in a hierarchical order and can be applied to more general structures. We show the robustness of global invariants when computed using different expansion models. We quantify for the first time the typical amount of energy lost per unit time in the evolution of a MC. For some of the studied MCs we also analyze observations of the associated solar event and of its source active region. We identify the characteristics of the eruptive regions that allow us to quantify the global invariants in the Sun. We quantify the magnetic flux involved in the ejection and the magnetic helicity variation of the source active region. Finally, we study the evolution of a particular MC from its observation close to Earth until farther than 5 astronomical units using data from two spacecraft aligned with the Sun. We quantify the global invariants in both observational points. We compare these quantities and we provide an interpretation for the origin of the magnetic structure distorted because of its interaction with the solar wind far from the Sun. We extend this comparison to the Sun and we identify the solar source, in this way we achieve a complete description of the MC evolution along the heliosphere. Fil: Nakwacki, María Soledad. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales 2009 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_n4553_Nakwacki

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