Evolución dinámica de la turbulencia en el viento solar
La turbulencia es ubicua en el universo. Tanto observaciones remotas en el mediointerestelar local como observaciones in situ en el viento solar (VS) han mostrado evidenciasobre la presencia de dinámica turbulenta en estos escenarios. El VS provee eltúnel de viento con mayor número de Reynolds que p...
| Autor: | |
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| Tipo de recurso: | tesis doctoral |
| Estado: | Versión publicada |
| Fecha de publicación: | 2014 |
| País: | Argentina |
| Institución: | Universidad Nacional de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales |
| Repositorio: | Biblioteca Digital (UBA-FCEN) |
| Idioma: | español |
| OAI Identifier: | tesis:tesis_n5426_Ruiz |
| Acceso en línea: | https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n5426_Ruiz |
| Access Level: | acceso abierto |
| Palabra clave: | MAGNETOHIDRODINAMICA VIENTO SOLAR TURBULENCIA METEOROLOGIA ESPACIAL PLASMA MAGNETOHYDRODYNAMICS SOLAR WIND TURBULENCE SPACE WEATHER |
| Sumario: | La turbulencia es ubicua en el universo. Tanto observaciones remotas en el mediointerestelar local como observaciones in situ en el viento solar (VS) han mostrado evidenciasobre la presencia de dinámica turbulenta en estos escenarios. El VS provee eltúnel de viento con mayor número de Reynolds que permite estudiar turbulencia magnetohidrodinámica (MHD) con métodos de observación in situ. En este trabajo se estudia laevolución de la turbulencia MHD en el VS, caracterizando el proceso de envejecimientoy rejuvenecimiento de los estados turbulentos inicialmente desarrollados cerca del Sol. Como herramienta de diagnóstico de la turbulencia empleamos la función de correlaciónespacial R y la longitud de correlación asociada λ, calculadas ambas a partir de observacionesrealizadas in situ en el VS por las sondas Helios 1, Helios 2, ACE y Ulysses. Enesta tesis se muestra que en turbulencia MHD existe para R una escala de autosimilaridaddada por λ, y por primera vez se calcula el exponente espectral de las fluctuacionesmagnéticas con una base estadística de 10 años. Realizamos un estudio evolutivo de laescala de similaridad en término de la edad de las parcelas de plasma. Además, caracterizamosla función de distribución de probabilidad (FDP) de λ a diferentes distanciasheliocéntricas para dos regímenes de viento caracterizados por valores diferentes del betade protones. Encontramos que la FDP de λ es lognormal y bi-modal, presentando diferentesparámetros en cada régimen, consistente con la variedad de procesos multiplicativosy no lineales que tienen lugar en el VS. Investigamos las propiedades anisótropas de lasfluctuaciones a diferentes heliodistancias respecto del campo medio Bₒ. Mostramos queel VS rápido y el VS lento no son intrínsecamente diferentes, sino que la diferente manifestación de la anisotropía en estos regímenes es consecuencia de la evolución dinámicade las fluctuaciones, independiente de la velocidad del viento e incluso de la etapa delciclo de actividad solar. La cascada direccional de energía da lugar a una migración dela energía desde vectores de onda paralelos a Bₒ hacia vectores de onda perpendicularesa Bₒ a medida que el viento envejece. |
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