Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar
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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| Tipo de recurso: | tesis doctoral |
| Estado: | Versión publicada |
| Fecha de publicación: | 1999 |
| 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_n3156_Milano |
| Acceso en línea: | https://hdl.handle.net/20.500.12110/tesis_n3156_Milano |
| Access Level: | acceso abierto |
| Palabra clave: | TURBULENCIA MAGNETOHIDRODINAMICA RECONEXION MAGNETICA DISIPACION CORONA SOLAR FULGURACIONES TURBULENCE MAGNETOHYDRODYNAMICS MAGNETIC RECONNECTION DISSIPATION SOLAR CORONA FLARES |
| Sumario: | 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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