Abstract:

A lo largo de esta tesis estudiamos el comportamiento de protones y neutrones en las condiciones extremas de la corteza de las estrellas de neutrones. Los distintos modelos microscópicos para describir la materia nuclear se han utilizado sucesivamente para la descripción de fenómenos terrestres como la energía de ligadura de los núcleos o la formación de fragmentos en colisiones nucleares a altas energías. Aplicamos el modelo que más satisfactoriamente reproduce las condiciones terrestres (conocido como Classical Molecular Dynamics) en este trabajo para describir a la corteza de las estrellas de neutrones, mediante la aplicación de simulaciones de dinámica molecular. En particular estudiamos dos fenómenos fundamentales: la “pasta nuclear” y la nucleosíntesis. La “pasta nuclear” es el nombre que toma el conjunto de estructuras que se conjetura que se forman en la corteza de las estrellas de neutrones, en condiciones de densidades de subsaturación y bajas temperaturas, que podría ser fundamental al estudiar la evolución estelar, debido a su alta opacidad a neutrinos. Su propuesta inicial se debió a consideraciones de campo medio en las que se demostró que estas estructuras eran consistentes con mínimos locales de energía. Luego de estudiar concretamente los efectos que el apantallamiento de electrones tiene sobre la interacción electrostática entre los protones, con el modelo microscópico logramos no sólo reproducir las estructuras predichas, sino también encontrar estructuras novedosas. Al caracterizar cuantitativamente el impacto que cada una de ellas tendría en la opacidad a los neutrinos, encontramos que estas estructuras novedosas son tan o más efectivas que las propuestas originalmente. En cuanto a la nucleosíntesis, se sospecha que alrededor de la mitad de los elementos más pesados que el hierro proviene de la colisión de estrellas de neutrones y de las supernovas, a través de un proceso de captura rápida de neutrones conocido como rprocess. Estudiamos microscópicamente la fragmentación de la materia de las estrellas de neutrones, emulando los efectos de la colisión mediante una expansión adiabática en los dominios de la simulación. De esta manera el estudio microscópico nos permitió, mediante el uso de distintos modelos de reconocimiento de fragmentos, identificar precisamente la formación de fragmentos que son consistentes con los necesarios

Throughout this thesis, we study the behaviour of protons and neutrons in the extreme conditions corresponding to the crust of neutron stars. The different microscopic models used to describe nuclear matter have been used for the description of Earth phenomenae, such as the binding energy of the nuclei or the fragment formation in nuclear collisions at hight energy. We applied the model that yields the most satisfactory results in these conditions (known as Classical Molecular Dynamics) in this work to describe the neutron star crust through molecular dynamics simulations. In particular we study two fundamental phenomenae: the “nuclear pasta” and the nucleosynthesis. “Nuclear pasta” is the name given to the set of structure thar are thought to exist in the neutron star crust, in environments with subsaturation nuclear density and low temperature, that could be a key in studying the stellar evolution due to its high opacity to neutrinos. It has been initially proposed due to mean filed considerations, which proved that these structures were consistent with local minima of energy. After studying specifically the effect that the electron screening has on the electrostatic interaction between protons, with the microscopic model we could not only reproduce the predicted structures, but also find new ones. By a quantitative characterization of the impact that each of them would have in the neutrino opacity we found that these novel structures can be as effective as the originally proposed, sometimes even slightly more. As for nucleosynthesis, it is conjectured that around half of the elements higher than iron com from the collision of neutrons tar and supernovae, through a rapid neutron capture process known as r-process. We studied microscopically the fragmentation of neutron star matter, emulating the effectos of a collision with an adiabatic expansion in the simulation domain. This way the study allowed us, through the usage of different fragment recognition models, identify precisely the formation of fragments consistent with the r-process: a nucleus (called seed) surrounded by free neutrons.

Author affiliation: Alcain, Pablo N.. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

Estudiamos el efecto de fluctuaciones a gran escala en la distribución de materia y ondas gravitacionales de origen cosmológico, sobre la propagación de la luz en sistemas de lentes gravitacionales. Al actuar sobre imágenes múltiples de un mismo objeto encontramos que las estructuras a gran escala producen un cambio importante en la magnitud de los observables de la lente. Al orden más relevante, el mismo es formalmente equivalente a un cambio en la geometría del sistema y no compromete la determinación de la constante de Hubble ni la reconstrucción del potencial del deflector. Al orden siguiente, el efecto equivale a la presencia de un shear externo a la lente, pero tiene consecuencias observacionales pequeñas. Las fluctuaciones a gran escala en el potencial gravitatorio también operan como lentes gravitacionales débiles deformando la imagen de fuentes lejanas. Observando que el shear generado por inhomogeneidades de materia a gran escala da lugar a una significativa rotación aparente del ángulo de posición de fuentes elongadas, analizamos las implicancias de este efecto sobre las propiedades de polarización de radio galaxias. Proponemos que la dispersión que se detecta en la dirección de polarización lineal respecto de la perpendicular al eje mayor de la imagen en radio fuentes lejanas puede ser interpretada como una consecuencia del shear cosmológico.

We analyze the effects of large-scale density fluctuations and long-wavelength gravitational waves upon light propagation in gravitational lens systems. When the large-scale inhomogeneities act upon multiple images of a source they bring about an important change of magnitud in the lens observables. To the leading order, the effect is equivalent to a change in the geometry of the system which does not compromise the program to determine the Hubble constant and reconstruct the lens potential. The next to leading order correction results in the presence of shear external to the lens, but it has small observational consequences. Moreover, large-scale fluctuations in the gravitational potential behave like weak gravitational lenses distorting the images of distant sources. Taking notice of the cosmological shear produced by density fluctuations leads to a significant apparent rotation of the position angle in elongated sources, we analyze the consecuences of this effect upon the polarization properties of radio galaxies. We put forward the hypotesis that the dispersion observed in the direction of integrated linear polarization of cosmologically distant radio sources away from the perpendicular to their mayor axis may be caused by cosmic shear.

Author affiliation: Surpi, Gabriela Clara. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

En la presente tesis estudiamos la teoría de dínamo en diferentes regímenes de interés astrofísico. La teoría de campo medio, utilizada para obtener el coeficiente de generación de energía magnética por efecto de la turbulencia, es generalizada para incluir efectos cinéticos. Para el caso particular del Sol, construimos un modelo basado en los perfiles medidos de rotación diferencial con el fin de explicar las características globales del campo magnético. Con el fin de individualizar las causas de las irregularidades observadas y de introducir correctamente estos efectos en el modelo, llevamos a cabo un estudio detallado de los datos existentes sobre el campo magnético solar. Presentamos estudios de correlación de amplitud y fase, así como reconstrucción del espacio de fases a partir de la serie temporal del número de manchas solares. También realizamos una descomposición en modos biortogonales de la distribución espacial y temporal del área cubierta por las manchas, y de los campos magnéticos observados en la superficie solar. Los resultados de todos estos estudios son utilizados como indicadores de la fuente de las irregularidades e introducidos finalmente en el modelo. Finalmente, presentamos simulaciones numéricas tridimensionales con el fin de verificar la validez de la mencionada generalización de la teoría. Según el caso, los resultados pueden ser aplicados en regiones convectivas estelares, en regiones pequeñas de discos de acreción y discos galácticos, o en estrellas compactas.

In this thesis we study the dynamo theory in different regimes of astrophysical interest. The mean field theory, used to obtain the magnetic energy generation coefficient by effect of the turbulent motion, is generalized to include kinetic effects. In the particular case of the Sun, we build a model based on measured profiles of differential rotation to explain the global features observed in its magnetic field. To identify the sources of the observed irregularities, and to introduce these effects in the model, we carry out a detailed study of the existing data of the solar magnetic cycle. We present studies of amplitude and phase correlation, as well as reconstruction of the phase space from the time series of the sunspot number. Also, we carry out a bi-orthogonal decomposition of the temporal and spatial distribution of the area covered by sunspots, and of the observed magnetic field in the solar surface. The results obtained are used to identify the source of irregularities and have been introduced in the model. Finally, we present direct simulations in three dimensions to validate the results obtained in the extension of the theory mentioned above. Depending on the case, the results can be used in stellar convective regions, in small regions of accretion disks, or in compact stars.

Author affiliation: Mininni, Pablo Daniel. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

La presente Tesis se propone, como objetivo general, contribuir al estudio de los plasmas astrofísicos que conforman diversas configuraciones en el Universo; mientras que, como objetivo específico, se plantea investigar el desarrollo de inestabilidades en la microescala de plasmas completamente ionizados. En concreto, se analiza el rol del efecto Hall en la dinámica microscópica asociada a pequeñas parcelas de fluido inmersas en un flujo macroscópico tipo shear. A tal fin, se utiliza como marco teórico las ecuaciones de la teor´ıa magnetohidrodinámica, en la aproximación shearing-box, teniendo en cuenta los términos adicionales correspondientes a las corrientes de Hall. Puntualmente, se estudia la evolución de una nueva inestabilidad a la cual se nombra Hall-MSI (Hall Magneto-Shear Instability). Con este propósito, se desarrolla un modelo analítico que proporciona una descripción del comportamiento de esta inestabilidad en el régimen lineal. Los resultados teóricos obtenidos se corroboran a su vez mediante cálculos numéricos. Asimismo, las simulaciones numéricas son fundamentales para abordar el estudio de la evolución no lineal del sistema. La comprensión de los procesos físicos involucrados en la microescala, responsables de los mecanismos de transporte, presumiblemente permitirá desarrollar modelos macroscópicos que profundicen los conocimientos de distintos fenómenos astrofísicos. En este contexto, el trabajo efectuado en esta Tesis resulta especialmente importante en el análisis de los procesos de acreción y de los mecanismos de eyección, sustentación y colimación de los denominados jets. Por un lado, el efecto Hall ciertamente modifica la inestabilidad magneto-rotacional, principal candidato para explicar el origen de la microturbulencia en discos de acreción. Por el otro, el desarrollo de la inestabilidad Hall magneto-shear podría afectar la evolución de la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz, particularmente relevante en la interfaz entre jet y medio circundante.

The present Thesis aims to contribute to the study of astrophysical plasmas which are ubiquitous in the Universe in several configurations, dealing with the development of micro instabilities in fully ionized plasmas. It specifically adresses the role of the Hall effect in the dynamics of the micro-scale associated to small parcels of fluids embedded in a macroscopic shear flow. For this purpose, the framework of magnetohydrodynamics in the shearing-box approximation is adopted, with additional terms related to the Hall currents. Moreover, it studies the evolution of a new instability called Hall-MSI (Hall Magneto-Shear Instability). To this end, an analitical model is developed in order to describe the linear behavior of this instability. Furthermore, the theoretical results are corroborated by numerical simulations. In addition, the numerical approach allows to extend the evolution into the non-linear regime. The comprehension of the physical processes involved in the microscopic scales, which are responsible for the transport mechanisms, will hopefully contribute to develop macroscopic models to improve the knowledge of many astrophysical phenomena. In this context, the results reported in this Thesis may be important to enhance the understanding of the physics regarding accretion processes and launching, collimation and sustain mechanisms of astrophysical jets. On the one hand, the Hall effect certainly modifies the magneto-rotational instability, which is the main candidate to explain the origin of the microscopic turbulence in accretion disks. On the other hand, the Hall magneto-shear instability might affect the development of the Kelvin- Helmholtz instability, which is relevant at the interface between the jet and the surrounding environment.

Author affiliation: Bejarano, Cecilia Soledad. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

En esta tesis se estudian las condiciones físicas en las nebulosas de anillo originados por el material circumestelar barrido por los fuertes vientos de las estrellas WR. El estudio se basa en observaciones realizadas en los observatorios de CTIO, Córdoba y CASLEO. Se analizan las primeras imágenes digitales de la nebulosa de anillo alrededor de la estrella theta Mus de tipo espectral WC. Las imágenes directas obtenidas a través de filtros interferenciales, muestran que la nebulosa de anillo alrededor de theta Mus tiene una morfología filamentosa, particularmente en O^++. Esta morfología es común en los remanentes de Supernova. Las imágenes también muestran que ciertas zonas de la nebulosa en O^++ y en H^+ aparecen espacialmente separados. El análisis de las condiciones físicas se realizó mediante el estudio de los flujos de las líneas espectrales observadas considerando procesos de ionización radiactiva y excitación colisional. Las imágenes espectrales muestran que la nebulosa es de baja densidad y excitación intermedia. Se derivan valores de temperatura y densidad electrónicas, así como también de las abundancias de los elementos químicos nebulares en distintos lugares dentro de la nebulosa. Los valores de las abundancias son comparados con las abundancias galácticas a la distancia del Centro Galáctico a la que se encuentra theta Mus observándose que son comparables dentro de los límites de los errores.% Mediante el cociente de los flujos de líneas de recombinación y colisionales se determina que el principal mecanismo de excitación es la fotoionización. Por ultimo se encuentra que las líneas espectrales no parecen estar ensanchadas como producto de una agitación no-térmica. También se analizan las observaciones digitales con cámara directa y con espectrógrafo de la nebulosa de anillo NGC2359 alrededor de la estrella HD56925 de tipo espectral WN. En base a los flujos de las líneas de las imágenes espectrales, se derivan parámetros físicos dentro de la nebulosa los que se encuentran en excelente acuerdo con valores previamente publicados. En ultimo lugar estudiamos el viento de las estrellas masivas en el marco de la teoría magnetohidrodinámica (MHD). Resolvemos las ecuaciones MHD combinándolas con el formalismo de eyección radiactivo establecido por Castor, Abbott y Klein (1975).

This thesis comprises a study of the physical conditions inside ring nebulae blown by the strong stellar winds of WR stars. The study is based on observations made at CTIO, Cordoba and CASLEO, with direct camera and spectrographs with CCD detectors. We analyze the first digital images of the ring nebula around the star theta Mus of spectral type WC obtained through narrow band filters centered at O^++ and H_alpha. These images show that the nebula has a filamentary structure, mainly in O^++, as also seen in supernova remnants. A spatial detachment between O++ and H_alpha is observed. An analysis of physical conditions was preformed by means of spectral lines fluxes considering radiative ionization and collissional excitation. The results of the analysis of the spectral images show that the nebula is of low density and medium excitation. We have determined the electronic temperature and density, and chemical abundances at differente sites within the nebula. Nebular chemical abundances are found to be similar with the Galactic abundances at the distance from the Galactic Center where the nebula is located. By means of quotients of recombination and collisional spectral line fluxes we determine that the principal excitation mechanism is photoionization. Finally, we did not find a non-thermal line widths enhancement. Also digital images with direct camera and with spectrograph of the ring nebula NGC2359 around the star HD56925 of spectral type WN are studied. Based on the spectral line fluxes, we determine physcal parameters inside the nebula. The results are in excelent agreement with previous published values. Finally we study the winds of massive stars within the framework of the magnetohydrodynamic (MHD) theory. We solve the (MHD) equations combined with the radiatively driven outflow formalism as stated by Castor, Abbott and Klein (1975).

Author affiliation: Giménez de Castro, Carlos Guillermo. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

Se acepta generalmente que el campo magnético juega un rol fundamental en la física del Sol y de otros objetos astrofísicos, confinando el plasma y acumulando enormes cantidades de energia que luego será liberada en los llamados eventos catastróficos. Las fulguraciones solares son fenómenos que nos brindan una gran oportunidad para comprender cómo actúa el campo magnético durante estos eventos. La comparación entre las manifestaciones de estos fenómenos impulsivos y el modelado del campo magnético de la región activa donde tuvieron lugar, es uno de los tópicos fundamentales de la física solar. Este trabajo nos lleva a analizar las diferentes señales de la actividad de la fulguración, usando observaciones simultáneas en un amplio rango del espectro electromagnético como rayos X, ultravioleta (UV), y diferentes lineas espectrales en el visible, así como magnetogramas vectoriales. Para entender las condiciones que conducen a una dada región activa a producir una fulguración, hemos considerado en esta Tesis el modelado del campo magnético, analizando luego la relación entre su topología y las emisiones radiativas en las diferentes regiones espectrales. La visión convencional de la reconexión magnética está basada principalmente en el estudio en dos dimensiones (2-D) de un punto neutro del tipo X, o en la extensidn de este estudio a 3-D, suponiéndose que en este punto se produce el transporte de flujo magnético a través de las separatrices (lugares donde el mapeo de las líneas de campo es discontinuo). Esta visión resulta demasiado restrictiva cuando se observa la gran variedad de configuraciones magnéticas que se han visto abrillantar. En esta Tesis hemos diseñado un algoritmo, llamado Método de Fuentes (MF), para determinar la topología del campo magnético de las Regiones Activas (ARs). El campo fotosférico observado fue extrapolado hacia la corona usando fuentes magnéticas subfotosféricas, y la topología fue definida a través de la conexión entre las fuentes. Hemos encontrado que los abrillantamientos en Ha, UV y'rayos X estaban ubicados en la intersección de la cromósfera con las separatrices ya definidas. Estos resultados y el conocimiento adquirido sobre las propiedades de la conexión de las líneas de campo, nos permitió generalizar el concepto de separatrices al de "cuasi-separatrices" (CS), y diseñar el nuevo Método de las Cuasi-Separatrices (MCS) para determinar la topología del campo magnético de las ARs. Las CS son regiones donde el mapeo de las líneas de campo cambia drásticamente (y en forma discontinua para el caso particular en el que se comportan como separatrices). El MCS puede ser aplicado a las ARs cuando el campo magnético fotosférico ha sido extrapolado a través de cualquier clase de técnica. Hemos aplicado el MCS a varias fulguracioncs, ocurridas en regiones activas que presentaban muy diferentes configuraciones magnética. Hemos encontrado que la ubicación de los abrillantamientos de la fulguración están relacionados con las propiedades de las conexiones entre las líneas de campo de la configuración magnética subyacente, como se esperaba a través de los desarrollos teóricos en reconexión magnética en 3-D. Las líneas de campo coronal extrapolado que representan a las estructuras involucradas en los eventos analizados tienen sus extremos fotosféricos localizados a ambos lados de las CS. Nuestros resultados apoyan categóricamente que la reconexión magnética es la responsable de este fenómeno coronal.

It is widely admitted that the magnetic field plays a fundamental role in the physics of the Sun and other astrophysical objects, confining the plasma an storing huge amounts of energy that is released in the so called catastrophic events. Solar flares give us the best opportunity to understand how the magnetic field acts during such events. The comparision between observations of these impulsive phenomena, and modeling the magnetic field of the active region is a central topic. This leads us to analyze different manifestations of flare activity using simultaneous observations in a wide range of the electromagnetic spectrum as x-rays, UV (ultraviolet), and different spectral lines in the visible, as well as vector magnetograms. To understand the conditions that lead to flare activity in a given active region, we have considered in this Thesis the modeling of its magnetic field, analyzing afterwards the relationship between its topology and the radiative emissions in different spectral regions. A conventional view of magnetic reconnection is mainly based on dhe two dimensional (2-D) picture of an x-type neutral point, or on its extension to 3-D, and it is thought to be accompanied by flux transport across separatrices (places where the field-line mapping is discontinuous). This view is too restrictive when we realize a variety of solar magnetic configurations that have been seen flaring. We have designed an algorithm, called Source Method (Método de Fuentes, MF), to determine the magnetic topology of Active Regions (ARs). The observed photospheric field was extrapolated to the corona using subphotospheric sources, and the topology was defined by the link between these sources. Hα, UV and X-ray flare brightenings were found to be located at the intersection with the chromosphere of the separatrices previously defined. These results and the knowledge we adquired on the properties of magnetic field-line linkage, led us to generalize the concept of separatrices to "quasi-separatrix layers" (quasi-separatrices, CS), and to design a new method (Método de las Cuasi-Separatrices, MCS) to determine the magnetic topology of ARs. CS are regions where the magnetic field-line linkage changes drastically (and discontinuously when the field-lines behave like separatrices). The MCS can be applied to ARs when the photospheric fields has been extrapolated using any kind of technique. We have applied the MCS to observed flaring regions presenting very different magnetic configurations. We have found that the locations of flare brightenings are related to the properties of the field-line linkage of the underlying magnetic region, as expected from the recent development in 3-D magnetic reconnection. The extrapolated coronal field lines representing the structures involved in the analyzed events have their photosperic footpoints located at both sides of the CS. Our results strongly support the idea that magnetic reconnection is at work in this coronal phenomena.

Author affiliation: Bagalá, Liria Gabriela. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

Los flujos astrofísicos juegan un rol esencial en muchos de los fenómenos observados en el Universo. Para una comprensión detallada de estos fenómenos, es necesario combinar adecuadamente los enfoques observacional y teórico. En este contexto, el modelado numérico aparece como una herramienta muy poderosa y complementaria entre las dos primeras. En esta tesis, se estudió la dinámica asociada a la explosión de supernovas y de sus remanentes. En particular, se llevó a cabo un estudio de la dinámica de remanentes de supernova jóvenes desde un punto de vista hidrodinámico. Más específicamente, se analizaron posibles causas de asimetría en estas explosiones y en las primeras fases de evolución de sus remanentes. En condiciones ideales, se espera que la evolución inicial de un remanente de supernova sea un proceso esféricamente simétrico. Sin embargo, muchos remanentes jóvenes muestran diversas asimetrías que no pueden ser explicadas por ejemplo, en términos de inhomogeneidades del medio interestelar. En este contexto, se propuso investigar posibles causas alternativas de ruptura de la isotropía las cuales han sido divididas para su mejor estudio en causas cinemáticas y dinámicas. En el estudio general de causas de asimetría en remanentes jóvenes se consideraron la presencia de obstáculos, gradientes de densidad en el medio interestelar y el movimiento propio de las estrellas progenitoras. Se tomaron como casos testigos los llamados remanentes históricoso de Kepler y Tycho. En el caso particular del remanente de Kepler, se encontró que la causa principal de asimetría se debió al movimiento propio que el progenitor poseé respecto al medio circundante. Se supuso que la progenitora se trataba de una estrella evolucionada, con un viento denso y lento. Debido al alto movimiento propio de la progenitora, la burbuja generada por la acción de este viento adquiere la forma de un choque a proa. Cuando la estrella explota como supernova, su remanente evoluciona en este medio perturbado, el que tiene una fuerte asimetría en su distribución de densidad. De acuerdo a los resultados obtenidos, la colisión entre el choque principal del remanente y la estructura cometaria producida por el viento de la progenitora, puede explicar las características morfológicas y distribución de brillo que este objeto exhibe en imágenes en radio y rayos X. En el caso particular del remanente de Tycho, se encontró que la causa principal de asimetría se debió a que en el momento de la explosión incorporó material de las capas externas de la atmósfera de su estrella compañera. Este exceso de masa, que está en el rango de 0.3 y 0.6 masas solares ocasiona una evolución más lenta que la región donde no la incorporó ́dando así lugar a un frente de choque que puede describirse aproximadamente como dos semi-esferas de distinto radio. Dentro del margen de error y suponiendo una distancia de 3 kpc, se observa un buen grado de coincidencia morfológica. Además, los mapas sintéticos en rayos X son cualitativamente similares a lo observado por distintos instrumentos. Estos resultados son tendientes a un escenario de una supernova tipo Ia, aportando evidencia sobre el origen de Tycho y de su posible compañera.

Astrophysical flows play an esential role in many observed phenomena in the Universe. For a detailed understanding of these phenomena, it is important to combine observational and theoretical viewpoints. In this context, the numerical modelling is a powerful tool which complements the aforementioned points of view. In the present thesis, we study the dynamic evolution associated to supernova explosions and their corresponding supernova remnants. In particular, we carried out a dynamical study of young supernova remnants within the framework of hydrodynamics. More specifically, we analyzed possible source of asymmetry in these explosions and during the first stages of evolution of their remnants. Under ideal conditions, the initial stages of a supernova remnant are expected to be spherically symmetric. However, many of the observed young supernova remnants show different types of asymmetries which cannot be explained in terms of inhomogeneities of the interstellar medium. In this context, we decided to address the study of possible causes of departure from isotropy which, to organize our analysis, we separated into kinematic and dynamic causes. For a general overview of causes of asymmetry in young supernova remnants, we considered the presence of obstacles, density gradients in the interstellar medium and the proper motions of the progenitor starts. For the particular case of Kepler’s supernova remnant, we found that the main cause of asymmetry is the proper motion of the progenitor star with respect of the surrounding interstellar medium. We assumed the progenitor to be an evolved star with a dense and slow stellar wind. Because of the fast proper motion of the progenitor, the expanding bubble generated by this wind adopts the form of a bow shock. When the star explodes as a supernova, its remnant evolves in this highly perturbed environment, with a strong asymmetry in its density distribution. According to the results obtained in our numerical simulations, the impact of the main shock on the pre-existing cometary structure gene- rated by the stellar wind, can explain the overall morphology as well as the emissivity observed in radio and X-ray images. For the particular case of Tycho’s supernova remnant, we found that the main cause of asymmetry is due to the interaction between the explosion and the atmosphere of a companion star. The outer layers of the companion are swept by the expanding shock, thus producing an excess of mass on one of its sides and breaking the isotropy. Mass excesses within 0.3 and 0.6 solar masses can cause a slower expansion in the heavier side, giving rise to an expanding shock that can be approximately described by two semi-spheres with different radii. Assuming a distance of 3 kpc, our simulations show a good morphological resemblance with the observed images. Moreover, our synthetic X-ray maps are qualitatively similar to those observed with different instruments. Our results support the scenario of a type Ia supernova, and providing valuable evidence on the origin of Tycho and its possible companion.

Author affiliation: Vigh, Carlos Donato. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

La presente tesis propone, como objetivo general, contribuir al estudio de los plasmas astrofísicos presentes en los alrededores y dentro de diferentes magnetósferas inducidas en el sistema solar, más específicamente las de Marte, Titán, Venus y el cometa P/Halley. Utilizando mediciones provistas por distintas misiones espaciales conjuntamente con herramientas teóricas, se estudian propiedades fundamentales de las mismas y su relación con los distintos fenómenos de transferencia de energía y cantidad de movimiento entre cada uno de dichos objetos y el plasma que los rodea. Específicamente, se determinan propiedades de ondas de plasma observadas en las cercanías de Marte y Venus por las sondas Mars Global Surveyor (MGS) y Venus Express (VEX) y su relación con inestabilidades microscópicas que derivan de la interacción de sus exósferas con el viento solar. A tal fin se utiliza como marco teórico general la descripción magnetohidrodinámica (MHD), aunque teniendo en cuenta también efectos adicionales tales como la corriente de Hall y otros derivados a partir de la teoría cinética. A partir de modelos teóricos advertimos que las ondas observadas proveen evidencia indirecta de la pérdida de neutros atmosféricos en ambos planetas. Asimismo, a partir de las ecuaciones MHD también modelamos la estructura global de las magnetósferas inducidas y su dependencia con las variaciones del medio circundante, obteniendo resultados concordantes con observaciones de la morfología magnética provistas por MGS en el entorno marciano. La morfología magnética es también estudiada en el entorno del cometa Halley (en estado activo) por medio de observaciones provistas por la sonda Vega-1, permitiendo complementar estudios previos acerca de las discontinuidades situadas dentro de esta clase de magnetósferas. Gracias a observaciones provistas por la sonda Cassini, se investigaron también los procesos de aceleración de partículas cargadas provenientes de la atmósfera de Titán. Dichos estudios muestran la importancia de las fuerzas de tensión magnética en estos entornos y nos permiten derivar estimaciones del flujo de partículas que pierde dicho satélite. En síntesis, el trabajo efectuado en esta tesis se ha centrado en la compleja interacci ón de los objetos atmosféricos mencionados con sus respectivos entornos de plasma magnetizados y ha permitido, entre otras cosas, evaluar distintos procesos de transferencia de energía y cantidad de movimiento.

The main goal of the present thesis is to contribute to the study of the astrophysical plasmas in the surroundings and within different induced magnetospheres (IMs) in the solar system, more specifically those of Mars, Titan, Venus and Halley's comet. By making use of measurements provided by different space missions together with theoretical tools, we study fundamental properties of these environments and their relationship with different phenomena of transfer of energy and linear momentum between each of these objects and the plasma around them. Specifically, we determine properties of the plasma waves observed by the Mars Global Surveyor (MGS) and Venus Express spacecrafts in the surroundings of Mars and Venus, and their relationship with microscopic instabilities that arise as a result of the interaction of their exospheres with the solar wind. To this end, we use the magnetohydrodynamic (MHD) description as a general theoretical framework, taking also into account additional effects such as the Hall current and other kinetic effects. From theoretical models, we find that these waves provide indirect evidence of the loss of neutral atmospheric particles in both planets. Additionally, by making use of the MHD equations, we model the global structure of the IMs and its response to variabilities on the surrounding medium. Our results are in agreement with observations of the magnetic field morphology obtained by MGS in the Martian environment. The magnetic field morphology is also studied in the surroundings of Halley's comet (in active state) by means of measurements provided by the Vega-1 spacecraft. This allows to complement previous works about the discontinuities located inside this kind of magnetospheres. Thanks to measurements provided by the Cassini spacecraft, we also investigate the acceleration processes of charged particles originated in the atmosphere of Titan. These studies show the importance of the magnetic tension forces in these environments and allow to derive estimates of the flux of particles that escape from this moon. In summary, the work performed in this thesis has been focused on the complex interaction between the previously mentioned atmospheric objects and their respective magnetized plasma environments. Among other things, the present study has allowed to evaluate different processes of transfer of energy and linear momentum.

Author affiliation: Romanelli, Norberto Julio. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

En la presente tesis estudiamos transiciones de fase en sistemas formados por partículas que interactúan a través de potenciales clásicos que modelan las interacciones entre nucleones. Mediante técnicas de dinámica molecular, simulamos colisiones de Iones Pesados en el rango de energías en el que se observa Multifragmentación. Auxiliados con avanzados algoritmos de reconocimiento de fragmentos, que utilizan información de correlaciones en el espacio de fases y no solo configuracional, investigamos el origen de diversas señales que permiten caracterizar el proceso de multifragmentación como una transición de fase: bimodalidad en la distribución del parámetro de orden, y fluctuaciones en el tamaño del fragmento más pesado. Mostramos que esas señales están determinadas en etapas muy tempranas, antes de que el sistema logre alcanzar un equilibrio que justifique plenamente el uso de herramientas de la termodinámica usual. Asimismo, determinamos que la observación de bimodalidad está fuertemente relacionada con los protocolos de selección de eventos. Investigamos además la factibilidad de utilizar el parámetro α de Isoscaling para determinar el término de simetría en la ecuación de estado, como se ha propuesto. Con ese fin, ajustamos las energías de “núcleos” con una fórmula en el espíritu de la “fórmula semi-empírica de masas” para dos parametrizaciones del potencial nuclear y mostramos que presentan distintos términos de simetría. Y luego, a partir de simulaciones adecuadas, observamos que en general es imposible distinguir los resultados de los dos modelos debido a efectos entrópicos. Con el mismo modelo de interacción nuclear y un tratamiento adecuado de la interacción de Coulomb, extendimos el estudio a transiciones de fase morfológicas en sistemas “infinitos” de nucleones, como un modelo de “materia de estrellas de neutrones”. Para ello realizamos simulaciones de dinámica molecular bajo condiciones periódicas de contorno a temperatura y densidad fijas. A densidades de sub-saturación y bajas temperaturas, como las que ocurrirían en la corteza de las estrellas de neutrones, este modelo logra producir una serie de fases in-homogéneas llamadas “Pasta Nuclear”, que surgen de la competencia entre las interacciones Nuclear y Coulombiana para nucleones en “bulk”. Desarrollamos un conjunto de herramientas de caracterización dinámica y topológica que permiten una clasificación unívoca de esas fases. Estudiando el rol de la interacción de Coulomb en la formación de estas estructuras, hallamos que estructuras similares pueden ser producidas en simulaciones incluso sin esa interacción, debido a efectos secundarios de las condiciones periódicas de contorno que, sorprendentemente, no habían sido descritos en la literatura. Esto nos permitió describir con precisión los “efectos de tamaño finito”, propios de este tipo de simulaciones, e identificar las estructuras “reales” de aquellas que están afectadas por aspectos artificiales de las simulaciones.

In the present thesis we study phase transitions in systems of particles that interact through classical potentials which mimic the nuclear interaction. Using molecular dynamics techniques we simulate Heavy Ion collisions in the energy range where multifragmentation is observed. Assisted with advanced fragment recognition algorithms, which use information from the whole phase space and not only configurational, we investigated the origin of several signals that allow to characterize multifragmentation as a phase transition: bimodality in the order parameter distribution and large fluctuations in the mass of the largest fragment. We show these signals to be established at early stages, before the system can reach an equilibrium which would justify the use of usual thermodynamics tools. Also, we determined that bimodality is strongly related to the event selection criterion. In addition, we investigated the factibility of using the isoscaling parameter α to determine the value of the symmetry term in the nuclear equation of state. To that effect, we adjusted the energy of “nuclei” with a formula in the spirit of the “Semi-empirical Mass Formula” for two parametrizations of the nuclear potential and showed that they present different symmetry terms. Then, with the appropriate simulations, we showed that it is in general impossible to distinguish the results from both models due to entropic effects dominating. With the same model of nuclear interaction and an adequate treatment of the Coulomb interaction, we extended the study to morphological phase transitions in “infinite” systems of nucleons, as a model of “neutron star matter”. To do so we performed molecular dynamics simulations under periodic boundary conditions at fixed temperature and density. At sub-saturation densities and low temperatures, as those expected in the crust of neutron stars, this model is able to produce a series of non-homogeneous phases known as “Nuclear Pasta”, which emerge from the competition of nuclear and Coulomb interaction for nucleons in bulk. We developed a set of dynamical and topological characterization tools that allow for a thorough classification of those phases. When studying the role of the Coulomb interaction in the formation of these structures, we found that similar structures can be produced in simulations without said interaction but due to secondary effects of the periodic boundary conditions which, surprisingly, had not been described in the literature. This enabled us to describe with precision the role of “finite size effects” and to identify the “true Pasta” from those affected by artificial aspects of the simulations.

Author affiliation: Giménez Molinelli, Pedro A.. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Abstract:

En esta tesis se estudió el calentamiento del viento solar en el que el flujo entre la región dominada por colisiones y la región sin colisiones esta influenciado por la presencia de fuertes campos magnéticos externos. En la geometría de tobera magnética divergente que impera en los flujos coronales del sol, se encontró un fuerte incremento de la anisotropía debido al efecto de espejo inverso. Se dedujo una expresión analítica para el flujo de calor, que incorpora la dependencia espacial del campo magnético, valida hasta 10 R. Para modelar el viento externo, se formuló la técnica de Chapman-Enskog para una situación desconfinada y ligeramente anisótropa, vinculando la anisotropía con parámetros de variación espacial del campo magnético. Otra técnica alternativa para investigar este problema consiste en estudiar la dinámica de partículas en la baja corona solar a través de un modelo de ``test-particle''. Se analizo la dinámica de los electrones y se investigo si el atrapamiento de partículas debido al efecto combinado del espejo magnético y de la barrera electrostática es relevante para el calentamiento del viento. Asimismo se estudio la estabilidad de la función de distribución asintótica obtenida a partir de este modelo frente a ondas de Langmuir magnetizadas, y su relación con el calentamiento del viento.

In this thesis the heat transport problem in the solar wind has been studied, in which the heat flux between the collision dominated region and the collisionless regime is deeply influenced by strong external magnetic fields. A nonlocal analytical expression for the electron heat flux in weakly collisional plasmas is derived by solving the Fokker-Planck equation in a narrow, tail-energy range, showing a strong increase in the heat flux due to the magnetic pumping effect. In order to model the external wind, a hybrid fluid/kinetic description of transport phenomena of the anisotropic plasma of the solar corona is derived using a Chapman-Enskog-like procedure. The development of the anisotropy of the electron distribution function in the lower solar corona has also been studied through a test-particle model. We analized the high frequency instability produced by the small anisotropy in perpendicular energy of the runaway electron distribution. The efficiency of Langmuir oscillations as a heating mechanism for the solar wind is discussed.

Author affiliation: Canullo, María Victoria. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.