Evolución de estructuras MHD helicoidales en la heliósfera

• Autores: Gulisano, Adriana María
• Año de publicación: 2011
• Idioma: español castellano
• Tipo de recurso: tesis doctoral
• Colaborador/a o director/a de tesis: Dasso, Sergio Ricardo
• Materia: FISICA DE PLAMAS; CAMPO MAGNETICO; FLUJOS MAGNETICOS; HELICIDAD MAGNETICA; VIENTO SOLAR; NUBES MAGNETICAS; PLASMA PHYSICS; MAGNETIC FIELD; MAGNETIC FLUXES; MAGNETIC HELICITY; SOLAR WIND; MAGNETIC CLOUDS
• Institución: Universidad Nacional de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales

En esta Tesis doctoral se estudia una clase de fenómenos transitorios en el viento solar, denominados nubes magnéticas (NMs). Estos eventos son expulsados por el Sol y se componen de masa más fría que el plasma del viento solar estacionario. Son objetos que contienen campo magnético con gran intensidad y con una estructura que conforma tubos de flujo magnético enroscados alrededor de un eje principal; contienen así cantidades importantes de Flujo (F ) y Helicidad magnética (H), que son transportadas desde su fuente solar durante su viaje en la heliósfera. Se realiza un modelado teórico de NMs en el marco de la magnetohidrodinámica. Se revisan y desarrollan diversas técnicas y metodologías para su estudio, que permiten determinar sus propiedades a partir del análisis de las observaciones magnéticas y del plasma realizadas in situ por sondas espaciales. Se estudian tres muestras de eventos: (a) en la heliosfera interna (desde 0.3 hasta 1 unidades astron ́ micas), (b) a 1 unidad astronómica del Sol y (c) en la heliosfera externa (desde 1.5 hasta 5 unidades astron ́ micas). Se caracterizan propiedades de la estructura magnética y de su evolución. Los resultados del modelado son usados para cuantificar F y H en nubes, y encontramos valores típicos de F ∼ 1020 − 1021 Mx y H ∼ 1041 − 1042 Mx2 . Encontramos que el par ́ metro de impacto (mínima distancia de aproximación entre la sonda y el eje de la nube) es uno de los parámetros mas cr ́ticos para modelar correctamente las NMs y hallamos un método para mejorar significativamente su estimación. Se introduce y se estudia un coeficiente de expansión adimensional, que permite cuantificar la evolución del tamaño de las NMs en función de la distancia al Sol y puede medirse a partir del perfil de velocidad observado in situ para una nube dada. Encontramos que las NMs pueden clasificarse en dos subclases, aquellas que son perturbadas significativamente por el viento solar de su entorno, y aquellas que siguen una evolución natural, dada por el decaimiento de la presión del viento solar ambiente.
In this PHD Thesis we study a class of transient phenomena in the solar wind, the so called magnetic clouds (MCs). These events are ejected from the Sun and are composed by plasma, which is cooler than the one in the stationary solar wind. They contain intense magnetic field which is formed by magnetic flux tubes twisted around a main axis; in this way they contain an important amount of magnetic Flux (F ) and magnetic Helicity (H) that are transported from their solar sources through their journey along the heliosphere. We develope a theoretical description of MCs in the frame of magnetohydrodynamic. We revise and develop several methods and techniques for the study of MCs, which allow us to determine MCs properties from the analysis of magnetic and plasma ’in situ’ observations made by spacecraft. We study three samples of events: (a) in the inner heliosphere (from 0.3 to 1 astronomical units), (b) at one astronomical unit, and (c) in the outer heliosphere (from 1.5 to 5 astronomical units). We characterize properties of their magnetic structure and of their dynamical evolution. Results from models are used to quantify F and H in MCs, and we find typical values: F ∼ 1020 − 1021 Mx and H ∼ 1041 − 1042 Mx2 . We find that the impact parameter (minimum distance approach between the cloud axis and the spacecraft) is one of the more critical parameters for making correct modelization of MCs, and we find a method to significantly improve its estimation. We introduce and study a dimensionless expansion coefficient, that allow us to quantify the evolution of the size of MCs in function of the distance to the Sun, and then can be obtained from the in situ observed velocity profile for a given event. We find that MCs can be classified in two sub-classes, those which are significantly perturbed by the solar wind environment, and those which follow a natural evolution, given by the decay of the ambien solar wind pressure.
Fil: Gulisano, Adriana María. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.