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Tesis > TEMA

Física [ 418 tesis ]

Física Solar [ 11 tesis ]

Alexander, Pedro M.. "Una descripción magnetohidrodinámica de la expansión de la corona solar" (1992) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Bagalá, Liria Gabriela. "Las fulguraciones solares como manifestación de reconexión magnética" (1997) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
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.

Abstract:
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.

Canullo, María Victoria. "Transporte térmico en el viento solar" (1997) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
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.

Abstract:
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.

Milano, Leonardo Julio. "Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar" (1999) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a una rica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberar cantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, el calentamiento estacionario de las regiones activas, con una tasa de 10(5)—10(7)erg cm (-2) s (-1), que las mantiene a una temperatura dos órdenes de magnitud mayor que la de la capa atmosférica inmediatamente inferior (la fotósfera). Estos fenómenos pueden ser descriptos, al menos parcialmente, en la marco de la magnetohidrodinámica. El problema principal al que se enfrenta esta descripción es que los coeficientes moleculares de disipación en la corona son lo suficientemente pequeños como para que los fenómenos disipativos solo puedan ser explicados en presencia de estructuras de escala pequeña. En ese sentido, la turbulencia magneto hidrodinámica y la reconexión magnética resultan tal vez los candidatos naturales a describir, respectivamente, el calentamiento estacionario de la corona y la disipación impulsiva en fulguraciones. Un estudio teórico-numérico de intermitencia magneto hidrodinámica nos permite relacionar las propiedades estadísticas de la turbulencia con la geometría (asintoticamente fractal) de las zonas de disipación, y afirmar que la disipación estacionaria en la corona solar se encuentra sumamente concentrada en zonas distribuidas en forma aleatoria. La aplicación de una teoría de clausura turbulenta a dos puntos indica que los arcos magnéticos son esencialmente calentados por corrientes eléctricas cuasi-estacionarias, inyectadas por 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 de estudios observacionales de la dinámica de las estructuras coronales en la línea espectral Hα nos permite conjeturar que el aumento de la vorticidad de esas estructuras, presuntamente ligado a la evolución de los campos dinámicos, puede constituir una herramienta útil para la predicción de fulguraciones.

Abstract:
The hot plasma in the solar corona shows a very rich variety of energy dissipation events. On one hand, the solar flares release enormous amounts of energy (up to 10(32) erg) in typical times of the order of minutes. On the other hand, the steady heating in active regions, with rates within 10(5)—10(7) erg cm(-2) s(-1) maintain these regions at a temperature two orders of magnitude higher than that of the photosphere. These phenomena can be described, at least partially, within the framework of magneto hydrodynamics. The main problem faced by this description is that the molecular dissipation coefficients in the corona are so small that the previously described dissipation phenomena can only be explained if small scale structures are present. It is in this sense that magneto hydrodynamic turbulence and magnetic reconnection seem to be the natural candidates to describe, respectively, the steady heating of the corona and the impulsive energy release in flares. A numerical-theoretical study of magneto hydrodynamic intermittence allows us to relate the statistical properties of the turbulence to the geometry of the (asymptotically fractal) geometry of the dissipation regions, and state that the steady dissipation in the solar corona is highly concentrated in randomly distributed zones. Application of a two-point turbulent closure theory indicates that coronal loops are primarily heated by quasi-steady electrical currents pumped by the photospheric velocity field. We study, both by theoretical and numerical means, the turbulent magnetic reconnection between two flux tubes inside a coronal loop, obtaining a dissipation rate consistent with those observed for microflares. Finally, a series of observational studies in the Hα spectral line leads us to argue that the enhancement of the vorticity of these structures, presumably linked to the evolution of the dynamical fields, might be a useful tool for flare prediction.

Dasso, Sergio. "Emisión de ondas por Resonancia Iónica Ciclotrónica en Plasmoides Interplanetarios expulsados por el sol" (2000) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En esta tesis se realiza un estudio teórico de las condiciones de excitación de las ondas electromagnéticas iónicas ciclotrónicas (EICWs) en los plasmoides interplanetarios expulsados por el Sol (o eyecciones de masa coronal, CMEs). Cuando el viento solar es perturbado por estas eyecciones de plasma provenientes del Sol, la actividad de ondas cambia radicalmente. Mientras que en las condiciones típicas correspondientes al viento solar rápido están dadas las condiciones para la actividad de las ondas de polarización izquierda, cuando el viento es reemplazado por plasmoides interplanetarios de origen solar, el cambio de los parámetros físicos relevantes favorece la actividad de la rama de polarización derecha. Hemos caracterizado el espacio de parámetros típico de estos plasmoides y estudiamos, mediante la teoría cinética en plasmas magnetizados, las condiciones para la emisión y absorción de estas ondas. Hemos determinado fronteras del espacio de parámetros entre regiones estables e inestables. Para considerar la presencia de partículas supratérmicas hemos modelado la función de distribución de una fracción de la población de partículas del plasma con funciones Kappa. En un plasma de protones y electrones la inestabilidad resonante de las EICWs requiere ordinariamente grandes valores para el beta del plasma (beta aproximadamente 1 o mayor), sin embargo, hemos encontrado que las CMEs a pesar de su bajo valor de P son objetos con otras propiedades cinéticas favorables para el desarrollo de esta inestabilidad. Dada la gran heterogeneidad que caracteriza a estos objetos no todos ellos serán emisores de EICWs, sino que existe un subconjunto de CMEs con propiedades térmicas propicias para la amplificación de estas ondas. Se han encontrado configuraciones de parámetros, consistentes con las observaciones, en las que los tiempos característicos de crecimiento de la inestabilidad son mucho menores que los tiempos típicos de la evolución de la estructura interplanetaria, y en las cuales es posible la amplificación de las ondas en tiempos en los que la configuración de parámetros de la estructura interplanetaria se mantiene esencialmente constante. Estos resultados son de gran importancia para comprender la microturbulencia que ha sido observada en estos objetos por el satélite Wind. Hemos realizado un estudio estadístico de los parámetros de configuración de los CMEs, con el objetivo de seleccionar aquellos eventos con propiedades favorables para el desarrollo de la inestabilidad de los EICMs. Se analizaron datos aún no publicados de la sonda espacial Wind y específicamente se estudiaron: un conjunto de Halo-CMEs y un conjunto de nubes magnéticas interplanetarias. Los eventos que se consideran para este estudio han sido observados en forma continuada por la sonda Wind desde diciembre de 1996 hasta noviembre de 1997 (para Halo-CMEs) y desde febrero de 1995 hasta noviembre de 1998 (para nubes magnéticas). Finalmente, en base a los resultados de nuestro estudio estadístico, se selecciona la nube magnética que observó Wind el 7 y 8 de agosto de 1996 y se examinan las posibilidades de emisión de EICWs en este evento.

Vásquez, Alberto Marcos. "Modelado de fenómenos de plasma en la corona solar" (2002) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La corona es la capa mas externa de la atmosfera del Sol, formada por un plasma relativamente tenue (nc ≈ 10 8ˉ9 cmˉ³) y de alta temperatura (T > 10 6ˉ7K). El plasma coronal, confinado y calentado por los campos magnéticos generados predominantemente en la región convectiva solar, exhibe una gran variedad de fenómenos (le plasma que a su vez abarcan regímenes muy diversos (colisionales, colectivos, estacionarios, impulsivos, emisión térmica, emisión coherente, etc.). Así, el modelado del plasma coronal puede hallar su descripción más adecuada tanto en el enfoque cinético, como en la aproximación magnetohidrodinamica (MHD), dependiendo del fenómeno particular que se investigue. En este contexto, presentamos el estudio y modelado de fenómenos coronales en dos escalas espacio-temporales muy diferentes. Por un lado, un modelo para la ordenada y estable estructura coronal a gran escala (l → 10Rʘ). Por otro lado, un modelo para fenómenos impulsivos de pequeña escala (<0,1Rʘ) que tienen lugar durante fulguracioncs solares. Los estudios presentados requieren del uso de distintos marcos teóricos de física de plasmas (MHD en el primer caso, teoría cinética en el segundo), asi como de datos observacionales de distinto rango espectral (ultravioleta y luz blanca en el el primer caso, ondas de radio y rayos X en el segundo). En ambos casos desarrollamos modelos teóricos semi-empíricos, y derivamos predicciones observables que cotejamos con datos observacionales recientes.

Abstract:
The solar corona, being the outer layer of the solar atmosphere, is formed by a relatively tenuous plasma (nc ≈ 10 8ˉ9 cmˉ³) at very high temperatures (T > 10 6ˉ7K). The coronal plasma, confined and heated by the magnetic fields generated in the underlying convective region, exhibits a wide variety of plasma phenomena which, in turn, display a diversity of physical regimes (collisional, collective, stationary, impulsive, thermal emission, coherent emission. elc.). Hence, coronal plasma modeling may find its more appropriate description either by a kinetic approach, or under the magnetohydrodynamical (MHD) approximation, depending upon the particular processes under consideration. Within this context, we present the study and modeling of coronal plasma phenomena at two very different space-time scales. On one hand, we present a model for the ordered and steady large-scale (l → 10Rʘ) coronal structure. On the other hand, we present a model for small-scale (<0,1Rʘ) impulsive phenomena, which take place during solar flares. The studies presented in this thesis require the use of different plasma physics theoretical frameworks (MHD in the first case, kinetic theory in the second one), as well as the use of observational data at different spectral ranges (ultraviolet and white light in the former case, radio waves and X rays in the later one). In both cases, we developed semi-empirical theoretical models and derived observable predictions that we compared with recently available observational data.

López Fuentes, Marcelo. "Regiones activas solares : origen y evolución" (2002) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Estudiamos la evolución de regiones activas solares (RA) para inferir las propiedades de los tubos de flujo que las originan y analizar la relevancia que los movimientos del plasma, tanto en la zona convectiva como en la fotósfera, tienen sobre su evolución. Analizamos RA cuyas polaridades principales rotan una alrededor de la otra a lo largo de varias rotaciones solares, e interpretamos este comportamiento peculiar como la emergencia de tubos de flujo magnético deformados. A partir de las propiedades de las RA discutimos cuáles podrían ser los mecanismos causantes de la deformación y, luego de descartar a la inestabilidad de kink y la acción de la fuerza de Coriolis, concluímos que el más probable es la interacción de los tubos de flujo con el plasma en la zona convectiva. A continuación analizamos la inyección de helicidad magnética en configuraciones magnéticas sintéticas y en una RA observada. Comparamos esta inyección con la helicidad coronal calculada a partir de modelos del campo libre de fuerzas lineal y con la helicidad expulsada por las eyecciones coronales de masa (ECM) originadas en la RA. Nuestros resultados muestran que la helicidad inyectada por movimientos fotosféricos de pequeña escala y por rotación diferencial no alcanzan para explicar, ni el contenido de helicidad coronal de la RA, ni la cantidad eyectada por las ECM. Por lo tanto, la principal fuente de helicidad en la corona es la torsión inherente al tubo de flujo que forma la RA.

Abstract:
We study the evolution of solar active regions (ARs) to infer the properties of the flux tubes forming them and to analyze the role that convective and photosferic plasma motions may have in their evolution. We study a set of ARs in which the main polarities are observed to rotate one around the other along several solar rotations. We interpret this peculiar evolution as due to the emergence of distorted magnetic flux tubes. From the observed ARs properties we discuss the possible mechanisms at the origin of the deformation and, after discarding the kink instability and the Coriolis force, we conclude that the most likely mechanism is the interaction of the flux tubes with the convective zone plasma. Next, we analyze the magnetic helicity injection on synthetic magnetic configurations and in an observed AR. We compare this injection to the coronal helicity computed using a linear force free field approximation and to the helicity ejected by coronal mass ejections (CMEs) inferred from magnetic clouds observations. Our results show that the helicity injected by photospheric shearing motions and by the differential rotation are not enough to explain, neither the content of coronal helicity nor the amount of helicity ejected by CMES. Therefore, the main source of coronal magnetic helicity is the twist inherent to the flux tube forming the AR.

Cirigliano, Daniela. "Observación y diagnóstico de protuberancias solares a partir de los datos de la misión SOHO" (2003) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El presente trabajo de tesis se efectuó en el marco de una cotutela entre la Universidad de Buenos Aires y la Universidad de París XI. El estudio realizado se basa en la observación y el diagnóstico de las protuberancias solares a partir de los datos del satélite SOHO, que representa el mejor ejemplo de las posibilidades tecnológicas ofrecidas para un estudio detallado del Sol. Las protuberancias solares son estructuras magnificas y singulares de la atmósfera del Sol. Confinan un plasma frío y denso en comparación al plasma tenue y caliente de la corona solar circundante. Nuestro objetivo es medir, por medio de observaciones, parámetros fisicos tales como densidad, presión y temperatura del plasma que las compone. Los datos obtenidos durante este trabajo de tesis constituyen un aporte importante y original a la fisica solar, pues consisten en la observación simultánea de más de 50 líneas de emisión en el rango ultravioleta del espectro electromagnético con la mayor resolución espacial y espectral obtenida hasta el momento. Representan una ocasión única para verificar las teorías existentes y contribuyen al enriquecimiento del conocimiento del Sol.

Abstract:
This work is a co-thesis directed by two researchers of both universities, the University of Buenos Aires and the University of Paris XI. Our study is based in the observations and diagnostic of solar prominences carried out with the analysis of SOHO satellite’s data. They represent the best exponent of actual technological instrumentation offered for a detailed study of the Sun. Solar prominences are fabulous and peculiar plasma manifestations in the solar atmosphere. They are dense and cold plasma objects, in contrast to the hot and dilute surrounding corona. Our aim is to measure, by means of prominence observations, some of their plasma physical parameters such as density,pressure and temperature in order to learn how this structures can hold up in the solar atmosphere. The series of data obtained in this study represent an original and important contribution to solar physics research, since they consist in a simultaneous observation of more than 50 ultraviolet emission lines, with the best spatial and spectral resolution achieved to the moment. They represent an unique opportunity to verify theoretical models and contribute to the improvement of the knowledge of the Sun.

Luoni, María Luisa. "Emergencia, evolución y eyección de flujo magnético en la atmósfera solar" (2011) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
A lo largo de esta Tesis se ha estudiado la emergencia y evolución de estructuras magnéticas (tubos de flujo) en la atmósfera solar; estas estructuras son los componentes básicos de las regiones activas. La dinámica coronal de estos tubos de flujo da lugar a fenómenos violentos de liberación de energía, tales como las fulguraciones solares y las eyecciones coronales de masa. Sólo los tubos de flujo que poseen torsión sobreviven al cruce de la zona convectiva y emergen a través de la fotósfera. Esta torsión conserva el signo que tenía el tubo de flujo cuando se generó en la tacoclina. La presencia de torsión en un tubo de flujo resulta en una elongación de las polaridades fotosféricas, a la que se llama lengua magnética. Esta elongación se debe a la contribución de la componente azimutal al campo en la dirección de la visual. La distribución espacial de estas elongaciones está relacionada con el signo de la helicidad magnética de la región activa, mientras que su extensión indica el grado de torsión del tubo. Por lo tanto, la identificación de las lenguas magnéticas constituye una herramienta util para determinar el signo de la helicidad magnética usando unicamente ob servaciones. El signo de la helicidad dado por las lenguas ha sido verificado por comparación con el determinado por otros indicadores en 40 regiones activas. Como contribución al estudio de la dinámica coronal, se ha modelado el campo magnético de una región activa compleja. Se calculó su topología encontrando que la misma está determinada por la presencia de un punto de campo magnético nulo en la corona. Las observaciones de tres fulguraciones homólogas, que ocurrieron en un lapso de 29 horas en esta región, sugieren que las mismas se deben a un proceso de reconexión magnética que ocurre en el entorno de este punto. Este proceso de reconexión es forzado por la emergencia continua de flujo magnético.

Abstract:
n this Thesis we study the emergence and evolution of magnetic structures (flux tubes), that are the basic components of active regions, into the solar atmosphere. The coronal dynamics of these flux tubes lies at the origin of violent energy release phenomena, such as solar flares and coronal mass ejections. Only twisted flux tubes survive the crossing of the convective zone and emerge through the photosphere. The flux tube twist preserves the sign with which it was created in the tachocline. The presence of twist in the tube is seen at the photospheric level as an elongation of the polarities, which we call magnetic tongues. This elongation is due to the contribution of the flux tube azimuthal field component to the line-of-sight magnetic field. The spatial distribution of these elongations is related to the active region magnetic helicity sign, while their extensions indicate the degree of torsion in the tube. Therefore, the identification of magnetic tongues is a useful tool to determine the helicity sign of a magnetic configuration, based only in observations. The helicity sign given by the tongues has been verified by comparing it with that determine by other features in 40 active regions. As a contribution to the understanding of the coronal dynamics, we have modeled the magnetic field of a complex active region. We have calculated its topology finding that it is determined by the presence of the coronal magnetic null point. The observations of three homologous flares, that occurred along 29 hours, suggest that they originated by magnetic field reconnection in the null point neighborhood. This reconnection process is forced by continuous flux emergence. Finally, we have computed the magnetic helicity variation due to an ejective event, and we have compared this value to the helicity content in the associated interplanetary magnetic cloud. We have found that both values were in good agreement, indicating that magnetic helicity is a well preserved quantity even under no ideal conditions. These quantitative comparisons, as the more qualitative ones using tongues, are useful tools to find the solar source of an interplanetary event.

Gulisano, Adriana María. "Evolución de estructuras MHD helicoidales en la heliósfera" (2011) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
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.

Abstract:
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.

Ruiz, María Emilia. "Evolución dinámica de la turbulencia en el viento solar" (2014-03-26) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La turbulencia es ubicua en el universo. Tanto observaciones remotas en el medio interestelar local como observaciones in situ en el viento solar (VS) han mostrado evidencia sobre la presencia de dinámica turbulenta en estos escenarios. El VS provee el túnel de viento con mayor número de Reynolds que permite estudiar turbulencia magnetohidrodinámica (MHD) con métodos de observación in situ. En este trabajo se estudia la evolución de la turbulencia MHD en el VS, caracterizando el proceso de envejecimiento y rejuvenecimiento de los estados turbulentos inicialmente desarrollados cerca del Sol. Como herramienta de diagnóstico de la turbulencia empleamos la función de correlación espacial R y la longitud de correlación asociada λ, calculadas ambas a partir de observaciones realizadas in situ en el VS por las sondas Helios 1, Helios 2, ACE y Ulysses. En esta tesis se muestra que en turbulencia MHD existe para R una escala de autosimilaridad dada por λ, y por primera vez se calcula el exponente espectral de las fluctuaciones magnéticas con una base estadística de 10 años. Realizamos un estudio evolutivo de la escala de similaridad en término de la edad de las parcelas de plasma. Además, caracterizamos la función de distribución de probabilidad (FDP) de λ a diferentes distancias heliocéntricas para dos regímenes de viento caracterizados por valores diferentes del beta de protones. Encontramos que la FDP de λ es lognormal y bi-modal, presentando diferentes parámetros en cada régimen, consistente con la variedad de procesos multiplicativos y no lineales que tienen lugar en el VS. Investigamos las propiedades anisótropas de las fluctuaciones a diferentes heliodistancias respecto del campo medio Bₒ. Mostramos que el VS rápido y el VS lento no son intrínsecamente diferentes, sino que la diferente manifestaci ón de la anisotropía en estos regímenes es consecuencia de la evolución dinámica de las fluctuaciones, independiente de la velocidad del viento e incluso de la etapa del ciclo de actividad solar. La cascada direccional de energía da lugar a una migración de la energía desde vectores de onda paralelos a Bₒ hacia vectores de onda perpendiculares a Bₒ a medida que el viento envejece.

Abstract:
Turbulence is ubiquitous in the Universe. Both, remote observations in the local interstellar medium and in situ observations in the Solar Wind (SW) have shown evidence for the presence of turbulent dynamics in these scenarios. The SW provides the wind tunnel with highest Reynolds number where to study magnetohydrodynamics (MHD) turbulence by means of observational in situ techniques. In this work we study the evolution of MHD turbulence in the SW, characterizing the process of aging and rejuvenation of the turbulent states initially developed near the Sun. As a diagnostic tool of the turbulence we employ the spatial correlation function R and the associated correlation length λ, both estimated from in situ SW observations performed by the spacecrafts Helios 1, Helios 2, ACE y Ulysses. In this Thesis we show that in MHD turbulence exists a scale of self-similarity for R given by λ, and for the first time we estimate the spectral exponent of the magnetic fluctuations with an extense statistical data base of ten years. We perform an evolutive study of the self-similarity scale in terms of the age of the plasma parcels. Besides, we characterize the probability distribution function (PDF) of λ at different heliocentric distances for two SW regimes distinguished by different values of proton beta. We find that the PDF of λ is lognormal and bi-modal, displaying distinct parameters in each regime, consistent with the variety of non-linear multiplicative processes taking place in the SW. We investigate the different anisotropic properties of the fluctuations at different heliodistances with respect to the mean field Bₒ. We show that the fast and slow SW are not intrinsically different, but the different manifestation of anisotropy in these regimes is a consequence of the dynamic evolution of the fluctuations, independent of wind speed and even of the activity solar cycle. Energy directional cascade leads to a migration of energy from wave vectors parallel to Bₒ to wave vectors perpendicular to Bₒ as the wind age.

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