Catálogo de publicaciones

Se deriva, a partir de las ecuaciones de Vlasov-Maxwell, una ecuación de Schrödinger no-lineal con un campo autoconsistente (S3-Φ) que describe las interacciones modulacionales de las ondas de Langmuir en presencia de un campo de ondas de Alfvén, para el plasma de la magnetósfera de los pulsars.Las interacciones modulacionales conducen al plasma a un estado de turbulencia fuerte cuyos elementos básicos son los solitones, solución particular de S3-Φ. Las interacciones entre los solitones se estudian desarrollando un formalismo lagrangiano. Tambien se estudian soluciones auto-similares que describen el colapso de los solitones en presencia de una fuente externa de plasmones. Se encuentra gue en el caso de turbulencia bien desarrollada, via ergodización por colapso y fusión de solitones, el espectro en el rango inercial es un espectro de potencia con índice -2. La jerarquía de escalas espaciales tiene un punto de ruptura, la longitud de coherencia, a partir de la cual la energía turbulenta decae exponencialmente y es disipada por amortiguamiento Landau y otros procesos no-lineales. La longitud de coherencia que resulta es de algunas decenas de centímetros lo cual esta de acuerdo con las observaciones. El espectro de la turbulencia coincide cualitativamente con las propiedades de la señal de los pulsars, infiriéndose que la coherencia de la radiación emitida es de banda ancha. Se discuten ademas algunos mecanismos radiativos. Específicamente, se analiza amplificación no-lineal de ondas de Alfvén, proceso que resulta suficientemente efectivo como para producir una equipartición de la energía en la turbulencia de Langmuir y en la de Alfvén, si la región de emisión se encontrara alejada de las cáscaras polares. Se estudia, finalmente, la radiación producida durante la interacción de los haces de partículas ultrarrelativistas con el campo eléctrico estocástico de los solitones.

En términos generales existen dos perspectivas para modelar la dinámica de los plasmas. Por un lado están los modelos cinéticos y por el otro los modelos de medios continuos (o modelos de fluidos). La teoría cinética describe a los plasmas desde la naturaleza microscópica del sistema. Las teorias de fluídos por otro lado describen de manera natural los fenómenos a escalas macroscópicas. La mayor complicación del estudio de la turbulencia magnetohidrodinámica (y también la hidrodinámica) es que es un problema de multiescalas. Los rangos de escala que están en los extremos (macro y micro) son claros dominios de una y otra teoría, sin embargo las escalas que se encuentran entre las escalas MHD y la escala de Kolmogorov (o de disipación) son un rango controversial al respecto. En esta tesis se introducen efectos cinéticos en la magnetohidrodinámica de medios continuos, a traves de modelos de dos fluidos que consideran la separación entre iones y electrones, En particular, se desarrolla un modelo aproximado de dos fluidos para plasmas con campo magnético fuerte que presenta importantes ventajas computacionales. El interes en el efecto del término Hall con campo magnético fuerte está motivado por las observaciones geofísicas, astrofísicas y la implementación tecnológica de confinamiento por medio de guías magnéticas. El primer paso consistió en testear el modelo aproximado frente al modelo Hall-MHD general. Luego desarrollamos un estudio detallado que incluyó múltiples puntos de vista. Mostramos que el efecto Hall afecta los valores de las las magnitudes globales y sus tiempos característicos. La distribución de energía por escalas se ve también modificada, incrementándose el rango de escalas disipativas. Se modifican las estructuras del flujo cambiando su forma y tamaño en las escalas comprendidas entre el ion skin depth (o escala de Hall) y la escala de Kolmogorov. Se reduce la intermitencia espacial y la autosimilaridad del flujo se incrementa tendiendo a lamonofractalidad. Se analiza el efecto sobre la formación y estructura de las hojas de corriente. Se analizan las propiedades estadísticas del flujo, en particular la fractalidad y el efecto sobre la dimensionalidad de las estructuras responsables de la disipación. Finalmente, extendemos los primeros efectos cinéticos mas allá del efecto Hall introduciendo la inercia electrónica y presentamos resultados preliminares que muestran que la masa electrónica afecta la dinámica mas allá de los efectos del término Hall.

En esta Tesis proponemos avanzar en el estudio de regímenes turbulentos, analizando la dinámica del magnetofluido que compone la corona solar. La temperatura en la corona, la capa más externa de la atmósfera del Sol, es más de cien veces superior que la temperatura de la superficie solar. Por lo tanto, debe existir un mecanismo muy eficiente de transferencia y disipación de energía. Uno de los escenarios más promisorios para explicar este fenómeno es la suposición de que los campos magnéticos y de velocidades del plasma coronal se encuentran en un estado fuertemente turbulento. La turbulencia actúa como un catalizador de los procesos disipativos. En esta Tesis desarrollamos el marco teórico de esta idea, con la ayuda de un soporte numérico. Elaboramos un código de simulación de las ecuaciones magnetohidrodinámicas que nos permitió estudiar la compleja evolución de un arco magnético coronal. Obtenemos resultados consistentes con la tasa de calentamiento requerida para mantener el plasma confinado en estas estructuras a las temperaturas observadas. Analizamos la dependencia de esta tasa con los parámetros del problema y describimos la morfología de las estructuras de disipación asociadas. Asimismo, presentamos un análisis estadístico de la distribución de energías de eventos disipativos la cual resulta totalmente comparable con la estadística observada para fulguraciones solares, sugiriendo la presencia de un mecanismo físico común a estos fenómenos de liberación de energía. Complementariamente, estudiamos el decaimiento de turbulencia hidrodinámica bidimensional y la formación de estados auto-organizados metaestables.