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Título de Acceso Abierto
Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar
Leonardo Julio Milano Daniel Osvaldo Gómez
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Resumen/Descripción – provisto por el repositorio digital
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.Palabras clave – provistas por el repositorio digital
TURBULENCIA; MAGNETOHIDRODINAMICA; RECONEXION MAGNETICA; DISIPACION; CORONA SOLAR; FULGURACIONES; TURBULENCE; MAGNETOHYDRODYNAMICS; MAGNETIC RECONNECTION; DISSIPATION; SOLAR CORONA; FLARES
Disponibilidad
| Institución detectada | Año de publicación | Navegá | Descargá | Solicitá |
|---|---|---|---|---|
| No requiere | 1999 | Biblioteca Digital (FCEN-UBA) (SNRD) |
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Información
Tipo de recurso:
tesis
Idiomas de la publicación
- español castellano
País de edición
Argentina
Fecha de publicación
1999
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