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Ver el documento (formato PDF)   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.

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Registro:
Título : Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar    
Autor : Milano, Leonardo Julio
Director : Gómez, Daniel Osvaldo
Año : 1999
Editor : Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires
Filiación : Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales
Departamento de Física
Grado obtenido : Doctor en Ciencias Físicas
Ubicación : Preservación - http://digital.bl.fcen.uba.ar/gsdl-282/cgi-bin/library.cgi?a=d&c=tesis&d=Tesis_3156_Milano
Idioma : Español
Area Temática : Física / Astrofísica
Física / Física Solar
Palabras claves : TURBULENCIA; MAGNETOHIDRODINAMICA; RECONEXION MAGNETICA; DISIPACION; CORONA SOLAR; FULGURACIONES; TURBULENCE; MAGNETOHYDRODYNAMICS; MAGNETIC RECONNECTION; DISSIPATION; SOLAR CORONA; FLARES
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