La Heliosfera y el entorno espacial terrestre

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1 La Heliosfera y el entorno espacial terrestre Sergio Dasso 1, 1 Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE), CONICET-UA, Argentina Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, UA, Argentina Departamento de Física Juan José Giambiagi Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

2 Clase 1: El Sol El ciclo solar Radiación solar Marco teórico gral para Física Espacial MHD Ondas de choque en el espacio Reconección de líneas magnéticas Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

3 Interior del Sol ZONA CONVECTIVA: la materia realiza movimientos convectivos (como la ebullición). Se extiende hasta 1R 0 y la energía se transporta por convección Zona Convectiva 1.5x10 6 K Zona radiativa Núcleo ZONA RADIATIVA: Se extiende hasta 0.86R 0. La energía se transporta por radiación. Un fotón generado en el interior está sometido a constantes interacciones con el medio (tarda 10 7 años en llegar a la superficie). NÚCLEO: Se extiende hasta 0.5R 0. La energía se produce por fusión de H que se transforma en He. Las reacciones nucleares transforman kg de H por segundo Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

4 Atmósfera solar Fotosfera: emisión térmica, 6000 K Cromosfera: dominado por líneas de emisión Corona: estructuras magnéticas Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

5 Ciclo de manchas solares 1609: Galileo observa las manchas solares. Schwabe (1843) descubre el ciclo de 11 años. Mínimos de actividad (Maunder, ) Hoy sabemos que las manchas trazan regiones de intensos campos magnéticos. El campo solar es bastante mas complicado que un dipolo, pero tambien es producido por corrientes eléctricas. Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

6 Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

7 Variabilidad de la radiación electromagnética solar Gran variabilidad de radiación solar en EUV, X, radio Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

8 Variabilidad de la radiación electromagnética solar Gran variabilidad de radiación solar en EUV, X, radio (pero mayor energía en visible e IR, poca variabilidad con actibidad solar)

9 Variabilidad de la radiación electromagnética solar Gran variabilidad de radiación solar en EUV, X, radio (pero mayor energía en visible e IR, poca variabilidad con actibidad solar)

10 Dynamics of charged particles in space The fundamental problem Too many particles to follow detailed trajectory in the phase space! Statistic (how many in the vicinity of a state): Kinetic Theory [ ] )) ( ( )) ( ( ) ( 1 1 t t e t i i c i i m i dt d i i dt d i r v E r v v r + q t t c c πρ π E E J E )) ( ( ) ( ), ( )) ( ( ), ( 1 1 t t e t t e t i i N i i i N i i q r r v r J r r r δ δ ρ More complex than gravity: One source of fields is not conserved, and it evolves self-consistently with the fields! Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

11 Typical plasma distribution function of H+ in the interplanetary space Adapted, from McComas et al., 007, Rev of Geophys.

12 Typical plasma distribution function of H+ in the interplanetary space

13 Typical plasma distribution function of H+ in the interplanetary space Full Kinetic Theory (KT): Evolution of f(v) (weak or strong coupling)

14 Typical plasma distribution function of H+ in the interplanetary space ulk (large and slow) scales can be modeled using MHD (moments of f(v) and truncate KT) ut in some point, the truncation needs to be repaired (a patch) [e.g., ook Plasma Astrophysics by Somov, 006] Simplified KT + to know the bulk behavior (scenario)

15 Conservación de la masa Conservación de la cantidad de movimiento

16 MagnetoHydrodynamics (the groundwork) - From merging fluids and electromagnetism - In general, valid for slow motions and smooth and large spatial scales t ρ + ( ρu) 0 Mass conservation d ρ dt U 1 p + ( ) + ρg + ρν 4π U Linear momentum conservation β 8πnkT d dt γ ( pρ ) 0 Energy (simplified): ideal gas, thermodynamics polytropic (γc p /C v for adiabatic, γ1 for isothermic) Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

17 MagnetoHydrodynamics (the groundwork) - From merging fluids and electromagnetism - In general, valid for slow motions and smooth and large spatial scales t ρ + ( ρu) 0 Mass conservation d ρ dt U 1 p + ( ) + ρg + ρν 4π U Linear momentum conservation β 8πnkT d dt γ ( pρ ) 0 Energy (simplified): ideal gas, thermodynamics polytropic (γc p /C v for adiabatic, γ1 for isothermic) t ( U ) + η c +..., η 4πσ Magnetic induction equation (from simplified Ohm s law and Faraday) Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

18 MagnetoHydrodynamics (the groundwork) - From merging fluids and electromagnetism - In general, valid for slow motions and smooth and large spatial scales t ρ + ( ρu) 0 Mass conservation d ρ dt U 1 p + ( ) + ρg + ρν 4π U Linear momentum conservation β 8πnkT d dt γ ( pρ ) 0 Energy (simplified): ideal gas, thermodynamics polytropic (γc p /C v for adiabatic, γ1 for isothermic) More general cases can be used in MHD 0 No magnetic monopoles t ( U ) + η? c +..., η 4πσ Magnetic induction equation (from simplified Ohm s law and Faraday) c J 4π Ampere: J is decoupled, can be computed a posteriori, from And electric field hided, can be computed from the Ohm law

19 Magnetic forces: Pressure and tension Magnetic pressure 1 ( ) 4π 1 [( ) ( 4π / )] d ds ( sˆ) d ds ( / )ˆ s + Magnetic tension (restitutive force) nˆ R c Cancellation of pressure force along (thus, forces are perpendicular to ) Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

20 Modos normales en MHD linealizada

21 Modos normales en MHD linealizada

22 Ondas de Alfvén

23 Frozen-in condition when η0: is transported by the fluid Exercise: We switch on the following (given) velocity profile (i.e., a kinematic problem) on an initial magnetic field (vertical and uniform) in an ideal medium. To find the evolution for the magnetic field. Hint: to solve the ideal induction equation. ( r, t U( r, t 0) yˆ 0 > 0) U 0 exp[ y / D ]ˆ x t0 t>0 t x y ( u ), 0, 0 x y U 0 y t y y, t) exp[ ],, y z D D ( 0 x 0 t y t z 0 y 0 x Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

24 MagnetoHydrostatic (MHD equilibria) Hierachy ( complexities ) for configuration C o m p l e x n e s s Current free (J0) or Potential field ( x0) Linear force free field, J(αc/4π): xα (curvature force balanced by magnetic pressure) General fff, J//±: xα(r) Equilibrium with one ignored coordinate (z): Grad-Shafranov formalism β <<1 dp A π da 1 4 dz da General equilibrium: Elliptical equation: it requires information on A(x,y) for the closed boundary of the domain to be properly solved 1 0 p + ( ) 4π Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

25 MHD supports shock waves In MHD, as in classical fluids, when an object travels faster than the velocity of the waves in the medium, it will drive a shock wave A substantial jump in, U, and n occurs at a shock wave Quantitative relationships can be derived for the jumps of MHD quantities at the shock wave, e.g., the most simple { n }0 In the shock wave, due to that small scales are activated, dissipation will be efficient, even for very small values of η Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

26 Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

27 MHD supports magnetic reconnection Changes in the magnetic topology of magnetic configuration of field lines Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014

28 Opening ICMEs by Interchange Reconnection Gosling, irn, and Hesse [1995] At CME liftoff a. Partial disconnection (closed-closed) creates flux rope coil b. Interchange reconnection (closed-open) opens coil As ICME moves out into heliosphere Interchange reconnection at Sun may continue to open field lines Crooker, Gosling, and Kahler [00]

29 Main ideal MHD Invariants Φ ds S d dt c Φ J dl σ l moving slice of a magnetic flux tube E de dt 1 dv ρu + + ρφg π, g V 8 φ ( ) 1 J + ρνω, ω U, ω dv ω V σ g Main mechanisms for energy transference: E u E (dynamo) E E U +diss(reconnection) spatial scales (turbulence) H c V dv U dh dt c ( η + ρν ) dv i j iu j ( η + ρν ) for U 0 V V Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014 dv J ω

30 Main ideal MHD Invariants Φ ds S ut turbulent dissipation 1 E dv ρu + + ρφg φg π, g V 8 de dv σ J + ρνω, ω U, ω dt V d dt c Φ J dl σ l ( ) 1 ω moving slice of a magnetic flux tube Main mechanisms for energy transference: E u E (dynamo) E E U +diss(reconnection) spatial scales (turbulence) ut turbulent dissipation H c V dv U dh dt c ( η + ρν ) dv i j iu j ( η + ρν ) for U 0 V V Astropartículas y Física Solar LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 0-4 enero, 014 dv J ω

31 Fin clase 1