Doutorado: Estudo da formação da instabilidade Kelvin-Helmholtz e choques em ejeções de massa coronal

Data: 
31/08/2018 - 14:00
Local: 
Auditório 1 do IAG (Rua do Matão, 1226, Cidade Universitária)


Defesa de dissertão de mestrado
Aluno: Miguel Andrés Páez Murcia
Programa: Astronomia
Título: Estudo da formação da instabilidade Kelvin-Helmholtz e choques em ejeções de massa coronal

Comissão julgadora
1) Profa. Dra. Vera Jatenco Silva Pereira – IAG/USP
2) Prof. Dr. Amâncio César Santos Friaça – IAG/USP
3) Prof. Dr. Amaury Augusto de Almeida – IAG/USP
4) Profa. Dra. Merav Opher - Universidade de Boston/EUA
5) Prof. Dr. Diego Antonio Falceta Gonçalves - EACH/USP
6) Profa. Dra. Adriana Benetti Marques Válio -Univ. Presbiteriana Mackenzie/São Paulo-SP
 
 
Resumo

As ejeções de massa coronal (do inglês coronal mass ejections, CMEs) são consideradas traçadores da atividade solar. Durante a evolução das CMEs no vento solar (do inglês solar wind, SW), o choque e o envoltório (do inglês sheath, Sh) são estabelecidos. Nesta fase, a transferência da energia e a termalização do choque podem ter origem através de vários processos, entre eles instabilidades e aceleração de partı́culas. Aqui nós apresentamos dois estudos relacionados às CMEs. No primeiro estudo, analisamos a existência da instabilidade Kelvin–Helmholtz (KHI) nas interfaces CME–Sh e Sh–SW. Para isto, supomos duas CMEs que se propagam independentemente no SW lento e rápido. Modelamos as velocidades, densidades e a intensidade do campo magnético dos envoltórios e SW nos flancos das CMEs, a fim de resolver a condição de Chandrasekhar para a existência da KHI magnética. Nossos resultados revelam que a formação da KHI pode ser mais provável na CME que se propaga no SW lento do que na CME que se propaga no SW rápido. Isto é devido a um maior cisalhamento entre a CME e o SW lento. Além disso, encontramos que a interface Sh–SW é ser mais suscetı́vel à instabilidade. No segundo estudo, examinamos as distribuições das regiões de aceleração de partı́culas e turbulência em choques ondulados com caracterı́sticas semelhantes a ondas. Assumimos choques ondulados como resultado de perturbações do SW bimodal, deflexão da CME, expansão irregular da CME, e flutuações onipresentes na coroa solar. Construı́mos choques sem ondulações usando perfis Gaussianos. Com adição de funções semelhantes a ondas, obtemos os choques ondulados. Para ambos tipos de choques, calculamos os ângulos entre o vector normal ao choque e o campo magnético coronal radial, assim classificamos as regiões como quase-paralelas e quase-perpendiculares que são ligadas às regiões de aceleração de partı́culas e turbulência, respectivamente. Nossos cálculos mostram a predisposição do choque para o fenômeno de acceleração de partı́culas, e indicam que a expansão irregular da CME é o fator de maior relevância neste processo. Consideramos que assumir ondulações nos choques pode ser essencial nos estudos de problemas atuais como injeção de partı́culas, instabilidades, jatos e termalização dos choques.

Palavras–chave: Sol: ejeções de massa coronal (CMEs) – Sol: campos magnéticos – ondas de choque – vento solar – instabilidades – emissão de partı́culas