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El entorno espacial terrestre
Sergio Dasso1,2 1 Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE), CONICET-UBA, Argentina
2 Departamento de Física, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales, UBA, Argentina
Departamento de Física Juan José Giambiagi
Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014
Clase 4:
•La relación Sol-Tierra •Efectos sobre el entorno terrestre
•La magnetosfera abierta •Corriente de anillo •Atmósfera neutra
•Ionosfera •Partículas energéticas confinadas
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La relación Sol-Tierra • Sabine mostró (1851) una relación entre fluctuaciones geomagnéticas y el ciclo de manchas solares • Lord Carrington observó en 1859 una erupción solar o fulguración y 18 hs mas tarde se detectó una violenta perturbacion geomagnética en la Tierra.
• La explicación de esta correlación es relativamente sencilla: en los máximos de actividad magnética, el Sol produce mas eyecciones de masa, lo cual genera mas tormentas geomagnéticas.
• En nuestro grupo hemos realizado estudios estadísticos de tormentas geomagnéticas, buscando comprender los mecanismos físicos que determinan esta correlación.
• Investigamos tambien la estructura de estas eyecciones, a partir de mediciones in-situ.
Propuesta de Mecanismos Físicos
•Becquerel y Goldstein (~1880): disparo de partículas monocargadas (esto es inestable ...) •Birkeland (~1900): simulaciones con terrela que reproducían la inyección de electrones en la atmósfera y el posterior desarrollo de ‘luminosidades’ (auroras) •Lindeman (~1930) sugirió flujos de plasma neutro
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Effect of ICMEs on comets
April 20, 2007: An ICME strikes Comet Encke (near Mercury’s orbit)
From NASA's STEREO-A probe
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Magnetosfera Abierta 3 Regiones con diferente
topología/conectividad magnética
Cuando la dirección del B interplanetario es sur, se produce
reconección magnética
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Mag
netic
latit
ude
Typi
cal D
MSP
cus
p pl
ume
Magnetosheath E maps to the polar ionosphere as a dawn/dusk EI to drive the twin cell convection
EI
X X E = -v x Bz
E
+
E x B drift
+ - B
Magnetic clouds as geoeffective events (Bz<0)
dDst/dt+Dst/τ=V(t)Bs(t)
Interplanetary input of energy
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•Main key IP properties (Bs & Vx) determine the level of the geo-storm
dDst/dt+Dst/τ=Vx(t)Bs(t)
Ring Current and Dst index
Ring Currrent: H+, O+, e- (energies 10keV-1MeV)
Burton et al., 1975
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Statistical Study (1957-1998): Decay phase of the strongest 300
geomagnetic storms
From [Dasso et al., JGR 2002]
Ring Current decay phase
dDst/dt+Dst/τ=V(t)Bs(t)
Different decay times: different energies and different
relative abundances of ions
O+<H+ due to O+>H+
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Equatorial Ex (Jicamarca Radio Obs) vs scaled IEFy [Kelley et al. [2010]
Pentración de campos eléctricos excepcionalmente fuertes durante super-tormentas
•La supertormenta de Nov 9-10, 2004, perturbó fuertemente magnetosfera/ionosfera/termosfera
•Buen ejemplo para estudiar la compleja cadena de acoplamientos en el sistema
•Ionosfera perturbada globalmente (desde polos hasta ecuador)
Induced E during the passage of Magnetic Cloud E = -v x Bz Expansion
near Earth
From Dasso et al. [2007]
From Kelley et al. [2010]
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Clasificación de las regiones de la atmósfera según perfil de T
Cambios del sgn(T) determinan las regiones
p y varían en más de
10 órdenes de magnitud entre la sup terrestre
y la termopausa
T varía con actividad solar. Su valor determina posición de diversas regiones en alta
atmósfera
Nominal height
Alta atmósfera mucha absorción en UV, radio, X T crece
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Sin embargo, dada la gran densidad de masa en baja
atmósfera (inercia térmica) variaciones en T no influyen temperatura en tropósfera
El perro mueve la cola, pero … la cola puede mover al perro?
Clasificación de las regiones de la atmósfera según perfil de T
Nominal height
Alta atmósfera mucha absorción en UV, radio, X T crece
Cambios del sgn(T) determinan las regiones
p y varían en más de
10 órdenes de magnitud entre la sup terrestre
y la termopausa
T varía con actividad solar. Su valor determina posición de diversas regiones en alta
atmósfera
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Eficiencia de la turbulencia en transporte y mezclado
K es el coeficiente que representa la
‘eddy diffussion’ o difusión turbulenta
( tiempo de difusión turbulenta)
D es el coeficiente que representa la difusión molecular
(D tiempo de difusión molecular)
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Separación de componentes y tasa de colisión
Frecuencia de colisiones ()
Camino libre medio (l)
y l varían mas de 10 órdenes de magnitud !
∑=
=ΜN
ii
i Mnn
1
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Exosfera: Familias de partículas
La localización de la exobase depende críticamente de
(hEB ~ 400 km para T ~ 1000 K)
Como la máquina de hacer popcorn
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La Ionosfera
•Fuerte modulación día/noche (mareas e-m) •Plasmas magnetizado
•Acoplamiento termosfera-ionosfera-magnetosfera intenso en regiones polares
•Dinámica de neutros crucial para dinámica de ionosfera (reservorio partículas neutras a ionizar)
•Material ionizado principalmente por UV solar •Rayos cósmicos galácticos también ionizan durante la noche •La variable dinámica de mayor interés es densidad e- •Tubos de flujo magnético determinan dirección de flujos e- •Durante protones solares ionización de capa D puede alcanzar niveles inusualmente altos en latitudes altas •Modulación magnetosférica de precipitación de partículas afecta tasa de ionización
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Fotones y partículas energéticas ionizan. Entregan energía y momento.
• ¿De donde vienen estas partículas? • ¿ Cuanta energía depositan? • ¿ Como son los mecanismos para permitir su
ingreso al entorno terrestre ? • Acoplamiento con dinámica de us
(fricción con vientos neutros, efecto de B)
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Poblaciones de partículas energéticas: cinturón de radiación, corriente de anillo y plasmasfera (reservorio para ionosfera)
CRAND: protón cósmico llega a atmósfera densa, genera un ‘neutro albedo’
Explosiones atómicas en la atmósfera
también han aumentado la
población de partículas en el cinturón de
radiación
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Diferentes formas de ordenar/clasificar la atmósfera
•Temperatura •Composición
•Transporte vertical •Ligadura
gravitatoria •Propiedades de
ionización (plasma)
Altura nominal (la ubicación de las regiones
depende de T)
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Fin clase 4