El entorno espacial terrestre

Transcripción

1 El entorno espacial terrestre Sergio Dasso 1,2 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

2 Clase 4: La relación Sol-Tierra Efectos sobre el entorno terrestre La magnetosfera abierta Corriente de anillo Atmósfera neutra Ionosfera Partículas energéticas confinadas

3 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.

4 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

5 Effect of ICMEs on comets April 20, 2007: An ICME strikes Comet Encke (near Mercury s orbit) From NASA's STEREO-A probe

6 Cuando la dirección del B interplanetario es sur, se produce reconección magnética Magnetosfera Abierta 3 Regiones con diferente topología/conectividad magnética

7 Magnetic clouds as geoeffective events (Bz<0) E = -v x Bz X E X Typical DMSP cusp plume Magnetic latitude + Magnetosheath E maps to the polar ionosphere as a dawn/dusk E I to drive the twin cell convection ddst/dt+dst/τ=v(t)bs(t) E I Interplanetary input of energy E x B drift + - B

8 Ring Current and Dst index Main key IP properties (B s & V x ) determine the level of the geo-storm Ring Currrent: H+, O+, e- (energies 10keV-1MeV) ddst/dt+dst/τ=v x (t)b s (t) Burton et al., 1975

9 Ring Current decay phase From [Dasso et al., JGR 2002] Statistical Study ( ): Decay phase of the strongest 300 geomagnetic storms O+ < H+ due to O+ > H+ Different decay times: different energies and different relative abundances of ions ddst/dt+dst/τ=v(t)bs(t)

10 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) From Dasso et al. [2007] Equatorial Ex (Jicamarca Radio Obs) vs scaled IEFy [Kelley et al. [2010] Induced E during the passage of Magnetic Cloud E = -v x Bz Expansion near Earth From Kelley et al. [2010]

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12 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 Nominal height T varía con actividad solar. Su valor determina posición de diversas regiones en alta atmósfera Alta atmósfera mucha absorción en UV, radio, X T crece

13 Cambios del sgn( T) determinan las regiones p y varían en más de 10 órdenes de magnitud entre la sup terrestre y la termopausa Clasificación de las regiones de la atmósfera según perfil de T Nominal height T varía con actividad solar. Su valor determina posición de diversas regiones en alta atmósfera Alta atmósfera mucha absorción en UV, radio, X T crece 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?

14 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)

15 Separación de componentes y tasa de colisión Frecuencia de colisiones ( ) Camino libre medio (l) Μ = N i= 1 ni M n i y l varían mas de 10 órdenes de magnitud!

16 Exosfera: Familias de partículas Como la máquina de hacer popcorn La localización de la exobase depende críticamente de (h EB ~ 400 km para T ~ 1000 K)

17 La Ionosfera 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 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)

18 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 u s (fricción con vientos neutros, efecto de B)

19 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

20 Diferentes formas de ordenar/clasificar la atmósfera Altura nominal (la ubicación de las regiones depende de T ) Temperatura Composición Transporte vertical Ligadura gravitatoria Propiedades de ionización (plasma)

21 Fin clase 4