Propagación de ondas magnetohidrodinámicas en la atmósfera solar

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dc.contributor.advisorLora Clavijo, Fabio Duván
dc.contributor.advisorGonzález Villegas, Guillermo Alfonso
dc.contributor.authorNavarro Noguera, Anamaría
dc.contributor.evaluatorBallester, José Luis
dc.contributor.evaluatorVargas Domínguez, Santiago
dc.contributor.evaluatorMikhailov, Ilia Davidovich
dc.contributor.evaluatorOrozco Ospino, Eduardo Alberto
dc.contributor.evaluatorNúñez de Villavicencio Martínez, Luis Alberto
dc.date.accessioned2022-04-01T04:40:06Z
dc.date.available2022-04-01T04:40:06Z
dc.date.created2020
dc.date.issued2020
dc.description.abstractUno de los problemas mas importantes en la física solar consiste en explicar el calentamiento de la úl-tima capa de su atmósfera, la corona solar. En este contexto es de gran utilidad el estudio de los posibles mecanismos que puedan suministrar energía desde la base de la atmósfera hacia capas superiores. Una manera de estudiar estos procesos es a través de simulaciones numéricas que modelen distintas dinámicas del plasma de la atmósfera solar, usualmente con códigos que resuelvan las ecuaciones de la magnetohidrodinámica. Esto ha impulsado la creación de distintos códigos que resuelvan este complejo sistema de ecuaciones no lineales. Por otra parte, para estudiar el transporte de energía en el contexto del problema del calentamiento de la corona es necesario considerar el efecto de procesos disipativos, los cuales agregan algunas dificultades adicionales al aplicar los métodos numéricos tradi-cionales. Por estas razones en esta tesis doctoral se construyó el código MAGNUS, para incluir en las ecuaciones de la magnetohodrodinámica la influencia de los efectos de disipación de energía relacionados con la resistividad y el flujo de calor. La eficiencia del código se comprobó por medio de la reproducción de distintas pruebas. Unas en el régimen ideal, otras para comprobar la implementación de la resistividad y el flujo de calor de manera independiente. Se estudiaron dos mecanismos que tienen relevancia dentro del contexto de la resolución del problema del calenta-miento de la corona, pues ambos aumentan el flujo de energía hacia las capas superiores de la atmósfera solar. El primer mecanismo corresponde a la emergencia de un blob de plasma en la cromosfera el cual es generado por los movimientos convectivos de granulación. Dicho blob magnético emerge desde la zona convectiva y se reconecta con las líneas de campo magnético del ambiente, en este proceso ocurre una transformación entre la energía magnética del sistema y la energías interna y cinética, y como resultado se produce una eyección de plasma caliente hacia las capas superiores en forma de jet. Se produce a su vez un notable incremento en la temperatura de la atmósfera y además el flujo de energía hacia las capas superiores se encuentra dentro del rango esperado por los modelos teóricos de balance de energía en la atmósfera solar. El segundo mecanismo analizado en la tesis consiste en determinar los efectos de la conducción térmica en la producción de tadpole jets cromosféricos, estos son jets fuertemente energéticos reciente-mente descubiertos alrededor de un bucle coronal. Por medio de simulaciones numéricas en las que se incluyeron los efectos del flujo de calor, se encuentra que la conducción térmica en la zona de transición suministra energía y masa a estos jets, aumentando también la magnitud del flujo de energía que transportan hacia la corona, modificando a su vez la morfología de estos, colimándola y aumentando su velocidad de propagación.
dc.description.abstractenglishThe heating of the solar corona is one of the major problems in solar physics. Within this context is very important to study the posible mechanisms that could provide energy from the base of the atmosphere into higher layers. One way to study these processes is through numerical simulations of diferent dynamics of the plasma in the solar atmosphere, usually with codes that solve the equations of magnetohydrodynamics. This has prompted the creation of different codes that solve this complex system of equations, which presents a lot of difficulties due to its non-linearity. On the other hand, to study the transport of energy in the context of the problem of heating of the solar corona it is necessary to take into account dissipative phenomena, which add some additional difficulties. For these reasons, in this thesis we built the MAGNUS code, to solve the equations of magnetohidrodynamics taking into account mechanisms of dissipation of energy due to resistivity and thermal conduction. The efficiency of the code was checked by means of the reproduction of different tests in the ideal regime, with resistivity and heat flow. Two projects of transient phenomena in the solar atmosphere were carried out, both within the context of solving the heating problem of the corona, since both increase the flow of energy into the upper layers of the solar atmosphere. The first project corresponds to the emergence of a plasma blob in the chromosphere which is generated by convective granulation movements. Such magnetic blob emerges from the convective zone and reconnects with the ambient magnetic field lines, in this process a transformation occurs between the magnetic energy of the system and the internal and kinetic energies, and as a result there is an eyection of hot plasma towards the upper layers in the form of jet. There is also a noteworthy warming in the temperature of the atmosphere. In addition the energy flow into the upper layers is within the range expected by the theoretical models of energy balance in the solar atmosphere. The second project consists in determining the effects of thermal conduction in the production of Tadpole chromospheric jets, these jets are very energetic and were discovered recently around a coronal loop. Through numerical simulations where the thermal conduction effect was considered we found that the jets were more energetic, carried more mass and the energy flux magnitude was considerably increased due the termal conduction. Additionally, their morphology was modified, it got more collimated and its speed increased.
dc.description.cvlachttps://scienti.minciencias.gov.co/cvlac/visualizador/generarCurriculoCv.do?cod_rh=0001541090
dc.description.degreelevelDoctorado
dc.description.degreenameDoctor en Física
dc.description.orcidhttps://orcid.org/0000-0002-2543-0088
dc.format.mimetypeapplication/pdf
dc.identifier.instnameUniversidad Industrial de Santander
dc.identifier.reponameUniversidad Industrial de Santander
dc.identifier.repourlhttps://noesis.uis.edu.co
dc.identifier.urihttps://noesis.uis.edu.co/handle/20.500.14071/9565
dc.language.isospa
dc.publisherUniversidad Industrial de Santander
dc.publisher.facultyFacultad de Ciencias
dc.publisher.programDoctorado en Física
dc.publisher.schoolEscuela de Física
dc.rightsinfo:eu-repo/semantics/openAccess
dc.rights.accessrightsinfo:eu-repo/semantics/openAccess
dc.rights.coarhttp://purl.org/coar/access_right/c_abf2
dc.rights.creativecommonsAtribución-NoComercial-SinDerivadas 4.0 Internacional (CC BY-NC-ND 4.0)
dc.rights.licenseAttribution-NonCommercial 4.0 International (CC BY-NC 4.0)
dc.rights.urihttp://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/
dc.subjectFísica Solar
dc.subjectMagnetohidrodinámica
dc.subjectOndas Magnetohidrodinámicas
dc.subjectMétodos Numéricos
dc.subject.keywordSolar Physics
dc.subject.keywordMHD
dc.subject.keywordMHD Waves
dc.subject.keywordNumerical Methods
dc.titlePropagación de ondas magnetohidrodinámicas en la atmósfera solar
dc.title.englishMagnetohydrodynamic wave propagation in the solar atmosphere
dc.type.coarhttp://purl.org/coar/resource_type/c_db06
dc.type.hasversionhttp://purl.org/coar/version/c_b1a7d7d4d402bcce
dc.type.localTesis/Trabajo de grado - Monografía - Doctorado
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