Calentamiento de la corona solar por disipación de turbulencia magnetohidrodinámica

Se analiza la factibilidad del calentamiento de la corona solar por disipación Joule. La energía cinética presente en el movimiento convectivo fotosférico es transportada hacia la corona como consecuencia del congelamiento de las líneas de campo magnético a la materia. La energía magnética de la corona es transferida por un fenómeno de cascada hacia estructuras magnéticas de escalas cada vez menores donde dicha energía se disipa eficientemente.Asociación Argentina de Astronomí

Vientos MHD anisótropos

La anisotropía en los vientos estelares suele introducirse a través de un parámetro de asimetría de masa, manteniendo esféricas las superficies alfvénicas. Sin embargo, mas allá de cierta simplificación matemática que este procedimiento implica, el formalismo presenta algunas características que merecen ser revisadas. En este trabajo se cambia el enfoque tradicional, introduciendo la anisotropía a través de la función de Mach-Alfvén y no del perfil de densidad de masa. A modo de ilustración se resuelve el problema de un viento embebido en un campo puramente radial. Los resultados obtenidos se discuten a la luz de las observaciones y de la estabilidad de los modelos.Asociación Argentina de Astronomí

Ecuaciones cinéticas para un plasma E-E relativista en un campo magnético fuerte

Se parte de un hamiltoniano que incluye la interacción de un plasma de electrones y positrones en un campo magnético fuerte con el campo electromagnético autoconsistente, despreciando las colisiones entre partículas. Dado que la interacción es débil (∼ e²/hc), este hamiltoniano establece una jerarquía de tiempos de relajación que permite describir al sistema mediante las matrices densidad a una partícula para cada especie. A primer orden en el desarrollo de potencias de la interacción, se deduce la ecuación de Vlasov cuántica, y se establece su límite clásico. A segundo orden se deducen las ecuaciones de la teoría cuasi-lineal de la turbulencia débil.Asociación Argentina de Astronomí

Transporte térmico no local en la corona solar

El flujo de calor electrónico toma valores cercanos al millón de K a 1.03 r⊙. La función de distribución electrónica medida observacionalmente muestra en esta región una cola supratérmica. Se trata entonces de derivar analíticamente una expresión que reproduzca esta población de alta energía mediante un formalismo cinético autoconsistente. Si se resuelve la ecuación de Fokker-Planck para un plasma de H y se considera un campo magnético externo, se obtiene una expresión analítica para el flujo de calor que resulta ser no local. Además se observa que la corrección a la anisotropía de la función de distribución debida al campo magnético es de sólo el 5%. Este análisis describe adecuadamente el flujo para distancias del orden de 4 r⊙ . Para energías mucho mayores que la térmica, la fuerza de fricción dinámica no es suficiente para retener a las partículas supratérmicas, que son continuamente aceleradas y escapan (runaway). Es necesario entonces utilizar otra función de distribución. La teoría arroja valores coherentes con los datos observacionales para el flujo de calor y para la dependencia angular de la función de distribución, mostrando esta última un pico característico cuando θ = 0.Asociación Argentina de Astronomí

Estudio de modos de oscilación

El objeto de este trabajo es estudiar las oscilaciones y la estabilidad en la situación más general posible, es decir abarcando las oscilaciones radial y no radial en los casos adiabáticos y no adiabáticos. Para ello se han preparad códigos computacionales, que se aplican a los modelos más sencillos de pulsaciones estelares descriptos en la literatura, con el fin de ajustarlos para luego extender su aplicación a casos más complejos.Asociación Argentina de Astronomí

Thermal stability analysis of coronal loops

The coronal loops confine a low density (n=10¹⁰ cm⁻³) and hot plasma (T=10⁶ K), whose ends interact with the much denser and hotter photospheric fluid. The linear stability of the dynamical and thermal equilibria of the coronal plasma is analyzed. A formalism based on methods of irreversible thermodynamics was used, which systematically builds up (whenever it is possible) a variational principle for studying the stability. The stability conditions derived in this work are compared with results available in the literature, which were obtained by standard stability methods.Asociación Argentina de Astronomí

Vientos MHD en estrellas tempranas

As a part of a modeling plan for early type stars winds which considers its dynamic structure, thermal flux and the system's stability, we present in this paper the basic concepts of the origin of the problem as well as some preliminary results of the MHD winds.Asociación Argentina de Astronomí

Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows IX. Modeling T Tauri jets with a low mass-accretion rate

Context: A large sample of T Tauri stars exhibits optical jets, approximately half of which rotate slowly, only at ten per cent of their breakup velocity. The disk-locking mechanism has been shown to be inefficient to explain this observational fact. Aims: We show that low mass accreting T Tauri stars may have a strong stellar jet component that can effectively brake the star to the observed rotation speed. Methods: By means of a nonlinear separation of the variables in the full set of the MHD equations we construct semi- analytical solutions describing the dynamics and topology of the stellar component of the jet that emerges from the corona of the star. Results: We analyze two typical solutions with the same mass loss rate but different magnetic lever arms and jet radii. The first solution with a long lever arm and a wide jet radius effectively brakes the star and can be applied to the visible jets of T Tauri stars, such as RY Tau. The second solution with a shorter lever arm and a very narrow jet radius may explain why similar stars, either Weak line T Tauri Stars (WTTS) or Classical T Tauri Stars (CTTS) do not all have visible jets. For instance, RY Tau itself seems to have different phases that probably depend on the activity of the star. Conclusions: First, stellar jets seem to be able to brake pre-main sequence stars with a low mass accreting rate. Second, jets may be visible only part time owing to changes in their boundary conditions. We also suggest a possible scenario for explaining the dichotomy between CTTS and WTTS, which rotate faster and do not have visible jets

The formation of planetary disks and winds: an ultraviolet view

Planetary systems are angular momentum reservoirs generated during star formation. This accretion process produces very powerful engines able to drive the optical jets and the molecular outflows. A fraction of the engine energy is released into heating thus the temperature of the engine ranges from the 3000K of the inner disk material to the 10MK in the areas where magnetic reconnection occurs. There are important unsolved problems concerning the nature of the engine, its evolution and the impact of the engine in the chemical evolution of the inner disk. Of special relevance is the understanding of the shear layer between the stellar photosphere and the disk; this layer controls a significant fraction of the magnetic field building up and the subsequent dissipative processes ougth to be studied in the UV. This contribution focus on describing the connections between 1 Myr old suns and the Sun and the requirements for new UV instrumentation to address their evolution during this period. Two types of observations are shown to be needed: monitoring programmes and high resolution imaging down to, at least, milliarsecond scales.Comment: Accepted for publication in Astrophysics and Space Science 9 figure

Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows VI. Overpressured winds and jets

By means of a nonlinear separation of the variables in the governing full set of the magnetohydrodynamic (MHD) equations for axisymmetric plasmas we analyse an exact model for magnetized and rotating outflows which are hotter and overpressured at their axis. These outflows start subsonically and subAlfv\'enically from the central gravitating source and its surrounding accretion disk. Subsequently, they accelerate thermally and magnetocentrifugally and thus cross the appropriate MHD critical points, reaching high values of the Alfv\'en Mach number. Three types of solutions are found : (a) collimated jet-type outflows from efficient magnetic rotators with the flow confined by the magnetic hoop stress; (b) radially expanding wind-type outflows analogous to the solar wind, from inefficient magnetic rotators or strongly overpressured sources; (c) terminated solutions with increasing amplitude of oscillations in the width of the beam. In contrast to previously studied underpressured outflows, the transition from collimated jets to uncollimated winds is not continuous in the appropriate parametric space with a gap where no stationary solution is found. Superfast at infinity solutions are filtered by three critical surfaces corresponding to the three known limiting characteristics or separatrices of MHD wind theory. Collimated and terminated solutions cross the slow, Alfv\'en and fast magneto-acoustic critical points. Radially expanding solutions cross the slow and Alfv\'en critical points while the last boundary condition is imposed by requiring that the pressure vanishes at infinity.Comment: received 2 December 2003 / accepted 8 April 200