dor_id: 1500564

506.#.#.a: Público

650.#.4.x: Físico Matemáticas y Ciencias de la Tierra

336.#.#.b: other

336.#.#.3: Registro de colección de proyectos

336.#.#.a: Registro de colección universitaria

351.#.#.b: Proyectos Universitarios PAPIIT (PAPIIT)

351.#.#.a: Colecciones Universitarias Digitales

harvesting_group: ColeccionesUniversitarias

270.1.#.p: Dirección General de Repositorios Universitarios. contacto@dgru.unam.mx

590.#.#.c: Otro

270.#.#.d: MX

270.1.#.d: México

590.#.#.b: Concentrador

883.#.#.u: https://datosabiertos.unam.mx/

883.#.#.a: Portal de Datos Abiertos UNAM, Colecciones Universitarias

590.#.#.a: Administración central

883.#.#.1: http://www.ccud.unam.mx/

883.#.#.q: Dirección General de Repositorios Universitarios

850.#.#.a: Universidad Nacional Autónoma de México

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100.1.#.a: Xóchitl Guillermina Blanco Cano

524.#.#.a: Dirección de Desarrollo Académico, Dirección General de Asuntos del Personal Académico (DGAPA). "Perturbaciones en plasmas heliosféricos", Proyectos Universitarios PAPIIT (PAPIIT). En "Portal de datos abiertos UNAM" (en línea), México, Universidad Nacional Autónoma de México.

720.#.#.a: Xóchitl Guillermina Blanco Cano

245.1.0.a: Perturbaciones en plasmas heliosféricos

502.#.#.c: Universidad Nacional Autónoma de México

561.1.#.a: Instituto de Geofísica, UNAM

264.#.0.c: 2011

264.#.1.c: 2011

307.#.#.a: 2019-05-23 18:40:21.491

653.#.#.a: Física de plasmas espaciales; Astronomía

506.1.#.a: La titularidad de los derechos patrimoniales de este recurso digital pertenece a la Universidad Nacional Autónoma de México. Su uso se rige por una licencia Creative Commons BY 4.0 Internacional, https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/legalcode.es, fecha de asignación de la licencia 2011, para un uso diferente consultar al responsable jurídico del repositorio por medio de contacto@dgru.unam.mx

041.#.7.h: spa

500.#.#.a: Este proyecto tiene como principal objetivo estudiar las características de perturbaciones en plasmas de la heliosfera. La heliosfera es el lugar en el espacio dominada por el viento solar, dentro de ella se encuentran todos los planetas del Sistema Solar. En el viento solar existen perturbaciones de gran escala como los choques interplanetarios (IP) que se forman por la propagación de eyecciones de masa coronal (EMC) rápidas o por la interacción entre una corriente lenta de viento solar y una rápida. También existen perturbaciones de micro-escala como las ondas e inestabilidades que se forman cerca de los choques IP, cerca de los choques planetarios y dentro de las magnetosferas. Estudiaremos las características y evolución de choques interplanetarios generados por interacción de corrientes y por eyecciones de masa coronal mediante el uso de datos medidos in situ por diferentes misiones espaciales (STEREO, ACE, WIND),. El estudio de ondas e inestabilidades cerca de choques IP, cerca de choques planetarios y en magnetosferas planetarias se llevará a cabo con datos observados in situ por misiones como STEREO, Cluster, ACE, WIND, Cassini y con el uso de simulaciones numéricas híbridas globales y locales._x000D_ _x000D_ El estudio de plasmas heliosféricos es importante porque esta región es el único lugar del universo en donde podemos estudiar directamente las características de algunos plasmas astrofísicos. Lo que aprendamos en este laboratorio natural es relevante para enriquecer nuestro conocimiento sobre procesos que ocurren en plasmas distantes de otros sistemas astrofísicos. El estudio de los choques interplanetarios y fenómenos asociados a ellos tales como ondas e inestabilidades es importante porque estos choques son capaces de acelerar partículas a altas energías (hasta 100 Mevs) produciendo distribuciones graduales de PSEs (Partículas solares energéticas) o SEPs (por su ciclas en inglés, solar energetic particles); porque modifican al viento solar y porque pueden modificar el entorno de nuestro planeta cuando interactuán con la magnetosfera terrestre. El usar datos de la misión STEREO será de vital importancia, pues estas dos naves se están alejando una de otra a una razón de 45 por año, por lo que sus observaciones nos permitirán estudiar simultáneamente las características de los choques a diferentes distancias del Sol y a diferentes longitudes de observación. _x000D_ _x000D_ Entender las características, origen y evolución de eyecciones de masa coronal es prioritario pues, estas enormes burbujas perturban constantemente al viento solar y en ocasiones a las magnetosferas planetarias, ocasionando tormentas geomagnéticas. Debido a que estas eyectas salen del Sol con diferentes velocidades y encuentran a su paso viento solar que puede ser lento o rápido, su evolución en el viento solar es variable. Como se menciono anteriormente, en algunas ocasiones estas eyectas pueden generar choques IP delante de ellas y pueden entonces estar asociadas también a perturbaciones de micro-escala como son las ondas e inestabilidades cerca de los choques, en la región conocida como magnetofunda, que se encuentra entre el choque y la eyecta. Los choques generados por corrientes de viento rápido y lento se conocen como choques corrotantes y tienen números de Mach muy bajos Mms <3 (Blanco-Cano, 2010). Los choques generados por EMC son conocidos como choques transitorios y pueden alcanzar números de Mach más altos. El estudiar ambos tipos de choque en el medio interplanetario nos permitirá entender como es que las ondas de micro-escala modulan las características del choque y viceversa dependiendo de la intensidad del choque. _x000D_ _x000D_ Estudiar la interacción de eyecciones de masa y choques IP con la magnetosfera terrestre es importante para entender en detalle procesos de disipación y procesos tales como la reconexión, mediante los cuales el plasma del viento solar puede entrar a las magnetosferas. Actualmente es prioritario para el área de clima espacial entender como es que la reconexión opera permitiendo la entrada de partículas a la magnetosfera terrestre que pueden producir cambios en el entorno geomagnético. Entender las características de las fundas que se forman delante de las eyecciones de masa y de las ondas presentes en ellas, también es importante ya que la interacción de estas fundas con las magnetosferas puede ocasionar fenómenos de clima espacial y reconexión entre el campo magnético IP y el campo magnético del planeta._x000D_ _x000D_ Recientes observaciones de la misión STEREO han mostrado que el viento solar “pristino” o ambiente puede estar permeado por tormentas de modo tipo espejo (Russell et al., 2009, Enríquez-Rivera et al., 2010) y por ondas ion ciclotrón (Jian et al., 2010). Entender la formación de estas tormentas de modo espejo nos permitirá conocer un poco más sobre la evolución del modo tipo espejo que existe en diferentes plasmas heliosféricos (ver por ejemplo Rodriguez-Martinez et al., 2010). _x000D_ _x000D_ _x000D_ Las características de las ondas e inestabilidades que se encuentran cerca de choques IP, cerca de choques planetarios y en las magnetosferas, son variables debido a diferencias en las propiedades en el plasma (velocidad, temperatura, densidad, campo magnético, partículas supertérmicas) y a las diferentes orientaciones de campo magnético que pueden existir. Los entornos donde estudiaremos la generación de ondas e inestabilidades de micro-escala son: la región de interacción del viento solar con la magnetosfera terrestre (antechoque, choque y magnetofunda), regiones río arriba y río abajo de choques IP, viento solar ambiente, la región del anillo e en la magnetosfera de Saturno._x000D_ _x000D_ En todas estas regiones existen distribuciones de iones capaces de generar ondas vía resonancias de ciclotrón. Estas ondas juegan un papel muy importante en los procesos de disipación del viento solar y de los plasmas magnetosféricos. Además, las ondas participan en los procesos físicos que determinan las características macroscópicas de cada región. En las regiones de interacción del viento solar con planetas es importante entender como evolucionan las ondas después de ser generadas en el antechoque, así como que papel juegan en el acoplamiento del viento solar con los planetas. La interacción entre diferentes tipos de ondas resulta en algunas ocasiones en nuevas estructuras, como los cavitones (Blanco-Cano et al., 2009). Estos cavitones pueden interactuar directamente con el choque terrestre contribuyendo a su ciclo de reformación. Dentro de las magnetosferas de los planetas gigantes existen regiones de interacción de plasma local con satélites, como es el caso de Encelado. El estudio de las ondas generadas por iones asimilados en esta región, nos permitirá estudiar de manera indirecta la composición de las capas externas de Encelado, la composición del anillo e y entender como se dan los procesos de asimilación de masa._x000D_ _x000D_ Actualmente el Sol se encuentra en la fase ascendente de su ciclo de actividad después de un período de mínima actividad muy extendido. Durante esta fase de mínimo fue posible observar con alta resolución (coronógrafos de STEREO) las características de las regiones por donde sale el viento solar lento. Uno de los resultados más interesantes de esta investigación ha sido el descubrimiento de los llamados blobs, estructuras de alta densidad que aparecen en las imágenes de la corona saliendo de los cascos a bajas latitudes. En este proyecto haremos un seguimiento de algunos de estos blobs para tratar de identificar su firma in situ a 1 UA. Para esto se aplicarán técnicas de análisis de imágenes en luz blanca y datos in situ de STEREO a 1 UA. El ultimo minimo solar ocurrido._x000D_ _x000D_ _x000D_ Para lograr los objetivos del proyecto, utilizaremos códigos numéricos (códigos de dispersión lineales, simulaciones no lineales híbridas (globales y locales), así como análisis de datos de campo magnético y plasma medidos por varias naves (STEREO, Cluster, THEMIS,, Cassini, ACE, WIND) para estudiar las propiedades de los choques IP y de ondas e inestabilidades de plasma observadas en las regiones arriba mencionadas. Para el estudio de los blobs se utilizarán imágenes en luz blanca de

046.#.#.j: 2019-11-14 12:26:40.706

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No entro en nada

No entro en nada 2

Registro de colección universitaria

Perturbaciones en plasmas heliosféricos

Instituto de Geofísica, UNAM, Portal de Datos Abiertos UNAM, Colecciones Universitarias

Licencia de uso

Procedencia del contenido

Entidad o dependencia
Instituto de Geofísica, UNAM
Entidad o dependencia
Dirección General de Asuntos del Personal Académico
Acervo
Colecciones Universitarias Digitales
Repositorio
Portal de Datos Abiertos UNAM, Colecciones Universitarias
Contacto
Dirección General de Repositorios Universitarios. contacto@dgru.unam.mx

Cita

Dirección de Desarrollo Académico, Dirección General de Asuntos del Personal Académico (DGAPA). "Perturbaciones en plasmas heliosféricos", Proyectos Universitarios PAPIIT (PAPIIT). En "Portal de datos abiertos UNAM" (en línea), México, Universidad Nacional Autónoma de México.

Descripción del recurso

Título
Perturbaciones en plasmas heliosféricos
Colección
Proyectos Universitarios PAPIIT (PAPIIT)
Responsable
Xóchitl Guillermina Blanco Cano
Fecha
2011
Descripción
Este proyecto tiene como principal objetivo estudiar las características de perturbaciones en plasmas de la heliosfera. La heliosfera es el lugar en el espacio dominada por el viento solar, dentro de ella se encuentran todos los planetas del Sistema Solar. En el viento solar existen perturbaciones de gran escala como los choques interplanetarios (IP) que se forman por la propagación de eyecciones de masa coronal (EMC) rápidas o por la interacción entre una corriente lenta de viento solar y una rápida. También existen perturbaciones de micro-escala como las ondas e inestabilidades que se forman cerca de los choques IP, cerca de los choques planetarios y dentro de las magnetosferas. Estudiaremos las características y evolución de choques interplanetarios generados por interacción de corrientes y por eyecciones de masa coronal mediante el uso de datos medidos in situ por diferentes misiones espaciales (STEREO, ACE, WIND),. El estudio de ondas e inestabilidades cerca de choques IP, cerca de choques planetarios y en magnetosferas planetarias se llevará a cabo con datos observados in situ por misiones como STEREO, Cluster, ACE, WIND, Cassini y con el uso de simulaciones numéricas híbridas globales y locales._x000D_ _x000D_ El estudio de plasmas heliosféricos es importante porque esta región es el único lugar del universo en donde podemos estudiar directamente las características de algunos plasmas astrofísicos. Lo que aprendamos en este laboratorio natural es relevante para enriquecer nuestro conocimiento sobre procesos que ocurren en plasmas distantes de otros sistemas astrofísicos. El estudio de los choques interplanetarios y fenómenos asociados a ellos tales como ondas e inestabilidades es importante porque estos choques son capaces de acelerar partículas a altas energías (hasta 100 Mevs) produciendo distribuciones graduales de PSEs (Partículas solares energéticas) o SEPs (por su ciclas en inglés, solar energetic particles); porque modifican al viento solar y porque pueden modificar el entorno de nuestro planeta cuando interactuán con la magnetosfera terrestre. El usar datos de la misión STEREO será de vital importancia, pues estas dos naves se están alejando una de otra a una razón de 45 por año, por lo que sus observaciones nos permitirán estudiar simultáneamente las características de los choques a diferentes distancias del Sol y a diferentes longitudes de observación. _x000D_ _x000D_ Entender las características, origen y evolución de eyecciones de masa coronal es prioritario pues, estas enormes burbujas perturban constantemente al viento solar y en ocasiones a las magnetosferas planetarias, ocasionando tormentas geomagnéticas. Debido a que estas eyectas salen del Sol con diferentes velocidades y encuentran a su paso viento solar que puede ser lento o rápido, su evolución en el viento solar es variable. Como se menciono anteriormente, en algunas ocasiones estas eyectas pueden generar choques IP delante de ellas y pueden entonces estar asociadas también a perturbaciones de micro-escala como son las ondas e inestabilidades cerca de los choques, en la región conocida como magnetofunda, que se encuentra entre el choque y la eyecta. Los choques generados por corrientes de viento rápido y lento se conocen como choques corrotantes y tienen números de Mach muy bajos Mms <3 (Blanco-Cano, 2010). Los choques generados por EMC son conocidos como choques transitorios y pueden alcanzar números de Mach más altos. El estudiar ambos tipos de choque en el medio interplanetario nos permitirá entender como es que las ondas de micro-escala modulan las características del choque y viceversa dependiendo de la intensidad del choque. _x000D_ _x000D_ Estudiar la interacción de eyecciones de masa y choques IP con la magnetosfera terrestre es importante para entender en detalle procesos de disipación y procesos tales como la reconexión, mediante los cuales el plasma del viento solar puede entrar a las magnetosferas. Actualmente es prioritario para el área de clima espacial entender como es que la reconexión opera permitiendo la entrada de partículas a la magnetosfera terrestre que pueden producir cambios en el entorno geomagnético. Entender las características de las fundas que se forman delante de las eyecciones de masa y de las ondas presentes en ellas, también es importante ya que la interacción de estas fundas con las magnetosferas puede ocasionar fenómenos de clima espacial y reconexión entre el campo magnético IP y el campo magnético del planeta._x000D_ _x000D_ Recientes observaciones de la misión STEREO han mostrado que el viento solar “pristino” o ambiente puede estar permeado por tormentas de modo tipo espejo (Russell et al., 2009, Enríquez-Rivera et al., 2010) y por ondas ion ciclotrón (Jian et al., 2010). Entender la formación de estas tormentas de modo espejo nos permitirá conocer un poco más sobre la evolución del modo tipo espejo que existe en diferentes plasmas heliosféricos (ver por ejemplo Rodriguez-Martinez et al., 2010). _x000D_ _x000D_ _x000D_ Las características de las ondas e inestabilidades que se encuentran cerca de choques IP, cerca de choques planetarios y en las magnetosferas, son variables debido a diferencias en las propiedades en el plasma (velocidad, temperatura, densidad, campo magnético, partículas supertérmicas) y a las diferentes orientaciones de campo magnético que pueden existir. Los entornos donde estudiaremos la generación de ondas e inestabilidades de micro-escala son: la región de interacción del viento solar con la magnetosfera terrestre (antechoque, choque y magnetofunda), regiones río arriba y río abajo de choques IP, viento solar ambiente, la región del anillo e en la magnetosfera de Saturno._x000D_ _x000D_ En todas estas regiones existen distribuciones de iones capaces de generar ondas vía resonancias de ciclotrón. Estas ondas juegan un papel muy importante en los procesos de disipación del viento solar y de los plasmas magnetosféricos. Además, las ondas participan en los procesos físicos que determinan las características macroscópicas de cada región. En las regiones de interacción del viento solar con planetas es importante entender como evolucionan las ondas después de ser generadas en el antechoque, así como que papel juegan en el acoplamiento del viento solar con los planetas. La interacción entre diferentes tipos de ondas resulta en algunas ocasiones en nuevas estructuras, como los cavitones (Blanco-Cano et al., 2009). Estos cavitones pueden interactuar directamente con el choque terrestre contribuyendo a su ciclo de reformación. Dentro de las magnetosferas de los planetas gigantes existen regiones de interacción de plasma local con satélites, como es el caso de Encelado. El estudio de las ondas generadas por iones asimilados en esta región, nos permitirá estudiar de manera indirecta la composición de las capas externas de Encelado, la composición del anillo e y entender como se dan los procesos de asimilación de masa._x000D_ _x000D_ Actualmente el Sol se encuentra en la fase ascendente de su ciclo de actividad después de un período de mínima actividad muy extendido. Durante esta fase de mínimo fue posible observar con alta resolución (coronógrafos de STEREO) las características de las regiones por donde sale el viento solar lento. Uno de los resultados más interesantes de esta investigación ha sido el descubrimiento de los llamados blobs, estructuras de alta densidad que aparecen en las imágenes de la corona saliendo de los cascos a bajas latitudes. En este proyecto haremos un seguimiento de algunos de estos blobs para tratar de identificar su firma in situ a 1 UA. Para esto se aplicarán técnicas de análisis de imágenes en luz blanca y datos in situ de STEREO a 1 UA. El ultimo minimo solar ocurrido._x000D_ _x000D_ _x000D_ Para lograr los objetivos del proyecto, utilizaremos códigos numéricos (códigos de dispersión lineales, simulaciones no lineales híbridas (globales y locales), así como análisis de datos de campo magnético y plasma medidos por varias naves (STEREO, Cluster, THEMIS,, Cassini, ACE, WIND) para estudiar las propiedades de los choques IP y de ondas e inestabilidades de plasma observadas en las regiones arriba mencionadas. Para el estudio de los blobs se utilizarán imágenes en luz blanca de
Tema
Física de plasmas espaciales; Astronomía
Identificador global
http://datosabiertos.unam.mx/DGAPA:PAPIIT:IN110511

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