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El transporte de las astropartículas en la heliosfera y magnetosfera 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 5: •Población de APs en el viento solar •Ingreso de GCRs a la heliosfera •Transporte de APs en heliosfera •Transporte de APs en magnetosfera Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 However, from the 90’s it is believed that there are two different mechanisms Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Aceleradores de CRs dentro de la heliosfera Flares: impulsivos, reconección magnética Choques: graduales, origen controversial de las semillas, no es clara la eficiencia de choques coronales/IP However, from the 90’s it is believed that there are two different mechanisms Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Transporte de partículas solares Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Ranges of all GLEs events Solar Energetic Particles (SEPs) can: from Jul 2000 to Dec 2006 Travel along B connected to SW & magnetosphere Enter into de polar caps Reach low altitudes Length travelled by energetic particles from injection and arrival time of particles Parker spiral: D ~ 1.2 AU with different energies Interplanetary magnetic field lines emission particles Topology of IMF is crucial for propagation of energetic particles Earth ICMEs: D > 1.2 UA Earth Masson et al., A&A 2012 Velocity dispersion analysis (13-130 MeVs + NMs ~ GeV) However, from the 90’s it is believed that there are two different mechanisms Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Ondas de choques y sitios de reconección magnética son aceleradores de partículas Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Viaje de Rayos Cósmicos ExtraHeliosféricos Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 El borde de la heliosfera •Voyager 1 y 2: -Objetos mas lejanos construidos por el hombre -Gemelas con diferentes trayectorias, viajan unas 4 UA por año -V1 fue lanzado en 1977 •V1 cruzó la 1er frontera de la heliosfera (~94 UA) el 17/12/2004 y entró en la funda magnética (donde se mezclan el VS y el gas interestelar) Voyager 1 •El VS se frena como los autos al llegar a un embotellamiento (el campo magnético se acumula como lo hace la densidad de autos) •Se cree que V1 ingresó en el medio interestelar en agosto de 2012, pero recién se pudo confirmar luego de análisis exhaustivos en sep 2013 http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-277 •Posición actual de V1 y V2 (on line) en: http://voyager.jpl.nasa.gov/where/index.html Burlaga et al., Science, 2005 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Película (peli1) Acumulación de ‘grumos turbulentos’ en la heliofunda de la heliosfera Aniquilación turbulenta del campo magnético ordenado ‘en sectores’, con consecuente dispersión de CRs. Simulaciones numéricas y Observaciones de Voyager 2 Opher et al., ApJ, 2011 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Acumulación de ‘grumos’ en el frente del sistema solar http://voyager.jpl.nasa.gov/news/probes_suggest.html Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Película (peli2) Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Modulación y ciclo solar • En máximo mayor modulación: - mayor B → menor κ⊥ - mayor cantidad de GMIRs (barreras) • En mínimo menor modulación: - menor B → mayor κ⊥ - menor cantidad de GMIRs Cada 11 años se invierte la polaridad del dipolo solar y consecuentemente, el mecanismo de ‘drift’ produce cambios en dirección de llegada de CRs: [Cliver et al., 2001] El flujo de CRs permanece en nivel alto durante el mínimo solar • A>0 (B saliente en norte): se favorece ingreso polar • A<0 (B saliente en sur): se favorece ingreso ecuatorial Hoja de corriente heliosférica sin ondulaciones solo en un lapso chico en el centro del mínimo solar. A medida que se empieza a ondular, el flujo disminuye Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Transport Equation for Energetic Particles (Fokker-Planck) K(s) depends on anisotropy of magnetic fluctuations (λc// and λc⊥) [e.g.., Jokipii, ApJ’66] Charged particles are ‘guided’ by the IMF lines, which are dragged by the SW Expansion/Compression of plasma parcels Drift Theory (magnetic mirrors, grad or curvature of B, etc) Pickup ions (anomalous CRs) Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Anomalía del atlántico sur (descubierta en 1958) Es causada por que la Tierra NO es concéntrica con el dipolo geomagnético Región en la que el cinturón de radiación de van Allen se acerca a la Tierra (alcanza h~200 km) Mapa del fallas en computadoras de satétile Mapa del nivel de radiación a altitud 560 km Fallas en naves espaciales son más comunes sobre el Atlántico Sur. La debilidad local del campo magnético terrestre permite un nivel más elevado de partículas cargadas que pueden dañar los sistemas electrónicos a bordo Los científicos y operadores de satélites tratan de blindar instrumentos y computadoras para protegerlas de partículas energéticas espaciales. Limitan su uso cuando circulan a través de la Anomalía Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Aquarius/SAC-D Observatory Instruments ( 7) SAC-D Payload ( 5) • ICARE (Influence of Space Radiation on Advanced Components)- CNES •Effect of cosmic radiation on advanced electronic components Results from ICARE on SAC-C Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Rigidity: R=cp/q Un rayo cósmico que se acerca a la Tierra, primero se encuentra con el campo geomagnético. Este campo magnético, dependiendo de la energía y otras propiedades de la partículas, repele la partícula. Aquellas que logran pasar, son deflectadas por el campo magnético. Computadoras son usadas para simular como viajan los rayos cósmicos en este campo magnético, y determinar así de donde arrivan (su dirección asintótica o "asymptotic direction"). Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Buenos Aires at 34°32’S, 58°26’W Variación secular (evolución temporal de Bgeo) a) Dipolo centrado b) Dipolo descentrado c) IGRF d) IGRF+TSY01 Astropartículas y Física Solar – LAGO. Univ. San Francisco de Quito, 20-24 enero, 2014 Fin clase 5