La heliosfera es la región en el espacio permeada por viento solar, un plasma sin colisiones proveniente del Sol. Uno de los fenómenos más interesantes en la heliosfera son las ondas de choque y sus regiones asociadas. Las ondas de choque se forman por varias causas: enfrente de los planetas, por la propagación de eyecciones de masa coronal (EMS) rápidas y por las interacciones de corrientes de viento solar rápido con plasma lento. Enfrente de los planetas se forman ondas de choque de proa debido a que el viento solar es super-magnetosónico y encuentra un obstáculo en su camino. Todos los planetas del sistema solar tienen un choque de proa. Llevaremos a cabo estudios comparativos de los choques de proa de la Tierra, Mercurio, Venus y Saturno. Los choques interplanetarios (IP) se forman en el viento solar por la propagación de EMC interplanetarias rápidas, o por la interacción entre una corriente lenta de viento solar y una rápida. Los choques generan regiones de antechoque delante de ellos y magnetofundas río abajo. Los antechoques y magnetofundas son regiones donde ocurren procesos físicos muy complejos. Estas regiones están llenas de perturbaciones de micro-escala, i.e., ondas e inestabilidades electromagnéticas y también son lugares con poblaciones de iones diferentes al viento solar (VS).
El estudiar los antechoques es fundamental para entender como las partículas son aceleradas, como el VS es modificado antes de pasar por el choque y como es que se forman estructuras transitorias como los cavitones y las AFCS (anomalías de flujo caliente espontáneas, SHFAs en inglés). Algunas de las estructuras del antechoque como los cavitones y SLAMS pueden modificar al choque y quizás sobrevivir en la magnetofunda (Blanco-Cano et al., 2019). El estudiar la región del choque es muy importante para entender como es que el VS es termalizado y desacelerado. El estudio de las magnetofundas nos permite entender al VS procesado y estructuras tales como los jets rápidos que tienen alta presión dinámica, y pueden interactuar con las magnetosferas.
Los choques, antechoques y magnetofundas en la heliosfera tienen características diferentes debido a variaciones en los parámetros del plasma: velocidad, temperatura, densidad, campo magnético, beta del plasma, a la intensidad del choque medida por el número de Mach magnetosónico (Mms) o Alfvénico (MA) y a las diferentes orientaciones de campo magnético IP. Otro factor importante a considerar para entender la física en los choques, es el tamaño del sistema, con respecto a longitudes tales como el radio de giro de los iones. Por obvias razones, el choque de proa que más se ha estudiado, es el de la Tierra, con un número de Mach alto la mayoría de las veces, Mms > 8 y un campo magnético IP con una orientación de 45 grados con respecto a la radial. En contraste, el choque de proa de Mercurio tiene un número de Mach bajo, Mms < 5 y un campo magnético orientado casi a lo largo de la radial. Además, la región de interacción del VS con Mercurio es 10 veces más pequeña que la del choque terrestre. En el otro lado de la escala, esta el choque de proa de Saturno, con Mms > 11, una orientación del campo casi perpendicular a la dirección radial y una escala 100 veces mayor que la de la Tierra. El tamaño de Venus es muy parecido al de la Tierra. Sin embargo, Venus no tiene campo magnético por lo que la interacción del VS con el planeta es plasma-plasma y el VS se contamina con iones de la ionosfera venusina por procesos de asimilación de masa. Si bien en todos los antechoques estudiados existen ondas de baja frecuencia, la evolución de éstas en shocklets, SLAMS, y la formación de cavitones y AFCS varia debido a las características locales de cada choque. La estructura de los choques también puede variar, así como la producción o no producción de estructuras en la magnetofunda tales como los jets y cavidades.
Realizaremos estudios comparativos de choques de proa para ver que condiciones se necesitan para la formación de las diferentes estructuras, utilizaremos datos de misiones espaciales (Cluster, Messenger, MMS, Themis, Cassini, Parker Solar Probe) y simulaciones numéricas híbridas.
Estudiaremos la estructura de choques IP y las propiedades de las ondas río arriba y río abajo de estos con datos de STEREO, ACE, WIND, Cluster y Parker Solar Probe (PSP), así como con simulaciones híbridas. Los datos de PSP serán muy útiles para estudiar choques IP cerca del Sol y para entender su evolución.
Las aportaciones de este proyecto serán: 1) determinar las características de las ondas observadas río arriba y río abajo de choques IP, así como el papel que estas perturbaciones juegan en los procesos de aceleración cerca del choque, 2) determinar las extensiones y geometría de los antechoques asociados a estos choques, 3) Determinar las características de los choques generados en el viento solar por eyecciones de masa coronal rápidas, así como fenómenos de micro-escala asociados con estos choques, se presentara especial atención a la relación entre choques IP y eventos ESP, 4) determinar las características de las magnetofundas que viajan enfrente de las eyecciones de masa coronal, 5) Determinar que condiciones necesitan tener los choques IP para generar estructuras compresivas como shocklets y SLAMs, así como investigar la posibilidad de que se formen cavitones y AFCS. 6) estudiar las caracteristicas de choques IP cerca del Sol, así como de sus regiones asociadas, 7) estudiar la evolución de los choques IP con observaciones cerca del Sol de PSP y misiones a 1 UA (STEREO, WIND, ACE, CLUSTER), 8) determinar las características y evolución de ondas y eventos transitorios en la región de interacción del viento solar con la magnetosfera terrestre, 9) determinar las características del choque y antechoque de Mercurio, 10) comparar las características de los antechoques de Mercurio, de la Tierra, Saturno y Venus, 11) Estudiar ondas tipo espejo (tormentas) así como los jets rápidos en magnetofundas de choques IP, y en la magnetofunda terrestre, la hermiana y la de Saturno. 12) Estudiar las propiedades de las ondas dentro y fuera de los jets de la magnetofunda.
-Se publicarán artículos de investigación en revistas del Science Citation Index.
-Presentación de los resultados del proyecto en foros internacionales.
Se terminará una tesis de licenciatura. Se planea incorporar al menos a un nuevo estudiante al proyecto de nivel maestría o doctorado.
OBJETIVOS
Entender las propiedades de ondas de choque en la heliosfera. Estudiar las características y origen de ondas o inestabilidades de microescala asociadas a estos choques. Se investigará también que tan corrugados (shock rippling) pueden estar los choques interplanetarios. Entender el origen y propiedades de las ondas e inestabilidades de plasma observadas en regiones de interacción del viento solar con cuerpos planetarios. Entender la evolución de los choques IP y sus regiones crecanas. Se examinarán las regiones de interacción del viento solar con las magnetosferas terrestre, de Mercurio, Saturno y Venus (antechoque, choque y magnetofunda). Entender como es que el número de Mach, la geometría y el tamaño de los choques modula el perfil del choque mismo y la morfología de las regiones adyacentes (antechoque y magnetofunda). Entender que tipo de distribuciones de iones generan a las ondas en cada uno de estos entornos, así como el papel que juegan las ondas en los procesos físicos que determinan las características macroscópicas de cada región.
Entender las características y evolución de eventos transitorios del antechoque tales como cavitones, anomalías de flujo caliente espontaneas (AFCS), SLAMS, etc, y su posible influencia en el choque, magnetofunda y magnetopausa/campo geomagnético. Se estudiarán también escalas de corrugación (rippling) del choque terrestre. Entender la posible relación entre eventos transitorios del antechoque y jets en la magnetofunda, así como las características de las ondas dentro de los jets y las propiedades de los diferentes tipos de jets.