Migraciones galácticas: ¿cómo se pueblan los cúmulos?El laboratorio natural más cercano de plasma: El Sol

Migraciones galácticas: ¿cómo se pueblan los cúmulos?

José Benavides, becario doctoral del Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE), Mario Abadi, investigador del mismo instituto y Laura Sales, de la Universidad de California, publicaron un artículo en el que analizan, a partir de simulaciones computacionales, cómo llegan las galaxias a los cúmulos y cómo son sus interacciones una vez que están dentro.

Marcelo Lares, investigador del IATE (CONICET-UNC), con colaboración de José Funes (CONICET-Universidad Católica de Córdoba) y Luciana Gramajo (CONICET-Observatorio Astronómico de Córdoba), desarrollaron y simularon un modelo que permite analizar la probabilidad de contactos entre civilizaciones que se encuentren en distintos puntos de nuestra galaxia.

El laboratorio natural más cercano de plasma: El Sol

Abril Sahade, becaria doctoral del Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE), Mariana Cécere, investigadora del mismo instituto y Gustavo Krause del Instituto de Estudios Avanzados en Ingeniería y Tecnología (IDIT), publicaron un artículo en el que analizan, a partir de simulaciones computacionales, cómo se desvía material eyectado del Sol debido a la presencia de ciertas estructuras en la corona.

Plasmas Astrofísicos

figura1_1(1)El plasma es el estado de la materia observable más abundante en el Universo (99%). La mayor parte de una estrella, el medio interplanetario e interestelar, la ionosfera, son plasmas. También se generan en laboratorios terrestres y para aplicaciones industriales como producir recubrimiento de superficies, realizar cortes de precisión, en lámparas, microelectrónica, motores de plasma y en reactores. 

Un plasma es un fluido compuesto por un número importante de partículas cargadas (globalmente neutro), fundamentalmente libres (la energía cinética de dichas partículas es mucho mayor que la energía potencial electrostática entre ellas). Las cargas y las corrientes que lo forman son fuentes de los campos electromagnéticos y, a su vez, estos campos afectan la distribución de cargas y corrientes lo que hace que su dinámica sea altamente no lineal y muy diferente a la de un gas neutro. Debido a que las fuerzas responsables de esta dinámica son de largo alcance son propio del plasma los comportamientos colectivos como oscilaciones e inestabilidades que se producen espontáneamente, la generación de campos magnéticos que forman estructuras espaciales complejas y los confinamientos magnéticos. Cuando los campos magnéticos son capaces de modificar la trayectoria individual de las partículas se dice que el plasma es magnetizado. La corona solar es un medio altamente magnetizado y debido a ello se observan estructuras, algunas de las cuales pueden sostener su estabilidad por tiempos relativamente largos como los filamentos oscuros que suelen observarse durante algunas décadas de días sobre la superficie del sol. La imagen de arriba muestra el momento en que una de estas estructuras pierde su estabilidad y se eyecta al medio interplanetario.

En el grupo de plasmas astrofísicos estudiamos la configuración y la dinámica de estructuras de la corona solar como el tipo y la estabilidad de modos de oscilación en arcos magnéticos y prominencias; la formación de vacíos de plasma que persisten en el tiempo debido a la interacción de ondas no lineales; la formación de ondas de choque muy energéticas, capaces de barrer material de la cromosfera a lo largo de todo un cuadrante solar y excitar oscilaciones de prominencias quiescentes.

Estudiamos también la interacción de vientos estelares con la magnetósfera de sus exoplanetas. Hemos modelado la morfología de remanentes de supernova afectadas por inestabilidades y por la influencia del campo magnético, entre otros temas de interés.

 

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