Transporte de campos magnéticos e raios cósmicos no meio interestelar turbulento

• Ano de defesa: 2024
• Autor(a) principal: Koshikumo, Camila Naomi
• Tipo de documento: Dissertação
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Biblioteca Digitais de Teses e Dissertações da USP
• Palavras-chave em Português: Campos magnéticos; Cosmic rays; Interstellar medium; Magnetic fields; Meio interestelar; Métodos numéricos; MHD; Numerical methods; Raios cósmicos; Turbulence; Turbulência
• Link de acesso: https://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/14/14131/tde-30092024-143254/

Turbulência, campos magnéticos e raios cósmicos são componentes do meio interestelar da nossa Galáxia e estão fortemente interligadas através de complexos processos de plasma. O transporte de fluxo magnético em nuvens moleculares é um fator essencial para se compreender diferentes processos envolvidos na formação estelar, e o transporte dos raios cósmicos nas proximidades de choques de supernovas é necessário para se entender como ocorre o processo de aceleração dos raios cósmicos galácticos, e ambos os transportes são controlados de forma eficiente pela turbulência. Neste projeto, estudamos os mecanismos básicos do transporte de fluxos magnéticos na presença de turbulência magneto-hidrodinâmica (MHD), e também investigamos como os raios cósmicos que difundem à frente de um choque podem amplificar os campos magnéticos e afetar a própria eficiência do confinamento e aceleração destas partículas nessa região durante o processo de Diffusive Shock Acceleration (DSA). Para tanto, desenvolvemos experimentos numéricos através de simulações MHD 3D e Particle-in-Cell-MHD (PIC-MHD) 2D para caracterizar, de forma quantitativa, os efeitos da turbulência no transporte dos campos magnéticos e dos raios cósmicos (RCs). Na primeira parte desta dissertação, nós investigamos o comportamento do coeficiente de difusão de campos magnéticos em turbulência MHD 3D sub-Alfvénica (M_A < 1) caracterizado por diferentes números de Mach sônicos. A teoria de Difusão por Reconexão (em inglês, Reconnection Diffusion, RD) turbulenta, baseada nas estatísticas de turbulência Alfvénica incompressível, prevê a dependência do coeficiente de difusão do campo magnético com o número de Mach Alfvénico M_A . Entretanto, esta teoria não considera os efeitos da compressibilidade, que devem ser importantes no regime de turbulência MHD supersônica presente em nuvens moleculares. Nós realizamos simulações numéricas de turbulência forçada em domínios periódicos do regime incompressível (M_S = 0) até o regime supersônico (M_S = 3). A taxa de difusão medida pela turbulência incompressível concorda com a supressão prevista pela teoria RD na presença de fortes campos magnéticos: D M_A^3 . Nossas simulações também indicam um aumento na eficiência da RD quando a turbulência compressível. A dependência em M_A e M_S pode ser descrita pela relação D M_A^ , onde (M_S ) 3/(1 + M_S ). Esta caracterização quantitativa de D é crtica para a modelagem de formação estelar em nuvens moleculares turbulentas e para avaliar a eficiência deste transporte comparado com outros mecanismos, como Difusão Ambipolar. Na segunda parte deste trabalho, nos focamos em investigar a aceleração de RCs via DSA em choques produzidos por remanescentes de supernova jovens. Evidências teóricas e observacionais requerem uma amplificação do campo magnético durante este processo. Apesar de as instabilidades de streaming de raios cósmicos amplificarem as flutuações magnéticas no precursor do choque de forma eficiente, não está claro se elas podem garantir um confinamento eficaz dos RCs de mais alta energia ( PeV). Um processo alternativo para a amplificação de campos em grande escala se baseia nos dínamos turbulentos gerados pela pressão dos RCs que interagem com as inomogeneidades de densidade do meio. A eficiência deste processo foi estudado anteriormente utilizando simulações MHD, com uma força prescrita para representar a ação dos RCs no fluido. Nós revisitamos esse processo com uma descrição cinética simplificada para os RCs prótons e considerando uma eficiência de aceleração mais realista do que a adotada anteriormente. Nós utilizamos simulações 2D em escalas de 0.1 pc em torno de um choque não-relativístico e adotamos uma técnica de PIC-MHD modificada no qual as partículas são evoluídas utilizando as equações relativísticas de centro guia com termos adicionais para representar a difusão nas coordenadas das partículas. Para choques fortes, nós obtivemos um fator de amplificação 56 no caso perpendicular (campo magnético perpendicular à velocidade do choque), 9 10 no caso oblíquo (45º) e 2 3 no limite paralelo. Estas eficiências de amplificação são menores do que os obtidos em estudos MHD anteriores, porém podem oferecer uma importante pré-amplificação, aumentando a amplificação total ao ser combinadas com as instabilidades de RCs. Além disso, neste estudo, nós introduzimos uma abordagem que oferece uma maneira mais viável computacionalmente de conectar o transporte da distribuição de RCs com os fenômenos de fluido, possibilitando aplicações em estudos globais e multidimensionais de aceleração e transporte de partículas, como a DSA não-linear durante longos períodos.