Evolución dinámica de la turbulencia en el viento solar

La turbulencia es ubicua en el universo. Tanto observaciones remotas en el medio interestelar local como observaciones in situ en el viento solar (VS) han mostrado evidencia sobre la presencia de dinámica turbulenta en estos escenarios. El VS provee el túnel de viento con mayor número de Reynolds que permite estudiar turbulencia magnetohidrodinámica (MHD) con métodos de observación in situ. En este trabajo se estudia la evolución de la turbulencia MHD en el VS, caracterizando el proceso de envejecimiento y rejuvenecimiento de los estados turbulentos inicialmente desarrollados cerca del Sol. Como herramienta de diagnóstico de la turbulencia empleamos la función de correlación espacial R y la longitud de correlación asociada λ, calculadas ambas a partir de observaciones realizadas in situ en el VS por las sondas Helios 1, Helios 2, ACE y Ulysses. En esta tesis se muestra que en turbulencia MHD existe para R una escala de autosimilaridad dada por λ, y por primera vez se calcula el exponente espectral de las fluctuaciones magnéticas con una base estadística de 10 años. Realizamos un estudio evolutivo de la escala de similaridad en término de la edad de las parcelas de plasma. Además, caracterizamos la función de distribución de probabilidad (FDP) de λ a diferentes distancias heliocéntricas para dos regímenes de viento caracterizados por valores diferentes del beta de protones. Encontramos que la FDP de λ es lognormal y bi-modal, presentando diferentes parámetros en cada régimen, consistente con la variedad de procesos multiplicativos y no lineales que tienen lugar en el VS. Investigamos las propiedades anisótropas de las fluctuaciones a diferentes heliodistancias respecto del campo medio Bₒ. Mostramos que el VS rápido y el VS lento no son intrínsecamente diferentes, sino que la diferente manifestaci ón de la anisotropía en estos regímenes es consecuencia de la evolución dinámica de las fluctuaciones, independiente de la velocidad del viento e incluso de la etapa del ciclo de actividad solar. La cascada direccional de energía da lugar a una migración de la energía desde vectores de onda paralelos a Bₒ hacia vectores de onda perpendiculares a Bₒ a medida que el viento envejece