Dissertação de Mestrado #636 – Lucas Mourão Vieira Montese – 10/03/2020

Modelo Não Linear de Dínamo Solar Unidimensional

Autor: Lucas Mourão Vieira Montese

Banca Examinadora

Prof. Gustavo Andres Guerrero Eraso (Orientador)

DF-UFMG

Prof. Luiz Paulo Vaz

DF-UFMG

Profa. Maria Cristina de Assis Rabello Soares

DF-UFMG

Orientação

Prof. Gustavo Andres Guerrero Eraso (Orientador)

DF/UFMG

Resumo do Trabalho

Neste trabalho estuda-se a geração de campos magnéticos em grande escala observadas em objetos cósmicos a partir de diferentes modelos, analíticos e numéricos, de dínamo turbulento de campo médio. É utilizada uma formulação simplificada, unidimensional, com valores fixos para a rotação diferencial, ∇Ω, o efeito turbulento α e a difusividade magnética turbulenta ηt , os chamados coeficientes dínamo. São resolvidos modelos de dínamo ⓬ , αΩ e ⓬Ω descrevendo a evolução das componentes toroidal e poloidal do campo magnético. Estima-se que, para o caso do Sol, por exemplo, essas equações possuam soluções supercríticas, fazendo com que os campos cresçam exponencialmente. Portanto, estudam-se dois mecanismos diferentes de saturação que amortecem a contribuição do efeito α, uma estática (algébrica) e outra dinâmica. Enquanto o primeiro formalismo baseia- se em considerações heurísticas, o segundo carrega o conceito da conservação da helicidade magnética em MHD ideal. As duas formulações dependem inversamente do numero de Reynolds magnético, levando ao amortecimento catastrófico do dínamo, já que nesses objetos, Rm >> 1. Esse amortecimento é aliviado quando fluxos de helicidade magnética são incluídos na equação dinâmica de α. As simulações descrevem o comportamento do campo magnético ao variar os coeficientes dínamo bem como os coeficientes que controlam o fluxo de amortecimento magnético, κα . Para o modelo ⓬ , encontra-se que a amplitude média do campo decai de acordo com a relação Bmedia ∝ Rm^.5 , tal como encontrado na literatura. Para os modelos αΩ e ⓬Ω, o decaimento é proporcional a Rm^.8 , possivelmente, devido a baixa dimensionalidade do modelo. Nos três casos, a inclusão de um fluxo difusivo da helicidade magnética permite que o dínamo sustente valores consideráveis do campo, mesmo para R m = 10^9 . O período do ciclo magnético como função do número dínamo, para os modelos αΩ e &! #945;2Ω apresenta uma tendencia de T ∼ D 0.5 . Como consequência da difusão de helicidade magnética, observa-se uma segunda periodicidade que engloba o ciclo principal. Já modelos ⓬ não apresentam periodicidade. Para números dínamo >> 1, como esperado em objetos astrofísicos, modelos αΩ e ⓬Ω possuem resultados divergentes quanto ao período do ciclo. Aplicando os resultados a valores de ∇Ω, α e ηt compatíveis com o interior solar, os resultados são capazes de reproduzir o período de 22 anos, assim como os ciclos de 2 e de 80 anos, dependendo da região em que são analisados.