• Extended Fluid Model
• Kelvin-Helmoltz instability
• Magnetosphere
• Solar wind

La magnetopausa terrestre è una regione chiave nello spazio in particolare per
quanto concerne l’entrata di plasma di vento solare verso la magnetosfera.
In questa regione il vento solare e il plasma della magnetosfera interagiscono
fortemente dando luogo a processi che hanno effetti sulla struttura e la dinamica
globale della magnetosfera stessa. La magnetopausa può essere definita
come una regione di transizione in cui, a causa delle particolari condizioni
fisiche (gradienti di densità e di pressione, anisotropia del campo di velocità
e del campo magnetico), si possono instaurare vari tipi di instabilità, sia
idrodinamiche che magnetiche. Il risultato di questi processi non è solo il
trasferimento di massa, momento ed energia del vento solare nella magnetosfera,
ma anche un cambiamento della topologia del campo magnetico e una
sua continua evoluzione.
Negli ultimi anni la comprensione dei fenomeni che interessano la magnetopausa
è avanzata sia grazie alle misurazioni effettuate in situ dai satelliti, sia
grazie alla possibilità di effettuare grosse simulazioni numeriche che permettono
di ricostruirne determinate condizioni fisiche e studiarne l’evoluzione.
La scelta del modello teorico su cui implementare la simulazione dipende in
primo luogo dai processi che si intende analizzare. Più precisamente, esistono
due principali approcci, uno cinetico, necessario per descrivere la dinamica su
scale dell’ordine dei raggi di girazione e su scale inferiori, ma non in grado di
includere l’evoluzione di grande scala del sistema principalmente per motivi
computazionali, e uno fluido, che consente di dare una rappresentazione a
grande scala delle proprietà del plasma, ma per la quale le scale cinetiche
sono escluse a priori. E’ d’altra parte ben noto che l’evoluzione macroscopica
crea inevitabilmente condizioni in cui la microfisica assume un ruolo cruciale
in quanto non solo restituisce la descrizione corretta a scale piccole, ma è altresì
fondamentale nel determinare lo sviluppo ulteriore del sistema in quanto
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il feedback sulle scale grandi è spesso molto importante. Una corretta analisi
dei molteplici processi non dovrebbe dunque tenere i due regimi, quello cinetico
e quello fluido, come separati, ma dovrebbe tener conto della continua e
mutua interazione tra dinamica macroscopica e moto microscopico. A questo
proposito è stato sviluppato, all’interno della teoria fluida, un modello esteso
che consente di includere alcuni effetti microscopici importanti derivanti dal
moto delle cariche. Questo modello, pur includendo effetti a piccola scala
più propriamente descritti dall’approccio cinetico, costituisce una sorta di
ponte tra le due teorie e risulta spesso preferibile rispetto a quest’ultimo che
è molto costoso in termini di risorse computazionali.
Uno dei casi in cui esso si è rivelato un buon compromesso si presenta in quella
zona della magnetopausa a bassa latitudine in cui particolari condizioni
fisiche portano allo sviluppo dell’instabilità di Kelvin-Helmoltz e alla conseguente
formazione di vortici idrodinamici magnetizzati di grande scala e che
si propagano lungo i fianchi della magnetosfera. Man mano che questi evolvono
vanno incontro a una serie di instabilità sia idrodinamiche, in primis
l’accoppiamento, sia di tipo magnetico, come ad esempio la riconnessione,
che ne causano la distruzione e convergono ad uno stato finale caratterizzato
da uno strato di mescolamento più o meno spesso tra vento solare e plasma
magnetosferico.
L’evoluzione non lineare dei vortici è l’oggetto di studio di questo lavoro
di tesi. Esso è stato condotto analizzando i risultati di due simulazioni, una
basata su un modello puramente fluido, dato dalle equazioni della magnetoidrodinamica,
l’altra basata sul modello esteso.
La tesi è divisa in due parti. Nella prima si espongono i concetti teorici e le
equazioni fondamentali dei due modelli, mettendone in evidenza il range di
applicazione ma anche i limiti. Nella seconda parte vengono riportati, commentati
ed infine confrontati i risultati delle due simulazioni. Questo lavoro
ha consentito non solo di chiarire analogie e differenze tra i due modelli, ma
anche di sottolineare come, in un contesto come quello appena citato, essi conducono
a risultati significativamente diversi, a conferma della imprescindibile
influenza dei fenomeni microscopici sull’evoluzione macroscopica.
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