Descripción: La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a unarica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberarcantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, elcalentamiento estacionario de las regiones activas, con una tasa de 10(5)—10(7)erg cm (-2) s (-1), que lasmantiene a una temperatura dos órdenes de magnitud mayor que la de la capa atmosférica inmediatamenteinferior (la fotósfera). Estos fenómenos pueden ser descriptos, al menos parcialmente, enla marco de la magnetohidrodinámica. El problema principal al que se enfrenta esta descripción esque los coeficientes moleculares de disipación en la corona son lo suficientemente pequeños comopara que los fenómenos disipativos solo puedan ser explicados en presencia de estructuras de escalapequeña. En ese sentido, la turbulencia magneto hidrodinámica y la reconexión magnética resultantal vez los candidatos naturales a describir, respectivamente, el calentamiento estacionario de lacorona y la disipación impulsiva en fulguraciones. Un estudio teórico-numérico de intermitenciamagneto hidrodinámica nos permite relacionar las propiedades estadísticas de la turbulencia conla geometría (asintoticamente fractal) de las zonas de disipación, y afirmar que la disipación estacionariaen la corona solar se encuentra sumamente concentrada en zonas distribuidas en formaaleatoria. La aplicación de una teoría de clausura turbulenta a dos puntos indica que los arcosmagnéticos son esencialmente calentados por corrientes eléctricas cuasi-estacionarias, inyectadaspor el campo de velocidades fotosférico. Estudiamos, tanto en forma numérica como teórica,un caso de reconexión magnética turbulenta entre dos tubos de flujo dentro de un arco coronal,obteniendo una tasa de disipación acorde a la de las microfulguraciones. Por último, una serie deestudios observacionales de la dinámica de las estructuras coronales en la línea espectral Hα nospermite conjeturar que el aumento de la vorticidad de esas estructuras, presuntamente ligado ala evolución de los campos dinámicos, puede constituir una herramienta útil para la predicción defulguraciones.

Descripción: El objetivo central de esta Tesis de Doctorado es la puesta a punto del HASTA (Ha Solar Telescope for Argentina) para su aplicación a las observaciones solares. El HASTAes un telescopio solar provisto de un filtro Lyot sintonizable, optimizado paratrabajar en 6562.7 ± 1 Å con un ancho de banda de 0.3 Å. Las imágenes sonadquiridas por una cámara CCD (Charge Coupled Device) de 1280 x 1024 pixeles. Cada pier del instrumento subtiende 2.07 arcseg obteniéndose una resoluciónespacial de ~ 4 arcseg. Este instrumento posee dos modos de operación, el modo depatrullaje y el modo de fulguración. En el modo de patrullaje se adquieren imágenescada 2 min; mientras que en el modo de fulguración cada 10 seg. El control de estosdos modos de adquisición, mediante métodos automáticos de detección defulguraciones. hace del HASTA un instrumento versátil capaz de estudiar fenómenostransitorios en el Sol con una excelente resolución temporal. En este trabajo describiremos los pasos seguidos para adaptar al HASTAa sunueva ubicación. a sus nuevos periféricos y sus tareas de patrullaje continuo del Sol. Mostraremos como se realizó la calibración de sus datos y presentaremos un nuevométodo de detección automática de fulguraciones solares. También describiremosobservaciones en las que el HASTA desempeñó un papel preponderante o fue usadocomo un eficiente instrumento de apoyo. Por último, se discutirán las potencialidadesde este instrumento y las posibles modificaciones que puedan incrementar sus yaexcelentes capacidades operativas.

Descripción: La medición de actividad y variabilidad estelar se realiza, casi con exclusividad, utilizando como indicador el flujo de las líneas H y K del Ca II (a 396.8 y 393.36 nm, respectivamente), en el extremo azul del espectro visible, asociado también al índice de Mount Wilson S. En general, los estudios observacionales sistemáticos se limitaron a estrellas en el rango F a K tempranas dado que las más tardías presentan muy baja luminosidad en la región espectral de dichas líneas y los tiempos de integración necesarios resultan ser mucho mayores. Sin embargo, en estrellas más frías la convección se vuelve predominante, al punto que las enanas M más tardías son completamente convectivas. Y dado que los campos magnéticos que causan la actividad estelar son creados por la interacción entre la convección y la rotación estelar (dínamo estelar ), es posible encontrar en estrellas tardías niveles de actividad mucho mayores que los que se encuentran en las más tempranas. El estudio de periodicidad tanto para las estrellas M activas (cuyos espectros presentan la línea Hα a 656.2 nm en emisión) como para las inactivas (con Hα en absorción) resulta particularmente interesante, ya que debería brindar información directa sobre la relación entre convección y variabilidad, y en última instancia, sobre los mecanismos responsables del dínamo estelar. Por otro lado, en las últimas décadas, ha surgido un nuevo interés en las enanas M debido a la abundancia de las mismas en la vecindad solar y a que muchas de ellas representan un importante laboratorio para la búsqueda de exoplanetas, debido a la alta tasa de ocurrencia de planetas extrasolares orbitando en su zona de habitabilidad. Sin embargo, la habitabilidad en estos planetas puede verse afectada por los altos niveles de radiación ultravioleta relacionados con la actividad estelar. El objetivo principal de esta tesis es caracterizar la actividad magnética de las estrellas M cercanas, puramente convectivas y aquellas que presentan un núcleo radiativo en diferentes escalas temporales. Para ello, contamos con una muestra total de 36 enanas M de diferentes niveles de actividad. 21 estrellas de la muestra fueron observadas por el Proyecto HKα, programa observacional propio desarrollado en CASLEO desde 1999, donde 10 de ellas son estrellas activas de tipo espectral entre dM0e y dM5e, y el resto son enanas inactivas de tipo espectral dM0-dM4. Las 15 estrellas M restantes de la muestra estudiada, son estrellas de baja masa dM3 a dM6 (<0.35M) activas e inactivas recientemente clasificadas en el catálogo CONCH-SHELL, publicado en el año 2015. En una primer instancia de esta tesis, estudiamos la actividad magnética a corto plazo para detectar y analizar aquellos eventos transitorios que liberan grandes cantidades de energía. Para llevar a cabo este estudio, utilizamos fotometría de alta precisión de los observatorios espaciales Kepler y Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). En esta primera parte, estudiamos 27 enanas M de la muestra pertenecientes al Proyecto HKα y al catálogo CONCH-SHELL y analizamos su frecuencia de fulguraciones y sus períodos de rotación. Con el objetivo de detectar variaciones temporales a largo plazo, combinamos principalmente los índices de Mount Wilson derivados de espectros de CASLEO con aquellos espectros públicos disponibles en la base de datos del European Southern Observatory (ESO) y del Observatorio W. M. Keck. Contamos con un total de 1971 observaciones espectroscópicas tanto propias como públicas, obtenidas entre 1996 y 2019. A partir de las líneas de Ca II, analizamos los niveles de actividad a lo largo de décadas para un total de 23 estrellas, a partir de diferentes métodos de análisis de series temporales no equiespaciadas (periodogramas y wavelets). Detectamos por primera vez ciclos de actividad magnética en AU Microscopii, Ross 128 y Gl 729 y encontramos ciclos de actividad en 12 estrellas de la muestra. Actualmente se conoce que la actividad en las dMs tempranas y aún más frías puede ser caraterizada por su tasa de rotación. Las rotadoras más rápidas (Prot < 10 d) alcanzan un máximo nivel de actividad conocido como régimen saturado. Mientras que las rotadoras lentas, disminuyen su actividad al aumentar el Prot (régimen no saturado). En esta tesis, a partir de mediciones fidedignas de la actividad media a lo largo de décadas, observamos que las estrellas M puramente convectivas de muy baja masa, no acompañan este patrón. Por último, analizamos otros posibles indicadores de actividad estelar más idóneos para estudiar la actividad en enanas M. Dado que la correlación entre los flujos en el centro de las líneas de Ca II y Hα es positiva durante todo el ciclo solar, estudiamos la relación entre ambas líneas para un conjunto de estrellas M activas e inactivas, parcial y puramente convectivas y con diferentes niveles de actividad observables desde el hemisferio Sur. Concluimos que la correlación entre ambos indicadores no siempre es válida para estrellas individuales.

Descripción: Se acepta generalmente que el campo magnético juega un rol fundamental en la física del Sol y de otros objetos astrofísicos, confinando el plasma y acumulando enormes cantidades de energia que luego será liberada en los llamados eventos catastróficos. Las fulguraciones solares son fenómenos que nos brindan una gran oportunidad para comprender cómo actúa el campo magnético durante estos eventos. La comparación entre las manifestaciones de estos fenómenos impulsivos y el modelado del campo magnético de la región activa donde tuvieron lugar, es uno de los tópicos fundamentales de la física solar. Este trabajo nos lleva a analizar las diferentes señales de la actividad de la fulguración, usando observaciones simultáneas en un amplio rango del espectro electromagnético como rayos X, ultravioleta (UV), y diferentes lineas espectrales en el visible, así como magnetogramas vectoriales. Para entender las condiciones que conducen a una dada región activa a producir una fulguración, hemos considerado en esta Tesis el modelado del campo magnético, analizando luego la relación entre su topología y las emisiones radiativas en las diferentes regiones espectrales. La visión convencional de la reconexión magnética está basada principalmente en el estudio en dos dimensiones (2-D) de un punto neutro del tipo X, o en la extensidn de este estudio a 3-D, suponiéndose que en este punto se produce el transporte de flujo magnético a través de las separatrices (lugares donde el mapeo de las líneas de campo es discontinuo). Esta visión resulta demasiado restrictiva cuando se observa la gran variedad de configuraciones magnéticas que se han visto abrillantar. En esta Tesis hemos diseñado un algoritmo, llamado Método de Fuentes (MF), para determinar la topología del campo magnético de las Regiones Activas (ARs). El campo fotosférico observado fue extrapolado hacia la corona usando fuentes magnéticas subfotosféricas, y la topología fue definida a través de la conexión entre las fuentes. Hemos encontrado que los abrillantamientos en Ha, UV y'rayos X estaban ubicados en la intersección de la cromósfera con las separatrices ya definidas. Estos resultados y el conocimiento adquirido sobre las propiedades de la conexión de las líneas de campo, nos permitió generalizar el concepto de separatrices al de "cuasi-separatrices" (CS), y diseñar el nuevo Método de las Cuasi-Separatrices (MCS) para determinar la topología del campo magnético de las ARs. Las CS son regiones donde el mapeo de las líneas de campo cambia drásticamente (y en forma discontinua para el caso particular en el que se comportan como separatrices). El MCS puede ser aplicado a las ARs cuando el campo magnético fotosférico ha sido extrapolado a través de cualquier clase de técnica. Hemos aplicado el MCS a varias fulguracioncs, ocurridas en regiones activas que presentaban muy diferentes configuraciones magnética. Hemos encontrado que la ubicación de los abrillantamientos de la fulguración están relacionados con las propiedades de las conexiones entre las líneas de campo de la configuración magnética subyacente, como se esperaba a través de los desarrollos teóricos en reconexión magnética en 3-D. Las líneas de campo coronal extrapolado que representan a las estructuras involucradas en los eventos analizados tienen sus extremos fotosféricos localizados a ambos lados de las CS. Nuestros resultados apoyan categóricamente que la reconexión magnética es la responsable de este fenómeno coronal.

Descripción: A lo largo de esta Tesis se ha estudiado la emergencia y evolución de estructuras magnéticas (tubos de flujo) en la atmósfera solar; estas estructuras son los componentes básicos de las regiones activas. La dinámica coronal de estos tubos de flujo da lugar a fenómenos violentos de liberación de energía, tales como las fulguraciones solares y las eyecciones coronales de masa. Sólo los tubos de flujo que poseen torsión sobreviven al cruce de la zona convectiva y emergen a través de la fotósfera. Esta torsión conserva el signo que tenía el tubo de flujo cuando se generó en la tacoclina. La presencia de torsión en un tubo de flujo resulta en una elongación de las polaridades fotosféricas, a la que se llama lengua magnética. Esta elongación se debe a la contribución de la componente azimutal al campo en la dirección de la visual. La distribución espacial de estas elongaciones está relacionada con el signo de la helicidad magnética de la región activa, mientras que su extensión indica el grado de torsión del tubo. Por lo tanto, la identificación de las lenguas magnéticas constituye una herramienta util para determinar el signo de la helicidad magnética usando unicamente ob servaciones. El signo de la helicidad dado por las lenguas ha sido verificado por comparación con el determinado por otros indicadores en 40 regiones activas. Como contribución al estudio de la dinámica coronal, se ha modelado el campo magnético de una región activa compleja. Se calculó su topología encontrando que la misma está determinada por la presencia de un punto de campo magnético nulo en la corona. Las observaciones de tres fulguraciones homólogas, que ocurrieron en un lapso de 29 horas en esta región, sugieren que las mismas se deben a un proceso de reconexión magnética que ocurre en el entorno de este punto. Este proceso de reconexión es forzado por la emergencia continua de flujo magnético.