EL SOL

Autor: ARREGUI URIBE-ECHEVARRIA IÑIGO.
Año: 2003.
Universidad: ISLAS BALEARES.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS, UNIVERSITAT DE LES ILLES BALEARS.

Resumen: El objetivo de esta tesis ha sido contribuir al estudio teórico de las oscilaciones en estructuras magnéticas de la corona solar. En concreto, esta tesis aborda dos cuestiones que no han sido contempladas hasta el momento en estudios de este tipo. Por un lado se considera el hecho, bien fundamentado por las observaciones, de que estas estructuras están cizalladas, es decir, poseen una componente del campo magnético en la dirección a lo largo del eje de la estructura magnética. El trabajo comienza con la deducción analítica de las ecuaciones de onda magnetohidrodinámicas (MHD) que describen perturbaciones lineales y adiabáticas de un equilibrio bidimensional, cizallado, con invariancia longitudinal. El resultado de la derivación muestra que estas ecuaciones pueden expresarse en términos de dos ecuaciones diferenciales acopladas de segundo orden para las componentes de la perturbación de la velocidad en las direcciones nomal y perpendicular al campo magnético en equilibrio. En ausencia de cizalladura y/o propagación longitud, y en la aproximación de plasma frio (ausencia de gravedad y presión de plasma), estas ecuaciones describen modos MHD rápidos y de Alfvén desacoplados. La inclusión de cizalladura y/o propagación longitudinal produce el acoplamiento de los dos tipos de modos e incrementa considerablemente la complejidad de las ecuaciones diferenciales. Por ello, las soluciones a estas ecuaciones han de hallarse mediante métodos numéricos. La segunda parte de la tesis se ha dedicado a la construcción de un programa numérico para la resolución de las citadas ecuaciones. El programa permite obtener la frecuencia de los modos de oscilación, así como la estructura espacial bidimensional de las perturbaciones. Se ha modificado un programa existente incluyendo una malla "staggered" que permite la obtención fidedigna de la estructura espacial de modos con singularidades, así como el cálculo de los modos normales de oscilación en diferentes sistemas. Finalmente, la tesis analiza los modos de oscilación de diversos equilibros que tratan de representar arcadas magnéticas de la corona solar. Primeramente, se ha considerado cun equilibrio sencillo con un campo recto, inclinado. El estudio de este caso ha permitido testar el código numérico pues, en este caso, se pueden obtener algunas aproximaciones analíticas. Seguidamente, se han considerado modelos de arcadas más realistas, tales como una arcada potencial, una arcada potencial con campo longitudinal constante, y una arcada "force-free". En todos estos casos, la no uniformidad de las variables físicas así como la curvatura del campo magnético producen una gran complejidad en el espectro y la estructura espacial de los modos de oscilación. Entre los resultados obtenidos podemos destacar que para que el acoplamiento entre modos rápidos y de Alfvén ocurra se deben cumplir una serie de requerimientos o reglas de paridad en cuanto a la simetría de las autofunciones de los modos rápidos y de Alfvén implicados en dicho acoplamiento. Estas reglas de paridad, junto con el espectro de frecuencias de los modos, determinan totalmente la estructura espacial de los modos de oscilación de este tipo de estructuras en la corona solar. Un aspecto que tiene importantes consecuencias observacionales es el hecho de que, bajo ciertas circunstancias, los modos de oscilación en este tipo de estructuras pueden ser difíciles de detectar debido a que la energía de los mismos tiende a escapar a alturas considerables de la corona solar.

Autor: CASAS RODRÍGUEZ RICARD.
Año: 2002.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE ASTROFÍSICA.

Resumen: El trabajo se ha centrado en el estudio de los procesos que acompañan a la emergencia de mancaas en la superficie del sol. Para ello se ha utilizado el método de seguimiento de trazas y el espectroscópico. El primero de ellos permite determinar los movimientos transversales de las estructuras, mientras que el seguno permite medir los movimientos a los largo de la linea de visión. Los datos, tomados con los telescopios VNT y GCT del observatorio del Teide, fueron complementados con datos históricos de principio del siglo XVII a partir de los dibujos publicados por Galileo Galilei. La importancia de estos datos es que proceden de una época anterior al mismo, periodo durante el cual la actividad solar fue prácticamente nula. Como resultados principales del trabajo se puede citar el comportamiento diferenciado de las partes traseras y delantera de los grupos de manchas, la dependencia de la velocidad de rotación de éstos dependiendo de el área máxima que alcanzan y el aparente enroscamiento de los tubos de flujo magnético que emergen en la fotosfera.

Autor: VELA VILLAHOZ EDUARDO J..
Año: 2001.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: La tesis estudia la estructura del campo magnetico a pequeña escala en la penumbra de las manchas solares. Es muy reducido el numero de observaciones con resoluciones espaciales por debajo del segundo de arco, capaces de resolver las escalas en las que se cree que ocurren la mayoria de los procesos que intervienen tanto en la formacion como en el mantenimiento de una mancha. Ademas las observaciones de este tipo ofrecen con frecuencia resultados contradictorios. Esos mismos motivos hacen muy dificil la identificacion del origen del Efecto Evershed, un importante fenomeno presente en todas las manchas y descubierto hace mas de noventa años. La polarizacion instrumental es un inconveniente comun a las observaciones capacitadas para responder a las cuestiones arriba planteadas, por lo que en la tesis se introduce un metodo destinado a minimizar dicho inconveniente de una forma sencilla: las lineas sin polarizacion instrumental. Se describen unas observaciones de muy alta resolucion espacial en las que se aplica este metodo, y se presenten veloces codigos numericos basados en este tipo de lineas que, a partir delos datos observados, obtienen informacion acerca del campo magnetico y la velocidad. Por ultimo se propone un escenario simple que consigue reproducir, como minimo cualitativamente, las principales caracteristicas de la relacion existente entre la velocidad y su gradiente.

Autor: JIMENEZ REYES SEBASTIAN J..
Año: 2001.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: U. DE LA LAGUNA, INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS Y HIGH ALTITUDE OBSERVATORY (BOULDER, CO,EEUU).

Resumen: Las oscilaciones solares, y en concreto las frecuencias caracteristicas de estas, proporcionan una herramienta de diagnostico unica para investigar y entender la estructura y dinamica del sol. Estas frecuencias son modificadas de manera conocida por diferentes procesos permitiendo estudiar el origen fisico que los gobierna. En los ultimos años, nuestra habilidad para estudiar el interior solar se ha incrementado gracias a los datos proporcionados por proyectos tales como BiSON, IRIS, GONG, LOWL,etc. El experimento LOWL ha venido realizando observaciones solares desde febrero de 1994 y reperesenta uno de los mejores analizadores Doppler para la observacion de las oscilaciones solares. El instrumento esta basado en un filtro magneto-optico que no contiene partes moviles y que es capaz de hacer observaciones simultaneas del disco solar en alas opuesta de la linea de absorcion solar de potasio a 769.9 nm. Este se caracteriza por la alta estabilidad de la señal instrumetnal y por su insensabilidad a fuentes de ruido debido a fluctuaciones en intensidad o movimiento de las imágenes. La base de datos representa por lo tanto el mas largo y ruido debido a fluctuaciones en intensidad o movimiento de las imágenes. La base de datos representa por lo tanto el maslargo y amblio conjunto de observaciones con resolucion espacial disponibles hasta la fecha, haciendolas adecuadas para el estudio de la evolucion del ciclo solar y los procesos subyacentes relacionados con la dinamo solar. Aunque tales mecanismos han sido estudiados durante años, estos no son aun completamente entendidos, debido principalmente a la falta de restricciones observacionales. Existen asi importantes cuestiones que conciernen al tamaño y localizacion del campo magnetico asociado con la dinamo solar que carecen aun de una respuesta. Los datos del instrumento LOWL son analizados proporcionando finalmente valores precisos de los parametros de los modos acusticos. Estos parametros son extraidos de series anuales consecutivas que muestran fases diferentes del ciclo de actividad solar. En relacion a la determinacion de los parametros de los modos, este representa uno de los pasos mas complicados en el analisis de los datos heliosismicos. Debido a que las obervaciones solares realizadas para este trabajo estan limitadas a la mitad de la superficie solar, es imposible el analisisde cada modo de forma individual, y se introduce una correlacion artificial. En este caso, el espectro de Fourier sigue una distribucion multinormal y no X2 con 2 grados de libertad, usada normalmente para la determinacion de los parametros de los modos p. Para este trabajo se ha desarrollado un nuevo procedimiento de ajuste, el cual incluye la estadistica correcta del espectro de fourier, proporcionando asi valores precisos de los parametros de los modos acusticos. Una vez alcanzado esto, se estudian dos importantes cuestiones actuales en el campo de la Fisica Solar: la dependencia con el ciclo de actividad de las frecuencias de los modos acusticos y la variacion temporal de la tacoclina. Gracias a la base de datos construida, se esta en posicion de extender con una calidad sin precedentes el estudio de la variacion con el tiempo de las frecuencias de los modos acusticos. Usando estas observaciones, se analiza principalmente tanto la dependencia en frecuencia como con el grado de tales varaciones. Por otro lado, se analizan tambien observaciones de alta calidad para modos de grado bajo proporcionados por el espectro-fotometro mark-I las cuales cubren mas de un ciclo solar y representan probablemente las mas amplias en duracion y estables para grado bajo. Ambas observaciones son usadas para confirmar los resultados alli donde coinciden. Al mismo tiempo, se investiga la variacion temporal del desdoblamiento rotacional. Los resultados demuestran de forma convincente que el origen principal de los cambios en frecuencia se localiza cerca de la superficie solar, mas que el interior, y presenta ademas una dependencia con la latitud. La tacoclina es la interfase entre la zona de conveccion y el interior radiativo y representala mejor ubicación para una dinamo solar oscilatoria la cual seria responsable del ciclo de actividad solar. A partir de la base de datos construida, se realiza un exhaustivo analisis de tacoclina. No ha sido encontrada ninguna evidencia de cambios correlacionados con el ciclo solar, aunque limitamos la posible geometria y amplitud del campo magnetico interno.

Autor: MANSO SAINZ RAFAEL.
Año: 2001.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FÍSICA .
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS.

Resumen: Esta tesis presenta el desarrollo y aplicación de métodos de transporte radiactivo para la investigación de Campos magnéticos en astrofísica mediante el efecto Hanle, con particular interés en los campos Magnéticos débiles de la atmósfera solar (desde 1 mililgauss hasta 11 gauss aproximadamente). En este Rango de intensidades de campo magnético es muy difícil diagnosticar todo el vector campo magnético considerando sólo el efecto Zeeman, el cual es más sensible en polarización circular. Por esta razón esta tesis presenta particular atención a las señales de polarización lineal en líneas espectrales producidas por múltiples procesos de dispersión en regiones débilmente magnetizadas de las atmósferas Estelares. En efecto, la iluminación anisótropa de los átomos induce diferencias entre las poblaciones de los subniveles atómicos degenerados e interferencias cuánticas entre ellos (esto es, polarización Atómica). El efecto Hanle es la modificación de esta polarización y de sus consecuentes efectos observables mediante la acción de un campo magnético débil tal que su correspondiente desdoblamiento Zeeman es comparable a la anchura natural del nivel atómico degenerado que se está considerando. Esto abre la posibilidad de investigar tales campos magnéticos débiles midiendo e interpretando la polarización de la luz dispersada en líneas espectrales adecuadamente seleccionadas. Con este fin se han formulado cuidadosamente y resuelto una jerarquía de problemas de Transporte radiactivo de complicación creciente dentro del marco de una teoría rigurosa de la generación y transporte de radiación polarizada. Hemos elegido la teoría cuántica de la polarización la cual está basada en las componentes irreducibles del tensor de la matriz densidad atómica. El primer objetivo ha sido establecer los fundamentos de nuestros métodos numéricos para el transporte de radiación polarizada en un gas de átomos de dos niveles incluyendo el efecto Hanle producido por un campo magnético microturbulento e isótropo. Se muestra en detalle cómo generalizar al problema de la generación y transporte de radiación polarizada sin suponer equilibrio termodinámico local el método de la iteración lambda acelerada basado en el método de Jacobi y los esquemas iterativos de Trujillo Bueno. Demostramos que el método SOR es 10 veces más rápido que el método ALI basado en Jacobi, mientras que nuestra implementación del método basado en iteraciones tipo Gauss-Seidel es 4 veces más rapído. La tasa de convergencia de estos métodos iterativos es muy alta, no requieren ni la construcción ni la inversión de ninguna matriz y el tiempo de cómputo por iteración es similar al del método de la iteración lambda. El segundo objetivo ha sido el problema del átomo de dos niveles, de la polarización por procesos de Dispersión y el efecto Hanle en modelos atmosféricos estelares unidimensionales, bidimensionales y tridimensionales. La aplicación de los métodos iterativos mencionados anteriormente ha permitido desarrollar dos códigos de transporte del efecto Hanle en geometría Cartesiana, cada uno de ellos con la opción de hacer simulaciones tridimensionales. En un siguiente paso se ha resuelto, por primera vez, el problema de la polarización por procesos (etc..).

Autor: SÁNCHEZ CUBERES MÓNICA.
Año: 2001.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: IAC-ULL.

Resumen: El estudio de propiedades de la granulación y las fáculas del centro al borde del disco es un tema clásico en Física Solar. Aunque se ha dedicado mucho trabajo observacional, semi-empírico y teórico a este asunto, todavía no existe acuerdo generalizado sobre el escenario físico adecuado para reproducir los numerosos observables medidos en diversas condiciones (alta y baja resolución espacial, son su evolución temporal, en 1 ó 2 dimensiones espaciales, en distintas longitudes de onda, etc.) y utilizando diferentes técnicas (fotometría, espectroscopía ó espectropolarmetría). Un estudio observacional cuidadoso y su comparación con modelos semi-empíricos y sofisticados simulaciones numéricos como el abordado en esta tesis, contribuye a -- luz sobre esta cuestión y a proporcionar las prescindibles restricciones observacionales a la teoría. Este trabajo parte de observaciones fotométricas con alta resolución espacio obtenidos en la SVST@ORM (La Palma) en varias longitudes de -- en el visible e IR, estas últimas de especial interés por no ser tan abundantes las observaciones de la fotosfera en dicho rango del espectro solar. Los datos corresponden a granulación en calma y varias regiones activas en distintas posiciones del centro al borde del disco solar. Algunas observaciones se obtuvieron durante un eclipse parcial del sol, por lo que han podido ser satisfactoriamente restauradas de la degradación atmosférica e instrumental gracias al desarrollo de un novedoso filtro ad hoc drivado de los propios datos. Las observaciones han sido comparadas con -- numéricas y datos sintetizadas aplicando un código 3-D de transporte radiactivo a modelos semi-empíricos. La tesis aborda un problema refrescante y el trabajo ha sido realizado con gran rigor, de modo que ha producido ya como artículos en revistas internacionales -- y varias comunicaciones a congresos, lo que avala y confirma su calidad.

Autor: CID TORTUERO CONSUELO.
Año: 2000.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: UNIVERSIDAD DE ALCALA.

Resumen: Las emisiones de masa coronal constituyen uno de los fenómenos más recientes obsevados en el Sol. Entre los efectos que se derivan de ellas cabe destacar, por el efecto que tienen en nuestro entorno, las tormetas geomagnéticas. Durante una de estas tormentas se producen anomalías tanto en los satélites como en las comunicaciones radio, e incluso en lso transformadores de energía eléctrica y los oleoductos, cuyo origen se realciona con el campo magnético en las nubes magnéticas, término que se aplica a la emisión de masa coronal cuando ésta se obseva en el medio interplanetario. La memoria está dividia en seis capítulos. En el priemro se describen algunas formas de actividad solar, centrando la atención en aquellas relacionadas conlas emisiones de masa coronal. Se caractrizan estas emisiones tanto aen las proximidades del Sol como en el medio interplanetario, dedicando especial atención a al topología de las nubes magnéticas. En el segundo capítulo se describen los datos experimentales utilizados. En el tercer capítulo se presenta un nuevo modelo para la topología de las nubes magnéticas que, como se verá en el capítulo 4, reproduce los datos experimentales. Su ajuste proprociona mejores resultados que los métodos anteriores, especialmente para la intensidad de campo magnético, además de reducir el número de parámetros libres. Otra de las ventajas es que permite estimar la densidad de corriente en el interior de las nuebes, magnitud que no se había obtenido anteriormente ni de forma teórica ni experimental. En el capítulo 5, intentando dar un paso más en la comprensión del fenómeno de las emisiones de masa coronal, se analiza la relación entre la actividad solar y las nubes magnéticas en el medio interplanetario. Finalmente en el capítulo 6 se resumen las conclusiones que se obtien en de este estudio, así como algunas de las cuestiones abiertas que pretendemos abordar en el futuro.

Autor: GONZALEZ HERNANDEZ IRENE EUFEMIA.
Año: 1997.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: El conocimiento de la distribución y evolución de los campos de velocidades a gran escala en la zona de convección solar es una de las claves para la comprensión tanto de los mecanismos de transporte energético, que en esta zona son principalmente convectivos, como de los fenómenos magnéticos allí presentes: actividad, dinamo solar, etc. En este trabajo se obtiene la componente vertical del campo de velocidades desde la fotosfera hasta, aproximadamente, capas de un 5% más profundas. Esto se consigue indirectamente, por medio de la técnica denominada de diagramas de anillo, que es una rama de la Heliosismología local y está basada en el desplazamiento de frecuencias que sufren los modos propios de oscilación del Sol debido al campo de velocidades. En primer lugar se considera un estudio que muestra la validez de dicha técnica. Un análisis detallado de los resultados del trabajo permite determinar con gran precisión los campos de velocidades horizontales dominantes, esto es, la curva de rotación diferencial y los flujos de corrientes meridionales.

Autor: MARTIN MATEOS ISABEL TERESA.
Año: 1996.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EL TRABAJO RECOGIDO EN LA PRESENTE MEMORIA DESCRIBE UN EXPERIMENTO ENCAMINADO HACIA LA DETECCION DE MODOS GRAVITATORIOS SOLARES. LOS DATOS TOMADOS EN EL OBSERVATORIO DEL TEIDE ENTRE LOS AÑOS 1991 Y 1993, CONSISTEN EN MEDIDAS DIARIAS DE VELOCIDAD SOLAR OBTENIDAS SECUENCIALMENTE EN SEIS POSICIONES DIFERENTES Y SIMETRICAS SOBRE EL DISCO SOLAR. EL ANALISIS CONJUNTO DE LAS SERIES DE CADA APERTURA Y SUS COMBINACIONES LINEALES PERMITE OBTENER LOS ESPECTROS DE POTENCIA CON EL MENOR RUIDO DE TODOS AQUELLOS QUE EXISTEN EN LA ACTUALIDAD. COMBINANDO PAREJAS DE ESPECTROS SE ESTUDIO LA RELACION ENTRE LAS FASES DE PICOS QUE SUPERABAN CIERTOS LIMITES ESTABLECIDOS EN POTENCIA Y QUE ERAN COMUNES A LOS ESPECTROS CONSIDERADOS. FINALMENTE SE LLEGO A UNA SELECCION CON LA IDENTIFICACION DE 18 PICOS, CONSIDERADOS SEÑALES ESTABLES, PROBABLEMENTE MODO GRAVITATORIO. LA COMPARACION DE ESTOS PICOS CON LOS PREDICHOS POR ALGUNOS MODELOS SOLARES DAN MAYORES SEMEJANZAS CON UN MODELO ESTANDAR QUE INCLUYE DIFUSION DE HE. EN ESTE CASO, SE ALCANZA UN 72% DE LOS PICOS IDENTIFICADOS CON UN MARGEN DE ERROR DE 0.5 MICROHERTZIOS.

Autor: ROZAS ESPADAS M. TERESA.
Año: 1996.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN LA PRIMERA PARTE DE ESTA TESIS SE PRESENTA UNA CATALOGACION Y ANALISIS ESTADISTICO DE LAS REGIONES H II DE VARIAS GALAXIAS ESPIRALES DE GRAN DISEÑO, DE LAS QUE SE HAN OBTENIDO IMAGENES DE CALIDAD FOTOMETRICA Y GRAN RESOLUCION ANGULAR: POSICIONES, TAMAÑOS, FLUJOS, ETC. EL ANALISIS DE ESTAS PROPIEDADES HA DADO LUGAR AL DESCUBRIMIENTO DE UNA POBLACION DE REGIONES H II DE ALTA LUMINOSIDAD LIMITADAS EN DENSIDAD, CUYA PRESENCIA SE HA RELACIONADO CON UN CAMBIO DE PENDIENTE EN LAS FUNCIONES DE LUMINOSIDAD A UNA LUMINOSIDAD DE 10 38.6 ERG S-1. SE HAN LLEVADO A CABO ESTUDIOS DE LOS PERFILES DE LUMINOSIDAD INTERNOS DE LAS REGIONES Y CONSTRUIDO UN MODELO TEORICO QUE PREDICE Y EXPLICA ESTE CAMBIO DE REGIMEN DE REGIONES LIMITADAS EN IONIZACION A REGIONES LIMITADAS EN DENSIDAD, CAMBIO PREDICHO TEORICAMENTE PERO DEL QUE NO SE TENIA CONSTANCIA OBSERVACIONAL HASTA LA FECHA. SE HA ESTABLECIDO UN MODELO TEORICO QUE RELACIONA LA FUNCION DE LUMINOSIDAD DE LAS REGIONES H II CON LA FUNCION DE MASAS DE LAS ESTRELLAS Y SE HA ANALIZADO CON DETALLE LA DISPERSION DE VELOCIDADES DE LAS REGIONES EN EL DISCO DE M100, DEMOSTRANDO QUE LAS REGIONES MAS LUMINOSAS, LAS LIMITADAS EN DENSIDAD, ESTAN VIRIALIZADAS. SE HA DESARROLLADO UN METODO DE ANALISIS PARA RELACIONAR LA EXISTENCIA Y AUSENCIA DE PATRONES SIMETRICOS EN LA FORMACION ESTELAR CON LA AUSENCIA Y PRESENCIA DE BARRAS EN LAS ESPIRALES DE GRAN DISEÑO, ENCONTRANDO QUE LA PRESENCIA DE ESTAS INHIBE LA EXISTENCIA DE PATRONES SIMETRICOS EN LA EFICIENCIA DE LA FORMACION ESTELAR.

Autor: EFF DARWICH PEÑA ANTONIO MANUEL.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: QUIZA LA FORMA MAS DIRECTA DE MEDIR LA IMPORTANCIA DE LA HELIOSISMOLOGIA COMO HERRAMIENTA PARA ESTUDIAR EL INTERIOR SOLAR SEA EL DAR CUENTA DEL INMENSO ESFUERZO OBSERVACIONAL REALIZADO EN LOS ULTIMOS AÑOS. LOS EXPERIMENTOS A BORDO DE SOHO, LA RED GONG Y LOS DATOS DEL ESPECTRO-FOTOMETRO MARK I, ENTRE OTROS, SE ESPERA SUMINISTREN DATOS DE ALTISIMA CALIDAD SOBRE LAS FRECUENCIAS DE OSCILACION DE MODOS P Y, TAL VEZ, DE MODOS G. POR DICHO MOTIVO SE HACE IMPRESCINDIBLE LA APARICION DE UN PROCEDIMIENTO RAPIDO, ESTABLE Y PRECISO PARA ANALIZAR DICHOS DATOS Y TRANSFORMARLOS EN INFORMACION RELATIVA A PARAMETROS FISICOS DEL INTERIOR SOLAR. ANTONIO M. EFF-DARWICH PEÑA DESARROLLA UN NUEVO METODO DE INVERSION QUE SOLVENTA DE FORMA ORIGINAL ALGUNOS DE LOS ESCOLLOS DE LAS INVERSIONES HELIOSISMOLOGICAS, EN ESPECIAL EL TIEMPO DE CALCULO, LA BUSQUEDA DE LA SOLUCION OPTIMA Y EL TRATAMIENTO DE LA INESTABILIDAD INTRINSECA DE LA SOLUCION. PRESENTA UN PROCEDIMIENTO SUMAMENTE PRECISO, VERSATIL Y RAPIDO, CON UNA BUENA BASE TEORICA Y UN TRATAMIENTO RIGUROSO Y DETALLADO DE LOS PROBLEMAS NUMERICOS INHERENTES A ESTOS PROCEDIMIENTOS. DADA LA EXACTITUD DEL METODO, ES FACIL VATICINAR QUE SERA EXHAUSTIVAMENTE EMPLEADO EN LA INVERSION DE DATOS HELIOSISMOLOGICOS.

Autor: GARCIA BUSTINDUY RAFAEL AMOS.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EL NUCLEO SOLAR, DONDE SE GENERA LA ENERGIA, ES LA REGION MAS DESCONOCIDA DEL SOL. LOS MODOS PROPIOS DE OSCILACION DE ORIGEN GRAVITATORIO (MODOS-G), ES LA TECNICA POTENCIALMENTE MAS ADECUADA PARA ESTUDIAR ESTA ZONA DEL SOL. SIN EMBARGO, DEBIDO A LA BAJA AMPLITUD DE ESTOS MODOS Y AL NIVEL DE RUIDO TANTO SOLAR COMO ATMOSFERICO, HA SIDO IMPOSIBLE SU DETECCION DESDE OBSERVATORIOS TERRESTRES. EN EL PRESENTE TRABAJO, SE HA ESTUDIADO EN DETALLE EL EXPERIMENTO GOLF, UN ESPECTROMETRO DE DISPERSION RESONANTE QUE VUELA ABORDO DE LA SONDA ESPACIAL SOHO. A PARTIR DE UNA COMPLETA SIMULACION NUMERICA DEL MISMO, SE HAN DEFINIDO Y EVALUADO DIFERENTES COMBINACIONES DE SEÑALES, TANTO DE VELOCIDAD COMO DEL CAMPO MAGNETICO. ASI MISMO SE HA CONSIDERADO EL PROBLEMA DEL RUIDO DE FONDO SOLAR, ENCONTRANDO QUE PESE A ESTE, LA MEDIDA DIFERENCIAL DE LA VELOCIDAD PERMITE LA IDENTIFICACION DIRECTA DE LOS MODOS.

Autor: RABELLO SOARES M. CRISTINA DE ASSIS.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EL TRABAJO RECOGIDO EN LA PRESENTE MEMORIA SE BASA EN OBSERVACIONES REALIZADAS CON EL FOTOMETRO LOI-T INSTALADO EN EL OBSERVATORIO DEL TEIDE. SE ESTABLECE UN PROCEDIMIENTO PARA EL ANALISIS DE LOS DATOS, CALCULO DE LOS FILTROS OPTIMOS PARA LA IDENTIFICACION DE LOS MODOS, MEDIDA DE FRECUENCIAS, ANCHURAS, AMPLITUDES Y DESDOBLAMIENTO ROTACIONAL. EN SU APLICACION A 14 MESES DE DATOS, SE HA CONSEGUIDO DETERMINAR 180 FRECUENCIAS DE MODOS P CON GRADOS ENTRE 2 Y 8 CON UNA PRECISION IGUAL O MEJOR QUE LAS DETERMINACIONES ES PECTROMETRICAS REALIZADAS HASTA LA FECHA. LA INTERPRETACION DE ESTOS RESULTADOS HA PERMITIDO OBTENER LOS PERFILES DE LA VELOCIDAD DE ROTACION, DENSIDAD Y VELOCIDAD DEL SONIDO EN FUNCION DEL RADIO, PRINCIPALMENTE CERCA DEL NUCLEO SOLAR QUE ES LA REGION PEOR CONOCIDA. LA ROTACION SOLAR ENCONTRADA PERMITE CONCLUIR QUE EL INTERIOR ROTA CON UNA VELOCIDAD LIGERAMENTE INFERIOR A LA SUPERFICIE.

Autor: MARCO SOLER ENRIC.
Año: 1994.
Universidad: VALENCIA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTRONOMIA Y ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTRONOMIA.

Resumen: E ESTUDIAN 3 CONJUNTOS DE SERIES DE ESPECTROS DE LINEAS FORMADAS A DISTINTAS ALTURAS EN LA FOTOSFERA Y CROMOSFERA SOBRE LA PENUMBRA DE DIVERSAS MANCHAS SOLARES. A PARTIR DE ELLAS OBTENEMOS SUS OSCILACIONES DE VELOCIDAD LOS PRINCIPALES RESULTADOS SON: 1) DETECCION DE ONDAS EN CAPAS PROFUNDAS DE LA FOTOSFERA PENUMBRAL. 2) LA BANDA PRINCIPAL DE OSCILACION ESTA EN 5 MINUTOS. 3) ONDAS PENUMBRALES PARALELAS AL CAMPO MAGNETICO EN LA PENUMBRA INTERNA Y MEDIA DE LAS LINEAS FOTOSFERICAS. 4) COMPORTAMIENTO HETEROGENEO EN OTRAS ALTURAS Y LINEAS. 5) NO CORRELACION ENTRE ONDAS Y EL CAMPO EN LA PENUMBRA EXTERNA. 6) COMPORTAMIENTO OSCILATORIO DE LAS REGIONES ANOMALAS. 7) DIFERENCIA DE FASE EN LA PENUMBRA DIFERENTE DE LA OBSERVADA EN REGIONES TRANQUILAS.

Autor: MARQUEZ RODRIGUEZ INES.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN EL TRABAJO SE PRESENTAN, EN PRIMER LUGAR, DATOS OBSERVACIONALES DE TRES LINEAS FOTOSFERICAS SELECCIONADAS, OBTENIENDOSE VALORES DE LOS PARAMETROS DE LAS LINEAS (ESTUDIADAS SIN RESOLUCION ESPACIAL), EN DISTINTAS POSICIONES SOBRE EL DISCO SOLAR Y A LO LARGO DE SECUENCIAS TEMPORALES. LA AUTORA ENCUENTRA DIFERENCIAS SIGNIFICATIVAS ENTRE LOS RESULTADOS EN REGIONES EN CALMA Y FACULARES. EN SEGUNDO LUGAR SE EXPONE EL DESARROLLO DE UN CODIGO NUMERICO QUE, UTILIZANDO COMO ATMOSFERA MEDIA LA DEL MODELO VAL-C (VERNAZZA ET AL., 1981) Y COMO FLUCTUACIONES ASOCIADAS A LA GRANULACION SOLAR LAS DEL MODELO DE NELSON (1978). EL CODIGO PERMITE LA INCLUSION DE DIVERSAS INFLUENCIAS: ESTRUCTURAS CONVECTIVAS DE TAMAÑO MAYOR AL DE LA GRANULACION, DISTINTOS TIPOS DE ONDAS Y PRESENCIA DE TUBOS DE FLUJO MAGNETICOS, QUE PUEDEN SER ESTUDIADAS POR SEPARADO O EN CONJUNTO. EN ULTIMO LUGAR SE COMPARAN LOS RESULTADOS SIMULADOS PARA EL CONTINUO EN REGIONES FACULARES CON DATOS OBSERVACIONALES.

Autor: PATRON RECIO JESUS.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: LA MEMORIA TITULADA "TRIDIMENSIONAL DISTRIBUTION OF HORIZONTAL VELOCITY UNDER THE SOLAR SURFACE", QUE PRESENTA D. JESUS PATRON RECIO PARA ACCEDER AL GRADO DE DOCTOR EN ASTROFISICA, ES EL RESULTADO DE UN INTENSO TRABAJO BASADO EN EL ANALISIS DE LAS OSCILACIONES SOLARES, CON EL OBJETO DE ESTIMAR LA DISTRIBUCION DE FLUJOS DE VELOCIDADES HORIZONTALES EN FUNCION DE LA PROFUNDIDAD Y LA POSICION EN EL DISCO SOLAR. EN ESTA MEMORIA SE UTILIZA UNA TECNICA MUY INTERESANTE DE ANALISIS DE ESPECTROS TRIDIMENSIONALES DE LAS OSCILACIONES PARA IMAGENES DE ALTA RESOLUCION ESPACIAL, QUE PERMITE OBTENER INFORMACION DE LA DISTRIBUCION DE VELOCIDADES EN FUNCION DE LA FRECUENCIA DE LOS MODOS Y, A PARTIR DE AQUI, MEDIANTE UN PROCESO DE INVERSION, ESTA DISTRIBUCION SE TRANSFORMA EN UNA DEPENDENCIA CON LA PROFUNDIDAD. LOS RESULTADOS SON MUY INTERESANTES Y MUESTRAN QUE EL CAMPO DE VELOCIDADES HORIZONTAL CAMBIA SU ORIENTACION EN FUNCION DE LA PROFUNDIDAD EN FORMA ESPIRAL ALREDEDOR DE MAS DE 360 GRADOS. LOS FLUJOS PRESENTAN COHERENCIA ESPACIAL EN CASI TODAS LAS POSICIONES Y PROFUNDIDADES DESDE LA SUPERFICIE HASTA UNOS 20 MM, A PARTIR DE LA CUAL LA COHERENCIA DESAPARECE. EN CUANTO A LA MAGNITUD DE LAS VELOCIDADES ES DEL ORDEN DE 100-200 M/S HASTA 20 MM DE PROFUNDIDAD, AUMENTANDO LUEGO A VARIOS CIENTOS. EN EL ESTUDIO REALIZADO SE HAN ENCONTRADO, ASI MISMO, INDICIOS DE LA PRESENCIA DE UNA CELDA CONVECTIVA TOROIDAL ENTRE EL ECUADOR SOLAR Y UNOS 10 GRADOS DE LATITUD NORTE.

Autor: RUIZ COBO BASILIO.
Año: 1992.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN EL PRESENTE TRABAJO, SE PONE DE RELIEVE LA NECESIDAD DE REVISAR CONCEPTON QUE USUALMENTE SE EMPLEAN EN LA INTERPRETACION DEL ESPECTRO SOLAR. EN PARTICULAR, SE MUESTRA QUE LA PROFUNDIDA MEDIA DE FORMACION DE UNA LINEZ ESPECTRAL, FRECUENTEMENTE EMPLEADA COMO ELEMENTO DE DIAGNOSTICO, NO TINE ESPECIAL INTERES PARA LA ASIGNACION DE UNA MEDIDA DADA A CIERTA ALTURA EN LA ATMOSFERA. SE RESALTA LA IMPORTANCIA DE LAS FUNCIONES RESPUESTA COMO INDICADORAS DE LA SENSIBILIDAD DEL ESPECTRO OBSERVADO Y, POR PRIMERA VEZ, SE CALCULA PARA TODOS LOS PARAMETROS DE STOKES Y RESPECTO A LAS MAGNITUDES FISICAS QUE CARACTERIZAN EL ESTADO DE LA ATMOSFERA. EL USO DE TALES FUNCIONES PERMITE ANALIZAR EN DETALLE LA DEPENDENCIA QUE TIENE CUALQUIER PARAMETRO MEDIDO SOBRE EL ESPECTRO CON LAS MAGNITUDES ANTERIORES. SE MUESTRAN LAS DIFICULTADES DE LOS METODOS CLASICOS, SOBRE TODO EN LA DETERMINACION DE GRADIENTES. ESTO HA CONDUCIDO A PROPONER UN METODO DE INVERSION DE LA ECUACION DE TRANSPORTE RADIATIVO QUE PERMITE LA OBTENCION DE LA ESTRATIFICACION DE LAS MAGNITUDES FISICAS A PARTIR DE OBSERVACIONES ESPECTROPOLAMETRICAS. EL METODO SE BASA EN EL USO DE LAS FUNCIONES RESPUESTA, QUE ENTRAN DE UNA FORMA NATURAL EN UN ALGORITMO DE MARQUARDT. ESTE ALGORITMO CLASICO HA SIDO MODIFICADO CON LA INTRODUCCION DEL METODO DE DESCOMPOSICION EN VALORES SINGULARES (SVD), EL CUAL, A SU VEZ, HA SIDO ADAPTADO A ESTE CASO EN PARTICULAR. ESTAS CARACTERISTICAS PERMITEN OBTENER MUCHOS PARAMETROS LIBRES EN UN TIEMPO DE CALCULO RAZONABLE.

Autor: SANCHEZ DUARTE LUIS ENRIQUE.
Año: 1992.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: ACTUALMENTE, LA INFORMACION HELIOSISMOLOGICA QUE PUEDE OBTENERSE A PARTIR DE ESTACIONES UNICAS SOBRE LA SUPERFICIE TERRESTRE SE ENCUENTRA ANALIZADA HASTA EL LIMITE. LA COMUNIDAD CIENTIFICA ESTA CONVENCIDA DE QUE, PARA PROSEGUIR EL AVANCE EN ESTE CAMPO, ES NECESARIO DISPONER DE SERIES TEMPRALES LARGAS E ININTERRUMPIDAS DE OBSERVACIONES DE LAS OSCILACIONES GLOBALES DEL SOL. ESTE OBJETIVO SE PRETENDE ALCANZAR POR MEDIO DE OBSERVACIONES DESDE EL ESPACIO Y DESPLEGANDO REDES DE ESTACIONES HELIOSISMOLOGICAS SOBRE LA SUPERFICIE TERRESTRE. UNA DE ESTAS REDES, IRIS (INTERNATIONAL RESEARCH OF THE INTERIOR OF THE SUN), YA SE ENCUENTRA DESPLEGADA EN UN 70%. LA PARTICIPACION DEL IAC, EN ESTA RED, ES IMPORTANTE Y, EN ESTA MEMORIA, SE EXPONEN LOS TRABAJOS REALIZADOS PARA SU DESPLIEGUE, OPERACION, MEJORA INSTRUMENTAL (HARDWARE Y SOFTWARE) Y ANALISIS DE LOS DATOS CIENTIFICOS. SE EXAMINAN LAS PRESTACIONES INSTRUMENTALES, DEMOSTRANDO ALGUNAS LIMITACIONES Y PROPONIENDO SOLUCIONES. SE DESARROLLAN LOS PROGRAMAS NECESARIOS PARA SU AUTOMATIZACION, Y PARA EL PREANALISIS Y LA CALIBRACION DE LOS RESULTADOS QUE SE OBTIENEN. FINALMENTE, SE HA MONTADO LA SERIE MAS LARGA, DE 110 DIAS DE DURACION, QUE HA PODIDO OBTENERSE HASTA LA FECHA, Y SE ANALIZA EN LOS RANGOS ESPECTRALES DE INTERES PARA LA SISMOLOGIA SOLAR.

Autor: JIMENEZ MANCEBO ANTONIO JOSE.
Año: 1988.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: EL DESARROLLO DE LA HELIOSISMOLOGIA SE HA BASADO EN TECNICAS ESPECTROMETRICAS, MIDIENDO LA VARIACION DE LA VELOCIDAD SUPERFICIAL DEL SOL. A TRAVES DEL ESTUDIO DE LOS MODOS ACUSTICOS SOLARES PERO MEDIDOS COMO VARIACIONES EN LA LUMINOSIDAD SE PUEDE OBTENER UNA INFORMACION COMPLEMENTARIA DE GRAN IMPORTANCIA ASI COMO MEJORAR LAS TECNICAS FOTOMETRICAS CON VISTAS A SU UTILIZACION EN EL ESPACIO Y AL SALTO A LA SISMOLOGIA ESTELAR. EN ESTE TRABAJO SE HA LOGRADO DETECTAR E IDENTIFICAR EL ESPECTRO DE MODOS ACUSTICOS SOLARES EN LUMINOSIDAD A VARIAS LONGITUDES DE ONDA CON OBSERVACIONES REALIZADAS EN EL OBSERVATORIO DEL TEIDE, IZAÑA TENERIFE; ESTOS DATOS HAN SIDO OSTENSIBLEMENTE MEJORADOS AL HACER USO DE UNA SEGUNDA ESTACION FOTOMETRICA EN EL OBSERVATORIO DE SAN PEDRO MARTIR, BAJA CALIFORNIA, MEXICO. A TRAVES DEL ESTUDIO DE ESTOS MODOS ACUSTICOS EN LUMINOSIDAD SOLAR SE HA INVESTIGADO EL CARACTER ESTACIONARIO DE ESTOS MODOS EN EL INTERIOR DEL SOL Y OBTENIENDO RESTRICCIONES PARA LAS HIPOTESIS EXISTENTES SOBRE EL COMPORTAMIENTO GRIS DE LA ATMOSFERA SOLAR Y SOBRE LAS CARACTERISTICAS DE LA FUNCION DE OPACIDAD. SIMULTANEAMENTE A LAS MEDIDAS FOTOMETRICAS SE REALIZARON MEDIDAS DE VELOCIDAD FOTOSFERICA. MEDIANTE EL ESTUDIO COMPARATIVO DE LOS MODOS ACUSTICOS MEDIDOS EN LUMINOSIDAD Y EN VELOCIDAD, SE HA INVESTIGADO EL COMPORTAMIENTO ADIABATICO DE DICHOS MODOS COMPARANDOLOS DESPUES CON LAS PREDICCIONES DE DETERMINADOS MODELOS SOLARES.

Autor: REGULO RODRIGUEZ CLARA.
Año: 1987.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: EN ESTE TRABAJO SE REALIZA UN ANALISIS DE LA ESTRUCTURA HIPERFINA DE LOS MODOS ACUSTICOS SOLARES A PARTIR DE DATOS OBTENIDOS CON UN ESPECTROMETRO POR SCATTERING RESONANTE EN PERIODOS ESTIVALES DE OBSERVACION A LO LARGO DE CASI UN CICLO DE ACTIVIDAD SOLAR. A PARTIR DE ESTE ESTUDIO SE OBTIENE EL TIEMPO DE VIDA DE LOS MODOS ACUSTICOS SOLARES DE BAJO GRADO EN EL RANGO DE 2 A 4 M HZ. SE OBTIENE ASI MISMO LA SEPARACION ENTRE COMPONENTES DE ESTRUCTURA HIPERFINA PARA DICHOS MODOS CON UNA PRECISION QUE CONFIRMA LA HIPOTESIS DE UN INTERIOR SOLAR QUE ROTA 2 VECES MAS RAPIDO QUE LA SUPERFICIE. Y A PARTIR DEL ANALISIS DE LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS A LO LARGO DE LOS AÑOS SE ENCUENTRA QUE ESTAS FRECUENCIAS VARIAN CON EL CICLO DE ACTIVIDAD SOLAR. ESTOS RESULTADOS SON DE GRAN IMPORTANCIA PARA LA CONSTRUCCION DE MODELOS SOLARESEN LOS QUE SE TENGA EN CUENTA LA ESTRUCTURA INTERNA Y LA DINAMICA GENERAL DE SOL ASI COMO LOS CAMBIOS PRODUCIDOS POR EL CICLO DE ACTIVIDAD SOLAR.