FISICA SOLAR

Autor: ORTIZ CARBONELL ADA.
Año: 2003.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FÍSICA.

Resumen: El objetivo de la tesis es el estudio de la variabilidad de la irradiación solar, tanto total como espectral, producida por los pequeños elementos magnéticos que emergen a la fotosfera solar. El estudio de estas variaciones es importante por sus implicaciones en un mejor conocimiento del ciclo solar, así como en el clima terrestre. En el trabajo se han empleado íntegramente datos aportados por el observatorio solar espacial SOHO (en particular de los instrumentos VIRGO y MDI), el cual puede estudiar el Sol de forma ininterrumpida. Las variaciones producidas en la escala temporal de una rotación solar son debidas al paso de regiones activas por el disco solar, mientras que el origen de las variaciones observadas en la irradiancia en la escala del ciclo solar es incierto. La contribución a estas variaciones de los pequeños elementos magnéticos brillantes que componen las fáculas y el retículo magnético es objeto de un importante debate. El problema radica en que tanto su identificación como la medida de su contraste son difíciles, pero imprescindibles para conocer la variación centro-limbo de su contraste y por tanto su contribución a las variaciones de la irradiancia solar a largo plazo. En esta tesis se ha estudiado la contribución de las pequeñas estructuras magnéticas que tienen una contribución positiva a la variabilidad, tanto a corto como a largo plazo. Se ha determinado la variación producida en la luminosidad solar debida a la presencia de una región activa aislada durante el mínimo de actividad de 1996. También se ha combinado simultáneamente datos fotométricos y magnéticos para analizar el contraste de las pequeñas estructuras y su dependencia con la posición, el campo magnético y su evolución a lo largo del ciclo solar 23. El estudio de la variabilidad solar ha requerido la reducción y el análisis de los datos empleados para su conversión desde el nivel 0 (datos no tratados) al nivel 2 (datos útiles). Se han desarrollado para ello diversos algoritmos originales para la corrección de los defectos instrumentales de los datos. Así mismo, se ha desarrollado un algoritmo de identificación de las pequeñas estructuras magnéticas presentes en la superficie solar. Analizando las variaciones producidas por los pequeños elementos magnéticos que pueblan la fotosfera solar se ha concluido que: 1,- Las fáculas y el retículo magnético presentan variaciones centro-limbo del contraste muy diferentes, y por tanto sus contribuciones a la variabilidad son diferentes: esto implica que ambas contribuciones deben ser tenidas en cuenta por separado por los modelos de reproducción de las variaciones a largo plazo. 2,- Los contrastes de estos elementos no varían con el ciclo solar, lo cual sugiere que las propiedades de los tubos de flujo subyacentes no varían con el tiempo. 3,- El retículo magnético tiene una contribución significativa a las variaciones de la irradiancia solar a largo plazo y deber ser tenida en cuenta.

Autor: PEREZ HERNANDEZ FERNANDO JAVIER.
Año: 1989.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: EL FIN PRINCIPAL DE LA SISMOLOGIA ESTELAR ES OBTENER INFORMACION ACERCA DE LA ESTRUCTURA DE EQUILIBRIO DE LAS ESTRELLAS A PARTIR DE LAS FRECUENCIAS DE SUS MODOS PROPIOS DE OSCILACION. EN ESTE TRABAJO SE HA CONSIDERADO PRINCIPALMENTE LA INFLUENCIA DE LAS CAPAS MAS ALTAS DE LOS INTERIORES ESTELARES EN LAS FRECUENDE LOS MODOS P, HACIENDO UN ESTUDIO ESPECIALMENTE DETALLADO PARA EL CASO DEL SOL. SE HAN BUSCADO FUNCIONES APROPIADAS PARA AISLAR LA INFLUENCIA DE ESTAS CAPAS ALTAS, EXIGIENDOLES ADEMAS QUE PUEDAN DETERMINARSE A PARTIR DE LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS. SE HAN DESARROLLADO RELACIONES ENTRE ESTAS FUNCIONES Y LA ESTRUCTURA DE EQUILIBRIO, EN PARTICULAR, SE HA OBTENIDO UNA RELACION LINEAL ENTRE, POR UNA PARTE, DIFERENCIAS DE FRECUENCIAS Y, POR OTRA, DIFERENCIAS EN LA ESTRUCTURA DE EQUILIBRIO DE LAS CAPAS MAS ALTAS. TALES RELACIONES NOS HAN PERMITIDO ESTUDIAR LA CONTRIBUCION DE CADA CAPA DE LA ESTRELLA A LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS. SE HA CONSIDERADO COMO AFECTAN A LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS P DIVERSAS INCERTIDUMBRES EN LOS MODELOS SOLARES, TALES COMO, ABUNDANCIA INICIAL DE HIDROGENO, OPACIDAD EN LAS CAPAS ALTAS DEL INTERIOR, CONVECCION Y ECUACION DE ESTADO. ADEMAS, HEMOS ESTUDIADO LAS POSIBILIDADES DE AISLAR UNOS EFECTOS DE OTROS A PARTIR DE LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS. BASANDONOS EN ESTOS RESULTADOS, HEMOS COMPARADO DIVERSOS MODELOS SOLARES CON LAS OBSERVACIONES. FINALMENTE SE HA ESTUDIADO LA RELACION ENTRE LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS DE UNA ESTRELLA PARA DIVERSAS MASAS Y ESTADOS EVOLUTIVOS Y LA ESTRUCTURA DE SUS CAPAS ALTAS. SE HAN CONSIDERADO INCERTIDUMBRES TIPICAS DE LOS MODELOS ESTELARES, ASI COMO DE SUS PARAMETROS GLOBALES: MASA, RADIO, TEMPERATURA EFECTIVA, ABUNDANCIA INICIAL DE HIDROGENO, CONVECCION, OPACIDAD, ECUACION DE ESTADO, ESTUDIANDO EN CADA CASO LAS CORREPONDIENTES VARIACIONES EN LAS FRECUENCIAS DE LOS MODOS P, EN AQUELLO QUE CONCIERNE A LAS CAPAS MAS ALTAS.

Autor: SANCHEZ ALMEIDA JORGE.
Año: 1987.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: EN ESTE TRABAJO OBTENGO Y ANALIZO ESPECTROS DE LOS PARAMETROS DE STOKES V E I TOMADOS SOBRE PUNTOS BRILLANTES (EN CAII K) DE FACULAS Y RED FOTOSFERICA. PRESTO ESPECIAL ATENCION A LA INFLUENCIA DE LA POLARIZACION INSTRUMENTAL. POR ESTE MOTIVO NECESITO CALCULAR LA MATRIZ DE MUELLER DEL TELESCOPIO VGT DEL OBSERVATORIO DEL TEIDE. PONGO UN LIMITE SUPERIOR AL CONTRASTE EN EL CONTINUO DE LAS FACULAS OBSERVADAS EN EL CENTRO DEL DISCO SOLAR: SU BRILLO ES EL DE LA FOTOSFERA EN CALMA CON UNA PRECISION DEL 0.53% CUANDO LA RESOLUCION ESPACIAL ES 1 . ENCUENTRO QUE LAS ASIMETRIAS DEL PERFIL DE V ESTAN TAMBIEN PRESENTES EN OTROS ESPECTROS ADEMAS DE LOS FTS QUE UTILIZAN STENFLO, SOLANKI Y COLABORORES. EL ANALISIS DE LAS EXPLICACIONES A LA FORMA DEL PERFIL DE V ME PERMITE DESCARTAR LA MAYOR PARTE DE LOS MECANISMOS PROPUESTOS. SOLO UNA COMBINACION DE GRADIENTES DE CAMPO MAGNETICO Y VELOCIDAD EN LA ZONA EN DONDE SE FORMAN LAS LINEAS EXPLICA LAS CARACTERISTICAS DEL PERFIL OBSERVADO. EL GRADIENTE DEL CAMPO MAGNETICO EN ESTE MODELO HA DE SER TAL QUE EL CAMPO CREZCA CON LA ALTURA EN LA ATMOSFERA. LAS VARIACIONES EN LA ASIMETRIA DE V AL CAMBIAR DE FACULA PARECEN SER DEBIDAS A RUIDO EN LOS ESPECTROS. PROPONGO UN NUEVO METODO PARA CALCULAR EL CAMPO MAGNETICO EN LAS FACULAS. TIENE LA VENTAJA SOBRE LOS YA EXISTENTES DE NO NECESITAR DE UN MODELO DE ATMOSFERA COMO HIPOTESIS DE PARTIDA. LA APLICACION DEL METODO A PERFILES REALES INDICA QUE EL CAMPO PRESENTE ES SIEMPRE EL MISMO CON UNA PRECISION 10%. EN EL TRABAJO TAMBIEN MUESTRO UN METODO PARA RECONSTRUIR LOS PERFILES DE INTENSIDAD QUE SE OBSERVARIAN SI LA COMPONENTE MAGNETICA DE LAS FACULAS SE PUDIERAN RESOLVER ESPACIALMENTE. EL METODO ESTIMA, ADEMAS, LA FRACCION DEL ELEMENTO OCUPADA POR LA ZONA MAGNETICA.

Autor: CASTRO DIEZ ANTONIA YOLANDA .
Año: 1986.
Universidad: GRANADA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: DPTO. FISICA FUNDAMENTAL. FACULTAD DE CIENCIAS..

Resumen: EL TRABAJO TRATA SOBRE LAS CARACTERISTICAS DE LA RADIACION SOLAR SU DETERMINACION Y ESTUDIO DETALLADO A PARTIR DE MEDIDAS REALIZADAS EN GRANADA Y TOMADAS DE LA BIBLIOGRAFIA. SE HAN ESTUDIADO ASIMISMO LA RADIACION EXTRATERRESTRE Y SUS FUENTES DE ERROR INTENTANDO MINIMIZARLAS. EL ESTUDIO DE LA RADIACION SOLAR Y SU RELACION CON OTROS PARAMETROS DE DIVERSOS TIPOS DA LUGAR A LA REALIZACION DE MODELOS PARA OBTENCION DE VALORES HORARIOS Y DIARIOS DE GRANSIMPLICIDAD Y POTENCIA. TAMBIEN SE DESARROLLA UNA TEORIA DE HIPOTESIS MUY SIMPLES PERO CON UNA GRAN POTENCIA DE CALCULO Y QUE FUNDAMENTA TEORICAMENTE ECUACIONES EMPIRICAS DE USO MUY COMUN. TODO ELLO EN FUNCION DE SOLO TRES PARAMETROS. FINALMENTE SE ESTUDIA EN DETALLE LA DISTRIBUCION ANGULAR DE LA RADIACION SOLAR GLOBAL Y DIFUSA COMPARANDO LOS RESULTADOS CON DIVERSOS MODELOS DE CALCULO.

Autor: PALLE MANZANO PERE LLUIS.
Año: 1985.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: EN LA PRESENTE TESIS SE ABORDA UNO DE LOS TEMAS DE MAS INTERES Y ACTUALIDAD DE LA FISICA SOLAR Y EN GENERAL DE LA ESTRUCTURA Y EVOLUCION ESTELAR. LA TECNICA DE OBSERVACION EL GRAN NUMERO DE ELLAS Y SU RIGUROSO ANALISIS HAN PERMITIDO LA DETECCION DE LOS MODOS GRAVITATORIOS DEL ESPECTRO DE OSCILACIONES SOLARES. SU IMPORTANCIA ES EXTRAORDINARIA POR CUANTO PERMITEN OBTENER INFORMACION DEL NUCLEO SOLAR Y DISCRIMINAR ENTRE DIFERENTES MODELOS DEL SOL.

Autor: GARCIA DE LA ROSA JOSE IGNACIO.
Año: 1982.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS..

Resumen: SE HAN ESTUDIADO VARIOS ASPECTOS DE LA EMERGENCIA DE LAS REGIONES ACTIVAS (RA) EN EL SOL A FIN DE CLARIFICAR LAS PROFUNDAS DIFERENCIAS EXISTENTES ENTRE RA GRANDES (DIAMETRO 510 ELEVADO A 21MX) Y PEQUEÑAS. EN UN ESTUDIO ESTADISTICO SE OBSERVA QUE UNA CONDICION NECESARIA PARA LA EMERGENCIA DE RA PEQUEÑAS ES LA EXISTENCIA DE RESTOS MAGNETICOS DE UNA RA GRANDE ANTERIOR; MIENTRAS QUE ESTAS PRESENTAN UNA DISTRIBUCION ARBITRARIA. EN UN EXTENSO TRABAJO DE OBSERVACION REALIZADO EN EL OBSERVATORIO DEL TEIDE DURANTE LOS AÑOS 1980-81-82 SE ESTUDIA EL NACIMIENTO DE 73 RA DETECTANDOSE DOS TIPOS DISTINTOS DE COMPORTAMIENTO: MIENTRAS LAS RA GRANDES NACEN COMO RESULTADO DE LA EMERGENCIA DE FLUJO YA CONCENTRADO LAS RA PEQUEÑAS SON CONCENTRADAS EN LA SUPERFICIE POR MEDIO DE MOVIMIENTOS CONVECTIVOS. SE SUGIERE UN MODELO EN QUE LAS RA PEQUEÑAS SON ACTIVIDAD SECUNDARIA RESULTANTE DEL RECICLAMIENTO DEL FLUJO MAGNETICO DECAIDO DE LAS RA GRANDES Y PRIMARIAS.

Autor: BONET NAVARRO JOSE ANTONIO.
Año: 1979.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: QUIMICA.
Centro de realización: INSTITUTO ASTROFISICO DE CANARIAS.

Resumen: LAS MANCHAS SOLARES CONSTAN DE UNA ZONA CENTRAL OSCURA LLAMADA SOMBRA Y OTRA ZONA ENVOLVENTE DE ESTRUCTURA FILAMENTARIA EN DISPOSICION RADIAL DENOMINADA PENUMBRA . EL OBJETO DE ESTE TRABAJO HA SIDO ESTUDIAR LA DISTRIBUCION DE BRILLO EN LA PENUMBRA A PARTIR DE LAS IMAGENES FOTOGRAFIADAS DURANTE UN ECLIPSE DE SOL. EN UNA PRIMERA PARTE EXPONEMOS UN METODO PARA LA RESTAURACION OPTICA DE LA IMAGEN Y EN LA SEGUNDA PARTE MEDIMOS PARAMETROS FISICOS DE LOS FILAMENTOS PENUMBRALES (BRILLO ANCHURA Y CONTRASTE) SOBRE LA IMAGEN RESTAURADA. EL TRABAJO FINALIZA CON LA CONFECCION DE UN MODELO DE PENUMBRAA PARTIR DE LOS DATOS EXPERIMENTALES OBTENIDOS.

Autor: PEREZ GARDE MANUEL.
Año: 1978.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.

Autor: ROCA CORTES TEODORO.
Año: 1978.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: QUIMICA.

Autor: VAZQUEZ ABELEDO MANUEL.
Año: 1976.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: FRAUNHOFER INSTITUT (FREIBURG. ALEMANIA) E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: SE DESARROLLA UNA NUEVA TECNICA DE OBSERVACION PARA LA REALIZACION DE MEDIDAS ABSOLUTAS DE LA ROTACION SOLAR QUE PERMITE LA EXCLUSION DE LA INFLUENCIA DE CAMPOS DE VELOCIDAD A MENOR ESCALA Y EL CONTROL DE LOS ERRORES INSTRUMENTALES. SE OBTIENEN PRUEBAS OBSERVACIONALES SOBRE LA EXISTENCIA DE UN CAMPO DE VELOCIDADES A GRAN ESCALA EN LA ZONA DE CONVECCION SOLAR CAUSANTE DE LAS VARIACIONES EN LA VELOCIDAD DE ROTACION MEDIDA Y SE PROPONE UN MODELO DE TAL CIRCULACION A BASE DE GRANDES CELULAS RECTANGULARES.