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Resumen El objetivo de esta investigación es explorar si existe una relación entre las ondas magnéticas de Rossby rápidas o lentas y ciertas observaciones de la actividad solar de largo y muy largo plazo (meses, años, décadas…). El artículo intenta mostrar si los periodos de esas ondas y sus características corresponden a los valores de duración los ciclos de Rieger, Haly, o bien cuasiperiodos de llamaradas y eyecciones de masa coronal. Se inicia con una revisión bibliográfica y un resumen de los resultados de una tesis doctoral que resuelve completamente el modelo matemático en cuestión, con las ecuaciones derivadas de ese trabajo previo, se calcula los periodos de las ondas que serán comparados con las observaciones. Estos resultados teóricos sugieren que cierta actividad solar podría deberse a las ondas magnéticas de Rossby, originadas en el interior del Sol, específicamente en la tacoclina. Las ondas lentas se proponen ligadas a las periodicidades de largo y muy largo plazo y las ondas rápidas de Rossby se asocian con periodicidades de unos años a meses. El estudio de estas perturbaciones de Rossby y sus propiedades, sin duda, va a ayudar a comprender el origen y las características del campo magnético del Sol. Palabras claves : Ciclo solar; ondas magnéticas de Rossby; tacoclina; ondas magnetohidrodinámicas; física solar; clima espacial Abstract The objective of this investigation is to explore the relationship between slow and fast magnetic Rossby waves and certain observations of long-term solar activity (months, years, decades, …). This paper seeks to determine if the periods of these waves correspond to the values recorded for cycles such as the Rieger cycle and the Haly cycle, or otherwise to quasi-periodic outbursts and of flares and Coronal Mass Ejections. The study begins with a literature review and a summary of the results of a Ph.D. dissertation that completely solves the mathematical model analyzed; using the equations derived from this previous work, the periods of the waves are calculated and then compared to observations. The results of this comparison suggest that certain types of solar activity may be due to Rossby magnetic waves originating within the Sun, specifically in the tachocline. The slow magnetic Rossby waves are associated with long-term and very long-term cycles, while the fast magnetic Rossby waves are a plausible cause for cycles with periods of months or a few years. The study of magnetic Rossby waves and their properties will doubtlessly provide new insights into the origin and properties of the solar magnetic field. Keywords: Solar cycle; slow and fast magnetic Rossby waves; tachocline; MHD waves; solar physics, space weather. Resumo O objetivo desta pesquisa é explorar se existe uma relação entre as ondas magnéticas de Rossby rápidas ou lentas e certas observações de atividade solar de longo e muito longo prazo (meses, anos, décadas...). O artigo tenta mostrar se os períodos dessas ondas e suas características correspondem aos valores de duração dos ciclos de Rieger, Hale, ou quase períodos de erupções solares e ejeções de massa coronal. Ele começa com uma revisão bibliográfica e um resumo dos resultados de uma tese de doutorado que resolve completamente o modelo matemático em questão, com as equações derivadas desse trabalho prévio, calcula-se os períodos das ondas que serão comparados com as observações. Estes resultados teóricos sugerem que certa atividade solar poderia derivar das ondas magnéticas de Rossby, originadas no interior do Sol, especificamente na tacoclina. Ondas lentas são propostas ligadas às periodicidades de longo e muito longo prazo e as ondas rápidas de Rossby estão associadas a periodicidades de alguns anos a meses. O estudo desses distúrbios de Rossby e suas propriedades, sem dúvida, ajudará a entender a origem e as características do campo magnético do Sol. Palavras-chave : Ciclo solar; ondas magnéticas de Rossby; tacoclina; ondas magneto-hidrodinâmicas; física solar; clima espacial.

International audience; The objective of this investigation is to explore the relationship between slow and fast magnetic Rossby waves and certain observations of long-term solar activity (months, years, decades, …). This paper seeks to determine if the periods of these waves correspond to the values recorded for cycles such as the Rieger cycle and the Haly cycle, or otherwise to quasi-periodic outbursts and of flares and Coronal Mass Ejections. The study begins with a literature review and a summary of the results of a Ph.D. dissertation that completely solves the mathematical model analyzed; using the equations derived from this previous work, the periods of the waves are calculated and then compared to observations. The results of this comparison suggest that certain types of solar activity may be due to Rossby magnetic waves originating within the Sun, specifically in the tachocline. The slow magnetic Rossby waves are associated with long-term and very long-term cycles, while the fast magnetic Rossby waves are a plausible cause for cycles with periods of months or a few years. The study of magnetic Rossby waves and their properties will doubtlessly provide new insights into the origin and properties of the solar magnetic field.; El objetivo de esta investigación es explorar si existe una relación entre las ondas magnéticas de Rossby rápidas o lentas y ciertas observaciones de la actividad solar de largo y muy largo plazo (meses, años, décadas…). El artículo intenta mostrar si los periodos de esas ondas y sus características corresponden a los valores de duración los ciclos de Rieger, Haly, o bien cuasiperiodos de llamaradas y eyecciones de masa coronal. Se inicia con una revisión bibliográfica y un resumen de los resultados de una tesis doctoral que resuelve completamente el modelo matemático en cuestión, con las ecuaciones derivadas de ese trabajo previo, se calcula los periodos de las ondas que serán comparados con las observaciones. Estos resultados teóricos sugieren que cierta actividad solar podría deberse a las ondas magnéticas de Rossby, originadas en el interior del Sol, específicamente en la tacoclina. Las ondas lentas se proponen ligadas a las periodicidades de largo y muy largo plazo y las ondas rápidas de Rossby se asocian con periodicidades de unos años a meses. El estudio de estas perturbaciones de Rossby y sus propiedades, sin duda, va a ayudar a comprender el origen y las características del campo magnético del Sol.; O objetivo desta pesquisa é explorar se existe uma relação entre as ondas magnéticas de Rossby rápidas ou lentas e certas observações de atividade solar de longo e muito longo prazo (meses, anos, décadas...). O artigo tenta mostrar se os períodos dessas ondas e suas características correspondem aos valores de duração dos ciclos de Rieger, Hale, ou quase períodos de erupções solares e ejeções de massa coronal. Ele começa com uma revisão bibliográfica e um resumo dos resultados de uma tese de doutorado que resolve completamente o modelo matemático em questão, com as equações derivadas desse trabalho prévio, calcula-se os períodos das ondas que serão comparados com as observações. Estes resultados teóricos sugerem que certa atividade solar poderia derivar das ondas magnéticas de Rossby, originadas no interior do Sol, especificamente na tacoclina. Ondas lentas são propostas ligadas às periodicidades de longo e muito longo prazo e as ondas rápidas de Rossby estão associadas a periodicidades de alguns anos a meses. O estudo desses distúrbios de Rossby e suas propriedades, sem dúvida, ajudará a entender a origem e as características do campo magnético do Sol.

Resumen: Las innovaciones curriculares en la enseñanza de Física se han vuelto cada vez más necesarias para que los alumnos pasen a ver esta ciencia como parte de su cotidiano, así como el lenguaje que traduce fenómenos naturales. A partir de este presupuesto, la intervención que originó la presente investigación buscó promover una innovación en la enseñanza de Física en una escuela pública brasileña. A partir de un enfoque contextualizado e interdisciplinario, mediado por Secuencias de Enseñanza y Aprendizaje (SEA), el trabajo tuvo como objetivo trabajar contenidos de la Física Solar. La investigación contempló dos vertientes interconectadas: (i) elaboración conjunta universidad-escuela y validación de una SEA como herramienta didáctica e (ii) investigación de aspectos que influencian la práctica docente frente a las dimensiones epistémicas (procesos que apuntan a la enseñanza-aprendizaje) y pedagógicas (relaciones profesor-alumno, alumno-alumno y alumno-conocimiento). La metodología adoptada fue cualitativa, justificada por la realización de entrevistas semiestructuradas con el profesor y acompañamiento de las clases, además de continuas discusiones sobre las SEA, siendo los análisis desarrollados a partir de presupuestos del rombo didáctico. Entre los resultados encontrados, se destacan: la asociación entre profesor e investigador; la viabilidad de innovación curricular y metodológica en la Educación Secundaria enfocada en la Física Solar y las SEA como herramienta didáctica que le permitió al profesor trabajar de manera innovadora con clases interdisciplinarias, no compartimentadas. Abstract: Curricular innovations in the teaching of physics have become increasingly necessary for students to see this science as part of their daily life, as well as the language that translates natural phenomena. From this budget, the intervention that originated the present investigation sought to promote an innovation in the teaching of Physics in a Brazilian public school. Based on a contextualized and interdisciplinary approach, mediated by Sequences of Teaching and Learning (STL), the work aimed to work on Solar Physics contents. he research contemplated two interconnected aspects: (i) joint university-school development and validation of an STL as a didactic tool and (ii) investigation of aspects that inluence teaching practice in the face of epistemic dimensions (processes that point to teaching-learning) and pedagogical (teacher-student relations, student-student and student-knowledge). he adopted methodology was qualitative, justified by the semi-structured interviews with the teacher and the accompaniment of the classes, in addition to continuous discussions about the STL, being the analyzes developed from the assumptions of the didactic rhombus. Among the results found, the following stand out: the association between professor and researcher; the viability of curricular and methodological innovation in Secondary Education focused on Solar Physics and the STL as a didactic tool that allowed the teacher to work in an innovative way with interdisciplinary, non-compartmentalized classes.

This work has been done for the initiation of the author into the field of solar physics. The work is divided in two main blocks. The first part gives an overview of topics in solar physics taking a journey from the center of the Sun starting in the solar interior through different layers up to the solar atmosphere. The second part presents the computational tools used in this work as well as the development of several libraries created by the author for the international community of solar physics research. These routines were included into the packages for solar physics analysis (SunPy). Moreover, a sketch of the Local Correlation Tracking (LCT) technique is also outlined. A GUI application developed for preliminary analysis for the LCT algorithm is presented in the second part.The last two chapters of this block are focused on the study of horizontal and vertical flows in solar active regions. For this purpose, we used two datasets obtained and calibrated from the HMI (Heliographics Magnetogram Imager) - an instrument on board of the SDO (Solar Dynamics Observatory) spacecraft - that are continuum intensity maps and magnetograms in the line of sight (LOS). The following chapter describes the necessary pre-treatment procedure in order to obtain co-aligned datasets. For a proper temporal study, the so-called p-modes were removed applying a filtering routine. A local correlation tracking technique has been applied to obtain the horizontal and vertical flows of the selected regions. We compare the behavior of plasma flows measured in the continuum with the motion of magnetic structures. We found a strong relationship between the emergence of mesogranular cells, fast rising regions of plasma and the emergence of positive magnetic fields. In the last chapter, an observational analysis of active regions has been performed. The criterion used to select these sunspots is based on their umbrae lacking fully developed penumbra around them (partial penumbrae). The results indicate that in regions where there is no penumbra there is no radial outward flows, so-called moat flows, detectable around the sunspot. Este trabajo se ha realizado para la iniciación en la investigación del autor en el área de la física solar. El trabajo está dividido en dos partes. La primera parte da una visión global de los temas relacionados con la física solar dando un viaje a través del Sol, desde el interior pasando por todas sus capas hasta la atmósfera solar. La segunda parte hace una presentación de las herramientas computacionales que se usan en el presente trabajo. Se han desarrollado librerías por parte del autor para el grupo de desarrolladores internacionales del paquete de Python para física solar, SunPy. En esta parte también se muestra un bosquejo de la técnica de seguimiento de correlación local o LCT por sus siglas en inglés. Por último, en esta introducción se presenta la aplicación de interfaz gráfica desarrollada para análisis preliminares de la aplicación del algoritmo de LCT. Los últimos dos capítulos están centrados en el estudio de los flujos horizontales y verticales en regiones activas solares. Se utilizan observaciones ya calibradas del instrumento HMI (Heliographics Magnetogram Imager) a bordo del telescopio espacial SDO (Solar Dynamics Observatory), tales como mapas de intensidad en el continuo y magnetogramas en la línea de visión o LOS por sus siglas en inglés. Se hace una descripción del pre-tratamiento necesario para obtener datos co-alineados y un filtrado para remover ciertas vibraciones naturales del Sol llamadas modos-p, necesario para el estudio temporal. Sobre estos cubos de datos se hace el tratamiento de correlación local, obteniendo los flujos horizontales y verticales de las regiones observadas. Tras haber encontrado ciertas estructuras y comportamientos peculiares, se hace un análisis similar usando los magnetogramas en la línea de visión; se compara el comportamiento tanto del plasma en las imágenes de continuo como las estructuras magnéticas en los magnetogramas. Teniendo los flujos horizontales de ambas observaciones podemos cuantificar y analizar los resultados obtenidos infiriendo una fuerte relación entre la emergencia de celdas mesogranulares, rápidas regiones de plasma ascendente y la emergencia de campo magnético positivo. En el ´ultimo capítulo se muestra un análisis de regiones activas seleccionadas basado en el criterio que sus penumbras no rodean totalmente la umbra, mostrando que en regiones donde no existe la penumbra no se encuentran flujos radiales salientes conocidos como flujos de moat. Maestría

La corona es la capa mas externa de la atmosfera del Sol, formada porun plasma relativamente tenue (nc ≈ 10 8ˉ9 cmˉ³) y de alta temperatura (T > 10 6ˉ7K). El plasma coronal, confinado y calentado por los campos magnéticos generados predominantemente en la región convectiva solar, exhibe unagran variedad de fenómenos (le plasma que a su vez abarcan regímenes muydiversos (colisionales, colectivos, estacionarios, impulsivos, emisión térmica,emisión coherente, etc.). Así, el modelado del plasma coronal puede hallarsu descripción más adecuada tanto en el enfoque cinético, como en la aproximaciónmagnetohidrodinamica (MHD), dependiendo del fenómeno particularque se investigue. En este contexto, presentamos el estudio y modelado de fenómenos coronalesen dos escalas espacio-temporales muy diferentes. Por un lado, un modelopara la ordenada y estable estructura coronal a gran escala (l → 10Rʘ). Por otro lado, un modelo para fenómenos impulsivos de pequeña escala ( 10 6ˉ7K). The coronal plasma, confined and heated by the magneticfields generated in the underlying convective region, exhibits a wide varietyof plasma phenomena which, in turn, display a diversity of physical regimes (collisional, collective, stationary, impulsive, thermal emission, coherent emission.elc.). Hence, coronal plasma modeling may find its more appropriatedescription either by a kinetic approach, or under the magnetohydrodynamical (MHD) approximation, depending upon the particular processes underconsideration. Within this context, we present the study and modeling of coronal plasmaphenomena at two very different space-time scales. On one hand, we presenta model for the ordered and steady large-scale (l → 10Rʘ) coronal structure. On the other hand, we present a model for small-scale (

Estudiamos la evolución de regiones activas solares (RA) para inferir las propiedadesde los tubos de flujo que las originan y analizar la relevancia que los movimientosdel plasma, tanto en la zona convectiva como en la fotósfera, tienen sobre su evolución. Analizamos RA cuyas polaridades principales rotan una alrededor de la otraa lo largo de varias rotaciones solares, e interpretamos este comportamiento peculiarcomo la emergencia de tubos de flujo magnético deformados. A partir de laspropiedades de las RA discutimos cuáles podrían ser los mecanismos causantes de ladeformación y, luego de descartar a la inestabilidad de kink y la acción de la fuerzade Coriolis, concluímos que el más probable es la interacción de los tubos de flujocon el plasma en la zona convectiva. A continuación analizamos la inyección de helicidadmagnética en configuraciones magnéticas sintéticas y en una RA observada. Comparamos esta inyección con la helicidad coronal calculada a partir de modelosdel campo libre de fuerzas lineal y con la helicidad expulsada por las eyeccionescoronales de masa (ECM) originadas en la RA. Nuestros resultados muestran que lahelicidad inyectada por movimientos fotosféricos de pequeña escala y por rotacióndiferencial no alcanzan para explicar, ni el contenido de helicidad coronal de la RA,ni la cantidad eyectada por las ECM. Por lo tanto, la principal fuente de helicidaden la corona es la torsión inherente al tubo de flujo que forma la RA. We study the evolution of solar active regions (ARs) to infer the propertiesof the flux tubes forming them and to analyze the role that convective andphotosferic plasma motions may have in their evolution. We study a set of ARs inwhich the main polarities are observed to rotate one around the other along severalsolar rotations. We interpret this peculiar evolution as due to the emergence ofdistorted magnetic flux tubes. From the observed ARs properties we discuss thepossible mechanisms at the origin of the deformation and, after discarding the kinkinstability and the Coriolis force, we conclude that the most likely mechanism isthe interaction of the flux tubes with the convective zone plasma. Next, we analyzethe magnetic helicity injection on synthetic magnetic configurations and in anobserved AR. We compare this injection to the coronal helicity computed using alinear force free field approximation and to the helicity ejected by coronal mass ejections (CMEs) inferred from magnetic clouds observations. Our results show that thehelicity injected by photospheric shearing motions and by the differential rotationare not enough to explain, neither the content of coronal helicity nor the amount ofhelicity ejected by CMES. Therefore, the main source of coronal magnetic helicityis the twist inherent to the flux tube forming the AR. Fil: López Fuentes, Marcelo. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

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. It is widely admitted that the magnetic field plays a fundamental role in the physics of the Sun and other astrophysical objects, confining the plasma an storing huge amounts of energy that is released in the so called catastrophic events. Solar flares give us the best opportunity to understand how the magnetic field acts during such events. The comparision between observations of these impulsive phenomena, and modeling the magnetic field of the active region is a central topic. This leads us to analyze different manifestations of flare activity using simultaneous observations in a wide range of the electromagnetic spectrum as x-rays, UV (ultraviolet), and different spectral lines in the visible, as well as vector magnetograms. To understand the conditions that lead to flare activity in a given active region, we have considered in this Thesis the modeling of its magnetic field, analyzing afterwards the relationship between its topology and the radiative emissions in different spectral regions. A conventional view of magnetic reconnection is mainly based on dhe two dimensional (2-D) picture of an x-type neutral point, or on its extension to 3-D, and it is thought to be accompanied by flux transport across separatrices (places where the field-line mapping is discontinuous). This view is too restrictive when we realize a variety of solar magnetic configurations that have been seen flaring. We have designed an algorithm, called Source Method (Método de Fuentes, MF), to determine the magnetic topology of Active Regions (ARs). The observed photospheric field was extrapolated to the corona using subphotospheric sources, and the topology was defined by the link between these sources. Hα, UV and X-ray flare brightenings were found to be located at the intersection with the chromosphere of the separatrices previously defined. These results and the knowledge we adquired on the properties of magnetic field-line linkage, led us to generalize the concept of separatrices to "quasi-separatrix layers" (quasi-separatrices, CS), and to design a new method (Método de las Cuasi-Separatrices, MCS) to determine the magnetic topology of ARs. CS are regions where the magnetic field-line linkage changes drastically (and discontinuously when the field-lines behave like separatrices). The MCS can be applied to ARs when the photospheric fields has been extrapolated using any kind of technique. We have applied the MCS to observed flaring regions presenting very different magnetic configurations. We have found that the locations of flare brightenings are related to the properties of the field-line linkage of the underlying magnetic region, as expected from the recent development in 3-D magnetic reconnection. The extrapolated coronal field lines representing the structures involved in the analyzed events have their photosperic footpoints located at both sides of the CS. Our results strongly support the idea that magnetic reconnection is at work in this coronal phenomena. Fil: Bagalá, Liria Gabriela. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.