Modelado de fenómenos de plasma en la corona solar

La corona es la capa mas externa de la atmosfera del Sol, formada por un 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 una gran variedad de fenómenos (le plasma que a su vez abarcan regímenes muy diversos (colisionales, colectivos, estacionarios, impulsivos, emisión térmica, emisión coherente, etc.). Así, el modelado del plasma coronal puede hallar su descripción más adecuada tanto en el enfoque cinético, como en la aproximación magnetohidrodinamica (MHD), dependiendo del fenómeno particular que se investigue. En este contexto, presentamos el estudio y modelado de fenómenos coronales en dos escalas espacio-temporales muy diferentes. Por un lado, un modelo para la ordenada y estable estructura coronal a gran escala (l → 10Rʘ). Por otro lado, un modelo para fenómenos impulsivos de pequeña escala (<0,1Rʘ) que tienen lugar durante fulguracioncs solares. Los estudios presentados requieren del uso de distintos marcos teóricos de física de plasmas (MHD en el primer caso, teoría cinética en el segundo), asi como de datos observacionales de distinto rango espectral (ultravioleta y luz blanca en el el primer caso, ondas de radio y rayos X en el segundo). En ambos casos desarrollamos modelos teóricos semi-empíricos, y derivamos predicciones observables que cotejamos con datos observacionales recientes.The solar corona, being the outer layer of the solar atmosphere, is formed by a relatively tenuous plasma (nc ≈ 10 8ˉ9 cmˉ³) at very high temperatures (T > 10 6ˉ7K). The coronal plasma, confined and heated by the magnetic fields generated in the underlying convective region, exhibits a wide variety of 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 appropriate description either by a kinetic approach, or under the magnetohydrodynamical (MHD) approximation, depending upon the particular processes under consideration. Within this context, we present the study and modeling of coronal plasma phenomena at two very different space-time scales. On one hand, we present a model for the ordered and steady large-scale (l → 10Rʘ) coronal structure. On the other hand, we present a model for small-scale (