[en] Introduction: for more than ten years now, the advances in astronomical instrumentation, in particular in solar physics, have allowed to reach high spatial resolution in photospheric observations, with details down to 0,2 00 now being routinely obtained. This led to the detection of the appearance of small bipolar magnetic structures within granules in the solar surface. Different research papers of the past and present decades have suggested that those small bipoles were indicative of the emergence of a tiny magnetic loop from the solar interior. However, the observations are not enough to confirm this conclusion: even after application of inversion techniques what one deduces is the distribution of physical variables in the limited height range where the observed spectral line is formed and under restrictive assumptions. It is necessary to carry out three-dimensional numerical modelling, locating this type of features in radiation-magnetohydrodynamic simulations, to be able to find out their origin, and their structural and evolutionary properties in the solar interior and atmosphere. Three milestones in the observational detection of this kind of magnetic structures were: De Pontieu (2002) identified a magnetic flux concentration on clearly subgranular scales for the first time. Some years later, Centeno et al. (2007) detected a suggestive evolutionary pattern whereby first a horizontal magnetic field patch appeared within a granule, with two vertical magnetic field patches of opposite polarity appearing on the edges of the horizontal field region at a later stage. Finally, Mart´ınezGonz´alez & Bellot (2009) detected a large number of instances of this kind of bipolar features so they could to make a statistical study. The authors used spectral lines forming at different heights and concluded that a small fraction of those magnetic structures rise above the photosphere, reaching the cromosphere. From the theoretical point of view, there is only one paper (Moreno-Insertis et al., 2017) in which the physics of the formation, configuration and evolution of subgranular magnetic concentrations is studied through three-dimensional numerical modelling. Those authors detected two kinds of such structures in a radiative-MHD model carried out with the Bifrost code for a quiet-Sun region with global emergence of magnetic flux: (a) rising magnetic flux tubes and (b) magnetic sheets coverning whole granules. They additionally detected the appearance of magnetic sheets in a different 3D simulation, also obtained with the Bifrost code but publicly available, called the Bifrost Public Simulation, or BPS, in the following. In this Master's thesis we attempt to complete their work by finding rising tiny magnetic tubes emerging within granules in the BPS. This will be a first step toward proving the existence of this kind of magnetic structures in different solar environments. The BPS was made available to the scientific community through the Hinode Data Center. The model encompasses from the top layers of the convection zone to the corona, more precisely 2,4 Mm below and 14,4 Mm above the surface. The horizontal extent is 24 × 24 Mm2 . The data cubes contain values of temperature, gas pressure, density and the three components of velocity and magnetic field. The time sequence extends for 26 minutes of solar time with 10 s cadence. Method: first of all we have carried out a characterization of the BPS data using the magnetic field and velocity vector fields. We have drawn color maps of their vertical components at different heights to find similarities with the expectations from the theoretical and observational results of those heights. Additionally, we have carried out a brief statistical analysis of those quantities in the depths of the box corresponding to the convection zone. The actual search for the concentrated magnetic structures that is the main objective of this Master's thesis was implemented in two successive stages. A first selection of candidates was attempted via inspection of maps of the vertical velocity at the solar surface with isocontours of the vertical and horizontal magnetic field components superimposed. The sites of emergence of bipolar regions were located by requesting that (1) a patch of horizontal field appears in the interior of a granule with area and magnetic strength growing in time; this was to be followed by (2) the appearance of two patches of vertical field of mutually opposite polarity; finally, (3) the whole structure had to be seen moving toward the intergranule, where it disappeared. In the second stage, more conclusive evidence for the presence of rising magnetic loops was sought via 3D visualization: the analysis of isocontours on horizontal surfaces cannot provide complete eviden3 ce since it misses the distribution of variables in the interior and atmosphere. For the 3D visualisation, the software VAPOR (UCAR) was used, specifically its tools to calculate isosurfaces of different physical variables, magnetic field lines and color maps in planes with arbitrary 3D orientation. In particular, we have used isosurfaces of magnetic field strength at B = 100-200 G, adding maps for the vertical component of the velocity on horizontal planes. Some of the cases selected in the previous (2D) stage had to be discarded given their irregular shape or their links with preexisting intergranular magnetic features. For those cases clearly identified as magnetic tubes we have studied a time sequence to check their origin and time evolution. For them, two further 3D tests were carried out: we have drawn field lines in them to have an impression of the associated magnetic surfaces. Second, we have plotted field intensity maps on transverse vertical planes to check the degree of concentration of the magnetic distribution. Results: regarding the characterization of the BPS, we have confirmed that the features explored match the general expectations from the theory of magnetoconvection. Concerning the detection of rising magnetic loops, we could isolate up to 26 cases of evolutionary patterns that fulfilled the conditions set using the 2D horizontal map method. After applying the more strict 3D methods, we could confirm 11 of them as concentrated rising magnetic loops. Corresponding to the requests set for a positive detection, those tubes emerge from the subphotospheric layers and become visible in the granular cell interior. They are then dragged toward the intergranule where they eventually disappear. The whole process takes an approximate average time of some five minutes. Some common features for those tubes are: magnetic isosurfaces with rising loop shape, magnetic field lines roughly contained within the isosurfaces, marked magnetic concentration with up to two orders of magnitude larger strength in the center of the loop structure than in the surrounding volume. This thesis focuses on, and illustrates in detail, two of the emerging concentrated magnetic tubes. One is a canonical case that clearly follows the general evolutionary pattern mentioned above. The other one is a special case in which the emergence of the magnetic loop is perturbed by the simultaneous formation of an intergranular lane in its domain. This causes a fold in the magnetic arch and the resulting emerging structure has the shape of a double loop. The results obtained in this Master's thesis have been used as part of a Letter recently published in the Astrophysical Journal Letters (Moreno-Insertis et al., 2018).

[es] Introducción: desde hace ya más de diez años, los avances en la instrumentación astronómica, en particular en Física Solar, han permitido alcanzar muy alta resolución espacial en las observaciones fotosféricas, llegándose a obtener resolución mejor que 200 km. Ello ha permitido detectar la aparición de pequeñas estructuras magnéticas bipolares en el interior de gránulos en la superficie del Sol. Son varios los trabajos que hablan de este tipo de detecciones que sugieren que lo que se está viendo es la emergencia de un pequeño arco magnético desde el interior solar. Sin embargo, las observaciones no son suficientes para confirmar esta suposición ya que, incluso aplicando técnicas de inversión, sólo permiten obtener valores de variables físicas en el rango limitado de altura en que se forma la línea espectral observada y bajo suposiciones restrictivas. Es crucial utilizar modelado numérico tridimensional y localizar este tipo de estructuras en simulaciones magnetohidrodinámicas para conocer detalles estructurales, evolutivos y propiedades sobre las misma desde el interior solar hasta la atmósfera. Tres hitos históricos en la detección observacional de estas estructuras magnéticas han sido los siguientes: en el trabajo de De Pontieu (2002) se detectan por primera vez concentraciones de flujo magnético a escalas claramente subgranulares. Unos años más tarde, Centeno et al. (2007) detectan más detalles de estas concentraciones de campo magnético, encontrando una zona de campo horizontal en cuyos extremos se encuentran dos polos de campo magnético vertical de signo opuesto. Finalmente, en el trabajo de Martínez-González & Bellot (2009), se detectan de nuevo este tipo de estructuras pero un número suficientemente alto de veces como para poder realizar un estudio estadístico; estos autores también usaron líneas espectrales con formación a diferentes alturas y concluyeron que una fracción pequeña de las estructuras magnéticas ascendían desde la fotosfera hasta la cromosfera. Desde el punto de vista teórico solo ha habido un trabajo, realizado por Moreno-Insertis et al. (2017), en que, mediante modelado numérico 3D, se intenta entender la física de la formación, estructura y evolución de dichas concentraciones magnéticas de tamaño subgranular. Los autores detectan dos tipos diferentes de estas estructuras en un modelo radiativo-MHD realizado con el código Bifrost y para una situación de Sol en calma en que está teniendo lugar emergencia global de flujo magnético: estructuras de tubo magnético ascendente y estructuras de tipo capa. En el mismo trabajo, también se detectan capas magnéticas en otro modelo numérico 3D, de acceso público, también realizado con el código Bifrost, al que nos referiremos aquí con las siglas BPS. Nuestro objetivo en este TFM es completar este trabajo localizando estructuras magnéticas tubulares que emergen en el interior de gránulos en dicha simulación pública de Bifrost (BPS). Con esta detección probaremos que las micro-estructuras magnéticas tubulares también aparecen en modelos MHD con condiciones solares diferentes a las del modelo de Moreno-Insertis et al. (2017). La simulación BPS fue puesta a disposición de la comunidad científica a través del Hinode Data Center. Abarca desde las capas altas de la zona de convección hasta la corona solar, más concretamente desde 2.4 Mm por debajo de la superficie hasta 14.4 Mm por encima de ésta. La extensión horizontal del dominio es de 24×24 Mm2 . Estos datos contienen valores de temperatura, presión, densidad másica, densidad de partículas y las tres componentes del campo magnético y la velocidad. Los datos contituyen una secuencia temporal desde 3850s hasta 5410 s, aproximadamente media hora de tiempo solar, con cadencia de 10 segundos solares. Métodos: en primer lugar se ha realizado una caracterización de los datos de la simulación a través de las magnitudes velocidad y campo magnético. Se han representado mapas de color de uz y Bz a diferentes alturas con el fin de localizar en la BPS comportamientos y características similares a lo que conocemos del Sol observacional y/o teóricamente. También se ha llevado a cabo un análisis estadístico de estas magnitudes en las diferentes profundidades de la caja que corresponden a la zona de convección. Tras esto se ha procedido a la búsqueda del tipo de estructuras magnéticas mencionadas. Esta búsqueda se ha dividido en dos partes. Primero, se ha intentado localizar la emergencia de arcos magnéticos mediante una inspección a nivel superficial de mapas horizontales de velocidad vertical donde se han superpuesto isocontornos de intensidad de campo magnético. Esto se ha hecho con vistas a localizar fenómenos de aparición de estructuras bipolares. Para confirmar una detección se ha seguido la siguiente pauta: primeramente se ha exigido que apareciese una zona concentrada espacialmente de campo magnético horizontal en el interior del gránulo; después se requería que ese área aumentase 5 de intensidad y tamaño, apareciendo posteriormente dos polos de campo magnético vertical de signo mutuamente opuesto en los extremos de la zona cubierta por campo horizontal. Finalmente, hemos exigido que toda la estructura sea arrastrada hacia el intergránulo y que desaparezca allí. Sin embargo, la visualización de isocontornos no es una evidencia definitiva de la localización de arcos magnéticos ya que sólo vemos una sección horizontal y esto no es suficiente para conocer la forma de nuestra estructura magnética. Por esta razón, para la segunda parte del método de detección necesitamos visualización en 3D de los datos. Hemos usado el software VAPOR (UCAR) y, en particular, sus herramientas de cálculo de isosuperficies de diferentes variables físicas, de líneas de campo magnético, y de mapas de color sobre planos con orientación 3D arbitraria. Para visualizar las estructuras en tres dimensiones hemos calculado isosuperficies de intensidad de campo magnético para valores entre 100 y 200 G añadiendo mapas de velocidad vertical sobre planos horizontales. Se ha elegido un instante temporal en que la estructura haya evolucionado lo suficiente y se han podido descartar algunas de las candidatas de la visualización 2D por tener una forma irregular o por pertenecer a estructuras magnéticas intergranulares mayores. Para las estructuras que sí eran claramente tubos magnéticos, hemos visualizado toda su secuencia temporal para ver dónde se forman y cómo evolucionan. Para analizar las estructuras más a fondo hemos realizado dos pruebas más: una ha sido la representación de líneas de campo en el interior de tubo magnético para ver el comportamiento en el interior del objeto. Y una última que ha sido la representación de un mapa de intensidad de campo magnético en un plano trasversal a la estructura con el fin de conocer más información sobre el grado de concentración de la misma. Resultados: en la parte de caracterización de los datos hemos observado cómo la BPS reproduce características generales de la magnetoconvección que concuerdan con lo que conocemos observacional y/o teóricamente. En cuanto a la detección de estructuras magnéticas emergentes con forma de arco, hemos podido seleccionar hasta 26 estructuras mediante el método de detección 2D. Estas han sido tratadas como candidatas al tipo de estructura buscada a espera de la confirmación definitiva a través de la visualización 3D. Tras llevarla a cabo, confirmamos que 11 de las estructuras observadas se corresponden con el tipo de objeto buscado. En dichas estructuras se han observado una serie de características comunes. Primero, dado el proceso de selección escogido, siguen las pautas evolutivas ya descritas: emergencia en el interior del gr´anulo, arrastre hacia la región intergranular por los movimientos del plasma y desaparición de la estructura en el intergránulo; todo esto en un tiempo de vida próximo a los 5 minutos. También una serie de características estructurales: forma tubular plegada en forma de arco, identidad de tubo de flujo magnético en el sentido clásico electromagnético, independencia del resto de estructuras magnéticas del entorno y concentración notable con intensidades hasta 2 órdenes de magnitud por encima del entorno. En este trabajo se ilustran en detalle dos de dichas estructuras de tubo emergente. Una de ellas es un caso ejemplar que sigue los diferentes pasos evolutivos claramente. El otro es un caso especial donde la emergencia del arco magnético se ve sorprendida por la formación de un intergránulo bajo ella; esto pliega la estructura magnética y produce la emergencia de un doble arco. Los resultados obtenidos en este Trabajo Fin de Máster han sido usados como parte de una Letter publicada muy recientemente en Astrophysical Journal Letters (Moreno-Insertis et al., 2018).