[en] Magnetic reconnection is an important mechanism for the formation of the solar wind. It is likely related to the formation of the slow solar wind in particular, which is observed in the vicinity of the heliospheric current sheet (HCS) in the ecliptic plane. A possible scenario is that reconnection at the HCS between magnetic fields of opposite orientations (from the opposite solar poles) leads to the formation of sequential small flux rope-like structures in the solar wind, which we are particularly interested in. In 2018, NASA's Parker Solar Probe (PSP) mission was launched with one of its main objectives being to determine the structure and dynamics of the plasma and magnetic fields at the sources of the solar wind. We have taken data from the PSP during closest approach to the Sun on its first orbit around it. In particular, we have looked at observations from the magnetic field, ion velocity and strahl electrons, in order to identify and characterize small flux ropes, primarily in their axis orientation and their radial size. The purpose is to interpret these structures in the context of the X-line magnetic reconnection processes. More specifically, this project implements an algorithm from Fargette et al. (2020) that fits the magnetic field from observations to a model magnetic field. This fitting method permits to determine the fitted flux rope axis orientation, the distance of closest approach from the spacecraft to the flux rope's axis, the time of closest approach and an additional parameter that describes the geometric properties of the flux ropes. The implementation of this method marks the first application of the model to small-scale flux ropes released sequentially at the tips of helmet streamers near the Sun's ecliptic. A bootstrap resampling method was developed to fit 20 flux rope subintervals within a given maximum interval, resulting in statistical distributions of fitting parameters for each flux rope. The analysis covered three distinct HCS crossings, initially identifying over 30 maximum time intervals. This process yielded 22 well-fitted intervals. The consistency between the fitted angles (' and ') and expected bipolar magnetic field signatures demonstrates the algorithm's ability to accurately model the intended magnetic field geometry. The results show that the orientations of the flux rope's axes were mostly perpendicular to the radial axis, consistent with the explanation of flux rope formation through the sequential reconnection at the tip of the Sun's helmet streamers. Lastly, flux rope sizes ranged from half a solar radius to 2 solar radii, confirming their small scale compared to larger phenomena like CMEs

[es] La reconexión magnética es un importante mecanismo para la formación del viento solar. Probablemente está relacionado con la formación del viento solar lento en particular, que se observa en las proximidades de la lámina de corriente heliosférica (HCS) en el plano eclíptico. Un escenario posible es que la reconexión al HCS entre campos magnéticos de orientaciones opuestas (desde los polos solares opuestos) se vuelva a conectar de forma secuencial para formar pequeñas estructuras similares a cuerdas de flujo al viento solar, que nos interesan especialmente. En 2018 se lanzó la misión Parker Solar Probe (PSP) de la NASA con uno de sus principales objetivos ser determinar la estructura y la dinámica del plasma y los campos magnéticos en las fuentes del viento solar. Hemos tomado datos de la PSP durante su primera orbita en la aproximación más cercana al Sol. En particular, hemos analizado las observaciones del campo magnético, la velocidad de los iones y los electrones strahl, con el fin de identificar y caracterizar cuerdas de flujo pequeñas, principalmente en su orientación de eje y tamaño radial. El propósito es interpretar estas estructuras en el contexto de los procesos de reconexión magnética X-line. Más concretamente, este proyecto implementa un algoritmo de Fargette et al. (2020) que ajusta el campo magnético de las observaciones a un campo magnético modelo. Este método de ajuste permite determinar la orientación del eje de la cuerda de flujo ajustada, la distancia de aproximación más cercana desde la nave espacial al eje de la cuerda de flujo, el tiempo de aproximación más cercana y un parámetro adicional que describe las propiedades geométricas de las cuerdas de flujo. La implementación de este método marca la primera aplicación del algoritmo en cuerdas de flujo a pequeña escala liberadas secuencialmente en las puntas de los streamers del casco cerca de la eclíptica del Sol. Se desarrolló un método de muestreo bootstrap para adaptarse a 20 subintervalos dentro de un intervalo de tiempo máximo determinado por cada cuerda de flujo, dando lugar a distribuciones estadísticas de los parámetros. El análisis cubrió tres cruces HCS distintos, identificando inicialmente más de 30 intervalos de tiempo máximos. Este proceso dio 22 intervalos ajustados. La consistencia entre los ángulos ajustados y el comportamiento esperado del campo magnético bipolar demuestra la capacidad del algoritmo para moldear con precisión la geometría del campo magnético previsto. Los resultados muestran que las orientaciones de los ejes de la cuerda de flujo eran mayoritariamente perpendiculares al eje radial, de acuerdo con la explicación de la formación de la cuerda de flujo mediante la reconexión secuencial en la punta de los streamers del casco del Sol . Por último, las medidas de las cuerdas de flujo oscilaban entre medio radio solar y 2 radios solares, confirmando su pequeña escala en comparación con fenómenos mayores como los CME.