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.