Demuestran la relación entre periodicidades observadas en el flujo magnético del Sol, las manchas solares y las fulguraciones

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1 Demuestran la relación entre periodicidades observadas en el flujo magnético del Sol, las manchas solares y las fulguraciones PALABRAS CLAVE: Sol, manchas solares, fulguraciones, flujo magnético, oscilaciones En colaboración con el grupo de Oceanografía del IMEDA, el grupo de Física Solar de la UIB, ensaya una metodología sin precedentes para describir matemáticamente el ciclo solar, aplicando la teoría de la selección natural. Por otra parte, analiza las frecuencias de oscilación de las protuberancias y bucles de la corona del Sol con el objeto de conocer sus características KEYWORDS: Sun, sunspots, flares, magnetic flux, oscillations Las eyecciones de masa coronal y las fulguraciones solares afectan a la Tierra y al resto del Sistema Solar. Imagen del consorcio SOHO (ESA y NASA). Resumen: Dos líneas de investigación centran los esfuerzos del grupo de Física Solar de la UIB: la actividad del Sol y la magneto-hidrodinámica. En la primera, los investigadores han mostrado la interrelación entre la emergencia del flujo magnético de la estrella con un subciclo de aproximadamente cinco meses en el caso de las fulguraciones asociadas a grupos de manchas solares. Las manchas solares y las fulguraciones El estudio de la actividad solar centra parte de la investigación del grupo de Física Solar de la UIB, dirigido por el doctor Josep Lluís Ballester e integrado por los doctores Marc Carbonell, Ramon Oliver, Jaume Terradas y Antoni Díaz. Hablar del estudio de la actividad solar es hablar del estudio de un buen número de fenómenos que la caracterizan: las manchas solares, las fulguraciones y las eyecciones de masa de la corona solar. Pocas son las personas que no hayan oído hablar en alguna ocasión de las manchas y del viento solar. Las eyecciones de masa coronal y las fulguraciones solares afectan directamente a la Tierra y al resto del Sistema Solar. En el caso de nuestro planeta, provocan tormentas

2 Las tormentas magnéticas provocan perturbaciones en la ionosfera de la Tierra y, además de poder provocar fallos en el suministro eléctrico, son todo un espectáculo en el cielo nocturno. En la imagen del consorcio SOHO se recrea el efecto de estas tormentas y cómo, a veces, son visibles desde la Tierra. magnéticas, perturbaciones de la ionosfera que pueden interrumpir las comunicaciones, dañar los satélites, dejar inservibles los equipos de navegación y provocar fallas en el suministro eléctrico. El estudio de la actividad solar, sin embargo, no sólo responde a la necesidad de predecir estos fenómenos, sino también a la investigación básica: saber, en definitiva, cómo funciona una estrella. El Sol es la estrella que tenemos más cerca y también puede arrojar mucha luz en cuanto al conocimiento del resto de estrellas. Hace muchos años que los físicos vigilan las manchas solares, cuyo número varía a lo largo del tiempo. De hecho, la variación en el número de manchas es la base en la que se fundamenta el llamado ciclo solar: un periodo de once años en el que el número de manchas parte de un mínimo, alcanza un máximo y vuelve a decrecer. El último de estos "mínimos" se produjo a finales de A partir de esa fecha el número de manchas solares fue incrementándose hasta alcanzar un máximo durante el verano de En la actualidad (2004) el número de manchas solares va descendiendo. Hace ya unos años que los investigadores de la UIB centraron su atención en el ciclo 21 y, más concretamente, en el estudio del máximo que tuvo lugar durante el ciclo, en De eso hace ya dos ciclos solares ya que en estos momentos estamos en pleno ciclo 23. Fue en el estudio del ciclo 21 cuando observaron que las fulguraciones más energéticas, grandes explosiones con enorme emisión de energía, asociadas a manchas solares, presentaban periodos de unos cinco meses. Los investigadores detectaron así que, inmerso en el ciclo solar de once años, se producía un segundo ciclo de fulguraciones asociadas a manchas solares. La duración temporal de este subciclo era de entre 150 y 158 días. Como consecuencia de la labor llevada a cabo por los doctores Ballester y Oliver, junto con F. Baudin, un postdoctorado de la Universdad de Harvard que realizaba una estancia en la UIB, publicaron en 1998 en la revista Nature un articulo publicado "Emergence of magnetic flux on the Sun as the cause of a 158-day periodicity in sunspot areas" en el que se describía por primera vez la interrelación entre el flujo magnético, las manchas solares y las fulguraciones. Este trabajo proponía por primera vez una hipótesis para explicar estos fenómenos de la actividad solar. El Sol, de dentro hacia fuera Antes de entrar en materia convendría, sin embargo,

3 detenerse en una sucinta descripción de nuestra principal fuente de energía millones de años parecer ser la edad del Sol, pero todavía posee combustible para millones de años más. Lo que sucederá después supondrá la destrucción de la propia Tierra. El Sol empezara a crecer hasta convertirse en una "gigante roja". Posteriormente, eyectará sus capas más externas y se convertirá en lo que los astrofísicos llaman una "enana blanca". Entonces empezará a enfriarse. El núcleo En el núcleo del Sol el hidrógeno se transforma en helio por medio de un proceso de fusión nuclear (se unen cuatro protones para formar una partícula alfa o núcleo de helio). La fusión nuclear se produce por la altísima presión y las elevadas temperaturas (15 millones de grados C). En este proceso el Sol pierde 4 millones de toneladas de masa cada segundo. Una partícula alfa tiene menos masa que cuatro protones, con lo que la diferencia se presenta en forma de energía, la que nos llega a la Tierra. La fotosfera La llamada superficie del Sol es la fotosfera. Es en realidad la capa inferior de la atmósfera. Se encuentra a unos grados C, a una temperatura por tanto mucho más baja que la del núcleo. En esta capa se encuentran las manchas solares, todavía un poco más frías (sobre los grados C). La cromosfera A continuación se sitúa la cromosfera. Esta capa solamente es observable durante un eclipse o con la ayuda de filtros. La corona Finalmente, la capa más exterior de la atmósfera solar es conocida como la corona en la que la temperatura alcanza millones de grados C. En ella se forman las protuberancias, los bucles, los agujeros coronales y tienen lugar las eyecciones de masa coronal. Las protuberancias son grandes masas de gas que pueden alcanzar una longitud de kilómetros con temperaturas de unos grados C y una gran Las capas del Sol. Las manchas solares se hallan en la fotosfera. Imagen de elaboración propia sobre otra original del consorcio SOHO.

4 Manchas solares registradas por el satélite SOHO y su correspondiente imagen aumentada. El círculo negro que aparece en la parte inferior correspone al tamaño de la Tierra a efectos comparativos. densidad. Imaginemos el Sol, por tanto, como una enorme masa de gases muy calientes, hidrógeno, helio y otros elementos químicos en menor abundancia; una enorme masa ionizada. Lo podemos imaginar girando sobre su eje (con un periodo de rotación que se sitúa entre los 25 y los 32 días, dependiendo de la profundidad del punto que tomemos como referencia). Esta "extraña" rotación, diferente según la latitud y la profundidad, genera una enorme cantidad de campos magnéticos que viajan hacia la superficie, la fotosfera. Entonces, cuando estos campos magnéticos atraviesan la fotosfera se generan las manchas solares. Como afirma el doctor Ramon Oliver, "las manchas solares no son sino la consecuencia de la emergencia del campo magnético solar". El flujo magnético Es necesario conocer algunos datos sobre las dimensiones y la fuerza de los campos magnéticos del Sol para saber de qué hablamos. La comparación con la Tierra nos ayudará: nuestro planeta tiene un campo magnético cuyos polos coinciden más o menos con los polos geográficos. Campos magnéticos como los del Sol serían imposibles en la Tierra, entre otras razones por la corteza sólida terrestre. Debemos tener en cuenta que si el campo magnético terrestre capaz de orientar una brújula tiene una intensidad de medio Gauss, el campo magnético que atraviesa la fotosfera del Sol y se manifiesta en las manchas solares tiene una intensidad de Gauss, siendo el diámetro de una de estas manchas cinco veces el diámetro de la Tierra (valores típicos). Las manchas solares son consecuencia de la emergencia del flujo magnético solar. Aparecen más oscuras porque su temperatura es inferior a la del entorno Para establecer una analogía que nos permita visualizar el fenómeno de las manchas solares podemos acudir al clásico imán. Es sabido que un imán tiene dos polos magnéticos. Tenemos que imaginar una mancha solar como uno de esos polos del imán. En realidad, las manchas se presentan en parejas de manera que los polos magnéticos de cada miembro de la pareja señalan polos opuestos. La fotosfera del Sol, por tanto, está repleta de polos positivos y polos negativos que se visualizan en las manchas solares que aparecen más oscuras por estar más frías que su entorno. De hecho, es el campo magnético el responsable de que las manchas solares estén más frías. Por qué? Cerca de de la superficie del Sol existe una zona, llamada convectiva porque en ella asciende el gas calentado que al llegar a la superficie se enfría y vuelve a descender. Esta circulación, sin embargo, queda interrumpida en presencia de un campo magnético intenso. Por esta razón las manchas están a una temperatura menor que su entorno y, por tanto, aparecen como zonas menos brillantes. Esta emergencia del campo magnético solar puede presentarse de diversas formas. O bien lo hace en mitad de grupos de manchas o fuera de ellas. En el primer caso coincide con la formación de fulguraciones muy energéticas. En el segundo caso, las fulguraciones no son tan energéticas. La causa final de las fulguraciones muy energéticas sería por tanto la creación previa de estructuras magnéticas complicadas. Lo que los investigadores del grupo de

5 Física Solar de la UIB consiguieron relacionar fue la producción de estas grandes fulguraciones con el crecimiento de las manchas solares en subciclos antes nunca detectados, de entre 150 y 158 días, e incluidos dentro de los ciclos solares conocidos de once años. Esta era la primera vez que gracias a la técnica de onditas (wavelets; una tècnica de cálculo estadístico) se pudo relacionar la periodicidad del flujo magnético con las manchas solares y la periodicidad de las fulguraciones. La investigación en esta línea no se ha detenido. Después de establecer aquella primera correlación, el grupo de Física Solar ha profundizado en el conocimiento de estos fenómenos de la actividad solar. Uno de los objetivos es llegar a poder predecir las grandes fulguraciones a partir de la emergencia de flujo magnético. La tarea no es fácil ya que el Sol continuamente da sorpresas. Como afirma el doctor Oliver, "el 4 de noviembre de 2003 se produjeron en el Sol las fulguraciones más intensas de los últimos 30 años y eso que el ciclo solar estaba en fase descendente". Es evidente que hoy se cuenta con medios técnicos muy importantes a la hora de prevenir la llegada de las eyecciones de masa coronal. El satélite SOHO es una prueba de ello. Sin embargo, no es lo mismo poder "avisar" a la Tierra de que se está produciendo una fulguración solar y una eyección de masa, que poderla predecir antes de que se produzca. En cualquier caso, los resultados obtenidos por el grupo de Física Solar de la UIB sobre el ciclo 21 y el establecimiento de un subciclo de días para las fulguraciones asociadas a las manchas solares han sido confirmados por estudios posteriores centrados en el ciclo solar actual, el número 23. Curiosamente, aunque la periodicidad de ~155 días ha vuelto a aparecer, lo ha hecho sólo en el flujo magnético, pero no en las fulguraciones. Los investigadores creen que en este ciclo la emergencia periódica de flujo magnético se ha producido sobre todo fuera de grupos de manchas ya existentes, por lo que no se forman estructuras magnéticas complejas y no se producen fulguraciones intensas. Darwin en las estrellas En el año 2002 la revista Astronomy and Astrophysics publicaba un trabajo que el grupo de Física Solar había realizado en coordinación con el grupo de Oceanografía del IMEDEA. Se trataba de una aplicación de la teoría de la selección natural desarrollada a partir de Charles Darwin y su conocido Origen de las especies, al estudio de las estrellas. Los investigadores partían de una necesidad: trasladar el lenguaje matemático el ciclo solar. En definitiva, se trataba de encontrar la ecuación que mejor pudiera describir el periodo de actividad solar antes mencionado (once años). Nadie antes lo había intentado. El reto era encontrar la ecuación que mejor describiera la realidad observada para poder describir el comportamiento futuro del Sol. El revolucionario método que se utilizó fue el de los algoritmos genéticos. Los investigadores han mutado y reproducido ecuaciones para encontrar un grupo de ellas que sea capaz de describir el ciclo solar Sabemos, desde Darwin, que la selección natural actúa sobre las especies y que sólo aquellos individuos que previamente han adquirido rasgos que le permitirán adaptarse al medio, consiguen sobrevivir y seguir evolucionado. El resto es condenado a la extinción. Lo que hicieron los investigadores fue considerar las ecuaciones candidatas a describir la actividad solar como especies. Partieron de un número El satélite SOHO, fruto de un consorcio entre la NASA y la Agencia Espacial Europea.

6 En la imagen de la izquierda se puede observar una enorme protuberancia en erupción. El consorcio SOHO ha incluido la Tierra en la imagen, a efectos comparativos. A la derecha, una colección de bucles de la corona solar. elevado de ecuaciones que fueron ensayadas con lo datos observados. En una primera selección muchas se mostraron inservibles para describir el comportamiento del sol. Si no podían describir ni un estado concreto de la estrella, mucho menos podrían ser utilizadas para describir los ciclos solares futuros. La ecuaciones que mostraron "mejor adaptación" fueron mutadas, de la misma manera que los genes mutan en la naturaleza. Los investigadores cambiaban algunos términos, algunos coeficientes de la ecuación y observaban cuáles de esos cambios, cuáles de esas mutaciones, eran las que mejor se adaptaban a describir el ciclo solar. Actuando de esta manera, mutando y combinando (reproduciendo) las ecuaciones, se llegó a una colección o una familia de ecuaciones cuyos miembros presentaban una mejor adaptación. Gracias a este grupo de ecuaciones se han podido predecir algunas fases de la actividad solar antes de producirse, aunque el método tiene sus limitaciones. Las protuberancias y los bucles de la corona Hemos dicho que la capa más exterior del Sol es llamada corona. Tomando la Tierra como ejemplo, podríamos decir que la corona es una especie de atmósfera del Sol. En realidad se trata de una capa compuesta básicamente de hidrógeno. En esta "atmósfera" solar, las llamadas protuberancias son como enormes nubes en forma de cortina, con una importante diferencia respecto a las nubes que estamos acostumbrados a ver: las protuberancias son más pesadas que el gas que las envuelve, hasta cien veces más pesadas. Y sin embargo, son muy estables. Otra vez el culpable es el campo magnético ya que es éste el que las sostiene. Los bucles, en cambio, son arcos magnéticos que también llevan gas, aunque no de tanta densidad como en el caso de las protuberancias. Cabe tener en cuenta que las temperaturas de la corona son del orden del millón de grados C. Mientras las temperaturas que presentan los bucles son del mismo rango que las del resto de la corona, las temperaturas de las protuberancias son del orden de grados C, mucho menores. Los investigadores del grupo de Física Solar estudian en la actualidad las oscilaciones que se han observado en protuberancias y bucles de la corona solar, oscilaciones que son provocadas por fulguraciones. El objetivo no es otro que, de la misma manera que la frecuencia de vibración de una cuerda de guitarra nos informa sobre la densidad de esa cuerda (si conocemos la longitud y la tensión aplicada), la frecuencia de oscilación de protuberancias y bucles pueden informar a los investigadores sobre otras características de estos objetos.

7 Proyectos financiados desde 1999 Título: Sismología de la corona solar y Actividad solar Referencia: BFM Entidad financiadora: DGIC - Dirección General de Investigació Científica y Técnica. (DGICYT) Periodo: Títulol: Interaction of MHD waves and flows in astrophysical plasmas Referencia: INTAS Entidad financiadora: INTAS Periodo: Título: Nonlinear and nonadiabatic magnetohydrodynamic waves in solar coronal structures Referencia: PST.CLG Entidad financiadora: NATO Periodo: Título: Oscilaciones en estructuras magnèticas de la corona solar Referencia: AYA Entidad financiadoraa: MCYT Periodo: Investigador responsable Doctor Josep Lluís Ballester, catedratico de Astronomía y Astrofísica Departamento de Física. Grupo de Física Solar Edificio Mateu Orfila i Rotger Tel: 34(9) Fax: 34(9) dfsjlb0@uib.es Otros miembros del equipo Marc Carbonell, catedrático de Escuela Universitaria Ramón Oliver, profesor de Astronomía y Astrofísica Jaume Terradas, contratado postdoctoral Antoni Díaz, ayudante de Escuela Universitaria Webs de interés Grupo de Física Solar. Departamento de Física de la UIB Los doctores Josep Lluís Ballester (izquierda) y Ramon Oliver, miembros del grupo de Física Solar de la UIB.

8 Página del proyecto SOHO, consorcio de la NASA y de la Agencia Espacial Europea Web del proyecto Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) de la NASA Publicaciones (desde 2001) Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Numerical simulations of linear magnetohydrodynamic waves in twodimensional force-free magnetic fields. Astronomy and Astrophysics, 39 : Murawski, K.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Nonlinear fast magnetosonic waves in solar coronal holes. Astronomy and Astrophysics, 375: Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Radiative damping of quiescent prominence oscillations. Astronomy and Astrophysics. 378: Díaz, A. J.; Oliver, R.; Erdélyi, R.; Ballester, J. L. Fast MHD oscillations in prominence fine structures. Astronomy and Astrophysics. 379: Ballester, J. L.; Oliver, R.; Carbonell, M. Te near 160 day periodicity in the photospheric magnetic flux. Astrophysical Journal, 566: Zaqarashvili, T. V.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Parametric amplification of magnetosonic waves by an external, transversal, periodic action. Astrophysical Journal. 569: Orfila, A.; Ballester, J. L.; Oliver, R.; Alvarez, A.; Tintoré, J. Forecasting the solar cycle with genetic algorithms. Astronomy and Astrophysics, 386: Terradas, J.; Molowny-Horas, R.; Wiehr, E.; Balthasar, H.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Two-dimensional distribution of oscillations in a quiescent solar prominence. Astronomy and Astrophysics, 396 : Díaz, A. J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast magnetohydrodynamic oscillations in cylindrical prominence fibrils. Astrophysical Journal, 580: Díaz, A. J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast MHD oscillations of a 3-dimensional prominence fibril. Astronomy and Astrophysics, 402: Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Coupling of fast and Alfven waves in a straight bounded magnetic field with density stratification. Astronomy and Astrophysics, 402: Carbonell, M.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Time damping of linear non-adiabatic magnetohydrodynamic waves in an unbounded plasma with solar coronal properties. Astronomy and Astrophysics, 415: Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Magnetohydrodynamic waves in sheared coronal arcades. Astrophysical Journal, 602:

9 Publicaciones en libros (desde 2001) Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Non adiabatic effects in magnetohydrodynamic waves in the solar atmosphere. A Highlights of Spanish Astrophysics II, 4th Scientific Meeting of the Spanish Astronomical Society (SEA) (J. Zamorano, J. Gorgas, J. Gallego) Kluwer pp: Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast and Alfvén MHD waves in sheared coronal arcades. A Highlights of Spanish Astrophysics II, 4th Scientific Meeting of the Spanish Astronomical Society (SEA) (J. Zamorano, J. Gorgas, J. Gallego) Kluw er. pp: Díaz, A.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast magnetohydrodynamic oscillations in prominence fine structures. Highlights of Spanish Astrophysics II, 4th Scientific Meeting of the Spanish Astronomical Society (SEA) (J. Zamorano, J. Gorgas, J. Gallego) Kluwer, pp: Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. MHD waves in sheared coronal arcades. A INTAS Workshop on MHD Waves in Astrophysical Plasmas (J. L. Ballester, B. Roberts, eds.) Univ. de les Illes Balears, pp: Oliver, R. Prominence oscillations: theory. A INTAS Workshop on MHD Waves in Astrophysical Plasmas (J. L. Ballester, B. Roberts, eds.) Univ. de les Illes Balears, pp Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Prominence oscillations from 2D dopplergrams. A INTAS Workshop on MHD Waves in Astrophysical Plasmas (J. L. Ballester, B. Roberts, eds.) Univ. de les Illes Balears, pp: Díaz, A.; Oliver, R.; Erdélyi, R.; Ballester, J. L. Fast MHD oscillations in prominence fine structures. A INTAS Workshop on MHD Waves in Astrophysical Plasmas (J. L. Ballester, B. Roberts, eds.) Univ. de les Illes Balears, pp: Oliver, R.; Ballester, J. L. The 158-day periodicity in the rising phase of cycle 23. A SOLSPA: the second solar cycle and space weather euroconference (H.Sawaya-Lacoste, ed.), ESA. SP-477, pp: Díaz, A. J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast MHD oscillations in cylindrical prominence fibrils. A SOLMAG: Magnetic Coupling of the Solart Atmosphere Euroconference and IAU Colloquim 188 (H. Sawaya-Lacoste, ed.) ESA SP- 505, pp: Arregui, I.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Magnetohydrodynamic waves in sheared coronal magnetic structures. A Solar Variability: from Core to Outer Frontiers (A. Wilson, ed.), ESA. SP-506, pp: Díaz, A. J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Fast MHD oscillations in cylindrical prominence fibrils. A Solar Variability: from Core to Outer Frontiers (A. Wilson, ed.) ESA. SP-506, pp: Comunicaciones a congresos (desde 2002) Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. CEOF analysis of MHD waves in solar prominences. From Solar Min to Max: Half a solar cycle with SOHO. Davos, Suïssa, 2002 Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Damping of oscillations in quiescent prominences: A theoretical approach. From Solar Min to Max: Half a solar cycle with SOHO. Davos, Suïssa, 2002

10 Terradas, J.; Oliver, R.; Ballester, J. L. Application of EMD and CEOF techniques to the analysis of coronal oscillations. IAU Colloq. 188: Magnetic coupling of the solar atmosphere. Santorini, Grècia, 2002 Díaz, A.; Oliver, R.; Ballester, J. L.MHD waves in prominence fine structures Magnetic coupling of the solar atmosphere. Santorini, Grècia, 2002 Orfila, A. Alvarez, R. Oliver, J. L. Ballester, J. Tintoré. Forecasting the solar cycle with genetic algorithms. 10th European Solar Physics Meeting. Praga, 2002 I. Arregui, R. Oliver, J. L. Ballester. MHD waves in sheared coronal magnetic structures. 10th European Solar Physics Meeting. Praga, 2002 M. Carbonell, R. Oliver, J. L. Ballester. The near 160-day periodicity in the photospheric magnetic flux. 10th European Solar Physics Meeting. Praga, 2002 A. Díaz, R. Oliver, J. L. Ballester. Fast MHD waves in prominence fine structures. 10th European Solar Physics Meeting. Praga, 2002 J. Terradas, R. Oliver, J. L. Ballester. Application of EMD and CEOF techniques to the analysis of coronal oscillations. 10th European Solar Physics Meeting. Praga, 2002 T. Zaqarashvili, R. Oliver, J. L. Ballester. Damping of Standing Alfvén waves due to resonant generation of slow magnetosonic waves. SOHO 13: Waves, Oscillations and small scale transient events in the solar atmosphere: A joint view from SOHO and TRACE. Palma de Mallorca, 2003 A. Díaz, R. Oliver, J. L. Ballester. Fast MHD oscillations in multifibril cartesian systems. SOHO 13: Waves, Oscillations and small scale transient events in the solar atmosphere: A joint view from SOHO and TRACE. Palma de Mallorca, 2003 I. Arregui, R. Oliver, J. L. Ballester. Coupled fast and Alfvén waves in sheared coronal arcades. SOHO 13: Waves, Oscillations and small scale transient events in the solar atmosphere: A joint view from SOHO and TRACE. Palma de Mallorca, 2003 M. Carbonell, R. Oliver, J. L. Ballester. Time damping of linear, non-adiabatic MHD waves in an unbounded medium with solar coronal properties. Waves in Solar and Magnetospheric plasmas. Londres, 2003 R. Oliver. Theoretical aspects of waves and oscillations in prominences. SOHO 13: Waves, Oscillations and small scale transient events in the solar atmosphere: A joint view from SOHO and TRACE. Palma de Mallorca, 2003 M. Carbonell, R. Oliver, J. L. Ballester. Time damping of linear, non-adiabatic MHD waves in an unbounded slablike prominence. Waves in Solar and Magnetospheric plasmas. Londres, 2004 R. Oliver. Fast MHD waves in prominence fibrils. Waves in Solar and Magnetospheric plasmas. Londres, 2004 A. Díaz, R. Oliver, J. L. Ballester. Fast MHD waves in prominence fibrils. Waves in Solar and Magnetospheric plasmas. Londres, 2004