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During the impulsive phase of solar flares a distribution of nonthermal electrons propagates from the site of energy release towards the lower layers of the solar atmosphere. Depending on their pitch angles, these electrons can get trapped inside coronal loops or precipitate to the chromosphere or photosphere. The whole picture of this scenario is given by the trapping-plusprecipitation model. The relevance of both processes, precipitation and trapping, was estimated via two dimensionless quantities, namely, the impulsivity parameter (IP) and the trapping indicator (TI). They were calculated from HXR and microwave emissions, respectively. The IP and TI were computed in a work sample of 228 flares. HXR and microwaves data were provided by RHESSI and NoRP, respectively. These events were classified according to IP into three impulsivity types: high, medium, and low. This alternative classification of solar flares turned out to be independent of the HXR lightcurve used to measure the IP. On the other hand, the work sample was also classified into three trapping types, according to the values of TI. Such types were: short, average, and prolonged trapping. For events having a single peak in both HXR and microwaves, the trapping types define the regimes where precipitation or trapping dominates. Lastly, it was shown that some active seismically flares can be explained as events where the impulsivity is high (large IP) and magnetic trapping is poorly efficient (small TI). Therefore, this support the hypothesis that sunquakes can be generated by direct impact of energetic electrons Maestría

Resumen Contexto: Las fulguraciones solares y las eyecciones de masa coronal liberan al espacio grandes cantidades de radiación que, al alcanzar las capas exteriores de la atmósfera terrestre, alteran sus características eléctricas. El conjunto de fenómenos derivados de esta interacción se conoce como clima espacial y sus consecuencias incluyen fallas en los sistemas de geolocalización, las telecomunicaciones, las operaciones vía satélite, el seguimiento espacial, la radionavegación y la sobrecarga de redes eléctricas. Método: En este trabajo se presenta el desarrollo de un radio receptor que permite adelantar el monitoreo del clima espacial desde Colombia. Además, se describe una metodología novedosa para el diseno de filtros analógicos de orden superior de característica Butterworth, a partir de la interconexión en paralelo de bancos de filtros de primero y segundo orden, obteniéndose la función de transferencia deseada. Resultados: El radio receptor desarrollado se instaló en la estación de monitoreo del clima espacial del Observatorio Astronómico de la Universidad Tecnológica de Pereira (OAUTP), Colombia, entrando en operación en diciembre de 2015. Desde esa fecha, el sistema ha registrado la actividad solar de forma ininterrumpida, detectando cuatro potentes explosiones solares clase C presentadas los días 15, 16 y 17 del mes de abril de 2016. Las señales recibidas por el radio receptor son enviadas a la base de datos global del Stanford Solar Center, de Stanford University, con el código UTP 0383. Conclusiones: El radio telescopio desarrollado permite al Observatorio Astronómico OAUTP adelantar el monitoreo del clima espacial y de la actividad solar, enviando la información recibida a repositorios de acceso público a nivel mundial. No existen otros receptores de radio de este tipo operando en la actualidad en países ecuatoriales, una región de la Tierra donde los efectos de la actividad solar pueden conducir a nuevos conocimientos que aporten en la comprensión de este fenómeno. Además, los filtros de orden superior diseñados pueden tener aplicación en el campo de la instrumentación para la medición de señales eléctricas biomédicas. Abstract Context: Solar flares and coronal mass ejections release great amounts of radiation to the outer space, altering the electrical properties of external layers in earth's atmosphere. The set of phenomena derived from this interaction is known as space weather, and its consequences include failures in the geolocation systems, telecommunications, satellite based operations, spatial tracking, radio navigation and overload of electrical network. Method: This paper presents the development of a radio receptor enabling monitoring of space weather from Colombia. A novel methodology to design analog high-order Butterworth filters is described, based on the parallel interconnection of filtering banks of first and second order, yielding the realization of the desired transfer function. These filters are then used to build a radio receptor to monitor the mentioned solar activity. Results: The radio receptor was installed in a space weather monitoring station in Colombia, specifi- cally in the Astronomical Observatory of the Universidad Tecnologica de Pereira (OAUTP), becoming operational on December 2015. From that date, the radio receptor has been registering solar activity uninterruptedly; and it has been able to detect four powerful solar explosions of class C, registered on the days 15, 16 and 17th in the month of April 2016. The received signals are sent to the Stanford Solar Center of Stanford University, with the code UTP 0383. Conclusions: The newly developed radio telescope is enabling the Astronomical Observatory OAUTP to monitor space weather and solar activity, sensing and registering such information in global publicly available repositories. No other radio receptors of this kind are currently operating from equatorial countries, a region on Earth were the effects of solar activity may lead to new insights in understanding this phenomena. Besides, we anticipate that the designed high order filters may have application as well in instruments for sensing biomedical electrical signals.

Large amounts of energy are released when magnetic field lines reconnect in the corona during solar flares. Observations have found both transient and irreversible changes in the photospheric magnetic fields during flares, but their origins and mechanisms are yet unclear. To investigate the properties of magnetic field changes during flares, e.g. their size, area, and timing, we performed a statistical analysis of 75 solar flares. We analyzed the line-of-sight (LOS) and vector magnetic field measurements obtained by the Solar Dynamics Observatory. We derived the locations of permanent magnetic field changes of these flares that were selected based on a wide energy range from small to extreme flares (18 X-class, 37 M-class, 19 C-class and 1 B-class flares), and a wide range of heliographic longitudes (disk center to limb). We identified kernels of permanent magnetic field changes in 80% of the flares. 36 events showed more positive changes, while during 23 flares more negative irreversible variations were observed. We found two decreasing exponential relations for: (i) the observed step-size values, (ii) the number of the permanent changes found with respect to the distance measured from the polarity inversion line (PIL). An enhancement in white-light (WL) emission was observed in 74% of the events. The WL emission and the permanent changes do not have a one-to-one spatial relationship, but they are near each other and often overlap. The energy emitted during each event in the soft X-ray band correlates with the total photospheric area where permanent changes are located following a power-law. We also studied the evolution of the three components of the magnetic field in the same places where permanent changes in the LOS component were found, as well as a region of few arcsecs width measured from the PIL. We concluded that the flares that show irreversible changes in azimuth and inclination do not vary with the location of the flare, although the correlation with the field strength decreases for flares that were located near the limb. Permanent changes in the field strength, and inclination are found more often than changes in azimuth with ~19% difference. The strength field irreversibly increased near the PIL in 29 flares. We observed that the field becomes tilted after 20 flares. This agrees with the implosion model (Hudson et al. 2000) that predicts the field becoming more horizontal after the flare. However, during 13 flares, the radial field showed positive and larger changes than the horizontal field. This implies another scenario when the flare-loop is untwisted after flares (Kleint 2016) Resumen. Grandes cantidades de energía se liberan cuando se vuelven las líneas de campo magnético se reconectan en la corona durante fulguraciones solares. Observaciones se han encontrado cambios transitorios e irreversibles en los campos magnéticos fotosféricos durante fulguraciones, pero sus orígenes y mecanismos son desconocidos. Investigamos las propiedades de los cambios de campo magnético durante 75 fulguraciones, por ejemplo, su tamaño, área y tiempo. Analizamos lacomponente en la línea de la visual (LOS) y mediciones de campo magnético vectoriales obtenidas por el Solar Dynamics Observatory. Las fulguraciones fueron seleccionados sobre la base de una amplia gama de energía desde fulguraciones pequeñas hasta extremas (18 clase X, 19 clase M, 37 clase C y 1 clase B), y una amplia gama de longitudes heliográficas (desde el centro del disco al limbo). Se identificaron núcleos de cambios en el campo magnético permanente en el 80% de los fulguraciones. 36 eventos mostraron más cambios positivos, mientras que durante 23 fulguraciones se observaron más cambios negativos. Se encontraron dos relaciones exponenciales decrecientes para: (i) los tamaños de los cambios observados, (ii) el número de los cambios permanentes que se encuentran con respecto a la distancia medida desde la línea de inversión de polaridad (PIL). Se observó un aumento en la emisión de luz blanca (WL) en el 74% de los eventos. La emisión WL y los cambios permanentes no tienen una relación espacial de uno a uno, pero están cerca unos de otros, y a menudo se superponen. La energía emitida durante cada evento en la banda de rayos X blandos se correlaciona con el área total de fotosférica donde se encuentran los cambios permanentes siguiendo una ley de potencias. También se estudió la evolución de las tres componentes del campo magnético en los mismos lugares donde se encontraron cambios permanentes en el componente de LOS, así como en una región de unos pocos segundos de arco de ancho medido desde la PIL. Las fulguraciones que muestran cambios irreversibles en azimut e inclinación no varían con la ubicación de la llamarada, aunque la correlación con la intensidad del campo disminuye en fulguraciones que se encontraban cerca al limbo. Los cambios permanentes en la intensidad de campo, y la inclinación se encuentran con más frecuencia que los cambios en azimut con 19% de diferencia. La intensidad de campo aumenta de forma irreversible cerca de la PIL en 29 fulguraciones. Observamos que el campo se inclinó después de 20 fulguraciones. Esto está de acuerdo con el modelo de implosión (Hudson 2000) que predice que el campo es cada vez más horizontal después de la llamarada. Sin embargo, durante 13 fulguraciones, el campo radial mostró cambios positivos y mayores que el campo horizontal. Esto implica otro escenario cuando los bucles de la fulguraciones pierden su torsión después de la fulguración Kleint (2016). Maestría

Se realiza una simulación de la aceleración mediante un campo eléctrico uniforme y constante (aceleración DC) que experimentarían electrones y protones al interior de una lámina de corriente durante una fulguración solar, con el fin de determinar si las energías de eyección están en el rango esperado de ≈ 10 − 1000 keV para electrones y ≈100 keV - 100 MeV para protones, necesarios para poder explicar la posterior emisión en rayos X duros y rayos gamma de estas partículas durante la fulguración. Se analiza la dinámica de las partículas para realizar una descripción cualitativa de la trayectoria de estas partículas en el interior de la lámina de corriente. Usando la topologia de los campos magnéticos y eléctrico de Zharkova se realiza una integración numérica del movimiento de estas partículas mediante una combinación del método Leap-frog con el método de Boris. Se estudia la influencia de la variación de algunos parámetros (componentes del campo magnético, el campo eléctrico) en la energía de eyeccción. Se concluye que mediante este mecanismo de aceleración es posible acelerar electrones en los intervalos de energía ya mencionados siempre y cuando estas partículas crucen completamente la lámina de corriente a través de sus planos principales. Abstract. A simulation of the acceleration of electrons and protons is performed, through an uniform and constant electric field (DC acceleration) inside of a current sheet during a solar flare, to know if the ejection energies are in the range ∼ 10 − 1000 keV for electrons and ∼100 keV - 100 MeV for protons, as a mean to explain the emission in hard X rays of these particles during a solar flare. One analyzes the dynamics of these particles to realize a description of their trajectory inside of a current sheet. Using Zharkova’s topology of the magnetic and electric fields, a numerical integration of the movement of these particles is carried out using a combination of Leap-frog method and Boris method. A study of the influence of some parameters (magnetic field components, electric field...) in ejection energy is performed. One concludes that through this acceleration mechanism is possible accelerate electrons in energy ranges already mencioned above, if these particles run completely along the current sheet. Maestría

En este trabajo se estudió el fenómeno de los sismos solares asociados a explosiones fuertes que ocurren en las capas altas de la atmosfera solar. Se formuló una descripción física mediante la cual se intenta dar una explicación a los procesos involucrados en la generación de una fuente sísmica. Para esto, se consideró un modelo estocástico de aceleración de electrones en torno a la vecindad inmediata en donde ocurre la explosión solar. Se trabajó en la reducción y análisis de datos obtenidos por telescopios en tierra y por satélites para una muestra de fulguraciones con una emisión alta en rayos-X duros durante el inicio del ciclo solar veinticuatro. Además, se desarrolló una simulación numérica que soluciona la ecuación de Fokker-Planck a fin de entender la manera en la que evoluciona la función de distribución que describe el comportamiento dinámico global de un conjunto de electrones acelerados estocásticamente. Al final se encontró evidencia sísmica sobre cinco fulguraciones diferentes de la muestra que mostraron también características típicas en la emisión, a diferentes bandas del espectro, que se asocian a la presencia de electrones acelerados durante dichos fenómenos. Gracias a las observaciones y a la simulación se encontró que el tiempo de inyección de los electrones en la cima de un bucle solar es un factor importante a la hora de evaluar la posible generación de un sismo por causa de la interacción de los electrones con el plasma local. Se plantea una discusión en la que se dejan abiertas diferentes alternativas que pueden explicar la ´ posible generación de los sunquakes. Abstract: We studied the phenomenon of sunquakes associated with strong explosions occurring in the upper layers of the solar atmosphere. A physical description was formulated to explain the processes involved in the generation of a seismic source. In this way, we considered a stochastic model of electron acceleration around the immediate vicinity where solar explosion occurs. We worked on the reduction and analysis of data obtained by ground-based telescopes and satellites for a sample of flares with a high emission in hard X-rays during the beginning of the twenty-four solar cycle. Additionally, a numerical simulation was developed to solve the Fokker-Planck equation to understand the way in which the distribution function evolves describing the overall dynamic behavior of a group of stochastically accelerated electrons. At the end, seismic evidence was found for five di↵erent flares in the sample which also showed typical features in the emission, at di↵erent spectral bands, associated with the presence of accelerated electrons during these phenomena. Thanks to the observations and the simulation, we found that the time of injection of electrons into the top of the loop is an important feature when we evaluate the possible generation of a sunquake caused by the interaction between electrons and the local plasma. We propose a discussion in which di↵erent alternatives are left open to explain the possible generation of sunquakes. Maestría

En el presente trabajo se abordó el problema de la variación del campo magnético y su asociación a fuentes helio-sísmicas inducidas durante fulguraciones solares mediante el estudio de uno de los mecanismos actualmente planteados para explicar dicha actividad, bajo el modelo teórico denominado McClymont Jerk desarrollado por Hudson et al. (2008) y Fisher et al. (2012), junto con un análisis observacional aplicado a 6 fulguraciones solares del presente ciclo solar y una simulación numérica de tipo MHD que incluya los comportamientos observacionales detectados. Se muestra en primera instancia que la energía acústica asociada a la helio-sismicidad local vista en fulguraciones solares es comparable con el trabajo realizado por la fuerza de Lorentz inducida luego de la reestructuración del campo magnético durante el proceso de la fulguración, en particular en su etapa impulsiva, lo que concuerda con lo reportado previamente por Donea y Lindsey (2005) y Hudson et al. (2008). Para uno de los eventos analizados, dicha estimación energética supera los valores hallados mediante holográfica acústica en la banda de 6 [mHz], en donde el mapeo de la señal acústica es _optimo. Sin embargo, en las bandas entre 2 { 5 [mHz] del espectro acústico, en donde la emisión alcanza su máximo en la distribución de potencia, sólo se puede dar cuenta de hasta el 20% de la energía asociada a la señal acústica mediante el mecanismo del McClymont Jerk. Esto plantea dos posibilidades: La primera es que el faltante energético podría provenir de otro de los mecanismos planteados en la actualidad y la segunda está relacionada con la estimación misma del mecanismo del McClymont Jerk realizada, que es similar a la presentada por Hudson et al. (2008) con base en los trabajos de Sudol y Harvey (2005), en donde _únicamente se incluye en la descripción la componente de la línea de la visual del campo magnético (Blos) y no se consideran las otras dos componentes paralelas a la superficie solar local (Bh). En segundo lugar la simulación numérica realizada, utilizando los perfiles de comportamiento magnético observados, mostró que se inducía un patrón casi-circular concéntrico en la ubicación de la perturbación, independientemente de su forma funcional, el cual se asemeja bastante al perfil de helio-sismos reportados hasta la fecha y en simulaciones numéricas previas del mismo fenómeno (Kosovichev y Zharkova, 1998; Martínez-Oliveros et al., 2009). Abstract. In this work we addressed the problem of the variation of the magnetic _eld and its association with helio-seismic sources induced during solar ares by studying one of the actual proposed mechanisms to explain this activity, under the theoretical model known as McClymont Jerk developed by Hudson et al. (2008) and Fisher et al. (2012), along with an observational analysis which included six solar ares of this solar cycle and a MHD numerical simulation that included the di_erent observational behaviors detected. In the _rst place, it is shown that the acoustic energy associated with the local seismicity induced by solar ares is comparable to the work done by the Lorentz force generated after the restructuring of the magnetic _eld during the are, particularly in its impulsive phase. This result is consistent with the previous reports of Donea and Lindsey (2005) and Hudson et al. (2008). For one of the events analyzed, this energy estimate exceeds the values found by acoustic holography in the band of 6 [MHz], where the mapping of the acoustic signal is optimal. However, in bands between 2 to 5 [MHz] of the seismic spectrum, wherein the emission peaks in the power distribution, the analyzed mechanism arise only up to 20% of the energy associated with the acoustic signal. This generates two possibilities: The _rst one is that the missing energy could come from another mechanism, such as the injection or particles or the back-warming mechanism, and the second is related to the estimation itself of the McClymont Jerk mechanism, which is similar to that presented by Hudson et al. (2008) based on the work of Sudol and Harvey (2005), where in the description is included the line-of-sight component of the magnetic _eld (Blos) only and does not consider the other two components parallel to the local surface of the Sun (Bh). Secondly, the numerical simulation performed using the observed magnetic evolution pro_les showed that a nearly-circular concentric pattern in the location of the disturbance is generated, regardless of the functional form for the magnetic _eld evolution, which closely resembles the helioseismic pro_les reported up to date and by previous numerical simulations of the same phenomenon (Kosovichev and Zharkova, 1998, Martinez-Oliveros et al., 2009). Maestría

A lo largo de esta Tesis se ha estudiado la emergencia y evolución de estructuras magnéticas (tubos de flujo) en la atmósfera solar; estas estructuras son los componentes básicos de las regiones activas. La dinámica coronal de estos tubos de flujo da lugar a fenómenos violentos de liberación de energía, tales como las fulguraciones solares y las eyecciones coronales de masa. Sólo los tubos de flujo que poseen torsión sobreviven al cruce de la zona convectiva y emergen a través de la fotósfera. Esta torsión conserva el signo que tenía el tubo de flujo cuando se generó en la tacoclina. La presencia de torsión en un tubo de flujo resulta en una elongación de las polaridades fotosféricas, a la que se llama lengua magnética. Esta elongación se debe a la contribución de la componente azimutal al campo en la dirección de la visual. La distribución espacial de estas elongaciones está relacionada con el signo de la helicidad magnética de la región activa, mientras que su extensión indica el grado de torsión del tubo. Por lo tanto, la identificación de las lenguas magnéticas constituye una herramienta util para determinar el signo de la helicidad magnética usando unicamente ob servaciones. El signo de la helicidad dado por las lenguas ha sido verificado por comparación con el determinado por otros indicadores en 40 regiones activas. Como contribución al estudio de la dinámica coronal, se ha modelado el campo magnético de una región activa compleja. Se calculó su topología encontrando que la misma está determinada por la presencia de un punto de campo magnético nulo en la corona. Las observaciones de tres fulguraciones homólogas, que ocurrieron en un lapso de 29 horas en esta región, sugieren que las mismas se deben a un proceso de reconexión magnética que ocurre en el entorno de este punto. Este proceso de reconexión es forzado por la emergencia continua de flujo magnético. n this Thesis we study the emergence and evolution of magnetic structures (flux tubes), that are the basic components of active regions, into the solar atmosphere. The coronal dynamics of these flux tubes lies at the origin of violent energy release phenomena, such as solar flares and coronal mass ejections. Only twisted flux tubes survive the crossing of the convective zone and emerge through the photosphere. The flux tube twist preserves the sign with which it was created in the tachocline. The presence of twist in the tube is seen at the photospheric level as an elongation of the polarities, which we call magnetic tongues. This elongation is due to the contribution of the flux tube azimuthal field component to the line-of-sight magnetic field. The spatial distribution of these elongations is related to the active region magnetic helicity sign, while their extensions indicate the degree of torsion in the tube. Therefore, the identification of magnetic tongues is a useful tool to determine the helicity sign of a magnetic configuration, based only in observations. The helicity sign given by the tongues has been verified by comparing it with that determine by other features in 40 active regions. As a contribution to the understanding of the coronal dynamics, we have modeled the magnetic field of a complex active region. We have calculated its topology finding that it is determined by the presence of the coronal magnetic null point. The observations of three homologous flares, that occurred along 29 hours, suggest that they originated by magnetic field reconnection in the null point neighborhood. This reconnection process is forced by continuous flux emergence. Finally, we have computed the magnetic helicity variation due to an ejective event, and we have compared this value to the helicity content in the associated interplanetary magnetic cloud. We have found that both values were in good agreement, indicating that magnetic helicity is a well preserved quantity even under no ideal conditions. These quantitative comparisons, as the more qualitative ones using tongues, are useful tools to find the solar source of an interplanetary event. Fil: Luoni, María Luisa. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.

Se acepta generalmente que el campo magnético juega un rol fundamental en la física del Sol y de otros objetos astrofísicos, confinando el plasma y acumulando enormes cantidades de energia que luego será liberada en los llamados eventos catastróficos. Las fulguraciones solares son fenómenos que nos brindan una gran oportunidad para comprender cómo actúa el campo magnético durante estos eventos. La comparación entre las manifestaciones de estos fenómenos impulsivos y el modelado del campo magnético de la región activa donde tuvieron lugar, es uno de los tópicos fundamentales de la física solar. Este trabajo nos lleva a analizar las diferentes señales de la actividad de la fulguración, usando observaciones simultáneas en un amplio rango del espectro electromagnético como rayos X, ultravioleta (UV), y diferentes lineas espectrales en el visible, así como magnetogramas vectoriales. Para entender las condiciones que conducen a una dada región activa a producir una fulguración, hemos considerado en esta Tesis el modelado del campo magnético, analizando luego la relación entre su topología y las emisiones radiativas en las diferentes regiones espectrales. La visión convencional de la reconexión magnética está basada principalmente en el estudio en dos dimensiones (2-D) de un punto neutro del tipo X, o en la extensidn de este estudio a 3-D, suponiéndose que en este punto se produce el transporte de flujo magnético a través de las separatrices (lugares donde el mapeo de las líneas de campo es discontinuo). Esta visión resulta demasiado restrictiva cuando se observa la gran variedad de configuraciones magnéticas que se han visto abrillantar. En esta Tesis hemos diseñado un algoritmo, llamado Método de Fuentes (MF), para determinar la topología del campo magnético de las Regiones Activas (ARs). El campo fotosférico observado fue extrapolado hacia la corona usando fuentes magnéticas subfotosféricas, y la topología fue definida a través de la conexión entre las fuentes. Hemos encontrado que los abrillantamientos en Ha, UV y'rayos X estaban ubicados en la intersección de la cromósfera con las separatrices ya definidas. Estos resultados y el conocimiento adquirido sobre las propiedades de la conexión de las líneas de campo, nos permitió generalizar el concepto de separatrices al de "cuasi-separatrices" (CS), y diseñar el nuevo Método de las Cuasi-Separatrices (MCS) para determinar la topología del campo magnético de las ARs. Las CS son regiones donde el mapeo de las líneas de campo cambia drásticamente (y en forma discontinua para el caso particular en el que se comportan como separatrices). El MCS puede ser aplicado a las ARs cuando el campo magnético fotosférico ha sido extrapolado a través de cualquier clase de técnica. Hemos aplicado el MCS a varias fulguracioncs, ocurridas en regiones activas que presentaban muy diferentes configuraciones magnética. Hemos encontrado que la ubicación de los abrillantamientos de la fulguración están relacionados con las propiedades de las conexiones entre las líneas de campo de la configuración magnética subyacente, como se esperaba a través de los desarrollos teóricos en reconexión magnética en 3-D. Las líneas de campo coronal extrapolado que representan a las estructuras involucradas en los eventos analizados tienen sus extremos fotosféricos localizados a ambos lados de las CS. Nuestros resultados apoyan categóricamente que la reconexión magnética es la responsable de este fenómeno coronal. It is widely admitted that the magnetic field plays a fundamental role in the physics of the Sun and other astrophysical objects, confining the plasma an storing huge amounts of energy that is released in the so called catastrophic events. Solar flares give us the best opportunity to understand how the magnetic field acts during such events. The comparision between observations of these impulsive phenomena, and modeling the magnetic field of the active region is a central topic. This leads us to analyze different manifestations of flare activity using simultaneous observations in a wide range of the electromagnetic spectrum as x-rays, UV (ultraviolet), and different spectral lines in the visible, as well as vector magnetograms. To understand the conditions that lead to flare activity in a given active region, we have considered in this Thesis the modeling of its magnetic field, analyzing afterwards the relationship between its topology and the radiative emissions in different spectral regions. A conventional view of magnetic reconnection is mainly based on dhe two dimensional (2-D) picture of an x-type neutral point, or on its extension to 3-D, and it is thought to be accompanied by flux transport across separatrices (places where the field-line mapping is discontinuous). This view is too restrictive when we realize a variety of solar magnetic configurations that have been seen flaring. We have designed an algorithm, called Source Method (Método de Fuentes, MF), to determine the magnetic topology of Active Regions (ARs). The observed photospheric field was extrapolated to the corona using subphotospheric sources, and the topology was defined by the link between these sources. Hα, UV and X-ray flare brightenings were found to be located at the intersection with the chromosphere of the separatrices previously defined. These results and the knowledge we adquired on the properties of magnetic field-line linkage, led us to generalize the concept of separatrices to "quasi-separatrix layers" (quasi-separatrices, CS), and to design a new method (Método de las Cuasi-Separatrices, MCS) to determine the magnetic topology of ARs. CS are regions where the magnetic field-line linkage changes drastically (and discontinuously when the field-lines behave like separatrices). The MCS can be applied to ARs when the photospheric fields has been extrapolated using any kind of technique. We have applied the MCS to observed flaring regions presenting very different magnetic configurations. We have found that the locations of flare brightenings are related to the properties of the field-line linkage of the underlying magnetic region, as expected from the recent development in 3-D magnetic reconnection. The extrapolated coronal field lines representing the structures involved in the analyzed events have their photosperic footpoints located at both sides of the CS. Our results strongly support the idea that magnetic reconnection is at work in this coronal phenomena. Fil: Bagalá, Liria Gabriela. Universidad de Buenos Aires. Facultad de Ciencias Exactas y Naturales; Argentina.