Información extraída de <a href="http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html">http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html</a>

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El material observacional en que se basa este trabajo fue adquirido por D. Geisler y J. C. Forte con el telescopio de 4 m del CTIO en Diciembre de 1987. Los primeros resultados del análisis de una de las imágenes adquiridas fueron publicados en 1990 (Geisler & Forte, 1990). Durante parte de 1989 y 1990, el autor de esta tesis realizó su Práctica de la Especialidad sobre el resto del material obtenido por Geisler & Forte. En aquella etapa se estudió la distribución de colores de los objetos (Ostrov et al., 1993). En 1991 se intentó comenzar la investigación de la función de luminosidad. El trabajo hasta aquí descripto fue efectuado por medio de una computadora VAXen el IAFE. Paralelamente, a lo largo de este lapso las computadoras personales disminuyeron considerablemente su precio a la vez que aumentaron continuamente su capacidad. Al pasar las imágenes a una computadora personal, se encontró que parte de los primeros pasos de su procesamiento podía mejorarse significativamente. Por lo previamente expresado, si bien este trabajo se basa en el mismo material observacional que los anteriores, el procesamiento de las imágenes posterior a los primeros pasos (trimming, bias, at elding) fue diferente. En consecuencia, no sólo se presenta aquél análisis de la función de luminosidad de los cúmulos, sino que se realiza también una nueva investigación sobre su distribución de metalicidades, ya que el nuevo tratamiento de las imágenes permitió obtener resultados de calidad superior a los previamente publicados. El autor de esta tesis obtuvo una Beca de Iniciación del CONICET a partir de Abril de 1992 y una Beca de Perfeccionamiento a partir de Mayo de 1994.

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Memoria para optar al título de Arquitecto

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / La distribución de galaxias a gran escala define una compleja red de filamentos, murallas y vacíos de galaxias, situándose los cúmulos de galaxias en la intersección de filamentos. A dicha red se la conoce como “Estructura a Gran Escala” (LSS por su sigla en inglés), cuya forma general y relación entre sus componentes provee información sobre la distribución general de materia, que depende del modelo cosmológico, y la formación de las galaxias, siendo necesario perfeccionar continuamente su caracterización en la medida que hay avances significativos en las bases de datos o en los métodos de análisis. Nuestro trabajo esta basado en el reciente catálogo VOCLUDET de cúmulos y grupos de galaxias, construido en forma automatizada a partir del catálogo de corrimientos al rojo de galaxias llamado “2-degree Galaxy Redshift Survey” (2dFGRS) mediante el metodo geometrico de Voronoi, el cual consta de dos secciones, una norte, del North Galactic Pole (NGP), y una sur, del South Galactic Pole (SGP). La utilización de cúmulos de galaxias en el trazado de la LSS tiene las ventajas, frente al uso directo de las galaxias, por no estar ellos afectados por el efecto distorsionador llamado “Dedos de Dios” (Fingers-of-God) y porque se pueden estimar individualmente sus masas totales. A partir de un análisis exhaustivo del catálogo VOCLUDET, se definio una muestra de 745 cúmulos caracterizados por altos valores de su dispersión de velocidad (HVDCS por su sigla en inglés), > 400 km/s, correspondientes por lo tanto preferentemente a cúmulos masivos. Nuestro análisis indica que las propiedades de los cumulos de esta muestra no presentan un efecto de selección importante con la distancia, hasta aquella correspondiente a z~0.15, por lo que en este trabajo hemos limitado el mapeo de la LSS hasta z~0.15. Incluimos el catalogo de la muestra HVDCS en este trabajo, que consiste en el listado de los siguientes parametros calculados: ascensión recta, declinación, redshift, distancia comóvil, Ngal, v , masa virial, radio promedio. Para obtener el trazado de la estructura a gran escala hemos calculado, en 3 dimensiones, el Árbol Recubridor Mínimo (Minimal Spanning Tree, MST), el cual es un trazador cuantitativo y objetivo de la LSS, revelando la estructura filamentaria de las cadenas a las cuales pertenecen los cúmulos de la muestra HVDCS. El análisis de las propiedades del MST de la distribución de estos cúmulos indica que la topología global de su distribución espacial es consistente con una distribución con una geometría filamentaria a escalas mayores que la distancia promedio entre cúmulos y de una geometría tipo plano a escalas más pequeñas. Usando el mismo MST, realizamos una búsqueda sistemática de supercúmulos en el 2dFGRS. Nuestro catálogo de supercúmulos en el 2dFGRS consiste en 55 y 73 detecciones de supercúmulos en las secciones NGP y SGP, respectivamente. Se estimó la significancia estadística de cada supercúmulo y se extrajo una muestra de supercúmulos de alta significancia en su detección, consistente de 35 y 49 supercúmulos en el NGP y SGP, respectivamente. Hemos encontrado que la mayoría de los supercúmulos identificados tienen algún grado de correspondencia con aquellos de catálogos de supercúmulos previos en el volumen del 2dFGRS. Del estudio de la geometría y población de nuestros supercúmulos encontramos que los supercúmulos pobres, constituidos por menos de 10 cúmulos de galaxias, son muy numerosos y filamentarios, formado por simples cadena de cúmulos, mientras que los superćumulos ricos son muy escasos, con un gran número de cúmulos y poseyendo en su interior cadenas de cúmulos “tipo araña”. Incluimos el catalogo de los supercúmulos encontrados en este trabajo, que consiste en el listado de los siguientes parámetros calculados: ascensión recta, declinación, redshift, distancia comóvil, Ncl, p-value del test de significancia, cúmulos miembros, filamentariedad del grafo, largos de los ejes principales y volumen del elipsoide envolvente, y los descriptores de forma y la triaxialidad.

Publicación a texto completo no autorizada por el autor / Los temas de investigación de esta tesis son muestras de meteoritos que han sido poco estudiadas en el Perú por técnicas físicas de caracterización. Esto motiva la elaboración de un proyecto con objetivos definidos para las muestras seleccionadas, enfatizando la determinación de su composición elemental, mineralógica y morfológica, así como de sus fases estructurales. En parte, estas muestras son recolectadas in situ en el área de impacto de un meteorito en Carancas, Puno, desde el cráter y el área adyacente. Las otras muestras estudiadas pertenecen a una colección del Museo de Historia Natural de la Universidad Nacional Mayor de San Marcos (UNMSM), Lima, Perú. Los resultados de los análisis de las muestras relacionadas con el meteorito de Carancas mediante fluorescencia de rayos X en energía dispersiva (FRXED) permiten contrastar la composición elemental de los residuos del propio meteorito con las muestras de suelo del cráter. Mediante difractometría de rayos X (DRX) se observa la presencia de fases mineralógicas como troilita (FeS), ringwoodita (Rw, (Mg, Fe)2 SiO4), olivino (Fe, Mg) 2SiO4 y piroxeno ((Mg, Ca, Mn, Fe) Si2O6). Los análisis por espectroscopía Mössbauer de transmisión (EMT) a temperatura ambiente (TA) permiten observar dos sextetos magnéticos, uno de ellos asignado a taenita (Fe-Ni) y el otro a troilita, y dos dobletes paramagnéticos asignados a Fe2 +: D1, asignados a olivino, y el otro, D2, a piroxeno. Los análisis de los espectros tomados a temperatura de helio líquido (THL) son una tarea compleja y permiten resolver la presencia de: a) dos componentes magnéticos de Fe3 + asociados a troilita (I) y troilita (II), dos componentes metálicos atribuidos a fases de Fe-Ni, que se asocian por una parte a la taenita cristalográficamente ordenada (tetrataenita) con Bhf= 34,5 T, y por otra parte a la taenita en una fase desordenada con Bhf = 38,8 T respectivamente, y c) una singlete S1 que es asignado a la antitaenite. Los resultados de los análisis de las muestras de suelo recogidas del cráter de Carancas y área adyacente (M1, M2 y M3) por el FRXED, DRX y EMT (TA y THL) informan transformaciones de fase que indican la presencia de elementos y minerales de impacto como coesita y stishovita (fases de SiO2). La presencia de estas fases de SiO2 en el suelo del cráter refuerza la hipótesis de su origen por el metamorfismo inducido por el impacto del meteorito. Además, se observa la presencia de sextetos magnéticos asignados al óxido de hierro: hematita y tres dobletes paramagnéticos, dos de ellos, D1 y D2, asignados a sitios de catión de Fe2 + y Fe3 + en illita y / o montmorillonita, respectivamente, y D3 asignado a un Fe3 + sitio de cationes aún no identificado. Los resultados de los análisis de ocho muestras de posibles meteoritos recogidos del Museo de Historia Natural (MHN) por las técnicas citadas revelan que no corresponden a muestras meteoriticas, sin embargo algunas de las muestras corresponden a piedras pelíticas magnéticas y otras son de impacto debido a la presencia de coesita y stishovita, así como de ringwoodita, que son polimorfo de olivino. Todos estos minerales se originan solo a través de un proceso de impacto meteorítico. Cabe mencionar que para una de éstas muestras del MHN-03 hubo necesidad de aplicar la técnica de Mössbauer por la modalidad de dispersión. / Universidad Nacional Mayor de San Marcos (Lima). Vicerrectorado de Investigación y Posgrado / Tesis

Las estrellas de gran masa tienen una gran influencia sobre el medio interestelar (MIE) que las rodea, no sólo al final de sus vidas cuando explotar como supernovas, sino también durante fases más estables de su evolución. Este impacto se debe a que estas estrellas emiten gran cantidad de fotones muy energéticos y poseen altas tasas de pérdida de masa. Debido a esta interacción, en el MIE cercano a la estrella se forma una región de baja densidad y alta temperatura conocida con el nombre de burbuja interestelar. Observacionalmente, una burbuja interestelar puede ser detectada a través del análisis del MIE en distintas frecuencias. En la línea de 21-cm del HI la misma se evidencia por la presencia, alrededor de la estrella, de una zona de baja densidad de HI rodeada por una cáscara de HI en expansión. En el continuo de radio y en el óptico, debido a la alta emición de fotones energéticos, se manifiesta por la existencia de una región HII. En el infrarrojo esta interacción se evidencia a través de un incremento en la temperatura del polvo en las cercanías de la estrella. También la distribución de moléculas puede verse afectada por esta interacción. Con el objetivo de incrementar el número de objetos analizados y poder llegar a comprender la interacción entre las estrellas de gran masa y el medio que las rodea en mayor profundidad, en este trabajo de Tesis presentamos un análisis observacional del MIE alrededor de algunos de estos objetos. Para ello hemos utilizado distintos tipos de instrumentos y bases de datos, con el fin de llevar a cabo un análisis lo más completo posible, cubriendo un amplio rango dentro del espectro electromagnético.

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