Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica. Ingeniero Civil Eléctrico. / Los sistemas cuasi-periódicos han sido estudiados en el contexto de sistemas dinámicos, como también en diversas áreas en las cuáles estos fenómenos son observables. Tal es el caso de la astronomía. El caso de estudio presentado en este trabajo corresponde a las estrellas Gamma Doradus, las que debido a sus características físicas poseen entre 1 a 5 períodos principales de pulsación, otorgándoles características periódicas y cuasi-periódicas al ser observadas en el espectro visible. En el estudio de estas estrellas, la correcta determinación de sus periodos y de la distancia entre ellos es de vital importancia, debido a que se relacionan con sus parámetros físicos, los cuales pueden llegar a ser inferidos. Por tal motivo se espera que estos modelos ayuden en la tarea de caracterización de la pulsación, mediante la descomposición de una curva de luz en señales de menor complejidad. La presente tesis se enfoca a la modelación y análisis de curvas de luz de estrellas Gamma Doradus mediante modelos de Neuropercolación. Neuropercolación es una familia de modelos estocásticos basados en la teoría de Autómata Celular Probabilístico en grillas y grafos aleatorios, inspirados en la dinámica de poblaciones neuronales. Estos modelos pueden ser utilizados para construir series de tiempo discretas, cuyos parámetros son las probabilidades que definen su dinámica. Se propone obtener tales parámetros para modelar una serie de tiempo mediante Optimización por Enjambre de Partículas (PSO), un método evolutivo de optimización basado en poblaciones. La metodología propuesta se aplicó tanto en señales sintéticas como a curvas de luz reales de estrellas Gamma Doradus. Dentro de la señales sintéticas se estudió la capacidad de modelación de una señal de Amplitud Modulada, tanto en presencia de datos perdidos como de ruido blanco aditivo en distintos niveles. Para todos los casos se obtuvieron modelos representativos de la dinámica del proceso. Posteriormente, con modelos de estrellas Gamma Doradus se observa que, con ciertos modelos, es posible recuperar todas la base de frecuencias con la que se construyen las curvas de luz. Esto entrega ventajas comparativas con la búsqueda de frecuencias directamente sobre la señal, además de mejorar la estimación del espaciamiento entre periodos. Al analizar ese método en curvas de estrellas Gamma Doradus obtenidas por el proyecto Kepler de la NASA es posible observar que si bien los modelos no obtienen ajustes perfectos de Error Cuadrático Medio, algunas de las curvas si llegan a ser modeladas con una alta precisión y bajos residuos. Otros casos, en señales con mayores componentes espectrales, la modelación no obtiene tan buenos resultados, y los residuos, aún en los mejores casos, presentan estructuras que podrían llegar a ser modeladas. Considerando la variabilidad intrínseca de resultados debido a la aleatoriedad de PSO y sus poblaciones iniciales, se concluye que es posible obtener modelos de señales cuasi-periódicas con gran exactitud, obteniendo las frecuencias principales del fenómeno. En los casos de modelos con menor ajuste la presencia de óptimos locales dificulta la convergencia hacia el óptimo global. Para los casos de estudio donde los errores fueron más altos, es posible que una mayor cantidad de datos ayude a la obtención de mejores modelos. Este trabajo presenta muchas opciones de extensiones, tales como la disminución de los tiempos de cómputo, mejoras del proceso de optimización, potencialidades en interpolación y predicción, y uso en series de tiempo con muestreos no-uniformes.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / Observing the changes in the orbital period of transiting exoplanets produced by gravitational perturbations allows to detect unseen orbital companions in the system. With this technique,known asTransitTimingVariations(TTVs),itispossibletodetectperturbers down to Earth-like masses, overcoming the limits of current Radial Velocity searches. This PhDthesishasled to along termproject: TransitMonitoringin theSouth(TraMoS)project, which consists in a methodical and homogeneous monitoring of transiting exoplanets observable from the Southern Hemisphere with the goal of searching for orbital companions, and potentially finding Earth-mass planets. Aditionally, the cumulative light curves provide improvedvalues of thephysicalparameters of theplanets, such as orbitalinclination and radius, and from those absolute mass and mean planetary density, which are critical to our model understanding of thephysics of exoplanetary interiors and their evolution. Also, establishing thepresence orabsence of otherplanetashelpsdeterminethe architecture of multi-planetary systems, and therefore is key to discriminate between different models of formation and evolution of exoplanets. In thisThesisIpresent the observations and analysis of29 transits of4 exoplanets: OGLETR-111b, WASP-5b, WASP-4b and WASP-7b. Based on the analysis of the light curves of these exoplanets we refined the ephemeris and physical parameters of all these exoplanets. Based on the temporal analysis, we found no evidence of the presence of additional planets with masses larger than ∼10 Min those systems. We place strong limits in the mass of ~10 M⊕possible perturbers especially in the orbital resonances with the transiting planets. These results support the formation theories that predict a paucity of planetary companions to Jupiter-like planets.

Doctora en Ciencias, Mención Astronomía / El crecimiento exponencial del número de exoplanetas descubiertos en los últimos años ha derivado en un mayor entendimiento de los planetas en la galaxia, de los cuales la Tierra es miembro; pero aún nos queda un gran camino por delante. El propósito de esta tesis es descubrir y confirmar nuevos planetas orbitando estrellas enanas y gigantes, además de desarrollar técnicas para extraer la mayor cantidad de información posible de las estrellas, permitiendo así una mayor compresión de los sistemas planetarios en estudio. Primero, analizamos datos crudos tomados con FEROS de las estrellas HD 11977, HD 47536, HD 110014, y HD122430, todas con al menos un planeta descubierto. Confirmamos la existencia de los planetas orbitando a HD 11977, HD 47536 y HD 110012, pero con parámetros orbitales distintos a los publicados. Además, no encontramos evidencia que respaldara la existencia del segundo planeta orbitando a HD 47536, ni que hubiese planetas alrededor de HD 122430 y HD 70573. Finalmente, reportamos el descubrimiento de un segundo planeta orbitanto a HD 110014, con una masa mínima de 3.1 \mjup y periodo orbital de 130 días. Luego, usando datos fotométricos de la campaña 11 y 12 de la misión K2, junto con mediciones de velocidad radial tomados con los espectrógrafos HARPS, FEROS, y Coralie, reportamos el descubrimiento de dos planetas Jupiter calientes orbitando a dos estrellas enanas. Encontramos que K2-237 b y K2-238 b tienen masas de $1.36^{+0.10}_{-0.10}$ y $0.86^{+0.13}_{-0.12}$ \mjup, radio de $1.63^{+0.07}_{-0.08}$ y $1.30^{+0.15}_{-0.14}$ \rjup, y orbitan a sus estrellas con órbitas de 1.28 y 3.2 días, respectivamente. El gran tamaño de K2-237 b nos lleva a concluir que corresponde a un Jupiter caliente altamente inflado, mientras que el radio de K2-238 b es consistente con modelos teóricos. K2-237 b representa un excelente laboratorio para estudios de atmósferas planetarias. Finalmente, desarrollamos una herramiento que permite el cálculo automático de parámetros estelares para grandes cantidades de estrellas, usando espectros echelle de alta resolución. SPECIES mide anchos equivalentes para un gran número de líneas de fierro y los usa para resolver la ecuación de transferencia radiativa asumiento equilibrio termodinámico local para obtener los párametros atmosféricos. Estos valores son usados para obtener la abundancia de 11 elementos químicos en las atmósferas estelares. La velocidad de rotación y de macroturbulencia son obtenidos usando fórmulas calibradas a la temperatura estelar, y perfiles de línea sintéticos que igualen a los perfiles medidos para cinco líneas de absorción. SPECIES obtiene la masa, radio y edad interpolando en isocronas MIST, usando el método Bayesiano. Luego de una serie de pruebas encontramos que los parámetros que obtiene SPECIES son congruentes con los de la literatura. También derivamos relaciones analíticas que describen las correlaciones entre los parámetros, e implementamos nuevos métodos para trabajar con estas correlaciones en la obtención de las incertezas asociadas a cada medición. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT-PCHA/Doctorado Nacional/2014-21141037

Las estrellas masivas desempeñan un papel fundamental en la evolución de las Galaxias, siendo la fuente primordial de generación y dispersión de elementos como el oxígeno, silicio, etc., en el medio interestelar. La masa de la estrella es el parámetro más determinante en los procesos de evolución de la estrella, pero su determinación no siempre es posible sin el uso de calibraciones externas. Afortunadamente, la naturaleza nos ofrece las estrellas binarias como laboratorios astrofísicos, donde es posible la determinación de las masas de sus componentes a partir del movimiento orbital de las mismas. En esta tesis se presentan el análisis espectroscópico y fotométrico de cuatros sistemas binarios cuyas componentes son estrellas masivas.

The aim of this thesis is to characterise a sample of High Mass X-ray Binaries (HMXBs) formed by: IGR J00370+6122, XTE J1855-026, AX J1841.0-0535 and AX J1845.0-0433. These objects are composed of pulsars (rotating neutron stars) accreting material from the wind of their supergiant companions. The X-rays are produced in the interaction of the accreted material with the strong gravitational field of the neutron star that accelerates this material and heats it up to ~ 107 K. The study of HMXBs has strong implications in several areas of Physics and Astrophysics. They contain neutron stars whose study is essential to constrain the equation of state of nuclear dense matter, and provides insights on the astrophysical models of core collapse and Supernovae explosions. HMXBs considered as a population give information on the properties of the galaxy. In addition they are excellent test-beds to study accretion physics and outflows. The X-ray behaviour of these systems determines the class of system (classical HMXBs, Supergiant Fast X-ray Transients, Be/X-ray Binaries). The differences in the X-ray emission are supposed to be due to the different properties of the binary systems, such as the orbital properties, the magnetic field of the neutron star or the spectral type of the donor star. HMXBs in this thesis are wind-fed systems, therefore, the properties of the wind (which depend on the spectral type) and the interaction of this wind with the gravitational field of the compact object are key elements to understand the X-ray emission. Therefore, in this thesis an orbital solution for each target of study has been determined using optical spectra of the donor star. Moreover, to check if wind variability is related to the orbit of the binary system, analysis of Ha variations have been carried out. Furthermore, in the case of IGR J00370+6122 and XTE J1855-026 we have obtained an atmosphere model for each of the donor stars allowing us to characterise the atmospheres of these stars, and consequently to determine physical parameters such as the Teff or the log g. Finally publicly available X-ray light curves have been analysed to study the X-ray emission of the different sources against their orbital periods. As a general conclusion, it seems there is a continuum of properties of these systems more than a strict classification. A combination of factors, of which some of them could be unknown, might be the cause of their different X-ray flux behaviours. The outline of this thesis is as follows: the scientific context is given in Chapter 1 an overview of the analysis performed for each of the sources of study is presented in Chapter 2; Chapter 3 is dedicated to the description of a pipeline optimised for the reduction of FRODOSpec spectra of obscured red sources (donor stars of the targets of study); Chapters (4, 5 and 6) present the characterization of the four sources in this thesis, which are different kind of wind-fed systems; and finally general conclusions and future work are given in Chapter 7.

En este documento presentaré un resumen de mi análisis acerca de los periodos de gran actividad de emisión gamma en 2001 para el objeto Mkn421. El análisis clásico y los métodos de separación gamma/hadrón para los telescopios Cherenkov han sido mejorados usando nuevas técnicas, que han sido escogidas y testeadas por primera vez aqui. Un completo paquete de análisis de proximadamente 50.000 de código ha sido implementado en OOT/C++. Éste contiene, aparte de los métodos estandard de análisis para telescopios Cherenkov, los siguientes aspectos novedosos:- Un análisis de discriminación lineal modificado para mejorar la separación gamma/hadrón. También se puede usar como una herramienta para cuantificar la capacidad de separación para diferentes parámetros de imagen y nuevos algoritmos de limpieza de la imagen que han sido implementados y estudiados en detalle. - Diferentes algoritmos que realizan el limpiado de la imagen, una técnica que se suele usar para suprimir el ruido de fondo de la imagen, han sido escogidos y probados para conseguir una mayor separación entre gammas y hadrones.- Introducción de nuevos parámetros de imagen que mejoran la separación gamma/hadrón.- Aplicar pesos en el cálculo de los parámetros de la imagen, los llamados parámetros de Hilla, que mejoran la separación gamma/hadrón.Complementario a estas mejoras, los puntos estándards de análisis también han sido implementados. Estos son:- Un programa para estimar la energia basado en el método de minimos cuadrados. Con éste método se consigue una resolución en energia promedio de aproximadamente 24%.- un programa para calcular las áreas efectivas.- Un programa para calcular el espctro usando una deconvolución de la resolución en energia obtenida a partir de generaciñon MonteCarlo. Esto no soluciona el problema de spill-over de bines de máxima a minima energia,pero corrige errores sistemáticos introducidos por un estimador de la energia que no es completamente lineal.- Un program para calcular la dependencia en el tiempo del flujo integrado (curva de luz) para varios rangos de energia. Las áreas efectivas correspondientes han sido determinadas usando la forma del espectro, que ha sido previamente calculado.- Un programa para calcular el hardness ratio de la curva de luz.- Un programa para calcular la correlación entre curvas de luz en rayos X y en rayos gamma.Éste análisis mejorado ha sido aplicado a los periodos de gran actividad de emisión gamma en 2001 para el objeto Mkn421. Resumido, los ressultados finales son los siguientes:- El espectro de la nebulosa del cangrejo a sido calculado y ajustado a una recta con un índiceexpectral de 2.5+01.+0.1 y una constante de flujo de 3.0+0.33+0.5 TeV-1cm-2s-1 que está en una concordáncia con las medidas hechas con otros telescopios Cherenkov.- Un ajuste del espectro promedio a una recta para el objeto Mkn421 fue rechazado por un chisquare de 74/9. Una recta con un coret exponencial fue aceptable con un chisquare de 6.3/8.El índice espectral es 1.88+0.15+0.1. El corte se daba para Ec = 3.1+0.5+1.0 TeV.- El espectro para cinco niveles diferentes de flujo fue calculado y fue posible mostrar que el espectro cambia significantemente cuando aumenta el flujo. El espectro se desplaza a altas energias. Éste desplazamiento del espectro en la región por debajo de 2 TeV puede ser verificado con un análisis independiente usando el hardness ratio.- El flujo en rayos X medido con ASM/RXTE muestra una clara y significante correlación con los datos en TeV de aproximadamente 0.74+-0.12 (para bines de un dia).- Estudios de correlación con datos CT1/ASM y ASCA/TeV, indican una relación lineal entre flujo en rayos X y flujo en gamma. / In this document I present an analysis of the large gamma flares of 2001. The classical analysis and gamma/hadron separation methods of Cherenkov telescopes have been improved by several new techniques, which have been tried and tested for the firsttime here. A complete analysis package of approximately 50.000 lines of code has been developed in ROOT/C++ which contains, apart from the items of a standard analysis for Cherenkov telescopes, the following new features:* A modified linear discriminant analysis to enhance the gamma/hadron separation. It is also used as a tool to quantify the separation capability of different sets of (new) image parameters and new image cleaning algorithmsthat have been tested and studied in detail.* Different algorithms that perform so-called image cleaning,a technique which is widely used to remove noise background in the image, have been tried and tested with respect to improvement of gamma/hadron separation.* Introduction of new image parameters that improve gamma/hadron separation and the * Introduction of weights in the calculation of the image parameters, the so-called 'Hillas' parameters, which improve gamma/hadron separation.In addition to these improvements, the standard items have also been implemented. They are:* A program to estimate the energy on the basis of the least squares method. It achieves an average energy resolution of approximately 24 %.* A program to calculate effective areas.* A program to calculate the spectrum by unfolding the energy resolution obtained from MC generators. This not only solves the spill-over problem from higher energy bins to lower energy bins, but it also corrects for systematic biases introduced by an energy estimate that is not completely linear. * A program to calculate the time dependent integrated flux (light curve) in various energy ranges. The According effective areas have been determined from the actual shape of the spectrum, which was previously calculated.* A program to calculate the hardness ratio of the lightcurve.* A program to calculate the correlation between x-ray lightcurves and gamma -ray lightcurves.The improved analysis has been applied to the measurements of the large gamma flares in 2001 of Mkn 421.In brief, the final results are the following:* The spectrum of the Crab nebula was calculated and yielded a pure powerlaw with a spectral index of alpha =2.5pm 0.1pm 0.1 and a flux constant of F_{0}=3.0pm 0.33pm 0.5, , TeV^{-1}cm^{-2}s^{-1} which is in good agreement with the measurements of other Cherenkov telescopes.* A pure power law fit to the averaged spectrum of Mkn 421 was rejected by a chisquare of chi ^{2}/NDF=74/9. A power law fit with exponential cutoff was accepted by a chisquare of chi ^{2}/NDF=6.3/8. The spectral index is alpha =1.88pm 0.15pm 0.1. The cutoff was found at E_{c}=3.1pm 0.5pm 1.0 TeV.* The spectrum for five different flux levels were calculated and it was possible to show that the spectrum changes significantly with increasing flux: It gets harder. The hardening of the spectrum in the region below 2 TeV could be verified by an independent analysis using the hardness ratio. * The x-ray flux measured with ASM/RXTE shows a clear and significant correlation to the TeV data of approximately 0.74+-0.12 (for one day bins). * Both correlation studies, with CT1/ASM data and ASCA/TeV data, yielded a linear relation between x-ray flux andgamma -ray flux.

Esta práctica de la especialidad está dedicada al estudio de las pulsaciones radiales que experimentan ciertas clases de estrellas en alguna etapa de su evolución. En la Introducción revisamos las características más importantes de las pulsaciones no radiales. En particular ponemos el énfasis en las consideraciones teóricas y definiciones básicas necesarias para enfrentar el problema de determinar los modos adiabáticos de pulsación no radiales en el marco de una teoría líneal, para modelos estelares en equilibrio altamente idealizados. En la Parte 2 damos una revisión completa de los aspectos observacionales de las pulsaciones no radiales en estrellas enanas blancas. Esta elección está motivada por nuestro deseo de estudiar en el futuro las propiedades oscilatorias de este tipo de estrellas a través de un Código Pulsacional, el cual es el tema central de esta práctica. En la Parte 3 presentamos el sistema de ecuaciones diferenciales que debe ser resuelto para obtener las autofrecuencias y autofunciones de las oscilaciones no radiales en la aproximación adiabática. A continuación describimos el método numérico que hemos desarrollado para tal fin, el cual se basa en la técnica de Henyey utilizada ampliamente en cálculos de estructura y evolución estelar. En este punto describimos en detalle el algoritmo empleado, que permite obtener una solución del problema a través de la relajación, en varias iteraciones de una solución inicial aproximada. Seguidamente presentamos los resultados obtenidos al aplicar el código a un modelo estelar simple, que consiste en una polítropa de índice n = 3.

La tesis se divide en cinco capítulos: El capítulo 1 describe la teoría básica de los integradores simplécticos, las limitaciones que éstos sufren en situaciones de encuentros entre partículas, y como puede construirse un integrador que pueda resolver tales situaciones manteniendo a la vez la propiedad simpléctica. El capítulo 2 plantea y construye un esquema computacionalmente eficiente para la evaluación de la interacción gravitatoria de un sistema formado por muchos cuerpos que será implementado en el algoritmo híbrido. El capítulo 3 muestra un procedimiento eficiente para determinar los vecinos próximos y encuentros en base a la estructura presentada en el capítulo 2. El capítulo 4 describe la determinación de órbitas centrales y encuentros binarios, proporcionando esta última la componente no simpléctica del algoritmo híbrido. El capítulo 5 muestra los detalles prácticos de la implementación computacional del algoritmo híbrido y analiza el desempeño del mismo en una serie de experimentos numéricos sobre un problema típico de la dinámica de planetesimales.

El objetivo central de esta tesis es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Para esto, trabajamos en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista, que evoluciona por viscosidad del disco gaseoso como así también por migración de planetesimales. Específicamente calcularemos la interacción que surge entre dos (o más) planetas gaseosos gigantes que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. Aunque al presente se dispone de una descripción plausible de la formación planetaria, dicha descripción se basa en modelos construidos bajo la hipótesis del crecimiento de un planeta aislado. Esta configuración es poco realista e insuficiente para comprender globalmente tanto la formación del Sistema Solar como la de los sistemas planetarios extrasolares recientemente descubiertos. De los más de 300 exoplanetas descubiertos hasta el momento (The Extrasolar Planets Encyclopaedia, http://exoplanet.eu/catalog.php) muchos de ellos se encuentran en sistemas múltiples (alrededor de 30 sistemas planetarios descubiertos a la fecha); aún más, recientemente Marois et al. 2008 presentaron las primeras imágenes directas (en infrarrojo) de exoplanetas. Estas imágenes muestran tres planetas gigantes orbitando la estrella de tipo espectral A HR 8799, perteneciente a la constelación de Pegasus. Estos datos son determinantes para incluir a la formación simultánea de planetas gigantes en los modelos de formación de sistemas planetarios.

Información extraída de la <a href="http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/~scellone/CGGE/Cast/cgge_papers.html">página web del CICGGE</a>.