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En esta tesis se analizó fotometría CCD en filtros UBV y H&alpha; cubriendo un campo de 30'x30' centrado en Bo7. Con esta fotometría seleccionamos más de 100 estrellas cuyos colores fueran compatibles con estrellas de tipo espectral temprano. Este grupo de estrellas fue analizado espectroscópicamente. El material observacional consistió en espectros digitales obtenidos en CASLEO. Con los datos fotométricos y espectroscópicos se efectuó una Clasificación Espectral. Se generó para ello un Atlas CCD de estándares OB de clasificación espectral observadas con Reosc DS en CASLEO. Se encontraron 63 estrellas OB. Ajustando un perfil gaussiano a cada línea espectral se analizó la Velocidad Radial de cada estrella. Se encontró un sistema binario con espectro del tipo O6.5 cuya solución orbital se determinó. En los espectros de las estrellas tempranas se estudió la Banda Interestelar Difusa 4428A (DIB). Se derivaron las distancias espectrofotométricas individuales de cada estrella.

El objetivo principal de esta tesis es investigar los procesos físicos que dan lugar a emisión no-térmica a altas energías en objetos astrofísicos capaces de acelerar partículas hasta velocidades relativistas. En particular, se ha estudiado la emisión de rayos gamma producida en fuentes cósmicas con diferentes escalas espaciales, desde objetos estelares jóvenes hasta cúmulos de galaxias, pasando por microcuasares y núcleos de galaxias activas. En los dos primeros tipos de objetos se ha modelado la emisión de rayos gamma a partir de los datos obtenidos en frecuencias radio de las fuentes IRAS 16547-4247 y Abell 3376. En los dos últimos, se ha desarrollado un modelo específico de emisión basado en la interacción de inhomogeneidades del medio externo con los jets producidos por el objeto compacto. Específicamente, se han considerado clumps o grumos del viento de la estrella compañera en los microcuasares y nubes de la región de formación de líneas anchas en las galaxias activas, interactuando con los jets de las fuentes. En todos los casos, los modelos desarrollados permiten realizar predicciones contrastables por la nueva generación de instrumentos que operan en altas energías, tales como los satélites Fermi y AGILE y los telescopios Cherenkov HESS, MAGIC y el planeado CTA.

El objetivo de esta tesis es el estudio de la formación de estrellas deficientes en H por medio de flashes del He de diferentes tipos que ocurren en situaciones diferentes a las usuales y producen la dilución o quema del H remanente de la estrella, dando como resultado abundancias superficiales deficientes en H. El trabajo está orientado tanto al estudio de los eventos y mecanismos por medio de los cuales la estrella adquiere la composición deficiente en H, como así también al estudio de su evolución posterior como estrella deficiente en H.

En nuestro Sistema Solar existen un gran número de evidencias de actividad colisional que pueden observarse en los planetas terrestres como Mercurio, Venus, Tierra y Marte, así como también son reflejadas en los satélites de los planetas. Varias misiones espaciales enfatizaron sus observaciones en los satélites de los planetas exteriores. Las observaciones de estos nuevos mundos motivaron a estudiarlos en detalle. En particular, la misión Cassini-Huygens actualmente recolecta imágenes de las superficies de los satélites de Saturno. El objetivo del trabajo de tesis es estudiar, mediante simulaciones numéricas la producción de cráteres sobre las superficies de los satélites de Saturno, con el fin de comparar nuestros resultados con las observaciones de la misión Cassini-Huygens.

El documento digital no refiere un asesor / Publicación a texto completo no autorizada por el autor / Estudia la métrica de McVittie para el caso plano. Eso requiere de un desarrollo de la relatividad general y la cosmología. Estudia los agujeros negros, en donde deduce la métrica planteada por Karl Schwarzschidl, bajos las mismas consideraciones, métrica estática y con un parámetro distinto a las coordenadas que es la masa; también, realiza una transformación de coordenadas que conduce a versión isotrópica de la métrica de Schwarzschild. / Tesis

En este trabajo hemos retomado y afinado un método de correlación para buscar directamente, en alta resolución, el espectro de planetas extrasolares sin tránsito. Nuestro objetivo principal es caracterizar las propiedades físicas de estos objetos, específicamente la inclinación de su órbita, su masa y la proporción de los flujos entre el planeta y su estrella. Esta técnica se vale del efecto Doppler causado por el movimiento orbital del planeta y la estrella en torno al centro de masa del sistema. Para observaciones lo suficientemente extensas, el espectro del planeta se va a desplazar con respecto al de la estrella lo suficiente para que sea detectable en observaciones espectroscópicas de alta resolución. Alineando y sumando los espectros de cada noche construimos un modelo del espectro estelar. Este es substraído a cada espectro, dejando un espectro residual compuesto por la emisión del planeta inmerso en ruido. Dada su baja intensidad, el espectro planetario no es directamente discernible del ruido. Por lo tanto, buscamos la emisión planetaria a través de una función de correlación entre nuestros espectros residuales y modelos de la emisión termal de la atmósfera del planeta. Evaluando para distintos valores de la inclinación de la órbita del modelo, obtenemos una curva de correlación. El valor de esta curva debe ser máximo cuando la inclinación coincida con la inclinación del sistema. Para calcular el valor de la proporción de los flujos entre el planeta y su estrella, recreamos observaciones inyectando espectros sintéticos del planeta con parámetros dados de inclinación y proporción de flujos. Luego, mediante un test de χ 2 entre las curvas de correlación, estimamos los parámetros que mejor se ajustan a nuestro resultado. Presentamos resultados en el sistema planetario HD 217107, observado con el espectrógrafo de alta resolución Phoenix, en una longitud de onda de 2.14 µm. Como resulatado, no logramos detectar el planeta con los datos disponibles, aunque determinamos límites superiores para su emisión termal, siendo menor a 5×10−3 veces la emisión de su estrella, con 3–σ de certeza. Además, exploramos el escenario ideal de observación para proyectos futuros, y describimos una estrategia óptima de observación y selección de candidatos que maximice las probabilidades de detección. Finalmente, simulando observaciones realistas para Phoenix, generamos datos sintéticos de observaciones de otros candidatos para demostrar las ventajas de usar nuestra estrategia de observación. Calculamos límites de detectabilidad para este instrumento en los planetas simulados. Nuestra conclusion es que si nos aproximamos al límite de ruido de fotones, si es posible detectar planetas extrasolares con este método.

Ingeniero Civil en Computación / La luz visible es la única parte de la radiación electromagnética que es reconocida como un estímulo detectable en el sistema visual humano. Para mejorar la capacidad de observar imágenes astronómicas se han desarrollado grandes y precisos telescopios. Asimismo, la sensibilidad de las observaciones actualmente ha mejorado al usar detectores CCD (Charge- Coupled Device), que recogen fotones y convierten a formato digital la información que se recibe del objeto astronómico en observación. A partir de modelos en OpticStudio (modelos ópticos) se simularon PSFs (Point Spread Function) en dispositivos CCD y se verifico que las simulaciones realizadas producían una respuesta igual de buena como la predicha por la teoría de aberraciones clásica. Como información de contexto se explican conceptos de óptica, Point Spread Function (PSF), modelos de telescopios, una descripción pormenorizada de los dispositivos CCD. Se describe las funciones atingentes a la generación de una PSF a partir de un modelo óptico en el software OpticStudio y se explica cómo se llegó al código (en Matlab) utilizado para realizar las simulaciones. Del modelo en OpticStudio se exportaba la grilla de datos de la Huygens PSF a Matlab, donde se integraba, se asignaba a los pixeles del CCD y se agregaban las fuentes de ruido para producir las simulaciones, de las cuales se producían cientos o miles de realizaciones que eran exportadas en formato fits, las cuales eran posteriormente procesadas por un conjunto de rutinas en un ambiente de reducción de datos astronómico (donde los datos astronómicos son manipulados para obtener la información útil al astrónomo). Dentro de las simulaciones se realizaron variaciones desviando el eje óptico (como si el espejo se inclinara) y se compararon dichas variaciones con modelos teóricos, los cuales concordaron en alta medida con la teoría de las aberraciones (coma y astigmatismo), demostrando la utilidad de usar esta forma de estudiar dispositivos ópticos para reproducir efectos ópticos producidos en espejos parabólicos y esféricos (dado que estos son de uso frecuente en astronomía) y así caracterizar el perfil de luz de imágenes astronómicas. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Proyecto FONDECYT N° 1151213

Magíster en Ciencias, Mención Computación / Actualmente la astronomía se enfrenta al reto de manejar y analizar el gran volumen de información que se genera cada día. Muchas de las preguntas sin respuesta que existen en la actualidad requieren medidas de alta precisión de los diversos componentes del universo. Por esta razón, se necesitan algoritmos de procesamiento de datos, que sean capaces de tomar la cantidad masiva de datos y procesarla para obtener catálogos enriquecidos de información que sean de fácil acceso. Los cúmulos de galaxias, siendo altamente masivos, nos permiten trazar las regiones de alta densidad de distribución de la materia, por lo que una muestra completa proporciona entre otros, una descripción de la formación de estructuras en el universo temprano. Vocludet es un algoritmo de detección de cúmulos de galaxias, que detecta estos objetos utilizando las propiedades geométricas y astrofísicas de las galaxias. Este trabajo describe el análisis, validación y optimización de Vocludet, a través del uso de los datos artificiales, obtenidos a partir de una simulación de distribución de materia. Para la validación, los resultados del algoritmo se comparan con el catálogo de datos simulados, en términos de tasa de recuperación y pureza, es decir, qué fracción del catálogo de referencia se recupera y qué fracción de los grupos detectados son reales, respectivamente. La simulación de datos utilizada consiste en un catálogo artificial del Milennium Run, una gran simulación del universo. Este catálogo contiene información acerca del agrupamiento de galaxias que puede ser usado para comparar con los resultados obtenidos por Vocludet. Además, una herramienta de visualización se desarrolla para mostrar de forma interactiva los grupos en cualquier plataforma que posea un navegador de Internet moderno. Esto último con el propósito de realizar debugging, así como también presentar el resultado final. Los resultados finales indican que Vocludet tiene una tasa de recuperación de 59% en general y 66% de pureza. Sin embargo, cuando se restringe el análisis sólo a los cúmulos con más de 10 galaxias, las tasas de recuperación y pureza son 75% y 90% respectivamente. Además, otras propiedades de interés de los cúmulos tales como dispersiones de velocidad presentan un estrecho acuerdo con los valores correspondientes para los cúmulos de referencia, lo que refuerza aún más la evidencia de Vocludet como un detector de clúster fiable.

Se ha usado el telescopio Dupont de 2.5m en el observatorio de Las Campanas, para determinar el movimiento propio absoluto de la Nube Grande de Magallanes (LMC) con respecto a un quasar de fondo. Entre los a˜nos 2001 y 2006 se obtuvieron 147 imágenes de CCD con este propósito. El movimiento propio medido resulto ser: µαcos(δ) = 1,80 ± 0,14 [mas yr−1 ] µδ = 0,44 ± 0,20 [mas yr−1 ]