Uno de los problemas claves en el estudio de la formación de estrellas es determinar si acaso el paradigma de formación de estrellas de baja masa, específicamente, contracción gravitacional y la posterior presencia de un disco de acreción y chorros altamente colimados, se extiende a las estrellas de alta masa. En esta tesis se lleva a cabo una búsqueda sistemática de chorros ionizados hacia objetos estelares jóvenes de alta masa. La presencia de estos chorros entrega evidencia que sostiene dos importantes nociones astrofísicas: que las estrellas de alta masa pasan por una fase de eyección chorros y acreción desde un disco, y que además estos chorros serían la fuente de energía de los flujos moleculares masivos. Para la búsqueda de chorros se utilizó interferometría en el radio continuo centimétrico. Como sub-producto de esta búsqueda, se presenta también una lista de objetos estelares jóvenes de alta masa candidatos a albergar un chorro ionizado. Para el estudio del gas molecular y los flujos bipolares se utilizan telescopios sub-milimétricos ubicados en el Norte Grande de Chile. Analizando la incidencia y las características de estos chorros y de los flujos moleculares asociados, se extraerán conclusiones respecto al proceso de formación de estrellas de alta masa, la pertinencia de los chorros en este proceso, y algunas características físicas de éstos.

El objetivo de esta tesis es estudiar las propiedades físicas y cinemáticas en el interior de seis núcleos densos y masivos seleccionados en base a la forma de sus perfiles de la línea CS(2-1), que indican existencia de acreción y de vientos. Esto sugiere que son núcleos densos en etapas tempranas del proceso de formación de estrellas masivas. Estudiamos múltiples transiciones rotacionales de las moléculas CS, HCO+ , CO e isótopos, con los telescopios SEST, ASTE y APEX. Con ello determinamos propiedades físicas de los núcleos densos tales como la columna de densidad, tamaño del núcleo denso, masa, perfil de densidad radial, vientos y velocidad radial. Utilizando el método Monte Carlo buscamos la mejor estrategia para resolver las poblaciones moleculares en el interior de núcleos densos y así reproducir los espectros observados. Calculamos espectros con distintos tipos de modelos de nube variando la densidad, temperatura cinética, abundancia química, velocidad de contracción y turbulencia en función del radio de la nube. Estudiamos el comportamiento de los perfiles de líneas del CS y del HCO+ al usar distintos tipos de nubes. Modelos tipo ley de potencia ajustaron bien las observaciones de líneas moleculares hacia las 6 fuentes escogidas. Los modelos incluyen gas de menor densidad fuera del ancho a media altura determinado por CS y polvo. Por eso utilizamos nubes con radio máximo de 2 a 4 veces el radio del polvo y 2 a 6 veces la masa del polvo. Las tasas de acreción calculadas están en acuerdo con los valores reportados anteriormente para estrellas masivas en formación. Las observaciones no se ajustan con el modelo de núcleo turbulento de McKee & Tan 2003, porque este modelo sobreestima el ancho en velocidad de las líneas.

Con la utilización de una nueva generación de telescopios robóticos se ha hecho posible la observación sincronizada de objetos desde cualquier lugar del planeta. Un problema aun no resuelto es el diseño de domos para este tipo de telescopios, los que deben resistir ráfagas de viento, nieve, terremotos, suciedad, radiación solar y variación de temperatura entre otros fenómenos. El objetivo de este trabajo es poder seleccionar el mejor tipo de domo existente en el mercado, para poder albergar a un telescopio robótico con un espejo de 50 cm de diámetro y toda su instrumentación, basándose en el comportamiento mecánico de la estructura frente a las condiciones adversas que debe soportar en el Cerro Tololo, La Serena, Chile. En donde se incluyeron cargas de nieve, gradiente térmico con radiación solar y cargas de viento. Se estudiaron 4 modelos de domos: 2 con un sistema de gajos rotatorios que permiten la apertura y cierre de la cúpula; y 2 con una estructura que permite la rotación total de esta con respecto a su eje vertical. Dentro de los domos con gajos, se realizó el estudio de un modelo construido 100% con fibra de vidrio y otro con una estructura metálica en su interior; dentro de los domos con estructura giratoria, se estudio un modelo construido 100% con fibra de vidrio y otro con su cubierta de aluminio. Parte importante del estudio se realizó a través del método de elementos finitos usando el software computacional COMSOL Multiphysics 3.5a para el estudio térmico y mecánico estructural; además, se utilizó el software Fluent 6.2.16 para el estudio fluido dinámico. Los resultados obtenidos mostraron que los domos con estructura giratoria según su eje vertical, presentan esfuerzos internos menores que los domos con sistema de gajos, para todas las cargas externas aplicadas. El domo de aluminio presento una concentración de esfuerzos similar al de fibra de vidrio, en términos de magnitud máxima, a pesar de que se consideró un espesor de 2 mm menor que el de fibra. El domo con gajos con estructura metálica interna, presentó un mejor comportamiento mecánico que el domo con gajos construido 100% con fibra de vidrio, para todas las simulaciones, sin embargo, el costo de construcción de la estructura es menor para este último. El gradiente térmico y la radiación solar presente en la zona no generaron concentración de esfuerzos considerables para la estructura.

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Las series de tiempo estudiadas en astronomía, también conocidas como “Curvas de Luz”, contienen información del brillo estelar versus tiempo y se caracterizan por estar irregularmente muestreadas, poseer múltiples espacios sin datos (gaps) y ser ruidosas. El análisis de curvas de luz permite estudiar el comportamiento del objeto estelar en cuestión, detectar eventos de interés, despejar otros parámetros del objeto y realizar tareas de clasificación estelar. En la actualidad son múltiples los catálogos de curvas de luz producidos por sondeos astronómicos alrededor del mundo. La extensión de estas bases de datos sumada a las características ya mencionadas de las curvas de luz, hacen que el análisis de series de tiempo astronómicas sea una tarea difícil y costosa. Es por esto que existe un gran interés por el desarrollo de métodos inteligentes que sean capaces de analizar automáticamente los extensos catálogos de curvas de luz. En el presente trabajo de memoria se propone y prueba una metodología para la detección automática de período orbital en series de tiempo astronómicas, basada en la correntropía y su espectro de potencia. La correntropía es una medida de similitud en un espacio de alta dimensionalidad entre muestras separadas en el tiempo en el espacio de entrada. La correntropía también puede definirse como una generalización de la auto-correlación ya que es capaz de detectar no linealidades y no está restringida a procesos Gaussianos. El método propuesto combina la densidad espectral de la correntropía con la técnica de folding, la técnica del ranurado, y otras técnicas convencionales de análisis de señales. La aplicación propuesta en esta memoria de título está enfocada a un aspecto del análisis de curvas de luz, el cual corresponde a la detección de período de estrellas variables periódicas. El método desarrollado se prueba sobre una base de datos de 193 curvas de luz de estrellas binarias eclipsantes obtenidas del proyecto MACHO y cuyo período es conocido. La mejor versión de la implementación desarrollada obtiene un 58% de aciertos (91% si se consideran los múltiplos), superando a la auto-correlación convencional (20% de aciertos) y a una batería de aplicaciones de detección de período en curvas de luz compuesta por Period04, SigSpec y VarTools (todas disponibles en la literatura). Sin embargo, el desempeño del método debe ser mejorado si se desea aplicar en bases de datos de tamaño real. Por lo tanto se propone una serie de modificaciones, entre las que se incluye: Incorporar una etapa de ajuste fino de períodos candidatos; diseñar una métrica de calidad basada en la entropía cuadrática de Renyi; y diseñar una estrategia para escoger los parámetros de los kernel utilizados.

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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Estudiamos la formación estelar y el rol de la rotación a escalas galácticas mediante simulaciones numéricas, utilizando el código de grillas adaptativas Enzo. Parte de este trabajo se centra en estudiar tres leyes de formación estelar encontradas en la literatura: las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen, y la ecuación dimensionalmente homogénea propuesta por Escala (2015), las que relacionan la formación estelar proyectada con propiedades galácticas. Durante la última década, estudios con un mayor número de observaciones y mayor resolución espacial han puesto en duda que tan fidedignas son las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen. Para la primera, estudios sugieren la existencia de dos regímenes formación estelar con diferente amplitud y otros proponen un único régimen modificando la forma funcional de la ley de Kennicutt-Schmidt original. Para la ley de Silk-Elmegreen grandes modificaciones no han sido requeridas, sin embargo estudios recientes del momento angular en galaxias han mostrado comportamientos contrarios a esta ley. Estos problemas han motivado el estudio del origen físico de estas relaciones y sus formulaciones matemáticas. Entre estos, Escala (2015) encuentra una función que es capaz de explicar varios observables (de observaciones y simulaciones), dependiendo de los procesos físicos que dominan la dinámica galáctica. En este trabajo estudiamos como las galaxias evolucionan comparándolas con estas leyes, mediante cambios en parámetros físicos, específicamente la rotación galáctica.\\ Realizamos simulaciones de galaxias espirales y discos nucleares de galaxias de formación violenta, constituidas por gas, estrellas y materia oscura. Durante la evolución de estas galaxias el gas puede enfriarse, fragmentarse y formar estrellas que interactúan con el medio interestelar mediante explosiones de supernova. Como condiciones iniciales, mantenemos fija la masa en gas y su distribución radial para cada tipo de galaxia mientras el perfil de rotación es variado. Esto nos permite aislar medianamente el efecto producido por la rotación en la evolución de las galaxias. Los parámetros deformación estelar son elegidos para obtener la bimodalidad observada en la ley de Kennicutt-Schmidt. La naturaleza bi-dimensional de esta ley nos motiva a estudiar las leyes mencionadas desde distintas líneas de visión, permitiéndonos probar como estas capturan la naturaleza tridimensional de la formación estelar. Nuestras simulaciones muestran ser bien representadas por las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen globalmente. Sin embargo, encontramos una anti-correlación entre la eficiencia de formación estelar y la velocidad angular Ω, que no es considerada en estas leyes. Incluyendo los efectos de la inclinación respecto al observador, las simulaciones muestran menores tiempos de consumo de gas en la relación de Kennicutt-Schmidt y tiempos similares en la ley de Silk-Elmegreen, atribuido a efectos geométricos. La ecuación propuesta por Escala (2015) describe la evolución de las simulaciones con menor dispersión que las relaciones anteriores. Bajo esta formulación, diferentes inclinaciones muestran eficiencias similares, debido a que considera la concentración de gas en la línea de visión. Sin embargo, esta relación aún muestra la anti-correlación ya mencionada. Estudiamos esta anti-correlación y encontramos que la eficiencia de formación estelar decrece exponencialmente con la velocidad angular en ambos tipos de galaxia. Requiriendo que la eficiencia sea función de cantidades adimensionales, introducimos el parámetro de tiempo de caída libre inicial τ, encontrando que la eficiencia puede ser descrita por una función exponencial decreciente de Ωτ. Este resultado nos entrega una formación estelar que toma en cuenta la concentración de gas en la línea de visión y variaciones en la velocidad angular.

Ingeniero Civil Matemático / En este trabajo se presenta una metodología para de detectar estrellas variables en estampillas de 21 x 21 píxels provenientes de imágenes astronómicas a partir de un pipeline de procesamiento de imágenes para el telescopio Dark Energy Camera (DECam). Para aquello se realizará un aprendizaje con una muestra de imágenes que están etiquetadas como estrellas y no estrellas con el objetivo de detectar nuevas estrellas variables en imágenes desconocidas. Los objetos astronómicos que se observan en las imágenes, pueden ser agrupados en las categorías de: estrellas variables, estrellas fijas, rayos cósmicos, fuentes puntuales falsas, malas restas, supernovas y objetos desconocidos. Para la labor de detectar estrellas se ocuparon 2 algoritmos basados en NMF (Nonnegative matrix factorization) y un tercer algoritmo basado en Análisis de Componentes Principales (PCA). El enfoque del primer algoritmo NMF es la rapidez, mientras que el segundo se enfoca en la dispersión de información. Para el uso de los algoritmos anteriores se generó una metodología con la que trabajarán, los cuales ocupan técnicas de optimización no lineal y descomposición de matrices; finalmente se demuestra cual es el mejor de ellos para detectar estrellas gracias a una herramienta llamada Curva ROC. Una vez escogido el mejor método se realiza un estudio de sensibilidad de parámetros para mejorar la detección de estrellas y obtener una representación más genérica a través de la descomposición de matrices. El resultado final es que utilizando uno de los algoritmos basados en NMF, se obtienen los mejores resultados de clasificación, esto se concluye del análisis de la Curva ROC.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En el contexto del modelo de formacion jerárquico, las galaxias son esculpidas por una secuencia de colisiones y eventos de acreción. En algunas de estas colisiones los núcleos de cada galaxia migran a la región central del nuevo sistema y se fusionan, forman- do un nuevo núcleo virializado. Dentro de este nuevo núcleo los agujeros negros super masivos (SMBHs) de cada galaxia migran hacia el centro debido a la fricción dinámi- ca, formando un sistema binario de SMBHs. Entender la evolución de estas binarias es crucial ya que si la separacion de los SMBHs se reduce a un tamaño comparable con aGW ∼ 10−3 (MMBHs /10^6 M ) pc, entonces la binaria se convierte en una fuente intensa de ondas gravitacionales (GW) lo cual permite la coalescencia de los SMBHs en 10^10 años. Por lo tanto, si somos capaces de determinar que le ocurrirá a las binarias de SMBH después de una colisión de galaxias, seremos capaces de determinar la cantidad de fuentes intensas de GW en el Universo y comprenderemos mejor la evolución cósmica de la población de SMBHs. Si las galaxias involucradas en una colisión tienen una fracción de gas de al menos 1 %, esperamos que se forme un disco de gas masivo en el kiloparsec central del remanente de la colisón, con una masa ∼ 1 − 10 veces la masa de los SMBHs. Este gas puede extraer eficientemente el momento angular de la binaria, haciendo que su separación disminuya hasta un valor comparable con aGW , en una escala de tiempo del orden de 10^7 años. Sin embargo, si el gas no es capaz de redistribuir de manera eficiente el momento angular extraído de la binaria entonces se alejara de esta, generando un vacío de baja densidad (gap) alrededor de la binaria. En este caso la binaria entrara en un ré- gimen de contracción lenta cuya escala de tiempo es comparable con la edad del Universo. Motivado por este escenario, en esta tesis derivo un criterio analítico para determinar la formación de gap en estos sistemas, es decir, bajo que condiciones una binaria expe- rimentará una contracción rápida o una lenta. Las estimaciones derivadas de mi criterio son concordantes con los resultados de simulaciones numéricas de sistemas binaria/disco. Realice simulaciones numéricas de colisiones de galaxias para determinar la probabi- lidad de que se cumplan las condiciones para una contracción rapida de la binaria, en sistemas astrofísicos reales. En todas las simulaciones observe que la formación de un gap es poco probable. Estime que la formación de gap sería posible sólo si el gas tiene una velocidad turbulenta igual o menor a la del centro de galaxias espirales locales (10 km s^−1 ). Otra posibilidad sería que los SMBHs acreten una masa mayor al 2 % de la masa del núcleo de la galaxia remanente, lo que implica que los SMBHs deberían acretar a un ritmo mucho mayor que el derivado de observaciones. Además, use simulaciones numéricas para estudiar el efecto de la formación estrelar en la evolución dinámica de un par de SMBHs en la época pre-binaria y concluí que si la eficiencia de la formación estrelar cambia en un factor ∼ 20, entonces el tiempo de migración de los SMBHs cambia sólo en un factor 2. De mi resultados concluyo que es probable que las binarias de SMBHs experimenten una contracción rápida. Esto implica que el número de binarias de SMBHs en el Universo debiera ser muy bajo. Esta restricción es muy importante para la evolución de la población cósmica de SMBHs, el número esperado de binarias de SMBH en el Universo y la cantidad de fuentes de GW que esperamos observar con futuras misiones.