El presente trabajo representa el resultado final de seis años de investigación en la región maya y versa sobre las relaciones entre la arquitectura y el urbanismo con el paisaje y la astronomía. En una primera parte se presentan los fundamentos metódicos para el estudio de la arquitectura y el urbanismo maya, a partir de la lectura de los datos del paisaje circundante y las orientaciones arquitectónicas. A lo anterior se le suman los datos provistos por las fuentes pre-coloniales, coloniales y contemporáneas. Los aspectos teóricos sustentan la postura del autor, quien plantea una discusión desde una perspectiva interna, donde la visión del Mundo maya es un factor relevante ya que representa su visión propia. Enseguida se expone el estado del arte en materia de astronomía, paisaje, urbanismo y arquitectura para sustentar la discusión en los estudios de caso. En la segunda parte se realizan estudios de caso en diez sitios mayas desde una perspectiva integral. En ella destacan los análisis que aplican nuevas tecnologías en combinación con técnicas tradicionales, así como los análisis del paisaje alrededor de las antiguas ciudades mayas. Esto último gracias a los datos provistos por la NASA, mediante el proyecto Shuttle Radar Topography Mission. En materia de astronomía se emplean los métodos desarrollados desde la disciplina de la arqueoastronomía que permiten interpretar las orientaciones arquitectónicas en términos cosmogónicos y también del calendario. Finalmente, este trabajo propone que la astronomía, la percepción del paisaje, la arquitectura y el urbanismo se conjugaron para atender no solo necesidades científicas, sino también las religiosas y sociales. De este modo se procuró un desarrollo integral de la sociedad maya. / May Castillo, M. (2014). Análisis, estudio y conservación de los edificios astronómicos mayas. Arquitectura maya y urbanismo, una aproximación desde la astronomía y el paisaje [Tesis doctoral]. Universitat Politècnica de València. https://doi.org/10.4995/Thesis/10251/43218

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Desde hace tiempo la explicación de la existencia de estrellas deficientes en hidrógeno ha sido de amplio debate. Uno de los mecanismos posibles que explica la formación de estrellas post-AGB con estas características, involucra un flash tardío de la capa de helio. Para arribar a este tipo de objetos hemos calculado la evolución previa, para estrellas de masa intermedia, desde la ZAMS hasta el recorrido a lo largo de la rama de enfriamiento de las enanas blancas, ya que es de crucial importancia tener un perfil químico realista lo cual es posible de obtener únicamente si se calcula toda la evolución de la estrella desde su formación.

La temática de esta tesis está orientada hacia el estudio de las propiedades pulsacionales de las estrellas variables ZZ Ceti desde un punto de vista teórico-numérico. Una de las motivaciones mas importantes para estudiar estrellas pulsantes en general radica en la posibilidad de extraer información de su estructura interna y estado evolutivo a traves del análisis de su espectro pulsacional. Esta técnica es análoga en su esencia a la tan conocida sismología en geofísica. El principio básico (muy antiguo en la historia de la física) es estudiar cómo un sistema vibra para luego inferir sus propiedades estructurales. En el caso de las estrellas, esta metodología se enmarca en la disciplina denominada astrosismología.

El Modelo Estándar y la Relatividad General son las teorías que explican, con gran éxito, los fenómenos físicos a bajas energías. Las ecuaciones de dichas teorías involucran ciertos parámetros que tienen la particularidad de permanecer invariantes en el espacio-tiempo. Son las llamadas constantes fundamentales. Desde la hipótesis de Dirac en 1937, según la cual, las constantes fundamentales son simples funciones de la edad del Universo; la variación temporal y espacial de dichas constantes ha sido objeto de numerosos trabajos de investigación. El interés teórico en este tema proviene del hecho de que varias de las teorías que intentan unificar las cuatro interacciones fundamentales de la Física tienen diferentes predicciones para la variación de estos parámetros. Los datos observacionales y experimentales cumplen un rol muy importante ya que nos permiten testear la validez de estas teorías al establecer límites sobre la variación de las constantes fundamentales. La investigación experimental comprende desde mediciones en laboratorio hasta datos de origen cosmológico. La mayoría de los resultados obtenidos son consistentes con una variación nula de las constantes fundamentales. En los últimos años, Webb y colaboradores propusieron el denominado método de los muchos multipletes para analizar observaciones de quásares de alto corrimiento al rojo, obteniendo como resultado una variación no nula de la constante de estructura fina α. Para poder explicar los datos obtenidos propusieron una variación espacial de α de tipo dipolar. De ser cierta esta variación, debería tener consecuencias en las luminosidades medidas de las Supernovas Tipo Ia (SNIa). Esto se debe a que la luminosidad máxima alcanzada en la explosión depende de α a través de la opacidad de la atmósfera en expansión y de la energía liberada. La importancia de las SNIa radica en que pueden ser utilizadas como candelas estándar debido a su notable homogeneidad. En este trabajo se utilizan las distancias luminosas de Supernovas tipo Ia (SNIa) con el fin de testear el modelo fenomenológico dipolar propuesto por Webb y colaboradores. Para ello, se realiza un análisis estadístico con el objetivo de contrastar los valores observacionales de las distancias luminosas con las predicciones teóricas del modelo dipolar. Éstas se calculan introduciendo una modificación debida a la posible variación de α. Por otro lado, se utilizan estos mismos datos para realizar un análisis estadístico obteniendo nuevos parámetros para el modelo dipolar, verificando luego su consistencia con aquellos obtenidos a partir de las observaciones de quásares. Los resultados indican que los datos de SNIa actuales no permiten distinguir entre un modelo con variación de espacial de α de tipo dipolar y el Modelo Estándar donde α no varía. También se concluye la inconsistencia entre los parámetros de dipolo obtenidos a partir de las observaciones de SNIa con los que se obtuvieron a partir de las observaciones de quásares. Por último, se realiza una primera estimación para una posible variación espacial de tipo dipolar, tanto de la velocidad de la luz c como de β = h*c, con h la constante de Planck reducida; añadiendo además en estos casos la dependencia de la masa de Chandrasekhar con dichas constantes. / The large-number hypothesis conjectures that fundamental constants may vary. Accordingly, the space-time variation of fundamental constants has been an active subject of research for decades. Recently, using data obtained with large telescopes a phenomenological model in which the fine structure constant might vary spatially has been proposed. In this work, we test whether this hypothetical spatial variation of , which follows a dipole law, is compatible with the data of distant thermonuclear type Ia supernovae. Unlike previous works, in our calculations we consider not only the variation of the luminosity distance when a varying is adopted, but we also take into account the variation of the peak luminosity of Type Ia supernovae resulting from a variation of . We find that there is no significant difference between the several phenomenological models studied here and the standard one, in which does not vary spatially. We conclude that the present set of data of Type Ia supernovae is not able to distinguish the standard model from the dipole models, and thus cannot be used to discard nor to confirm the proposed spatial variation of . Also, we carry out a first estimation of the possible spatial variation of speed of light c and = ¯hc, where ¯h is the reduced Planck constant.

Ingeniero Civil Eléctrico / La última década de investigación planetaria extrasolar ha permitido determinar de manera concluyente la existencia de planetas fuera de nuestro propio sistema planetario. Más aún, se posee evidencia de que estos son de variadas formas y que el sistema solar no es único en su especie. A la fecha, la técnica más exitosa para la detección de exoplanetas ha sido la de velocidades radiales, midiendo el efecto Doppler inducido por la fuerza gravitacional de un planeta orbitando alrededor de una estrella. Utilizando esta metodología los investigadores han sido capaces de inferir la presencia de exoplanetas orbitantes, confirmando además la inmensa mayoría de los que se conocen actualmente; generando resultados concluyentes a un ritmo acelerado. En el presente Trabajo de Título se ha propuesto la utilización de técnicas de inferencia Bayesiana para la detección de exoplanetas, a partir de datos de velocidad radial simulados. Se ha planteado además estudiar las limitantes intrínsecas asociadas al instrumento de observación, modelando su rango de error y obteniendo una medida del intervalo en donde es posible lograr la detección. Finalmente, a partir de la información obtenida y la utilizando técnicas de filtrado secuencial se consigue una estimación de la masa del planeta extrasolar. Dadas las simplificaciones consideradas durante la realización de este estudio se considera que los resultados obtenidos implican un avance inicial en la solución de un problema que posee una envergadura muy amplia, pero resultan significativos a la hora de abordarlo en mayor profundidad. Se logró de manera satisfactoria la simulación de los datos necesarios para el trabajo y la implementación de la metodología de detección de exoplanetas, junto con la obtención de la curva que define las limitantes del mismo proceso. Luego, haciendo uso de los Métodos Secuenciales de Monte Carlo fue posible estimar de manera certera la masa del planeta bajo los distintos parámetros orbitales, analizando también los casos límites de importancia.

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En esta tesis presentamos los resultados de una búsqueda sistemática, profunda y de alta resolución angular, de objetos estelares de baja masa y objectos sub-estelares orbitando enanas blancas cercanas. Los objetos fueron seleccionados desde una muestra de enanas blancas dentro de una distancia de 20 pc desde el Sol, y que además fueran observables desde el hemisferio sur. Para este estudio usamos imágenes de alta resolución en el infrarrojo cercano en dos épocas para confirmar membrecía por medio de movimiento propio común, y espectroscopía en el infrarrojo cercano. Estudiamos la presencia de la porción de menor masa de enanas marrones (20-13Mψ) y la mas masiva de planetas extrasolares gigantes (>5Mψ) orbitando en torno a enanas blancas en una muestra controlada, con el objetivo de comprobar si la baja frecuencia de objetos sub-estelares se extiende a estos límites de masas. Adicionalmente, exploramos orbitas muy cercanas a las enanas blancas (1-10 AU), donde esta la separación orbital crítica descrita en la teoría de evolución de binarias en envoltura común, con una progenitora de enana blanca y una compañera de baja masa. Nosotros concluimos que los objetos sub-estelares mas masivos que 10 Mψ no son comunes en enanas blancas (<4%), resultado consistente con nuestro análisis estadístico y el resultado de búsquedas por parte otros investigadores. También observamos alguna enanas blancas con lineas metálicas para estudiar una de las hipótesis sobre el origen de estas lineas relacionada con la existencia de restos de un sistema planetario. Además, a partir de esta muestra seleccionamos aquellas enanas blancas en sistemas binarios, y estudiamos la distribución de sus separaciones orbitales. Como resultado de este estudio, por primera vez hemos encontrado evidencia consistente de la existencia de una distribución bimodal en separaciones orbitales, ya predicha por los modelos de evolución de binarias cercanas en envoltura común.

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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Durante el desarrollo de esta tesis estudiamos el Método de Patrones Lumínicos Estandarizables (SCM) para supernovas Tipo II “plateau" haciendo uso de fotometría BVRI y espectroscopía óptica. Se implementó un procedimiento analítico para ajustar funciones a las curvas de luz, de color y de velocidad de expansión. Encontramos que el color V–I de estas supernovas, medido hacia el final de la época “plateau", puede ser utilizado para estimar el enrojecimiento provocado por el material interestelar de la galaxia anfitriona con una precisión de σ(AV) = 0.2 mag. Tras realizar las correcciones necesarias a la fotometría se recupera la relación luminosidad versus velocidad de expansión, reportada previamente en la literatura científica. Ocupando esta relación y asumiendo una ley de extinción estándar (RV = 3.1) obtenemos diagramas de Hubble con dispersiones de ~0.4 mag en las bandas BVI. Por otra parte, si permitimos variaciones en RV en favor de incertezas menores obtenemos una dispersión final de 0.25–0.30 mag, lo que implica que estos objetos pueden entregar distancias tan precisas como 12–14%. El valor resultante para RV es de 1.4 ± 0.1, que sugiere una ley de extinción no-estándar en nuestra línea de visión hacia este tipo de supernovas. Utilizando dos objetos con distancia Cefeida para calibrar la relación luminosidad-velocidad obtenemos una constante de Hubble de 70 ± 8 km s-1 Mpc-1, en buen acuerdo con el valor que obtuvo el HST Key Project.