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La observación del material molecular alrededor de estrellas WR es importante para comprender la relación entre el MIE y las estrellas de gran masa. Es por esta razón, sumada a la relativa escasez de trabajos realizados en este tema, que se hace imprescindible incrementar la muestra de este tipo de observaciones. En esta Tesis de Doctorado se propone: - Estudiar la distribución del material molecular en los alrededores de diez estrellas WR galácticas usando la línea (J=1→0) de la molécula de C 12O como trazadora, los cuales fueron obtenidos con el radiotelescopio NANTEN. Se intentará comparar los resultados con los predichos por los modelos y teorías de la interacción de estrellas de gran masa con el MIE, anteriormente descriptos. En los casos en los que sea necesario, se desarrollarán modelos cinemáticos alternativos que permitan explicar los resultados obtenidos. - En base a la posible relación existente entre los intensos vientos generados por las estrellas WR (tanto aisladas como pertenecientes a asociaciones estelares) con el proceso de formación estelar inducida, se estudiará el gas molecular que se encuentra asociado a regiones de formación estelar cercanas a los objetos estelares en cuestión por medio del análisis de sus propiedades físicas, morfológicas y cinemáticas. Se buscarán en las mismas, evidencias que indiquen que la formación estelar propiamente dicha se haya iniciado como causa de la interacción entre el material molecular preexistente y las estrellas cercanas. - En todos los casos, las observaciones de C 12O se complementarán con observaciones en otras frecuencias, obtenidas mediante el acceso a bases de datos disponibles mediante Internet, con el fin de encontrar las contrapartes de las estructuras halladas y realizar un estudio multifrecuencia completo del material interestelar en los alrededores de los objetos seleccionados para su estudio.

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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.

En esta Tesis presento un estudio espectroscópico detallado de una muestra de Regiones Hii Gigantes en galaxias observables con telescopios del Hemisferio Sur. Las Regiones Hii Gigantes proveen el vínculo entre regiones de formación estelar de menor escala y los violentos procesos de formación estelar que ocurren en las galaxias con brotes estelares intensos. Las Regiones Hii Gigantes (GHiiRs, de sus siglas en inglés) son objetos extendidos y luminosos, observados en los discos de galaxias espirales, irregulares y galaxias enanas compactas azules (BCDs, de su sigla en inglés). Las GHiiRs se forman debido a la presencia de un gran número de estrellas jóvenes y masivas cuyo flujo ultravioleta ioniza el gas que las rodea, y por lo tanto estas regiones indican una presencia de formación estelar violenta reciente o activa. El principal objetivo de este trabajo de Tesis es confirmar la presencia de Regiones Hii Gigantes en galaxias del Universo Local y realizar un estudio comparativo de GHiiRs con distintas metalicidades y estados evolutivos. La identificación de Regiones Hii Gigantes fue posible realizarla mediante espectroscopía de alta resolución, la cual me ha permitido distinguir la presencia de distintas componentes cinem áticas en el gas ionizado, con diferentes velocidades y verificar la naturaleza supersónica de dichas componentes. Definir la naturaleza y condiciones físicas de los brotes de formación estelar masiva permite analizar las abundancias químicas que producen el enriquecimiento químico del Universo Local. Para poder caracterizar los procesos físicos que gobiernan la formación estelar masiva es necesario estudiar un variado rango de entornos y propiedades. Gracias al amplio rango espectral y la buena calidad de los datos he llevado adelante el estudio de las propiedades físicas del gas ionizado. El estudio de los parámetros físicos tales como densidad, temperatura, composición química, etc., comprende el análisis de las intensidades relativas de las líneas de emisión del gas. Este tipo de análisis resulta esencial para poder mejorar el estudio de brotes de formación estelar detectados a distancias cosmológicas. En esta Tesis se presenta el estudio realizado en seis regiones brillantes de las galaxias espirales, NGC6070 y NGC7479, y en cinco brotes de formación estelar de la galaxia enana compacta azul Haro 15. En el Capítulo 1 presento una breve introducción de las propiedades generales de las Regiones Hii Gigantes y del conocimiento que se tiene sobre este tipo de objetos. En el Capítulo 2 propongo un método para proceder a un análisis detallado de la cinemática en aquellas regiones que presentan más de una componente revelada cinemáticamente en los espectros de alta resolución. En ese capítulo presento el análisis cinemático de las seis regiones estudiadas en las dos galaxias espirales y se analiza cómo la presencia de múltiples componentes cinemáticas incluye en la ubicación final en el plano L-. En el Capítulo 3 presento un análisis cinemático utilizando una metodología similar que en el capítulo anterior, pero ahora enfocado en los brotes de formación estelar violentos de la galaxia BCD Haro 15. Del análisis cinemático detallado en los brotes estudiados con más de una componente, se deriva el estudio de las propiedades físicas y abundancias químicas presentado en el Capítulo 4. En este capítulo, sumado a los datos espectroscópicos de alta resolución, presento datos de baja resolución espectral observados en la misma galaxia. Aplicando el método propuesto por el Grupo de Astrofísica del Departamento de Física Teórica de la Universidad Autónoma de Madrid, España (UAM), para la determinación de los parámetros físicos y abundancias, a partir de un programa generado por dicho grupo, realicé un cuidadoso y detallado estudio sobre las propiedades físicas, y abundancias químicas iónicas y totales del gas ionizado discriminado para cada componente cinemática y para el flujo global de las líneas de emisión. En el Capítulo 5 se presentan las conclusiones finales de la Tesis, haciendo un conciso resumen sobre los aportes más signi cativos, y se describen las líneas de trabajo a futuro que se pueden plantear como continuación de lo aquí expuesto.

Durante los últimos años, con el aumento en la sensibilidad de los detectores de altas energías, el número de fuentes gamma ha crecido y también se ha incrementado el tipo de fuentes detectadas. Un número considerable de ellas no puede ser identificada con contrapartes conocidas en otras longitudes de onda. Las fuentes no identificadas se distribuyen mayoritariamente hacia la región del plano de la Galaxia, lo que sugiere un origen galáctico. Muchas de estas fuentes pueden conformar poblaciones de fuentes gamma aún por descubrir. Las estrellas son objetos astrofísicos muy abundantes y se concentran mayormente en el plano galáctico. Las estrellas y los sistemas que conforman cuentan con los ingredientes necesarios para acelerar partículas a energías relativistas en la mayoría de sus estados evolutivos. Además, poseen campos adecuados para que estas partículas interactúen produciendo emisión no térmica. En esta tesis estudiamos diversos sistemas como posibles fuentes gamma: estrellas fugitivas de gran masa, estrellas jóvenes de baja masa, microcuásares de gran masa, y nubes moleculares. Desarrollamos modelos teóricos de la emisión no térmica motivados por observaciones en rayos gamma u ondas de radio. Calculamos la radiación no térmica producida en las interacciones de partículas relativistas con campos electromagnéticos y materiales. Presentamos resultados generales y aplicaciones a fuentes concretas. Finalmente, analizamos si la emisión no térmica predicha por los modelos es observable por los detectores de rayos gamma actuales o en desarrollo. En las aplicaciones concretas, confrontamos la distribución espectral de energías calculada con las observaciones disponibles en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético.

A partir de enunciados de leyes invariantes ante inversión y traslación temporal, resultan procesos macroscópicos irreversibles. La fuente de irreversibilidad no se encuentra en las leyes mismas sino en las condiciones de borde o iniciales que exigimos a las ecuaciones que representan las leyes. En este trabajo, proponemos que el apantallamiento de corrientes electromagnéticas por el horizonte de eventos de un agujero negro en las soluciones a las ecuaciones de Maxwell determina, localmente, una dirección preferencial temporal para el flujo de energía electromagnética que sigue a la expansión del universo. Específicamente, calculamos el crecimiento del área del horizonte de eventos de un agujero negro debido a la expansión del universo y a la acreción de fotones del fondo cósmico de microondas (CMB), para distintos modelos cosmológicos. Encontramos que, para los modelos cosmológicos de Friedmann plano, abierto y cerrado, el cociente entre el área del horizonte de eventos de un agujero negro y el área de una hipersuperficie de tipo espacio comóvil a la expansión cósmica, es siempre mayor que uno. Esto implica que, para cualquier evento, el pasado y futuro causal no son simétricos, generando un flujo de de energía electromagnética no nulo hacia el futuro global que sigue la expansión del universo; relacionamos este flujo electromagnético con la segunda ley de la Termodinámica.

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.