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 Región de Nuevo Cuyo (RNC) ha sido calificada como la de más alta peligrosidad sísmica en la República Argentina (Giardini et al., 1999). Este es el primer trabajo de atenuación sísmica con datos digitales sobre ondas P, S y coda en la región de Nuevo Cuyo utilizando datos de estaciones permanentes argentinas. Es además, el resultado de la colaboración entre varias instituciones, del país y del exterior, ya que los datos han sido provistos por el INPRES (Instituto Nacional de Prevención Símica, San Juan) y parte del trabajo se ha realizado en colaboración con investigadores de España: del Instituto Andaluz de Geofísica (IAG), Univ. de Granada y de Italia: del Osservatorio Vesuviano, Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia, Nápoles y de la Universidad de Salerno. La caracterización del comportamiento de la región ante la acción de las ondas sísmicas es un dato indispensable para la prevención. La mayoría de los análisis sismológicos que extraen información de las formas de onda registradas requieren identificar las pérdidas y redistribuciones de energía en las ondas, que resumen el efecto de la atenuación, a lo largo de la trayectoria. Estos efectos se originan en la heterogeneidad y en la anelasticidad del medio y pueden estudiarse sobre distintos tipos de ondas sísmicas, en función de la frecuencia o independientemente de ella. Cada resultado por separado, sus variaciones y las relaciones que pueden establecerse entre los mismos dan una visión integrada de la interacción de las ondas con el medio dinámico donde se propagan. La caracterización de la atenuación relacionada a los parámetros reológicos que la definen, brinda además un mejor conocimiento de los procesos geodinámicos de la región. Mediante el estudio de las variaciones de la energía para ondas directas y dispersadas en los sismogramas se determinan los factores de calidad del medio, Q, cuya inversa permite cuantificar el efecto de la atenuación y efectuar regionalizaciones de acuerdo al modelo empleado. Vinculando los valores de Q de ondas directas y dispersadas mediante métodos numéricos y analíticos se separan la proporción anelástica, Qi, y de scattering, Qs, de la atenuación en la región. El valor de Qs se relaciona con la densidad de heterogeneidades y el de Qi con la anelasticidad del medio, vinculada a su vez a la temperatura, la presión, el grado de fluidez y el contenido de fluidos. Por lo anteriormente expuesto es que Q es más sensible a los parámetros reológicos que la velocidad de las ondas. Los valores de la atenuación obtenidos para la RNC son una clara manifestación de su estado de actividad tectónica. La RNC se caracteriza por una alta atenuación de ondas coda con variaciones laterales a profundidades corticales, estabilizándose su valor cuando los volúmenes de scattering alcanzan profundidades más allá de la zona sismogénica en la placa subducida. Las determinaciones de la atenuación de ondas directas, realizadas por los distintos métodos muestran cierta convergencia en frecuencia y profundidad. Los valores medios de atenuación de ondas P y S muestran los diferentes efectos de la atenuación de corteza y manto y mantienen una relación entre sí que ubica a la atenuación en la RNC dentro de los valores promedio para regiones de actividad tectónica similar. La separación de la atenuación intrínseca y de scattering ha mostrado que no son las heterogeneidades estructurales superficiales las que dominan la atenuación sino que la absorción anelástica es el efecto predominante, más aún cuanto mayor sea la profundidad de validez de los resultados

A los efectos de estudiar la dinámica de, e.g. galaxias, sistemas planetarios u otros sistemas, es necesario contar con herramientas eficientes que la caractericen globalmente; esto es, que además de proveer información sobre la naturaleza del movimiento (regular o caótico), también permitan poner en evidencia otros aspectos relevantes que coadyuven a comprender los complejos procesos difusivos en el espacio de fases. Existen muchos indicadores que permiten caracterizar la dinámica, por citar algunos pueden mencionarse los Exponentes Característicos de Lyapunov (LCEs), los análisis de frecuencias (e.g. el método de Binney y Spergel, el Mapa de Frecuencias de Laskar, FMA, y su variación implementada por Sidlichovský y Nesvorný), los indicadores desarrollados por Contopoulos, Froeschlé y otros más recientes como el Factor de Crecimiento Exponencial Medio entre Órbitas Cercanas (MEGNO). El MEGNO, es una técnica recientemente desarrollada y ha sido rápidamente adoptada por la comunidad, fundamentalmente para estudios de estabilidad de sistemas planetarios extrasolares, entre otros. El objetivo de la investigación propuesta fue realizar un estudio comparativo de la eficiencia de diversos indicadores “rápidos”, dado que utilizan diferente información dinámica para su determinación. / La realización de este trabajo de tesis ha permitido tres publicaciones en igual cantidad de revistas internacionales con referato, entre las cuales se encuentra un trabajo de revisión.

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.

Cuando queremos estudiar la dinámica de un sistema, por ejemplo una galaxia o un sistema planetario, es importante primero conocer en qué regiones del sistema una órbita tiene un comportamiento regular y en cuáles un comportamiento caótico. Las herramientas que utilizaremos para abordar esta cuestión son los llamados indicadores de caos. Existen en la literatura una gran cantidad de estos indicadores, de los cuales en este trabajo utilizaremos aquéllos basados en la evolución de la solución de las ecuaciones variacionales. Algunos ejemplos de este tipo de indicadores son el Máximo Exponente de Lyapunov (lLCE), el Indicador Rápido de Lyapunov (FLI) y su variante que considera solo la componente ortogonal (OFLI), el Factor de Crecimiento Exponencial Medio de Órbitas Cercanas (MEGNO), el Índice Menor de Alineamiento (SALI), entre otros. En el Capítulo 2 revisaremos las principales características de una variedad de este tipo de indicadores. Luego, en el Capítulo 3 presentaremos un código, escrito en FORTRAN, que integra de una forma eficiente todos los indicadores descriptos en el Capítulo 2. Hemos desarrollado dos versiones de este programa, una para mapas simplécticos y otra para flujos hamiltonianos. La primera será empleada en la segunda parte de este trabajo, y ambas versiones fueron utilizadas en la tesis doctoral del Dr. Nicolás Maffione. La segunda parte de este trabajo está dedicada al estudio, dentro de la región caótica, de la difusión, esto es, determinar si existe una variación secular de las integrales no perturbadas del sistema. Para valores perturbativos muy pequeños se encontraron escenarios en los que la difusión no era detectable a causa de las oscilaciones introducidas por los efectos de deformación del conjunto de variables utilizadas, por lo que recurrimos al uso de las formas normales. Dado que no existía hasta el momento una implementación de esta técnica para el caso de mapas, en este trabajo se creó, por primera vez en la literatura, dicha implementación. Esta herramienta es una sucesión de transformaciones canónicas que permite describir, de una forma más clara, la dinámica del sistema, eliminando justamente los efectos de deformación. En el Capítulo 4 presentaremos, de una manera detallada, el mecanismo para la construcción de las formas normales para un mapa simpléctico 4D cuasi-torsional general. En el Capítulo 5 mostraremos cómo aplicar dicho mecanismo a dos mapas estándar acoplados. Dado que las formas normales se construyen mediante series de Fourier, presentaremos los resultados de la medición de los tiempos de CPU empleados para distintos órdenes de este desarrollo. También presentaremos una estimación empírica del orden óptimo para el cual construir la forma normal, para dos escenarios distintos. Finalmente, en el Capítulo 6 llevaremos a cabo el estudio de la difusión, que es el objetivo central de este trabajo. Este estudio lo realizaremos a través de la medición de la desviación cuadrática media de la acción en la dirección de la resonancia con respecto a su valor inicial. Estudiaremos un ensamble de 103 partículas considerando varios escenarios distintos mediante la variación del parámetro de acoplamiento del mapa.

El medio interestelar (MIE) no sólo no es homogéneo sino que además posee una compleja topología que se manifiesta por la presencia de una variedad de estructuras tales como arcos, gusanos, cáscaras y supercáscaras. En particular, las supercáscaras se encuentran entre los objetos más enigmáticos e interesantes del MIE de una galaxia. Las mismas se detectan mayoritariamente en la emisión de la distribución de hidrógeno neutro (HI) como mínimos en la emisión de HI rodeados, total o parcialmente, por ”paredes” de mayor emisión. Las supercáscaras pueden expandirse a velocidades de varias decenas de kilómetros por segundo. Con tiempos dinámicos de vida del orden de decenas de millones de años, las supercáscaras sobrevivirían a las estrellas de gran masa que pudieran haberle dado origen (si ese hubiese sido el mecanismo que las originó), por lo que las mismas podrían ser usadas como registros fósiles para estudiar los efectos de formación estelar en la Vía Láctea. En esta Tesis se ha realizado un nuevo catálogo de candidatas a supercáscaras utilizando una combinación de un método automático de detección más uno visual. Una particularidad que tiene nuestro algoritmo de búsqueda automática es que es capaz de detectar estructuras que no están completamente cerradas, o sea, que no están completamente rodeadas por paredes de emisión de HI. Este hecho permitió estudiar el porcentaje de estructuras que tienen su lado ”abierto” hacia al halo de la Galaxia, lo cual convertiría a estas estructuras en candidatas a objetos identificados como ”chimeneas” galácticas. Se han detectado un total de 575 estructuras en la parte externa de la Galaxia a las cuales se les han determinado algunos parámetros físicos como por ejemplo: las distancias, dimensiones, edades dinámicas, velocidades radiales de los centroides, rangos de velocidades donde se detectan. A cada estructura se le ajustó una elipse la cual tiene como parámetros los semiejes mayor y menor y el ángulo de inclinación del semieje mayor con respecto al plano de la Galaxia. Se ha determinado la distribución de las supercáscaras en la Vía Láctea, así como también las principales propiedades estadísticas de los parámetros (tamaños lineales, velocidades de expansión, distancias galactocéntricas, dimensiones, edades dinámicas) encontrados para las mismas. Se ha comparado el catálogo obtenido con catálogos similares realizados por otros autores. También se ha analizado la posible presencia, en el interior de las estructuras, de objetos estelares que pudieron haberle dado origen. Por último se estudió en detalle una de las estructuras catalogadas, GS 100-02-41, la cual presenta evidencia de formación estelar inducida.

En este Trabajo de Tesis se investigan los procesos involucrados en el desarrollo de la Relación Color Magnitud (RCM) de galaxias en cúmulos. Esta relación comprende galaxias de tipo temprano y corresponde a la secuencia roja (SR) observada en el plano color magnitud. La distribución de galaxias en este plano es bimodal en los colores y parte de las galaxias se distribuyen en una zona difusa llamada “nube azul”. La SR está formada mayormente por galaxias pobres en gas con baja formación estelar, prototípicamente galaxias de tipo temprano. Estas galaxias constituyen el objeto de estudio de la presente investigación y la relación color magnitud que las caracteriza será referida como RCM.