El presente trabajo consiste en la determinación de parámetros atómicos fundamentales, Ancho Equivalente y la Fortaleza del Oscilador, para líneas atómicas de absorción de los espectros del Sol y Arcturus en el infrarrojo cercano, banda K, de 1, 8μm a 2, 5 μm . El trabajo comenzó con la identificación de las líneas de absorción de los espectros del Sol y la estrella Arcturus, utilizando: el atlas del espectro solar “An Atlas of the Solar Spectrum in the Infrared from 1850 to 9000 cm−1 (1.1 to 5.4 μm)”1 y el atlas de la estrella Arcturus “Infrared Atlas of the Arcturus Spectrum, 0.9-5.3 μm”2; luego se elaboró una base de datos de las propiedades espectroscópicas de las líneas de absorción de las atmósferas del Sol y Arcturus, en la banda K del infrarrojo cercano. Posteriormente se calculó el ancho equivalente de 357 líneas identificadas, en ambos espectros, correspondientes a los elementos químicos como: Al, C, Ca, Cr, Fe, H, Mg, Na, Ni, S, Sc, Si, Ti, V; utilizando IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). Se hicieron gráficos de comparación de las distribuciones de flujo para algunas líneas espectrales del Sol y Arcturus para verificar la similitud de sus atmósferas.

El presente trabajo consiste en la determinación de parámetros atómicos fundamentales, Ancho Equivalente y la Fortaleza del Oscilador, para líneas atómicas de absorción de los espectros del Sol y Arcturus en el infrarrojo cercano, banda K, de 1, 8μm a 2, 5 μm. El trabajo comenzó con la identificación de las líneas de absorción de los espectros del Sol y la estrella Arcturus, utilizando: el atlas del espectro solar “An Atlas of the Solar Spectrum in the Infrared from 1850 to 9000 cm−1 (1.1 to 5.4 μm)”1 y el atlas de la estrella Arcturus “Infrared Atlas of the Arcturus Spectrum, 0.9-5.3 μm”2; luego se elaboró una base de datos de las propiedades espectroscópicas de las líneas de absorción de las atmósferas del Sol y Arcturus, en la banda K del infrarrojo cercano. Posteriormente se calculó el ancho equivalente de 357 líneas identificadas, en ambos espectros, correspondientes a los elementos químicos como: Al, C, Ca, Cr, Fe, H, Mg, Na, Ni, S, Sc, Si, Ti, V; utilizando IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). Se hicieron gráficos de comparación de las distribuciones de flujo para algunas líneas espectrales del Sol y Arcturus para verificar la similitud de sus atmósferas. / Tesis

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / La observación de emisión Lyman alpha (Lyα) proveniente de galaxias es una técnica ampliamente utilizada para el estudio del universo a alto redshift (e.g. Shapley et al. 2003, Ouchi et al. 2008, Stark et al. 2010, Blanc et al. 2011). Sin embargo, a pesar de su importancia, los estudios estadísticos de esta emisión no abordan posibles sesgos al elaborar las muestras de objetos, induciendo discrepancias. Diferentes metodologías inducen selecciones en masa estelar (M∗), tasa de formación estelar (SFR) y metalicidad. Los perjuicios asociados a la forma actual de estudiar la emisión Lyα no solamente se restringen a sesgos en los resultados obtenidos, sino que también limitan nuestro entendimiento de este proceso radiativo en la población de galaxias. En consecuencia, nuestra comprensión de la emisión Lyα en dicha población es actualmente altamente especulativo. Todas estas razones justifican la necesidad de llevar a cabo un estudio de emisión Lyα en la población de galaxias, lo cual es el objetivo de esta tesis. El presente trabajo detalla los resultados de un exhaustivo análisis de emisión Lyα a alto redshift. Para ello, primero diseñamos una muestra de 629 galaxias observadas por CANDELS (Koekemoer et al. 2011, Grogin et al. 2011). Dicha muestra se encuentra especialmente di- señada para abarcar el rango de masa estelar 7.6 < log (M∗[M⊙]) < 10.6 y rango de redshift 3 < z < 4.6. Tras esta selección, realizamos espectroscopía de los objetos con el Michigan/- Magellan Fiber System (M2FS; Mateo et al. 2012). De esta forma, contamos con mediciones de flujo de Lyα, además de la fotometría CANDELS, la cual permite obtener masa estelar, luminosidad, tasa de formación estelar, y extinción para cada galaxia. Observamos que el Ancho Equivalente y Fracción de escape de Lyα decrecen con la masa estelar, luminosidad en el UV, tasa de formación estelar, y extinción de las galaxias. Además, introducimos aplica- ciones de estadística Bayesiana en este campo de la astrofísica. Esto nos permite concluir que un modelo de distribución exponencial es el más apropiado para reproducir nuestras distri- buciones de Ancho Equivalente de Lyα, además de caracterizar la completitud y significancia de las correlaciones que observamos. También estudiamos los impactos que tienen diferentes técnicas de selección de galaxias en las estadísticas observadas de Lyα. Lyman Break Galaxies y estudios de Lyα emitters seleccionan preferentemente galaxias de baja masa estelar y poco polvo interestelar. Finalmente, realizamos la primera predicción semi-analítica de la fracción de Lyα emitters hasta redshift 7, la cual se puede utilizar para restringir observacionalmente la época de reionización. Todos estos resultados no solamente contribuyen a comprender de mejor manera este tipo de radiación, sino que también establecen un nuevo marco para el análisis estadístico de este trazador del universo temprano.