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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Estudiamos la formación estelar en escalas galácticas y el crecimiento de agujeros negros a través de simulaciones usando el código de grilla adaptativa de refinamiento Enzo. Nuestro estudio se centra en dos de las más famosas leyes de formación estelar: las ley de Kennicutt-Schmidt y la ley de Silk, ambas relacionan la tasa de formación estelar con propiedades globales de la galaxia. A pesar de que ambas han cuantificado exitosamente esta relación, aún no hay un consenso en el valor exacto de sus pendientes. Nosotros tratamos de clarificar este problema estudiando los factores que influyen en ambas leyes, tales como la densidad de gas superficial, el tiempo orbital y la masa rotacional. Para estudiar el crecimiento de agujeros negros masivos, centramos nuestro trabajo en las relaciones $M_{BH}-M_{bulge}$ y $M_{BH}-\sigma$, las cuales relacionan la masa de un agujero negro con propiedades globales de su galaxia huésped. Tratamos de explicar el origen de ambas relaciones a través de un análisis del Medio Interestelar. Modelamos galaxias locales con tres componentes: gas, estrellas y materia oscura. Dejamos a los modelos evolucionar por 1 Gyr, y durante la evolución el gas puede formar estrellas, las cuales mueren en forma de supernovas. Al final de las corridas, nuestras simulaciones están caracterizadas por un medio altamente turbulento y compresible, con una Función de Densidad de Probabilidades que puede ser ajustada por una distribución lognormal a altas densidades. Su espectro de potencia de velocidad es bien ajustado por una ley de potencia de pendiente ~-4 en el espacio k a escalas pequeñas, lo cual es más pronunciado que la turbulencia de Kolmogorov y la de Burger. Este espectro de potencia nos permite deducir una relación del tipo $v_r \sim v_{rot} \left( \lambda \over R_d \right)^{-\beta}$, la cual es el nexo necesario entre las propiedades globales de la galaxia y la alimentación del agujero negro masivo central. Estudiamos la eficiencia de formación estelar en nuestras galaxias, donde investigamos cómo la pendiente de las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk pueden variar dependiendo de cómo definamos las cantidades involucradas en ambas leyes. Las dos leyes son fuertemente dependientes en el criterio ocupado para seleccionar el radio al cual se calculan las densidades superficiales, y el intervalo de tiempo ocupado para medir la tasa de formación estelar. En el primer caso la elección de un radio más grande puede llevar a obtener menores pendientes, mientras que en el segundo caso las pendientes más bajas son obtenidas usando un intervalo de tiempo más grande para promediar las tasas de formación estelar. Ambos efectos pueden cambiar la pendiente de las leyes de formación estelar en el rango entre 0.8 y 2.1. Nuestras simulaciones también muestran una dependencia en los perfiles iniciales de $M_{rot}$. Esta relación es más pronunciada al comienzo de las simulaciones, donde la masa rotacional determina el tiempo al cual las galaxias comienzan a formar estrellas, y por lo tanto determina las tasas de formación estelar en etapas tempranas de la evolución.

Ingeniero Civil Eléctrico / La masa es la propiedad más crítica de una estrella, ya que determina en gran medida su estructura y evolución. Se estima que un porcentaje mayoritario de las estrellas observadas en el cielo corresponde no a estrellas individuales sino a sistemas estelares múltiples. El estudio del movimiento relativo entre los componentes de un sistema estelar es la principal herramienta para calcular masas estelares; de hecho, la mayor parte de las estrellas fuera del Sistema Solar cuya masa ha podido ser determinada de manera directa corresponde a estrellas binarias ─sistemas compuestos por dos estrellas ligadas gravitacionalmente─. De esta manera, los sistemas estelares múltiples constituyen la base observacional de la teoría de estructura y evolución estelar. Dadas las características y el volumen de las observaciones astronómicas, es necesario que los métodos computacionales utilizados en el estudio de sistemas estelares múltiples sean automáticos y robustos frente a la existencia de ruido de observación, brechas temporales y pérdida de datos. Con esta motivación, el presente Trabajo de Título propone y evalúa un método de estimación automática de elementos orbitales (y con ello, de la masa total) para estrellas binarias visuales. La herramienta desarrollada utiliza un enfoque Bayesiano, planteando un esquema de estimación basado en Filtro de Partículas. En este esquema, los parámetros orbitales son formulados como un vector de estado que evoluciona a través del tiempo ─concepto conocido como Evolución Artificial de Parámetros─ y la función de verosimilitud corresponde a la caracterización estadística del error cuadrático medio del conjunto de observaciones de posición relativa en el plano del cielo. A fin de reducir la dimensionalidad del problema, se utiliza la representación de Thiele-Innes para la descripción de las órbitas. El método propuesto es probado sobre datos artificiales basados en el sistema estelar Sirius, con diferentes niveles de cobertura de órbita y error de observación característico. En la mayor parte de los casos estudiados, el método logra estimar los elementos orbitales con gran exactitud y precisión ─mejor en la medida que el error observacional característico disminuye y la cobertura de la órbita aumenta─; sin embargo, se lograron identificar casos límite en que, sin importar la calidad de los datos, los parámetros orbitales estimados presentan un error significativo (a pesar de generar órbitas concordantes con las observaciones). Finalmente, se muestra que el algoritmo desarrollado permite no sólo obtener un estimador ─un valor puntual dentro del espacio paramétrico─, sino también caracterizar la distribución a posteriori de los parámetros orbitales.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / El Survey de Transientes a Alta Cadencia (HiTS), fue creado con el propósito de descubrir y estudiar objetos transitorios con escalas de tiempo características entre horas y días, tales como, estrellas pulsantes, eclipsantes, explosivas, y variables estocásticas no estelares. Este survey representa una oportunidad única para explorar observaciones con \textit{entendue} grande y cadencias de observación cercanas a $0.1$ días utilizando nuevas herramientas computacionales para el análisis de grandes volúmenes de datos. Este trabajo sigue un enfoque de \textit{Ciencia de los Datos}: partiendo desde los datos sin procesar hasta el análisis y clasificación de fuentes variables. Hemos compilado un catálogo de $\sim$14 millones de fuentes detectadas y un catálogo de $\sim$2.5 millones de curvas de luz clasificadas según su variabilidad. La profundidad de observación típica de nuestro survey es de $24.2$, $24.3$, $24.1$ y $23.8$ magnitudes en las bandas \textit{u}, \textit{g}, \textit{r} e \textit{i}, respectivamente. En este trabajo presentamos la primera versión de los catálogos. Clasificamos las fuentes puntuales y estáticas extrayendo primero características de sus curvas de luz y luego aplicando un clasificador Random Forest. Para la clasificación utilizamos un conjunto de entrenamiento construido utilizando una combinación de cros referencia con catálogos públicos, inspección visual, transferencia de aprendizaje/aprendizaje activo, y datos aumentados sintéticamente. El modelo de clasificación consiste en varios clasificadores Random Forest organizados en un esquema jerárquico. La precisión del clasificador estimada en el conjunto de prueba es aproximadamente $97\%$. En los datos no etiquetados, $3\,485$ fuentes se clasificaron como variables, de las cuales $1\,321$ se clasificaron como periódicas. Los agujeros negros de masa intermedia (IMBH) ($ M_{BH}$$\sim$$10^{2-5} M_\odot$) son claves para el entendimiento de la formación de agujeros negros (BH) masivos. La población actual conocida de IMBH es pequeña, con algunos cientos de candidatos y solo unos pocos de ellos con una caracterización segura. En este trabajo proponemos una nueva metodología para seleccionar candidatos a IMBH utilizando análisis de variabilidad. Nuestro método de selección se centra en la variabilidad en la región nuclear de galaxias locales. IMBH activos acretando materia a bajas tasas muestran variabilidad a pequeñas amplitudes y en escalas de tiempo de horas. HiTS presenta una oportunidad única para realizar este tipo de búsqueda. Encontramos $\sim$500 galaxias que evidencian este tipo de variabilidad. Estimamos una fracción de ocupación del $4\%$ y una densidad de número superficial de $3$ grados$^{-2}$. Esto representa un aumento en un factor 40 en comparación con búsquedas anteriores basadas en técnicas espectrales. Nuestro método proporciona núcleos variables de galaxias que son candidatos para alojar IMBHs. Sin embargo, no se puede estimar la masa del BH a partir de nuestros datos. Para esto necesitaremos observaciones en rayos X y radio para confirmar la naturaleza AGN de nuestras fuentes y poder estimar su masa utilizando el plano fundamental de BH activos. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Conicyt, DAS, NLHPC, CMM & MAS

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.

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Las estrellas masivas desempeñan un papel fundamental en la evolución de las Galaxias, siendo la fuente primordial de generación y dispersión de elementos como el oxígeno, silicio, etc., en el medio interestelar. La masa de la estrella es el parámetro más determinante en los procesos de evolución de la estrella, pero su determinación no siempre es posible sin el uso de calibraciones externas. Afortunadamente, la naturaleza nos ofrece las estrellas binarias como laboratorios astrofísicos, donde es posible la determinación de las masas de sus componentes a partir del movimiento orbital de las mismas. En esta tesis se presentan el análisis espectroscópico y fotométrico de cuatros sistemas binarios cuyas componentes son estrellas masivas.

Esta práctica de la especialidad está dedicada al estudio de las pulsaciones radiales que experimentan ciertas clases de estrellas en alguna etapa de su evolución. En la Introducción revisamos las características más importantes de las pulsaciones no radiales. En particular ponemos el énfasis en las consideraciones teóricas y definiciones básicas necesarias para enfrentar el problema de determinar los modos adiabáticos de pulsación no radiales en el marco de una teoría líneal, para modelos estelares en equilibrio altamente idealizados. En la Parte 2 damos una revisión completa de los aspectos observacionales de las pulsaciones no radiales en estrellas enanas blancas. Esta elección está motivada por nuestro deseo de estudiar en el futuro las propiedades oscilatorias de este tipo de estrellas a través de un Código Pulsacional, el cual es el tema central de esta práctica. En la Parte 3 presentamos el sistema de ecuaciones diferenciales que debe ser resuelto para obtener las autofrecuencias y autofunciones de las oscilaciones no radiales en la aproximación adiabática. A continuación describimos el método numérico que hemos desarrollado para tal fin, el cual se basa en la técnica de Henyey utilizada ampliamente en cálculos de estructura y evolución estelar. En este punto describimos en detalle el algoritmo empleado, que permite obtener una solución del problema a través de la relajación, en varias iteraciones de una solución inicial aproximada. Seguidamente presentamos los resultados obtenidos al aplicar el código a un modelo estelar simple, que consiste en una polítropa de índice n = 3.

Información extraída de <a href="http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html">http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html</a>

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