El interés en el estudio de las WDs ofrece un espectro amplio. Como remanentes más comunes de la evolución estelar, nuestra galaxia debe estar poblada por numerosas WDs, producto de más de 10 Gyr de evolución estelar galáctica. Las enanas blancas más viejas en la vecindad solar son todavía visibles y pueden ser usadas, en conjunto con modelos teóricos de enfriamiento, para estimar la edad del disco galáctico. Observaciones recientes sugieren también la posibilidad de que una población muy vieja de WDs puebla el halo galáctico y puede contribuir apreciablemente a la materia oscura bariónica en la Vía Láctea. Esta población puede usarse para obtener una estimación independiente de la edad del halo. Por otro lado, la detección de secuencias de enfriamiento de enanas blancas en cúmulos estelares (tanto abiertos como globulares) permite obtener una estimación independiente de la edad de los mismos.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En este trabajo presento un estudio acerca de la historia de formación estelar de galaxias del Grupo Local y su aplicación para el caso de la galaxia enana esferoidal, Carina. La primera sección de este trabajo presenta un cat ́alogo de alta precisión de satélites del Halo externo de la Vía Láctea. Este catálogo va a proveer información muy importante acerca de los parámetros estructurales y poblaciones estelares de los satélites de la Vía Láctea. Esta tesis también presenta el estudio de estrellas azules rezagadas encontradas en satélites de la Vía Láctea. Con esta información en mano derivamos una técnica para discriminar entre el número de estrellas azules rezagadas y el numero de estrellas jóvenes. Esta técnica ayudará significativamente a derivar fracciones de estrellas jovenes sin el sesgo que producen las azules rezagadas, al momento de derivar las historias de formación estelar. Luego, presento nuestro método para derivar la historia de formacion estelar, llamado Talos. Esta rutina presenta varias ventajas con respecto a otras implementaciones, principalmente porque usa la informacion de todas las regiones del CMD, usa también la distribución de metalicidad del sistema como input y por tanto no es necesario hacer suposiciones previas acerca de la relación entre la metalicidad y la edad, y finalmente porque considera varias propiedades de los datos observados al momento de construir los modelos sintéticos, y de esta forma estos modelos son directamente comparables con los datos. Finalmente presento mi implementación de la rutina Talos para derivar la historia de formación estelar espacialmente resuelta de la galaxia enana esferoidal Carina. Gracias a la alta calidad de los datos usados, las ventajas del método usado para derivar la historia de formación estelar y la implementación de nuestra técnica para disciminar entre estrellas azules rezagadas y estrellas jóvenes, los resultados aquí presentados alcanzan una altísima precisión con respecto a trabajos previos. En este trabajo pudimos descifrar que la población de estrellas jóvenes comúnmente encontradas en Carina, son en realidad estrellas azules rezagadas que han sido mal clasificadas. A partir de los resultados obtenidos concluimos que la formación estelar de Carina está dominada por un proceso de evolucin interna, y no por la influencia de marea que le ejerce la Vía Láctea, como mayoritariamente se concluye acerca de esta galaxia.

Se ha usado el telescopio Dupont de 2.5m en el observatorio de Las Campanas, para determinar el movimiento propio absoluto de la Nube Grande de Magallanes (LMC) con respecto a un quasar de fondo. Entre los a˜nos 2001 y 2006 se obtuvieron 147 imágenes de CCD con este propósito. El movimiento propio medido resulto ser: µαcos(δ) = 1,80 ± 0,14 [mas yr−1 ] µδ = 0,44 ± 0,20 [mas yr−1 ]

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Utilizando datos del High cadence Transient Survey (HiTS), inspeccionamos el halo de la Vía Láctea en busca de estrellas variables RR Lyrae distantes (dH >100 kpc). Los datos del proyecto HiTS, diseñado principalmente para encontrar explosiones de supernova en tiempo real, consisten en imágenes tomadas con la Dark Energy Camera que está montada en el telescopio Blanco (4 m) del Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo, en tres campañas distintas, y cubren con gran profundidad ~ 200 grados cuadrados del Halo. Como resultado, identificamos un total de 332 RR Lyrae (173 en los datos tomados el año 2014 y 159 con datos del 2015), cubriendo un rango de distancias desde ~ 9 hasta ~ 260 kpc, aproximadamente. De acuerdo con nuestro estudio, dentro del grupo de RR Lyrae encontradas al menos 18 están a más de 90 kpc del Sol (16 más allá de 100 kpc). El análisis del catálogo creado nos permitió estudiar la distribución espacial de RR Lyrae y relacionar tres sobredensidades con galaxias enanas esferoidales conocidas (Sextans, Leo IV y Leo V). Lo anterior se utilizó como validación de ideas asociadas al uso de RR Lyrae para el descubrimiento de galaxias de ultra-baja luminosidad difíciles de detectar con otros métodos. Usando la distribución espacial de las estrellas encontradas con HiTS 2014, construimos y analizamos perfiles de densidad de la Vía Láctea, de la forma rho(r) ~ r^{-n}. Siguiendo una metodología de Monte Carlo vía cadenas de Markov, encontramos que el perfil que mejor ajusta a los datos es un perfil simple, con n=-4.18^{+0.18}_{-0.19}. Sin embargo, el ajuste de un perfil con quiebre es también válido, con el quiebre en R_b=19.34^{+10.66}_{-3.16} kpc, y pendientes interna y externa de n_1=-3.47^{+2.26}_{-1.32} y n_2=-4.23^{+0.33}_{-0.25}, respectivamente. / Using data from the High cadence Transient Survey (HiTS), we inspected the halo of the Milky Way looking for distant RR Lyrae variable stars (dH >100 kpc). The HiTS project, which was originally designed to find supernovae explosions in real time, consists of images taken with the Dark Energy Camera mounted at the Blanco telescope (4 m) at the Cerro Tololo Inter-American Observatory during three different campaigns, covering 200 sq. degrees of the Galactic halo. We identified a total of 332 RR Lyrae stars (173 with data from HiTS 2014, and 159 with HiTS 2015), covering a range in distance from ~ 9 to ~ 260 kpc. According to this study, within our sample of RR Lyrae stars at least 18 are beyond 90 kpc from the Sun (and 16 beyond 100 kpc). The analysis of the catalog allowed us to study the spatial distribution of RR Lyrae stars and to associate three ovendensities with known dwarf spheroidal galaxies (Sextans, Leo~IV y Leo~V). We used this as a proof-of-concept for ideas about the role of RR Lyrae in the discovery of ultra-faint dwarf galaxies that might be difficult to find by other methods. Using the spatial distribution of RR Lyrae from HiTS 2014, we built and analyzed number density profiles of the Milky Way, of the form rho(r) ~ r^{-n}. Following a Markov chain Monte Carlo methodology, we found that the best fit for the data is a simple power law with n=-4.18^{+0.18}_{-0.19}. However, fitting a broken profile is also valid, with a break at R_b=19.34^{+10.66}_{-3.16} kpc, and inner/outer slope of n_1=-3.47^{+2.26}_{-1.32}/n_2=-4.23^{+0.33}_{-0.25}. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por la Comisión Nacional de Investigación Científica y Tecnológica (CONICYT) y el Instituto Milenio de Astrofísica (MAS)

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Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Estudiamos la formación estelar y el rol de la rotación a escalas galácticas mediante simulaciones numéricas, utilizando el código de grillas adaptativas Enzo. Parte de este trabajo se centra en estudiar tres leyes de formación estelar encontradas en la literatura: las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen, y la ecuación dimensionalmente homogénea propuesta por Escala (2015), las que relacionan la formación estelar proyectada con propiedades galácticas. Durante la última década, estudios con un mayor número de observaciones y mayor resolución espacial han puesto en duda que tan fidedignas son las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen. Para la primera, estudios sugieren la existencia de dos regímenes formación estelar con diferente amplitud y otros proponen un único régimen modificando la forma funcional de la ley de Kennicutt-Schmidt original. Para la ley de Silk-Elmegreen grandes modificaciones no han sido requeridas, sin embargo estudios recientes del momento angular en galaxias han mostrado comportamientos contrarios a esta ley. Estos problemas han motivado el estudio del origen físico de estas relaciones y sus formulaciones matemáticas. Entre estos, Escala (2015) encuentra una función que es capaz de explicar varios observables (de observaciones y simulaciones), dependiendo de los procesos físicos que dominan la dinámica galáctica. En este trabajo estudiamos como las galaxias evolucionan comparándolas con estas leyes, mediante cambios en parámetros físicos, específicamente la rotación galáctica.\\ Realizamos simulaciones de galaxias espirales y discos nucleares de galaxias de formación violenta, constituidas por gas, estrellas y materia oscura. Durante la evolución de estas galaxias el gas puede enfriarse, fragmentarse y formar estrellas que interactúan con el medio interestelar mediante explosiones de supernova. Como condiciones iniciales, mantenemos fija la masa en gas y su distribución radial para cada tipo de galaxia mientras el perfil de rotación es variado. Esto nos permite aislar medianamente el efecto producido por la rotación en la evolución de las galaxias. Los parámetros deformación estelar son elegidos para obtener la bimodalidad observada en la ley de Kennicutt-Schmidt. La naturaleza bi-dimensional de esta ley nos motiva a estudiar las leyes mencionadas desde distintas líneas de visión, permitiéndonos probar como estas capturan la naturaleza tridimensional de la formación estelar. Nuestras simulaciones muestran ser bien representadas por las leyes de Kennicutt-Schmidt y Silk-Elmegreen globalmente. Sin embargo, encontramos una anti-correlación entre la eficiencia de formación estelar y la velocidad angular Ω, que no es considerada en estas leyes. Incluyendo los efectos de la inclinación respecto al observador, las simulaciones muestran menores tiempos de consumo de gas en la relación de Kennicutt-Schmidt y tiempos similares en la ley de Silk-Elmegreen, atribuido a efectos geométricos. La ecuación propuesta por Escala (2015) describe la evolución de las simulaciones con menor dispersión que las relaciones anteriores. Bajo esta formulación, diferentes inclinaciones muestran eficiencias similares, debido a que considera la concentración de gas en la línea de visión. Sin embargo, esta relación aún muestra la anti-correlación ya mencionada. Estudiamos esta anti-correlación y encontramos que la eficiencia de formación estelar decrece exponencialmente con la velocidad angular en ambos tipos de galaxia. Requiriendo que la eficiencia sea función de cantidades adimensionales, introducimos el parámetro de tiempo de caída libre inicial τ, encontrando que la eficiencia puede ser descrita por una función exponencial decreciente de Ωτ. Este resultado nos entrega una formación estelar que toma en cuenta la concentración de gas en la línea de visión y variaciones en la velocidad angular.

Ingeniero Civil Matemático / En este trabajo se presenta una metodología para de detectar estrellas variables en estampillas de 21 x 21 píxels provenientes de imágenes astronómicas a partir de un pipeline de procesamiento de imágenes para el telescopio Dark Energy Camera (DECam). Para aquello se realizará un aprendizaje con una muestra de imágenes que están etiquetadas como estrellas y no estrellas con el objetivo de detectar nuevas estrellas variables en imágenes desconocidas. Los objetos astronómicos que se observan en las imágenes, pueden ser agrupados en las categorías de: estrellas variables, estrellas fijas, rayos cósmicos, fuentes puntuales falsas, malas restas, supernovas y objetos desconocidos. Para la labor de detectar estrellas se ocuparon 2 algoritmos basados en NMF (Nonnegative matrix factorization) y un tercer algoritmo basado en Análisis de Componentes Principales (PCA). El enfoque del primer algoritmo NMF es la rapidez, mientras que el segundo se enfoca en la dispersión de información. Para el uso de los algoritmos anteriores se generó una metodología con la que trabajarán, los cuales ocupan técnicas de optimización no lineal y descomposición de matrices; finalmente se demuestra cual es el mejor de ellos para detectar estrellas gracias a una herramienta llamada Curva ROC. Una vez escogido el mejor método se realiza un estudio de sensibilidad de parámetros para mejorar la detección de estrellas y obtener una representación más genérica a través de la descomposición de matrices. El resultado final es que utilizando uno de los algoritmos basados en NMF, se obtienen los mejores resultados de clasificación, esto se concluye del análisis de la Curva ROC.

Las estrellas masivas son el motor químico y mecánico de la evolución galáctica. Una característica de estas estrellas es su multiplicidad. La mayoría, sino todas, nacen en sistemas binarios o de mayor orden y las interacciones con la(s) compañera(s) ocurren para aproximadamente el 70% de las estrellas masivas. Estas interacciones resultan en importantes desviaciones del camino evolutivo estándar. Por tanto, ningún estudio de dichas estrellas estaría completo sin tener en cuenta los efectos de la multiplicidad. Este trabajo de tesis representa los primeros pasos del proyecto MONOS en el que tratamos de una forma homogénea y consistente el estudio de las estrellas tipo O binarias en el hemisferio norte. Para lograr este objetivo se han realizado diversas campañas observaciones en observatorios de primer nivel y empleado diferentes técnicas (Espectroscopía, Lucky Imaging, Lucky spectroscopy y Fotometría). Se presenta el estudio astrométrcio y la clasificación espectral de los 92 sistemas con órbitas publicadas y la revisión de los parámetros orbitales de los 35 sistemas SB1 (de los cuales 8 se ha demostrado que no lo son). / FPI: BES-2016-078425; Proyecto: AYA 2015-68 0012-C2-1/2-P; Proyecto: AYA 2016-75 931-C2-2-P; Proyecto: PGC2018-095 049-B-C22

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