Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / En la presente tesis estudio cómo el proceso de fragmentación afecta la formación de las semillas de agujeros negros supermasivos primordiales utilizando simulaciones cosmológicas hidrodinámicas. Éstos se caracterizan por habitar los centros de los cuásares más brillantes observados en épocas muy tempranas del Universo. Debido a las limitaciones observacionales y a la complejidad de las ecuaciones que gobiernan los fenómenos, las simulaciones computacionales resultan ser la mejor forma de entender como estas estructuras se formaron. En este trabajo se realizaron cincuenta simulaciones de baja resolución compuestas sólo de materia oscura con el fin de identificar los halos más prometedores para la formación de semillas masivas. Tres halos fueron elegidos con el fin de ser re-simulados con mayor resolución. El criterio de selección se basó en la rotación del halo y en la historia de fusión con otro halos. Lo anterior se realizó requiriendo que todos tuvieran una masa > 5 × 10⁷ Msun. Una vez escogidos los halos, se procedió a re-simularlos incluyéndose la física del gas, mayor resolución, y un fondo uniforme de radiación UV. Además se agregó un algoritmo para formar partículas sumidero, las cuales representan las estructuras no resueltas por el código. Los tres halos escogidos se re-simularon imponiendo dos condiciones de fondo UV: una de intensidad baja, J21 = 10, y otra de intensidad alta, J21 = 10000. Se observó que dos de las simulaciones bajo la influencia de un fondo de radiación UV de gran intensidad replicaron muy bien el modelo de colapso directo, en el cual el gas del halo colapsa directamente en un objeto muy masivo (> 10⁵ Msun). Estas simulaciones formaron una única partícula sumidero, la que alcanzó masas mayores a 10⁵ Msun hacia el final de la simulación. En ambos casos la tasa de acreción se mantuvo mayor a 0.1 Msun/yr durante todo el tiempo que se mantuvo corriendo la simulación y no se observó fragmentación en estos casos. Por el contrario, en la re-simulación de un halo formado como resultado de una gran cantidad de fusiones, una estructura espiral se formó en los 5 pársec centrales. Dicha estructura se fragmentó formando varias partículas sumidero. La primera que se formó alcanzó una masa cercana a los 10⁵ Msun, mientras que las demás alcanzaron masas intermedias entre 10³ Msun y 5 ×10⁴ Msun. Las simulaciones con un fondo de radiación UV de baja intensidad revelaron en todos los casos fragmentación y formación de varias partículas sumidero. En estos casos las partículas más masivas alcanzaron masas del orden de 10⁴ Msun, la cual es menor que en el caso anterior, pero sigue siendo relevante para la formación de semillas masivas. Como se formaron varias partículas sumidero en todos estos casos, éstas están más propensas a interactuar entre ellas, pudiendo fusionarse intensificando su tasa de acreción, lo cual efectivamente se observó. Finalmente se concluye que la fragmentación no es un impedimento para la formación de semillas masivas, y que la dinámica de los sistemas es relevante para la formación y evolución de las mismas. / FONDECYT regular 1181663 y Centro de Excelencia en Astrofísica y tecnologías afines(PFB-06) que incluye el uso del Cluster Geryon en el centro de Astro-Ingeniería UC. Powered@NLHP: Esta investigación fue parcialmente apoyada por la infraestructura de supercómputo del NLHPC (ECM-02)

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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.

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

Doctorado en Ciencias, Mención Astronomía / This thesis describes the work that I performed to analyse the data from the Atacama B-mode Search (ABS) experiment. The ABS experiment observed the Cosmic Microwave Background (CMB) radiation for three years using polarisation sensitive detectors. The telescope is located at the Atacama desert in the north of Chile at an altitude of 5190 metres. The goal of the experiment is to detect the primordial gravitational waves which were supposed to have been generated during the initial phase of exponential expansion of the universe. These gravitational waves leave unique signatures on the polarised CMB called the tensor B-modes. Several experiments have been built over the last decade to observe them but the primordial tensor B-modes still remain undetected. If found, they will be a direct evidence for a process called Cosmic inflation which is responsible for the initial period of exponential expansion. The detection will also provide hints about the physics of inflation as the characterisation of tensor B-modes via the parameter called tensor-to-scalar ratio r is directly related to the energy scale of inflation O(10^16) GeV, comparable to the grand-unification-theory (GUT) energy scales. The ABS experiment was designed and led by the Physics department at Princeton University. The ABS observed the CMB at 145 GHz using polarisation sensitive transition-edge-sensor (TES) bolometers. There are two mirrors, 60 cms each arranged in a compact crossed-Dragone configuration. The ABS was the first ground-based CMB experiment to successfully implement the rapid polarisation modulation using a continuously rotating (warm) half-wave-plate (HWP). In this article, I present the observation strategy, data acquisition, instrument calibration, and the data selection techniques used to produce the CMB maps and power spectrum estimation. For completeness, I also briefly describe the work done by other members of the ABS project but clearly mention my contribution at the start of every chapter. The final power spectrum is not shown as the data selection techniques and the modelling of the galactic foregrounds are still being finalised. However, the results from detailed statistical assessment of the data using an exhaustive suite of null tests indicate that we are not affected by any significant systematic effects. The assessment of the ABS null tests will be the major result of this work. ### en español: Esta tesis describe el trabajo que he realizado para analizar los datos del experimento Atacama B-mode Search (ABS). Utilizando el telescopio de ABS, cuyos detectores son sensible a la polarización, durante un periodo de tres años se observa la radiación en microondas del fonda cósmico (CMB). El telescopio esta instalado en el desierto de Atacama, en el norte de Chile, a una altura de 5190 metros. El objetivo del experimento es detectar las ondas gravitationales primordiales supuestamente generadas durante la fase inicial de expansión exponencial del universo. Estas ondas gravitacionales dejan registros únicas en polarizacion del CMB llamados tensor B-modes. Durante la ultima decada se han realizado varios instrumentos para observar tensor B-modes, pero no se han detectado aun. Si se les detecta, serian una evidencia directa de un proceso llamado inflación cósmica que sera el período inicial de la expansión exponencial. La detección también proporcionará pistas sobre la física de la inflación como la caracterización de tensor B-modes vía el cuociente tensor-a-escalar llamado r, está directamente relacionada con la escala de energía de la inflación O(10^16) GeV, comparable a la gran unificación teoría (GUT) escalas de energía. El experimento ABS fue diseñado y dirigido por el departamento de Física de la Universidad de Princeton. El ABS observo la CMB en la frecuencia de 145 GHz utilizando bolometros sensibles a la polarizacio del tipo transition-edge-sensor (TES). Posee dos espejos, de 60 cms cada uno y dispuestos en una configuracion del tipo compact crossed-Dragone. El ABS fue el primer experimento de medicion de la CMB, situado en la Tierra, en implementar exitosamente la modulacion de polarizacion rápida mediante una placa de media-onda half-wave-plate (HWP) mantenida a temperatura ambiente y girando continuamente. En este reporte, presento la estrategia de observación, adquisición de datos, la calibración del instrumento, y las técnicas de selección de datos utilizados para producir los mapas de la CMB y estimación del Espectro de potencia de la CMB. Por completitud, también describo brevemente el trabajo realizado por otros miembros del proyecto ABS, pero menciono claramente mi contribución al comienzo de cada capítulo. El espectro de potencia final no se ha incluido debido a que tanto las técnicas de selección de datos y el modelado de la absorpcion debida a nuestra galaxia no están aun finalizadas. Sin embargo, los resultados de la evaluación estadística detallada de los datos utilizando un conjunto exhaustivo de pruebas de sesgo nulo (null tests) indican que nuestras medidas no estan afectadas significativamente por efectos sistemáticos. La evaluación de las pruebas de sesgo nulo de las observaciones llevadas a cabo con el telescopio ABS nulos, es el principal resultado de este trabajo. Este resultado posibilita una determinacion robusta del Espectro de Potencia de la CMB.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En el contexto del modelo de formacion jerárquico, las galaxias son esculpidas por una secuencia de colisiones y eventos de acreción. En algunas de estas colisiones los núcleos de cada galaxia migran a la región central del nuevo sistema y se fusionan, forman- do un nuevo núcleo virializado. Dentro de este nuevo núcleo los agujeros negros super masivos (SMBHs) de cada galaxia migran hacia el centro debido a la fricción dinámi- ca, formando un sistema binario de SMBHs. Entender la evolución de estas binarias es crucial ya que si la separacion de los SMBHs se reduce a un tamaño comparable con aGW ∼ 10−3 (MMBHs /10^6 M ) pc, entonces la binaria se convierte en una fuente intensa de ondas gravitacionales (GW) lo cual permite la coalescencia de los SMBHs en 10^10 años. Por lo tanto, si somos capaces de determinar que le ocurrirá a las binarias de SMBH después de una colisión de galaxias, seremos capaces de determinar la cantidad de fuentes intensas de GW en el Universo y comprenderemos mejor la evolución cósmica de la población de SMBHs. Si las galaxias involucradas en una colisión tienen una fracción de gas de al menos 1 %, esperamos que se forme un disco de gas masivo en el kiloparsec central del remanente de la colisón, con una masa ∼ 1 − 10 veces la masa de los SMBHs. Este gas puede extraer eficientemente el momento angular de la binaria, haciendo que su separación disminuya hasta un valor comparable con aGW , en una escala de tiempo del orden de 10^7 años. Sin embargo, si el gas no es capaz de redistribuir de manera eficiente el momento angular extraído de la binaria entonces se alejara de esta, generando un vacío de baja densidad (gap) alrededor de la binaria. En este caso la binaria entrara en un ré- gimen de contracción lenta cuya escala de tiempo es comparable con la edad del Universo. Motivado por este escenario, en esta tesis derivo un criterio analítico para determinar la formación de gap en estos sistemas, es decir, bajo que condiciones una binaria expe- rimentará una contracción rápida o una lenta. Las estimaciones derivadas de mi criterio son concordantes con los resultados de simulaciones numéricas de sistemas binaria/disco. Realice simulaciones numéricas de colisiones de galaxias para determinar la probabi- lidad de que se cumplan las condiciones para una contracción rapida de la binaria, en sistemas astrofísicos reales. En todas las simulaciones observe que la formación de un gap es poco probable. Estime que la formación de gap sería posible sólo si el gas tiene una velocidad turbulenta igual o menor a la del centro de galaxias espirales locales (10 km s^−1 ). Otra posibilidad sería que los SMBHs acreten una masa mayor al 2 % de la masa del núcleo de la galaxia remanente, lo que implica que los SMBHs deberían acretar a un ritmo mucho mayor que el derivado de observaciones. Además, use simulaciones numéricas para estudiar el efecto de la formación estrelar en la evolución dinámica de un par de SMBHs en la época pre-binaria y concluí que si la eficiencia de la formación estrelar cambia en un factor ∼ 20, entonces el tiempo de migración de los SMBHs cambia sólo en un factor 2. De mi resultados concluyo que es probable que las binarias de SMBHs experimenten una contracción rápida. Esto implica que el número de binarias de SMBHs en el Universo debiera ser muy bajo. Esta restricción es muy importante para la evolución de la población cósmica de SMBHs, el número esperado de binarias de SMBH en el Universo y la cantidad de fuentes de GW que esperamos observar con futuras misiones.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / Here I present an in-depth study of the central region of active galactic nuclei oriented to improve current mass estimation methods of distant super massive black holes and to infer the physical properties of the gas in their vicinity. In the first chapter I briefly introduce the basic concepts and present the most relevant discoveries and problematics associated to the central topic of this thesis. Then, in the second chapter, I present new calibrations of the so called single epoch black hole mass estimation method. This method uses emission lines from the broad line region such as the Halpha, Hbeta and MgII low ionization lines, and the CIV high ionization line. The novelty of this work is the usage of simultaneous observations of these emission lines that prevents from possible variability effects. The latter was possible thanks to the observations of 39 quasars a $z\sim1.55$ using the X-Shooter spectrograph of the VLT telescope whose wide spectral coverage allows simultaneous mapping of the aforementioned emission lines. In addition to presenting new calibrations, the results of this study indicate that low ionization lines provide more accurate mass estimations than CIV as it was suggested by previous studies. In the third chapter, I examine the possibility of improving current \CIV -based mass estimates of super-massive black holes by testing the performance of some methods proposed in the literature, including a method proposed in this thesis. All these methods are based on correlations found using small samples of less than 100 objects. In order to quantify the statistical robustness of these methods, in this work I use the Sloan Digital Sky Survey quasar database out of which I extracted a sample of nearly 30000 objects. The results suggest that the methods studied here have a very limited effect on the improvement of \CIV-based mass estimations. Finally, in the fourth chapter, I study the effect of gas distribution of the broad line region on mass estimations. This is possible thanks to the comparison between masses obtained from the single epoch method and those obtained from the fitting the accretion disc spectral energy distribution to standard accretion disk models. The results indicate a strong dependence of the ratio between both mass estimates with the observed width of the broad emission lines.