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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 / 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.