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Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias mención Astronomía / Este trabajo de investigaci on se enmarca en el t opico de planetas extrasolares y la caracterizaci on de sus atm osferas. A la fecha, m as de 600 exoplanetas han sido descubiertos mediante distintas t ecnicas, siendo la de los tr ansitos la de mayor inter es para el prop osito de esta investigaci on. Durante el tr ansito de un exoplaneta frente a su estrella, en la luz que recibimos del sistema existir an l neas espectrales debidas a la presencia de una atm osfera opticamente delgada que es atravesada por los fotones provenientes de la estrella. Para el estudio elegimos el sistema HD209458, donde el tipo espectral de la estrella es G0V (V=7.65) y el exoplaneta es un hot-Jupiter al que se le ha detectado atm osfera (Charbonneau et al., 2002; Vidal-Madjar et al., 2003, 2004; Lecavelier Des Etangs et al., 2008; D esert et al., 2008; Schlawin et al., 2010; Beaulieu et al., 2010). Este objeto es, hasta ahora, el m as analizado por ser el que mejor oportunidades entrega, en cuanto a contraste, para el an alisis de su atm osfera. El objetivo de esta tesis es detectar, identi car y caracterizar l neas espectrales debidas a la atm osfera del exoplaneta usando datos tomados con telescopios terrestres. La investigaci on se llev o a cabo con datos del archivo p ublico de VLT+UVES (ESO) y Subaru+HDS (NAOJ). Para poder encontrar l neas espectrales que se deban a la atm osfera de un exoplaneta se us o es- pectroscopia de transmisi on. Sin embargo, al tratarse de datos adquiridos mediante telescopios terrestres, existen ciertas l neas producidas por la atm osfera de la Tierra que para este prop osito contaminan el espectro de transmisi on. Por tanto, el m etodo a seguir tiene que ser capaz de identi car cu ales son las l neas tel uricas, para as poder removerlas de cada espectro y no confundirlas con nuestras l neas espectrales de inter es principal. Por ultimo, un an alisis bootstrap se utiliza para dar un respaldo estad stico a posibles detecciones. La importancia de este trabajo radica en que usando bases de datos con informaci on de las transiciones presentes en un determinado rango espectral, se automatiza el rastreo de l neas espectrales en busca de las evidencias que dejan las atmosferas de exoplanetas, especialmente en un ambiente tan din amico como lo es este area de la Astronom a. Adem as, es de gran relevancia la aplicaci on de nuevas t ecnicas para manejar correctamente los efectos que produce nuestra la atm ósfera de la Tierra en el caso de datos tomados con telescopios terrestres.

La observación fotográfica de asteroides y cometas se ha llevado a cabo en el Observatorio de La Plata desde la adquisición, y puesta en funcionamiento del telescopio Astrográfico en el año 1913. Este telescopio funcionó en forma ininterrumpida hasta el año 1986, proporcionando un gran número de placas fotográficas. Durante estos años de observación el Observatorio de La Plata, ha contribuido de forma significativa en la determinación precisa de las posiciones y efemérides de asteroides y cometas. Es interesante recordar, además que se han descubierto varios asteroides en este período, como por ejemplo: (965) Angélica, (1029) La Plata, (1254) Erfodia. El telescopio dejó de utilizarse en el año 1986, debido a las malas condiciones existentes para la observación, como la luz de la ciudad de La Plata y la polución y luminosidad provocada por la planta petroquímica ubicada al Norte del Observatorio en la Localidad de Ensenada. Por otro lado las placas fotográficas se habían dejado de fabricar dando paso a las modernas técnicas de fotografía astronómica, con detectores digitales (CCD). Sin embargo, durante los más de 80 años de observación con este telescopio se obtuvo una gran cantidad de placas fotográficas de asteroides y cometas que cubren gran parte del cielo del hemisferio sur, el cual es considerablemente menos fotografiado que el norte. La importancia de este material que forma parte de la historia y trayectoria del Observatorio de La Plata motivó la realización de una clasificación del mismo, en base a las placas y cuadernos donde era registrada la información. Esta clasificación permitió realizar una base de datos con acceso por computadora y realizar un análisis a fin de obtener algunas características de nuestro archivo de placas. A partir de esta base de datos fue posible encontrar un grupo de placas cuyas posiciones no habían sido reducidas. Se redujeron estas placas con el Catálogo SAO y se publicaron los resultados. Por otro lado se seleccionó otro grupo de placas que fue reducido por primera vez con el Catálogo Hipparcos. Este mismo grupo se redujo también con el catálogo SAO 2000.0, obteniéndose además una comparación de los resultados obtenidos con ambos catálogos.

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / Memoria para optar al título de Ingeniera Civil Eléctrica / El radio-telescopio CCAT-prime (CCAT-p) será construido en el Cerro Chajnantor a 5.600 m.s.n.m en la Región de Antofagasta, Chile. Este telescopio tendrá una configuración CrossedDragone con dos reflectores de 6 m. Esta configuración le otorga un amplio campo de visión con el que podrá iluminar más de 105 detectores. El rango de operación del CCAT-p comprende longitudes de onda desde los 350 µm hasta los 3.100 µm, y en las mejores condiciones climáticas podrá llegar hasta la ventana de 200 µm. Para operar a estas longitudes de onda se necesita que la superficie de los reflectores tenga una alta precisión, por lo que se ha impuesto una meta para el error medio de frente de ondas entre 7 y 10 µm RMS. Los reflectores del telescopio serán construidos mediante un set de paneles que en conjunto conformarán el perfil deseado. Para lograr la precisión requerida, se necesitará implementar un método de medición de errores en la superficie de los reflectores. Se ha escogido con este fin la técnica de holografía de ondas milimétricas. La implementación de técnicas de holografía para el CCAT-p presenta desafíos, debido principalmente a su ubicación, a su configuración óptica y al alto nivel de precisión deseado. Se utilizará una fuente artificial a 300 m del telescopio, lo cual corresponde a su campo cercano , por lo que se necesita estudiar el comportamiento del patrón de radiación a esta distancia. En este trabajo se hacen simulaciones tanto en campo cercano como en campo lejano, bajo distintos escenarios, para así generar datos del comportamiento del telescopio ante estas circunstancias. Por otro lado, ya que el telescopio consta de dos grandes reflectores, el error medido por el sistema de holografía corresponderá a las contribuciones de los errores en la superficie de cada reflector. Para identificar y separar la contribución de cada reflector se propone utilizar los efectos de paralaje sobre la ubicación de los errores producidos al medir en distintas posiciones del plano focal. En este trabajo cada simulación se mide en 4 posiciones distintas del plano focal. Mediante software se generan mapas de error para los distintos escenarios. Con esto se encuentra que los errores en el reflector secundario experimentan un cambio considerablemente mayor en su posición en la apertura, al cambiar la posición de medición en el plano focal, en comparación con los errores en el primario. La holografía del CCAT-p ha sido simulada satisfactoriamente y se ha identificado un comportamiento diferente entre los errores de las superficies de los reflectores. / QUIMAL 180004

Ha sido construido, instalado y usado el KOSMA dual channel Test Receiver (TRx) para NANTEN2, un telescopio de 4 m ubicado en Pampa la Bola en el norte de Chile a 4865 m de altitud. El TRx es un receptor heterodino de dos canales para observaciones simultáneas en 490 GHz (612 µm) y 840 GHz (368 µm). Ambos canales están apuntados a la misma posición en el espacio. El TRx fue operado durante 2 años para verificar el rendimiento del telescopio y para explorar el cielo sur en el rango submilimétrico. El TRx tiene dos características principales. La primera es su diseño óptico monolítico y cuasi-monolítico, el cual evita completamente la necesidad de alineación óptica dentro y fuera del criostato. La óptica contiene un divisor de haz, dos grillas polarizadoras, cinco espejos elipsoidales y dos osciladores de estado sólido. La óptica es realizada utilizando una maquina CNC de cinco ejes. La segunda característica es el cancelador de vibraciones. Este cancelador crea un colchón de aire, el cual cancela las perturbaciones mecánicas introducidas por el desplazamiento de helio en la cabeza fría, específicamente para la unidad criogénica SRDK-415 producida por la empresa Sumitomo Heavy Industries. En la tesis se entrega una descripción de los receptores heterodinos, el diseño del cancelador de vibraciones, el diseño de la óptica, el rendimiento del receptor, las primeras observaciones astronómicas obtenidas con este nuevo instrumento con las que se validan las hipótesis y finalmente se presentan las conclusiones.

A natureza da emissão ultravioleta proveniente das regiões centrais de galáxias Seyfert ainda não é bem entendida e é assunto para grandes discussões. Com o objetivo de caracterizar essas regiões, apresentamos uma análise comparativa de uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 1–1.9 com uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 2. As amostras estão relacionadas pelas seguintes propriedades de suas galáxias hospedeiras: distância, morfologia, razão axial e luminosidade. As imagens foram obtidas com a camâra ACS do Telescópio Espacial Hubble (HST) no ultravioleta próximo. A principal contribuição do presente trabalho é a subtração da fonte puntual nuclear nas imagens das galáxias Seyfert 1–1.9, que permite uma análise comparativa da morfologia e dos resultados fotométricos das regiões circumnucleares. Sem a presença do núcleo brilhante não resolvido nas imagens das galáxias de tipo 1, encontramos estruturas similares em ambas amostras tais como nós, filamentos, anéis de formação estelar, espirais, emissão difusa, etc. Utilizando tarefas do IRAF, estimamos o tamanho e a luminosidade da emissão. Ao contrário de trabalhos prévios, nós encontramos extensões similares (~ 1 − 2 kpc) para a emissão das galáxias Seyfert 1 e Seyfert 2, bem como luminosidade e distribuição dos perfis de brilho superficial similares. Nossos resultados não são compatíveis com qualquer tipo de diferença entre as galáxias hospedeiras ou nas regiões circumnucleares de ambos tipos de núcleo. / The nature of the ultraviolet light emitted by the central regions of the Seyfert galaxies is a matter of current debate. With the goal of characterize these regions, we present a comparative analysis of ACS/HST images in the near-UV of a sample of 28 Seyfert 1–1.9 galaxies and a paired sample of 28 Seyfert 2 galaxies, matched according to the following properties of the host galaxies: distance, morphology, axial ratio and luminosity. The main contribution of the present work is the subtraction of the nuclear point source in the Seyfert 1–1.9 subsample which allows the comparative analysis of the morphology and the photometry of the circumnuclear regions. Without the presence of a bright unresolved nuclei for type 1, we find similar structures in both subsamples such as knots, filaments, star-forming rings, spirals, clumpy diffuse light emission, etc. We use use IRAF tasks to estimate the size and the luminosity of the emission. Contrary to the previous works, we find similar extends (~ 1−2 kpc) for the emission in the Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies, as well as similar luminosity and surface brightness distributions. Our results do not support any difference between the host galaxies or circumnuclear environment of both types of nuclei.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2011 / Made available in DSpace on 2012-10-26T08:13:45Z (GMT). No. of bitstreams: 1 293352.pdf: 10628653 bytes, checksum: 680b72766b7f7101ccb65b1ff4fe8b5b (MD5) / Observações mostram que algumas anãs brancas ricas em metais, como cálcio e silício, possuem um excesso no infravermelho. A associação desse excesso à presença de metais nesses objetos levou à ideia de que discos ou nuvens de poeira poderiam ser tragados lentamente pela estrela. Estudos dessas estruturas tem focado sua atenção na região infravermelha do espectro por causa da baixa temperatura da poeira ($\sim$ 1000K) que contribui efetivamente nos comprimentos de onda maiores. Sob nova perspectiva fizemos observaçõoes do espectro integrado estrela + disco desses objetos na faixa espectral do ultravioleta próximo e óptico, que nos permite detectar efeitos indiretos da presença de disco através da absorção e do espalhamento da luz emitida pela estrela. Se a forma da estrutura for casca esférica, serão observados os mesmos efeitos em todos os sistemas. Valendo-se de dados coletados em 2008 e 2010 com o espectrógrafo Goodman do telescópio SOAR, obtemos as análises observacionais a fim de determinar as grandezas físicas do disco, como massa, composição, profundidade óptica e inclinação relativa à linha de visada. Neste trabalho analisamos seis anãs brancas, entre os quais identificamos três casos onde é possível haver algum efeito.

A natureza da emissão ultravioleta proveniente das regiões centrais de galáxias Seyfert ainda não é bem entendida e é assunto para grandes discussões. Com o objetivo de caracterizar essas regiões, apresentamos uma análise comparativa de uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 1–1.9 com uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 2. As amostras estão relacionadas pelas seguintes propriedades de suas galáxias hospedeiras: distância, morfologia, razão axial e luminosidade. As imagens foram obtidas com a camâra ACS do Telescópio Espacial Hubble (HST) no ultravioleta próximo. A principal contribuição do presente trabalho é a subtração da fonte puntual nuclear nas imagens das galáxias Seyfert 1–1.9, que permite uma análise comparativa da morfologia e dos resultados fotométricos das regiões circumnucleares. Sem a presença do núcleo brilhante não resolvido nas imagens das galáxias de tipo 1, encontramos estruturas similares em ambas amostras tais como nós, filamentos, anéis de formação estelar, espirais, emissão difusa, etc. Utilizando tarefas do IRAF, estimamos o tamanho e a luminosidade da emissão. Ao contrário de trabalhos prévios, nós encontramos extensões similares (~ 1 − 2 kpc) para a emissão das galáxias Seyfert 1 e Seyfert 2, bem como luminosidade e distribuição dos perfis de brilho superficial similares. Nossos resultados não são compatíveis com qualquer tipo de diferença entre as galáxias hospedeiras ou nas regiões circumnucleares de ambos tipos de núcleo. / The nature of the ultraviolet light emitted by the central regions of the Seyfert galaxies is a matter of current debate. With the goal of characterize these regions, we present a comparative analysis of ACS/HST images in the near-UV of a sample of 28 Seyfert 1–1.9 galaxies and a paired sample of 28 Seyfert 2 galaxies, matched according to the following properties of the host galaxies: distance, morphology, axial ratio and luminosity. The main contribution of the present work is the subtraction of the nuclear point source in the Seyfert 1–1.9 subsample which allows the comparative analysis of the morphology and the photometry of the circumnuclear regions. Without the presence of a bright unresolved nuclei for type 1, we find similar structures in both subsamples such as knots, filaments, star-forming rings, spirals, clumpy diffuse light emission, etc. We use use IRAF tasks to estimate the size and the luminosity of the emission. Contrary to the previous works, we find similar extends (~ 1−2 kpc) for the emission in the Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies, as well as similar luminosity and surface brightness distributions. Our results do not support any difference between the host galaxies or circumnuclear environment of both types of nuclei.

A natureza da emissão ultravioleta proveniente das regiões centrais de galáxias Seyfert ainda não é bem entendida e é assunto para grandes discussões. Com o objetivo de caracterizar essas regiões, apresentamos uma análise comparativa de uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 1–1.9 com uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 2. As amostras estão relacionadas pelas seguintes propriedades de suas galáxias hospedeiras: distância, morfologia, razão axial e luminosidade. As imagens foram obtidas com a camâra ACS do Telescópio Espacial Hubble (HST) no ultravioleta próximo. A principal contribuição do presente trabalho é a subtração da fonte puntual nuclear nas imagens das galáxias Seyfert 1–1.9, que permite uma análise comparativa da morfologia e dos resultados fotométricos das regiões circumnucleares. Sem a presença do núcleo brilhante não resolvido nas imagens das galáxias de tipo 1, encontramos estruturas similares em ambas amostras tais como nós, filamentos, anéis de formação estelar, espirais, emissão difusa, etc. Utilizando tarefas do IRAF, estimamos o tamanho e a luminosidade da emissão. Ao contrário de trabalhos prévios, nós encontramos extensões similares (~ 1 − 2 kpc) para a emissão das galáxias Seyfert 1 e Seyfert 2, bem como luminosidade e distribuição dos perfis de brilho superficial similares. Nossos resultados não são compatíveis com qualquer tipo de diferença entre as galáxias hospedeiras ou nas regiões circumnucleares de ambos tipos de núcleo. / The nature of the ultraviolet light emitted by the central regions of the Seyfert galaxies is a matter of current debate. With the goal of characterize these regions, we present a comparative analysis of ACS/HST images in the near-UV of a sample of 28 Seyfert 1–1.9 galaxies and a paired sample of 28 Seyfert 2 galaxies, matched according to the following properties of the host galaxies: distance, morphology, axial ratio and luminosity. The main contribution of the present work is the subtraction of the nuclear point source in the Seyfert 1–1.9 subsample which allows the comparative analysis of the morphology and the photometry of the circumnuclear regions. Without the presence of a bright unresolved nuclei for type 1, we find similar structures in both subsamples such as knots, filaments, star-forming rings, spirals, clumpy diffuse light emission, etc. We use use IRAF tasks to estimate the size and the luminosity of the emission. Contrary to the previous works, we find similar extends (~ 1−2 kpc) for the emission in the Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies, as well as similar luminosity and surface brightness distributions. Our results do not support any difference between the host galaxies or circumnuclear environment of both types of nuclei.

El presente trabajo de título se enmarca en el proyecto “Estudio de factibilidad experimental de la interferometría heterodina infrarroja basada en fibra en Chile” y su objetivo es el acondicionamiento del primer experimento de interferencia infrarroja con fibra óptica del mismo. Se busca observar el comportamiento de fase de las señales en la banda de frecuencia intermedia de 50 MHz. Se monta el experimento de interferencia y se registra mediciones de diferencia de fase, constatando la factibilidad de la medición del beat optico por medio de fotodiodos, la estabilidad de fase del sistema y la dependencia de las mediciones con las variaciones del largo óptico recorrido por cada señal, corroborando así el principio fundamental de la interferometría heterodina basada en fibra optica.