El material observacional en que se basa este trabajo fue adquirido por D. Geisler y J. C. Forte con el telescopio de 4 m del CTIO en Diciembre de 1987. Los primeros resultados del análisis de una de las imágenes adquiridas fueron publicados en 1990 (Geisler & Forte, 1990). Durante parte de 1989 y 1990, el autor de esta tesis realizó su Práctica de la Especialidad sobre el resto del material obtenido por Geisler & Forte. En aquella etapa se estudió la distribución de colores de los objetos (Ostrov et al., 1993). En 1991 se intentó comenzar la investigación de la función de luminosidad. El trabajo hasta aquí descripto fue efectuado por medio de una computadora VAXen el IAFE. Paralelamente, a lo largo de este lapso las computadoras personales disminuyeron considerablemente su precio a la vez que aumentaron continuamente su capacidad. Al pasar las imágenes a una computadora personal, se encontró que parte de los primeros pasos de su procesamiento podía mejorarse significativamente. Por lo previamente expresado, si bien este trabajo se basa en el mismo material observacional que los anteriores, el procesamiento de las imágenes posterior a los primeros pasos (trimming, bias, at elding) fue diferente. En consecuencia, no sólo se presenta aquél análisis de la función de luminosidad de los cúmulos, sino que se realiza también una nueva investigación sobre su distribución de metalicidades, ya que el nuevo tratamiento de las imágenes permitió obtener resultados de calidad superior a los previamente publicados. El autor de esta tesis obtuvo una Beca de Iniciación del CONICET a partir de Abril de 1992 y una Beca de Perfeccionamiento a partir de Mayo de 1994.

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El estudio realizado en la presente Tesis de Doctorado se focaliza en la detección y primera caracterización de los objetos individuales que constituyen la nueva generación de estrellas de gran masa de la región Hii gigante, NGC 604. NGC 604 se encuentra ubicada en la galaxia M33 a 840 kpc de distancia, y es la segunda región Hii gigante más luminosa del Grupo Local, después de 30 Doradus. El cúmulo central ionizante contiene, al menos, 200 estrellas de tipos espectrales OB y presenta una estructura conocida como “Scale OB Association”, caracterizada por una distribución de objetos muy extendida, sin un núcleo central definido. En la población estelar de NGC 604 también se han identificado estrellas tipo Wolf-Rayet, una gigante roja confirmada y varias candidatas y una estrella en la fase de ‘Luminous Blue Variable’. La edad estimada para el cúmulo central es 2.5-5 millones de años. En cuanto al medio interestelar de la región, se observa que presenta una estructura muy compleja: regiones con distinto grado de excitación conformando cavidades interconectadas, filamentos y cáscaras en expansión cuya cinemática refleja dicha complejidad. Las nubes moleculares rodean al cúmulo central por la parte sur extendiéndose en esa dirección.

En esta tesis se avanza en el conocimiento de los procesos difusivos que tienen lugar en el espacio de acciones de sistemas Hamiltonianos casi-integrables. Fundamentalmente, se estudia la difusión de Arnold que tiene lugar a lo largo de una resonancia, considerando un flujo Hamiltoniano con tres grados de libertad cuya superficie de energía no perturbada es convexa en el espacio de acciones. Además, se estudia la difusión en un mapa simpléctico 4D a priori inestable, sobre el cual se aplica un método semi--numérico para predecir aproximadamente el coeficiente de difusión asociado a una de las acciones, y se corrobora numéricamente que el proceso satisface una ecuación de Fokker-Planck.

El paradigma inflacionario, constituye una pieza muy importante del modelo cosmológico de concordancia. Recientes mediciones del modo B de la polarización del Fondo Cósmico de Radiación, han abierto un gran debate sobre la existencia o no de ondas gravitatorias pri- mordiales. De confirmarse este hallazgo, el mencionado paradigma recibiría un gran sustento adicional. Sin embargo, el modelo inflacionario estándar no puede explicar completamente la transición desde un estado inicial homogéneo e isotrópico, a uno que no tiene tales simetrías y que posee las semillas de estructura. En trabajos anteriores, se ha propuesto un colapso auto-inducido como el ingrediente faltante en Inflación. La mayoría de los análisis realiza- dos, incorporando esta hipótesis de colapsos, fueron desarrollados para calcular el espectro de perturbaciones escalares, y dentro del marco de una gravedad semi-clásica, en donde los modos tensoriales son, a primer orden en la teoría de perturbaciones, idénticamente nulos (y despreciables a segundo orden). En esta Tesis, trabajando en términos de una cuantización conjunta de las perturbaciones de la materia y las de la métrica, se calcula, por primera vez, el espectro primordial para las perturbaciones tensoriales, y el parámetro r, que caracteriza la amplitud de ondas gravitatorias primordiales que resultarían de considerar el colapso auto- inducido como parte de la fase inflacionaria. Los resultados obtenidos muestran que, en este formalismo de cuantización, es posible obtener modos tensoriales no nulos a primer orden en las perturbaciones, similares al caso estándar, y además compatibles con las observaciones actuales.

En este trabajo se estudian los sistemas nebulares (gas ionizado) localizados en las regiones más externas de potentes radiogalaxias y conocidos como Regiones Extendidas con Emisión de Líneas (EELR). Fueron descubiertos en forma sistemática mediante observaciones con el Telescopio Espacial Hubble (HST). Las propiedades que las definen desde su propio nombre son las grandes distancias hasta las cuales es posible localizarlas, superando el alcance de la componente estelar en las mismas imágenes del HST, y el tipo de líneas de emisión que componen su espectro. El estudio consta de la determinación del proceso de ionización dominante en la zona, mediante la comparación de los dos principales mecanismos posibles: la ionización de las nebulosas por parte del campo de radiación emitido por la fuente central, y la ionización por ondas de choque radiativas, desencadenadas por la interacción de la radiofuente, en particular, sus jets, con el medio que atraviesa (sólo en un objeto los procesos de choque estarían desencadenados por otro mecanismo). Los análisis requieren de la evaluación de las propiedades físicas del sistema gaseoso, ya sea la profundidad óptica, la distancia que las separa de la fuente puntual, el comportamiento espacial de la emisión o sus características cinemáticas, para poder estudiarlas bajo las hipótesis de cada modelo. El rol que desempeñe el núcleo activo nunca será despreciable, sin embargo, el interés por el estudio sistemático de la interacción entre los jets y el material interestelar radica en que este mecanismo podría explicar el estado de ionización de las EELR de la mano de su estado cinemático. La técnica empleada fue la espectroscopía óptica de ranura larga (long-slit). Todos los espectros nebulares se tomaron especialmente para el desarrollo de esta Tesis con el instrumento GMOS del Telescopio Gemini Norte (TGN). La excelente calidad de los datos obtenidos permitió completar las tres líneas principales de la investigación: el análisis espectroscópico, el comportamiento espacial de la emisión y la cinemática de la región. El objetivo principal fue obtener una explicación tan global como fuera posible sobre las características multibanda de la emisión, con especial énfasis en la relación espacial que pudiera haber entre la emisión y la cinemática en las distintas bandas del espectro, y en la relación de alineamiento entre las estructuras en óptico y en radio. Los modelos se analizaron según sus predicciones sobre las estructuras de ionización y con la información contenida en los cocientes de líneas (diagramas de diagóstico). En general, la estructura de ionización no puede resolverse espacialmente en ninguno de los dos escenarios, pero la información contenida en el comportamiento espacial de las líneas de emisión fue determinante para evaluar el dominio de una región sobre otra y, consecuentemente, de un mecanismo de ionización sobre el otro. Se encontraron fuentes donde se puede asegurar el dominio de un mecanismo concreto, y fuentes donde se necesita la contribución de ambos para poder explicar tanto las características espectrales, como la intensidad de la radiación observada. En la mayoría de los objetos analizados (cinco de siete) la EELR está alineada con los radio-jets. Sin embargo, los resultados son compatibles no con la dirección de alineación radio-óptico sino con la información contenida en los campos de velocidades. En los casos donde se puede asegurar que la ionización ocurre predominantemente como consecuencia de procesos de choque, el campo de velocidades siempre muestra importantes indicios de movimientos de perturbación con velocidades altas. En los casos donde domina la fotoionización del campo central, las perturbaciones cinemáticas nunca son significativas.

El estudio de los sistemas planetarios es uno de los temas fundamentales de las ciencias astronómicas. El interés en nuestro Sistema Solar surgió en tiempos remotos. Hace casi dos décadas, Mayor y Queloz (1995) detectaron el primer planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella de tipo solar. Este notable descubrimiento ha hecho surgir desde entonces un enorme interés en el estudio de sistemas planetarios en general. Esta Tesis es una continuación natural de un proyecto de investigación que empezo hace más de diez años en el Grupo de Ciencias Planetarias del cual formo parte. En al año 2005, Benvenuto y Brunini desarrollaron un código para el cálculo de la formación de un planeta gigante basado en los códigos estandar de formación estelar. A partir de este nuevo código, la Dra. Andrea Fortier desarrolló su Tesis de Doctorado, profundizando sobre los fenómenos físicos que dan lugar a la formación de un planeta gigante y mejorando el código. Esta Tesis continúa esta línea de investigación enfocándose principalmente en la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. El objetivo de la misma es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Se trabajó en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista que evoluciona en el tiempo. Específicamente, se estudió la interacción que surge entre dos (o más) embriones que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. En relación a la formación de los planetas gigantes, actualmente se consideran dos modelos antagónicos para explicar la existencia de estos objetos, el modelo de inestabilidad gravitatoria y el modelo de inestabilidad nucleada o modelo de acreción del núcleo. El modelo de inestabilidad gravitatoria propone la formación de los planetas gigantes como consecuencia de inestabilidades hidrodinámicas en el disco protoplanetario. Estas inestabilidades producirían el colapso gravitatorio de una porción de la componente gaseosa del disco protoplanetario dando lugar a la formación de objetos con masas subestelares del orden de las de los planetas gigantes (la masa de Júpiter es un milésimo de la masa del Sol) en una escala de tiempo muy corta, de algunos miles de años. Esta corta escala de tiempo en la que se produce la formación planetaria es considerada la principal virtud de la teoría de inestabilidad gravitatoria. Por otro lado, el modelo de inestabilidad nucleada, actualmente el más aceptado por la comunidad científica, propone que el planeta comienza a formarse a través de la acreción de planetesimales (bloques fundamentales en el proceso de formación planetaria, con tamaños que van desde el metro a centenas de kilómetros). Inicialmente, el planeta tiene una masa pequeña, del orden de la masa de la Luna (aproximadamente un centésimo de la masa de la Tierra). El planeta aumenta su masa a expensas de los planetesimales, y al estar inmerso en un disco con una componente gaseosa, poco a poco comienza a ligar el gas circundante generando una envoltura gaseosa, la cual inicialmentre tiene una masa varios órdenes de magnitud menor que la del núcleo (llamaremos núcleo a la componente sólida, o de alta densidad, del planeta). Cuando el núcleo alcanza una masa del orden de diez veces la masa de la Tierra, se produce la inestabilidad nucleada. Las capas de la envoltura gaseosa ya no pueden ser sostenidas en equilbrio hidrostático, y se produce el colapso de la envoltura sobre el núcleo. De esta manera, el planeta acreta la mayor parte del gas que lo compone alcanzando su masa final en una escala de tiempo muy corta (de unos miles de años). La duración total del proceso es de algunos millones de años, la cual se suele citar como más larga que la escala de tiempo en que se ha observado que subsisten las nebulosas protoplanetarias (Mamajek, 2009). Esto constituye una evidente paradoja que tradicionalmente se ha planteado como la principal dificultad del modelo de inestabilidad nucleada. Sin embargo, una de las principales razones por las que se prefiere a este modelo frente al de inestabilidad gravitatoria está relacionada con la masa de los núcleos que predice. Los estudios, tanto teóricos como observacionales (estudio del pasaje de satélites artificiales en las proximidades de los planetas de nuestro Sistema Solar, estudio de la dinámica de los satélites naturales de los planetas gigantes del Sistema Solar) predicen que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen núcleos con masas del orden de una decena de veces la terrestre (Podolak et al., 2000; Saumon y Guillot, 2004; Guillot, 2005), tal como predice la teoría de inestabilidad nucleada. En referencia a la evolución del disco protoplanetario, éste sufre una evolución de gran complejidad, la cual es necesario modelar en forma detallada ya que afecta la capacidad de crecimiento de los planetas inmersos en el mismo. Además, el mismo disco es el sistema físico a través del cual se produce la interación planeta – planeta. Aquí no nos referimos simplemente a la interacción gravitatoria sino a la modificación de las poblaciones de planetesimales como consecuencia de la presencia de varias masas planetarias. Dichas masas fuerzan la migración de planetesimales modificando su densidad superficial. Ésta, a su vez, es la que alimenta a los planetas restantes. Por lo tanto un planeta afecta la disponibilidad de materia de la que podrían alimentarse los planetas restantes de un sistema en formación. Cabe destacar que los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009) son los primeros en los que se considera el régimen de acreción de planetesimales conocido como de crecimiento oligárquico (Ida y Makino, 1993; Kokubo e Ida, 1998, 2000, 2002). Las simulaciones numéricas más detalladas muestran que el régimen de acreción según el cual los planetas sufren la mayor parte de su crecimiento es el crecimiento oligárquico. Según este régimen, el planeta, luego de alcanzar una masa algo menor a la lunar, es capaz de perturbar su entorno de forma tal que su crecimiento se autolimita. De esta forma el proceso de formación planetaria se vuelve más lento que el predicho por el crecimiento rápido conocido como crecimiento en fuga tal como el considerado por Pollack et al. (1996) u otros autores (Hubicky et al., 2005; Alibert et al., 2005; Dodson-Robinson et al., 2009; Mordacini et al., 2009). Sin embargo, en todos estos trabajos se considera la formación aislada de cada planeta, en donde los posibles efectos que un embrión planetario en formación podría ejercer sobre otros, que crecen simultáneamente en el mismo disco protoplanetario, son despreciados. Esta configuración, la más sencilla posible, es poco realista y resulta insuficiente para comprender de manera más global la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. En esta Tesis desarrollamos un código, en base a los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009), en donde se calcula por primera vez –para este tipo de modelos– la formación simultánea de un numéro arbitrario de planetas gigantes inmersos en un disco protoplanetario en evolución. Aplicamos el nuevo modelo para calcular cómo la formación aislada de Júpiter y Saturno se modifica cuando se considera que ambos planetas se forman simultáneamente (Guilera et al., 2010). En este trabajo mostramos que la formación aislada de un planeta gigante puede sufrir cambios significativos cuando la formación del mismo se produce simultáneamente en presencia de otros embriones. En lo que respecta al Sistema Solar, el Modelo de Niza (una triología de trabajos que lleva su nombre debido a que sus autores lo desarrollaron en el Observatorio de la ciudad de Niza, Francia: Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) cambió el paradigma acerca de su formación. La configuración inicial de este modelo representa la configuración inicial del Sistema Solar exterior cuando la nebulosa primordial fue disipada, y propone que los planetas gigantes estaban en una configuración orbital mucho más compacta que la actual. Particularmente, el modelo propone que los planetas gigantes del Sistema Solar, una vez disipada la nebulosa primordial, se encontraban en órbitas circulares y coplanares, entre ~5.5 UA y ~14 UA (Unidad Astronómica: representa la distancia media entre la Tierra y el Sol, ~150 millones de km). Otro aspecto importante en el Modelo de Niza es la existencia de un disco residual de planetesimales detras de las órbitas de los planetas gigantes. Este disco de planetesimales interactuaría gravitatoriamente con los planetas gigantes y causaría la migración de los mismos a sus posiciones actuales. El éxito del Modelo de Niza radica en que el mismo puede explicar cuantitatívamente muchos aspectos actuales del Sistema Solar: las órbitas, excentricidades e inclinaciones de los planetas gigantes del Sistema Solar (Tsiganis et al., 2005); la existencia de los Troyanos de Júpiter (Morbidelli et al., 2005); el origen del Gran Bombardeo Tardío del Sistema Solar (Gomes et al., 2005) y la formación de la Región Transneptuniana (Levison et al., 2008). Sin embargo, todos estos estudios mencionados consideran que los planetas gigantes del Sistema Solar ya estaban formados, y no plantean discusión alguna acerca de la formación de los mismos. El primero en investigar este problema fue Desch (2007). Utilizando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, Desch recalculó la nebulosa solar mínima y considerando una población de planetesimales de 100 m de radio y el régimen de crecimiento oligárquico para los embriones, estimó de manera simple el tiempo de formación de los núcleos de los planetas gigantes. Desch encontró que los mismos podrían formarse en una escala de tiempo compatible con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Continuando esta idea, Benvenuto et al. (2009) calcularon de manera detallada la formación aislada de los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar. Adoptando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, el nuevo modelo de nebulosa solar calculado por Desch y considerando una distribución de tamaños para los planetesimales, encontraron que los planetas gigantes del Sistema Solar pueden formarse en escalas de tiempo compatibles con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Además, encontraron que las masas de los núcleos de los cuatros planetas están en perfecto acuerdo con las estimaciones teóricas y observacionales predichas para dichos cuerpos. No obstante, tanto Desch como Benvenuto et al. no tuvieron en cuenta un fenómeno muy importante: la migración de los planetesimales debido a la fricción gaseosa generada por el gas nebular. Thommes et al. (2003), Chambers (2006) y Brunini y Benvenuto (2008) mostraron que este fenómeno tiene una fuerte influencia en las escalas de tiempo de acreción, especialmente para los planetesimales pequeños (menores a 1 km de radio). Este fenómeno también es introducido por primera vez –para este tipo de modelos– en nuestro código, con el cual, continuando el trabajo de Benvenuto et al. (2009), calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistema Solar (Guilera et al., 2011). En este trabajo encontramos que el modelo de nebulosa solar propuesto por Desch no favorece la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistemas Solar. Sin embargo, modelos de discos con perfiles de densidades superficiales más suaves (como los propuestos por los modelos de discos de acreción) si lo hacen. Aun más, para estos discos, encontramos que si la mayor parte de la masa del sistema está distribuida en planetesimales con radios menores o iguales a 1 km, la formación de los cuatro planetas gigantes puede darse en escalas de tiempo similares (siempre compatibles con la escala de tiempo de vida media observada para los discos protoplanetarios, condición necesaria que debe satisfacer todo modelo de formación de planetas gigantes). En este trabajo, mostramos que la evolución de la población de planetesimales juega un papel importante en el proceso de acreción y formación planetaria. En este estudio, dicha población evoluciona solo por la acreción de los embriones inmersos en el disco y por la migración debida al gas nebular. Sin embargo, la evolución de la población de planetesimales es un fenómeno complejo, y otros procesos pueden tener implicancias significativas, como por ejemplo la evolución colisional, la dispersión o la apertura de brechas en el disco de planetesimales (procesos complejos de incorporar en los modelos como en los que esta Tesis se basa). En lo que respecta a la evolución colisional de la población de planetesimales, a medida que los embriones crecen, debido a las excitaciones gravitatorias que producen, incrementan las velocidades relativas de los planetesimales. Este aumento en las velocidades relativas de los planetesimales causa la fragmentación de los mismos debido a las colisiones mutuas. Después de sucesivas colisiones destructivas los planetesimales van reduciendo sus tamaños. Inaba et al. (2003) y Kobayashi et al. (2010, 2011) encontraron que grandes cantidades de masa pueden perderse por la migración, debido a la fricción gaseosa del gas nebular, de los fragmentos pequeños productos de las colisiones entre planetesimales. Por otro lado, a medida que los embriones crecen, éstos comienzan a ligar el gas circundante. Inicialmente, estas envolturas son poco masivas pero relativamente bastante extendidas, y producen una fricción sobre los planetesimales, aumentando notablemente la sección eficaz de captura de los planetas. Los planetesimales más chicos de la distribución son quienes más sufren ambos efectos. Resulta entonces importante estudiar en forma detallada si la fragmentación de planetesimales y la generación de fragmentos pequeños favorece o inhibe la formación de un planeta gigante. La última etapa de esta Tesis estuvo basada en la generación de un modelo de fragmentación para incorporar en nuestro modelo global de formación planetaria. De esta manera, la población de planetesimales del disco protoplanetario evoluciona ahora por acreción de los embriones, migración orbital y fragmentación. Nuestros estudios (Guilera et al., 2014) muestran que el proceso de fragmentación de planetesimales inhibe fuertemente la formación de los planetas gigantes en un amplio rango de masas para los discos y para un amplio rango de tamaños para los planetesimales. Sin embargo, si la mayor parte de la masa que se pierde en las colisiones entre planetesimales se distribuye en los fragmentos más grandes producto de las mismas, el proceso de formación planetaria se ve favorecido siempre y cuando se considere una distrinbución inicial de planetesimales grandes (con radios del orden de 100 km). Finalmente, encontramos que en este caso, para planetesimales con tamaños menores o iguales a 10 km de radio, es imprescindible considerar un modelo más general en donde además de la fragmentación se tenga en cuenta la coagulación entre planetesimales.

Algunas de las fuentes de rayos gamma galácticas son sistemas binarios en los que una de las componentes es una estrella de gran masa y la otra es una estrella similar o un objeto compacto (ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro de masa estelar). Este tipo de binarias presenta emisión no térmica en las bandas de radio y de rayos-X, generada por partículas ultra-relativistas que son aceleradas, generalmente, en ondas de choque fuertes relacionadas con flujos de plasma. Es probable que la radiación proveniente del sistema binario sufra absorción y reprocesamiento en el medio local, por lo que su estudio puede proveer información del emisor y de las propiedades del medio. Además, la investigación de estos objetos puede proporcionar conocimientos de los procesos físicos no térmicos que ocurren en escenarios astrofísicos extremos, con flujos de materia altamente supersónicos, plasma turbulento, campos magnéticos fuertes, campos de radiación intensos y medios densos. El objetivo principal de este trabajo es caracterizar la física de altas energías de binarias de rayos gamma, lo cual permite determinar los procesos radiativos dominantes y testear teorías de aceleración de partículas. Para ello, se incorpora un modelo genérico de los procesos relativistas que ocurren en estos sistemas. En este modelo se considera un mecanismo capaz de inyectar partículas relativistas en un punto del entorno de la estrella de gran masa, las cuales interactúan con el medio circundante produciendo radiación de altas energías. Se desarrolla una herramienta que permite explorar cómo afecta al flujo emitido por el sistema binario la posición del inyector respecto a la estrella, vista por un observador en la Tierra. Teniendo en cuenta las mejoras observacionales presentes y futuras, que posibilitarán un incremento de la cantidad de fuentes observables, es oportuno investigar en detalle los procesos físicos que subyacen a la emisión de este tipo de fuentes. Es aún un problema abierto el poder identificar sin ambigüedades los procesos de emisión y absorción de radiación relevantes en fuentes astrofísicas de altas energías. Los resultados de este trabajo y sus futuras ampliaciones permitirán abordar estudios poblacionales relacionados con parámetros astronómicos hoy en día poco conocidos, tales como la tasa de formación de binarias de gran masa, su vida media y su función de luminosidad. Ésto puede lograrse al establecer cotas aproximadas de la cantidad de fuentes que deberían ser observadas de acuerdo al modelo empleado y contrastarlas con datos empíricos. / Some galactic gamma-ray sources are binary systems in which one of the components is a massive star and the companion object is either a similar star or a compact object (i.e. a neutron star or a stellar mass black hole). This type of massive binaries presents non-thermal emission in the radio and X-ray bands, generated by the ultra-relativistic particles accelerated, generally, in strong shock-waves related to plasma flows. Radiation coming from the inner region of the binaries is likely to undergo absorption and reprocessing in the local medium. Its study could provide information on the emitter and the properties of the surrounding medium. Thus, the study of these objects provides knowledge on the non-thermal physical processes ocurring in extreme astrophysical environments, with highly supersonic matter flows, turbulent plasma, strong magnetic fields, intense radiation and a dense medium. The main goal of this work is to characterize the high-energy physics of gamma-ray binaries by modeling their high-energy processes. In this way it is possible to determinate the dominant radiative processes and to test particle acceleration theories. With such a purpose a tool is developed, one capable of providing information of the star wind, the plasma flows interacting with it, the content of matter in such flows and the magnetic fields that they drag. Specifically, we calculate the spectral energy distribution for emitters located in different positions of the binary system, which allows to study the impact of the geometry in the resulting emission from the source. This is done for different cuts of the relevent state parameters. Finally, we use this procedure to produce emissivity maps which are an useful tool for exploring statiscal properties of gamma-ray binaries. Considering the present and future observational developments, which imply an increase in the quantity of observable sources, it is important to investigate in detail the physical processes that underlie the emission on this type of sources. It is still an open problem to unambiguously identify the relevant radiation and absorption processes in high-energy astrophysical sources. The results of this work and its future upgrades will allow poblational studies related to currently unknown parameters, such as the formation rate of massive binaries, their lifespan and their luminosity function. This can be attained by estimating the approximate number of sources detectable with the present instruments (according to the model developed) and comparing it with the empirical data.

Las variaciones de las coberturas vegetales en la superficie terrestre, en determinados periodos de tiempo, son un importante indicador ambiental que ha sido empleado en diferentes ámbitos, desde estudios relacionados a las dinámicas de los ecosistemas, hasta la orientación en la toma de decisiones en temas de planificación del territorio ligadas al desarrollo. La teledetección ha sido utilizada como valiosa herramienta y determinante a la hora de establecer indicadores de degradación y conservación de los recursos naturales, de manera especial en evaluar dinámicas en los cambios de usos de suelo y coberturas vegetales; entre las técnicas derivadas del uso de datos satelitales multiespectrales, se destacan el empleo de los índices de vegetación. En ese sentido, el presente estudio consistió en la evaluación de tres índices de vegetación, como estimadores de cambios de diferentes tipos de cobertura vegetal en la provincia de Loja al sur de Ecuador. Los índices empleados fueron: el Índice de Vegetación de Diferencia Normalizada NDVI, Índice de Estrés Hídrico MSI y el Índice de Vegetación Ajustado al Suelo SAVI, aplicados a imágenes provenientes de dos sensores, Landsat 7 ETM+ y ASTER. Además se aplicaron técnicas de análisis espacial como kriging para establecer superficies climáticas, generadas a partir de datos de precipitación y temperatura para verificar la relación del vigor vegetal de las coberturas, dada por los valores de los índices de vegetación, con respecto a estas variables climáticas. Los resultados muestran que los tres índices de vegetación permitieron discriminar los diferentes tipos de cobertura vegetal analizadas, no hubo diferencias significativas entre los tres. En cuanto a la capacidad para estimar el estado de las coberturas el MSI fue el índice que tuvo ligeramente mejor correspondencia entre sus valores y los estados de las coberturas vegetales en las dos imágenes. Las insuficiencias y vacíos de datos climáticos en el área de estudio, no permitieron obtener superficies de precipitación y temperatura adecuadas; esto influyó al momento de establecer correlaciones entre estas variables climáticas y los índices de vegetación, no se encontraron correlaciones significativas. Finalmente, se empleó una técnica de análisis espacial, que a partir de una red de elevaciones contenidas en un modelo de elevación digital, permitió determinar las diferencias entre el área real y el área proyectada para cada cobertura presente en la zona de estudio la cual presenta relieves irregulares.