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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.

Magíster en Ciencias, Mención Computación / Ingeniero Civil en Computación / En esta tesis se aborda el problema de analizar el rendimiento de cuatro algoritmos de super-resolución multi-imagen cuando éstos son usados para recuperar imágenes astronómicas de alta resolución. Super-resolución multi-imagen es el nombre dado a los procesos que usan un conjunto de imágenes de baja resolución de una misma escena para obtener una nueva imagen con mayor resolución espacial, además de menos desenfoque y ruido, que cualquiera de las imágenes utilizadas como input. Estos algoritmos funcionan mediante la minimización de una función de costo, donde un prior es incluido para regularizar el proceso de reconstrucción, usando para ello un procedimiento de optimización basado en el cálculo del gradiente. Cada uno de los cuatro algoritmos desarrollados corresponde a una de las cuatro posibles combinaciones entre dos priors (Laplaciano y gradiente) para la función de costo y dos mecanismos para calcular su gradiente (la expresión analítica de dicho gradiente y la aproximación de Zomet). El principal objetivo de esta investigación consiste en estudiar el comportamiento del rendimiento de estos algoritmos en función de la Razón Señal-a-Ruido (SNR) de la imágenes de baja resolución empleadas como input en el proceso de reconstrucción. Para lograr este objetivo se requiere hacer uso de simulaciones, ya que se necesitan conjuntos de imágenes de baja resolución caracterizados por distintos valores de SNR para testear el funcionamiento de los cuatro algoritmos. Las imágenes simuladas fueron obtenidas usando dos herramientas de simulación, una basada en la replicación del proceso mediante el cual una imagen es adquirida por un dispositivo y que se conoce como Modelo de Observación de Imágenes (IOM), y otra basada en un enfoque de Monte Carlo y cuyo nombre es PhoSim. Considerando un rango de siete valores de SNR, muestreados en intervalos regulares entre 1 y 100 con una escala logarítmica, y usando un grupo de 100 templates de alta-resolución, se generaron 700 conjuntos, compuesto cada uno por 10 imágenes simuladas de baja resolución, utilizando para ello las dos herramientas de simulación previamente mencionadas. Luego, cada uno de los cuatro algoritmos fue empleado para reconstruir una imagen de alta resolución usando cada uno de estos conjuntos como input. El experimento descrito se llevó a cabo en dos instancias, primero usando registro afín para alinear las imágenes de baja resolución contenidas en cada conjunto utilizado como input, y luego utilizando registro cuadrático para cumplir dicha tarea. El rendimiento de los algoritmos fue evaluado, luego de realizar estos experimentos, usando como métricas el Peak de la Razón Señal-a-Ruido (PSNR) y el χ² reducido. De acuerdo a los resultados obtenidos, para cada uno de los algoritmos el PSNR aumenta a medida que la SNR crece, mientras que el χ² reducido se mantiene relativamente constante independientemente de la SNR. Los resultados correspondientes al PSNR sugieren que para valores pequeños de la SNR la aproximación de Zomet y el prior Laplaciano representan la mejor opción, mientras que para valores altos de la SNR la expresión analítica del gradiente junto al prior gradiente son la mejor opción, aunque, en este caso, por un margen estrecho. La magnitud de la disminución de rendimiento que se observa cuando los parámetros de registro y desenfoque son estimados es mayor cuando se usa PhoSim que cuando se usa el IOM. La utilización de diferentes procedimientos de registro no implicó variaciones significativas en el rendimiento de los cuatro algoritmos de super-resolución multi-imagen.

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En esta tesis presento observaciones de la emisión en las líneas moleculares C8(2 -+ 1) y 13CO(2 -+ 1) hechas con el telescopio 8E8T, hacia las regiones de formación estelar NGC 6334 y NGC 6357. Observé un total de 68 posiciones, todas ellas asociadas con máximos de emisión en el continuo de polvo a 1.2 mm.

Memoria para optar al título de Diseñadora Gráfica / Wenu Kimün consiste en un proyecto de carácter profesional, que propone una visualización informativa e interactiva para acceder al planisferio astronómico cultural mapuche. De esta manera, el proyecto se enfoca en la difusión de los conocimientos y las creencias del pueblo mapuche. La oportunidad que da origen a la propuesta, se basa en la relación de las personas con el “cielo”. En esta relación, los cuerpos y fenómenos astronómicos visibles se configuran como elementos visuales que entregan información cultural y de la vida cotidiana, especialmente en los pueblos originarios. Actualmente, a pesar de estar presentes como un referente constante en la vida diaria de cada persona, los elementos del cielo son observados como algo ajeno, desde el punto de vista de las ciencias exactas. De esta manera, visualizar dichos elementos como objetos informativos permite observar las relaciones invisibles entre el cielo y la cultura, valorando la forma particular del pueblo mapuche de comprender el cielo. El proyecto se desarrolla en dos partes. La primera parte relaciona el diseño de información a un contexto de uso con interactividad a través de plataformas digitales -dado por las tecnologías disponibles actualmente- y relacionado al tema de la astronomía cultural. La segunda parte corresponde a la propuesta de diseño, respondiendo al objetivo de acceder a la astronomía cultural como información interactiva y visualizada, a través de un prototipo funcional de aplicación móvil.

Las estrellas Wolf-Rayet (WR) constituyen la última etapa evolutiva de las estrellas de gran masa. Los vientos estelares generados en esta fase se caracterizan por sus altas velocidades terminales y tasas de pérdida de masa. Estos vientos interactúan con el medio interestelar que los rodea modelándolo e inyectando energía mecánica. Esa interacción puede ser observada y analizada en diferentes rangos del espectro electromagnético (EE). Las zonas más ricas para estudiar esas interacciones son los rangos rangos óptico, infrarrojo y radio. De observaciones en cada una de esta franjas del espectro se puede obtener información valiosa de la interacción entre el campo de radiación estelar y el material circundante, y entre el material expulsado de las estrellas de gran masa y el material interestelar barrido. En muchos casos, esa interacción crea diferentes estructuras interestelares. Nosotros dedicamos este trabajo al estudio de las contrapartes en distintas franjas del EE asociadas a las nebulosas anillo observadas en el rango óptico. Esas estructuras particulares se llaman burbujas interestelares (BI). Este trabajo se desarrolla de la siguiente manera: en primer término, damos un introducción teórica de los principales modelos que explican la estructura y evolución de las BI, sin tener en cuenta la evolución de las estrellas que le dan origen. Luego, consideramos modelos más realistas que incluyen también la evolución de las estrellas de gran masa, desde la fase de secuencia principal hasta la fase WR. En el Capítulo 3 se muestran algunos ejemplos de BI, damos sus principales parámetros como masa, densidad y tamaño lineal, y se explican los mecanismos que dan origen a la radiación en cada una de las franjas del EE. En los Capítulos 4, 5 y 6 encaramos el análisis multifrecuencia de las regiones de interés. El Capítulo 7 está dedicado al estudio de la formación estelar secuencial en las cáscaras en expansión de las BI asociadas a la acción de los vientos de WR 157 y a WR 153ab. Este estudio es novedoso ya que hasta el momento no hay una cantidad apreciable de trabajos referidos a este tema. Finalmente, en el Capítulo 8 enunciamos los resultados generales, puntos en común y particularidades de las regiones analizadas. Los datos utilizados han sido obtenidos con diferentes instrumentos, en varios casos contamos con datos propios (SEST) o surgidos a través de convenios con otros grupos de investigación (DRAO), y en otros casos, con datos públicos obtenidos de diferentes bases de datos (2 MASS, IRAS, MSX, etc). Los resultados del estudio del continuo de radio en el entorno de WR 157, WR 152 y WR 153ab indican que podemos descartar que el origen de esta radiación es no térmica y el responsable de este tipo de radiación sería la interacción free-free (térmica). Existen similitudes morfológicas entre las distribuciones del gas ionizado y el polvo interestelar. El hidrógeno neutro no presenta correlación con la mayoría de la estructuras analizadas (excepto aquella asociada a WR 152), mientras que el hidrógeno molecular guarda vinculación con el polvo interestelar, y generalmente está ubicado en los bordes de las nebulosas anillo. Esa correlación, junto con la emisión de radiación de los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) en esas zonas, dan la pauta de la existencia de regiones de fotodisociación en los bordes de las nebulosas. La formación estelar secuencial se da en las dos BI estudiadas, pero no con la intensidad que se lleva a cabo en la región H ii clásica Gum 31.

Entre los problemas más importantes de la astrofísica se destaca la falta de una clara identificación para las fuentes detectadas a muy altas energías (&gt;100 MeV) por telescopios satelitales. En la actualidad, detecciones a energías más altas aún (&gt;200 GeV) están siendo obtenidas por telescopios Cherenkov. En combinación con estudios multifrecuencia, estas observaciones plantean numerosos desafíos teóricos. Entre las posibles contrapartes de las fuentes gamma galácticas, los sistemas binarios con acreción brindan excelentes perspectivas, a las que se suma la reciente detección en el rango TeV de 4 binarios de rayos X. En la presente investigación doctoral nos hemos focalizado en la emisión gamma originada en binarias de gran masa con acreción, debido a la interacción de protones relativistas con el medio local. Dicho proceso genera radiación gamma a través del decaimiento de los piones neutros que se crean en las colisiones pp. Específicamente, hemos estudiado el caso de un objeto compacto de bajo campo magnético, capaz de efectuar eyecciones de masa confinadas en chorros de partículas relativistas (microcuásares). En este contexto, hemos explorado también la emisión leptónica secundaria. Dentro de los jets se generan pares relativistas al decaer piones cargados, que son otro subproducto de las colisiones pp. Se resolvió en forma consistente la evolución de esta población de pares, teniendo en cuenta las pérdidas de energía radiativas y adiabática, y se calculó su emisión sincrotrón y Compton inversa.