Información extraída de <a href="http://www.iar.unlp.edu.ar/public-doct.htm">http://www.iar.unlp.edu.ar/public-doct.htm</a>

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Hemos usado fotometría y espectroscopía temprana de 12 Supernovas de Tipo II plateau (SNs IIP) para derivar sus distancias mediante el Método de la Fotósfera en expansión (EPM). Hemos realizado este estudio usando dos sets de modelos de atmósfera de Supernovas de Tipo II (SNs II), obtenidos de Eastman et al. (1996) y Dessart & Hillier (2005b), tres sets de fíltros ({BV}, {BVI}, {VI}) y dos métodos para la determinación de la extinción en la galaxia huésped, con lo cual hemos construido 12 diagramas de Hubble. Usando el set de fíltros {VI} y los modelos de Dessart & Hillier (2005b) hemos obtenido una disperisión en el diagrama de Hubble de σρ= 0.32 mag y su correspondiente constante de Hubble de H0 = 52.4 ±4.3 km s-1Mpc-1. Además aplicamos el EPM a la SN IIP SN 1999em. Con el set de fíltros fV Ig y los modelos de Dessart & Hillier (2005b) hemos derivado una distancia a _esta de 13.9 ±1.4 Mpc, lo cual concuerda con la distancia de Cefeida de 11.7 ±1.0 Mpc a la galaxia huésped de ésta Supernova (NGC 1637).

Doctor en Ciencias, Mención Computación / Giga, tera y petabytes de datos astronómicos están empezando a fluir desde la nueva generación de telescopios. Los telescopios de rastreo escanean una amplia zona del cielo con el fin de mapear la galaxia, nuestro universo, y detectar fuentes variables como la explosion de estrellas (o supernovas) y asteroides. Al igual que en otros campos de la ciencia observacional, lo único que podemos hacer es observar estas fuentes a través de la luz que emiten y que podemos capturar en nuestras cámaras. Debido a la gran distancia a la que estos objetos se encuentran, aún cuando podemos tener una caracterización estimada de estas fuentes, es imposible conocer las propiedades reales de ellas. En esta tesis, proponemos un método para la extracción de los llamados perfiles de Sérsic de fuentes astronómicas y su aplicación a clasificación morfológica de objetos. Este perfil de Sérsic es un modelo paramétrico radial asociado con la morfología de galaxias. La novedad de nuestro enfoque es que convierte la imagen 2D en un perfil radial 1D utilizando curvas de nivel elípticas, por lo que incluso cuando el espacio de parámetros de Sérsic es el mismo, la complejidad se ve reducida 10 veces en comaración a ajustes de modelos en 2D de la literatura. Probamos nuestro método sobre simulaciones y obtenemos un error de entre un 40% y un 50% en los parámetros de Sérsic, mientras que obtenemos un chi cuadrado reducido de 1,01. Estos resultados son similares a los obtenidos por otros autores, lo que sugiere que el modelo de Sérsic es degenerado. A su vez, aplicamos nuestro método a imágenes del SDSS y mostramos que somos capaces de extraer la componente suave del perfil de las galaxias, pero, como era de esperar, fallamos en obtener su estructura más fina. También mostramos que las etiquetas creadas por los seres humanos son sesgadas en términos de parámetros observables: al observar galaxias pequeñas, débiles o distantes, la estructura fina de estos objetos se pierde, produciendo un sesgo en el etiquetado sistemático hacia objetos más suaves. Creamos una métrica para evaluar el nivel de sesgo en los catálogos de las etiquetas y demostramos que incluso etiquetas obtenidas por expertos muestran cierto sesgo, mientras que el sesgo es menor para etiquetas obtenidas a partir de modelos de aprendizaje supervisado. Aun cuando este sesgo ha sido notado en la literatura, hasta donde sabemos, esta es la primera vez que ha sido cuantificado. Proponemos dos métodos para des-sesgar etiquetas. El primer método se basa en seleccionar una sub-muestra no-sesgada de los datos para entrenar un modelo de clasificación, y el segundo método ajusta simultáneamente un modelo de sesgo y de clasificación a los datos. Demostramos que ambos métodos obtienen el sesgo más bajo en comparación con otros conjuntos de datos y procedimientos de procesamiento.

Magíster en Ciencias de la Ingeniería, Mención Eléctrica / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT, a través de su fondo ALMA para el desarrollo de la astronomía, proyecto 31140025, QUIMAL, proyecto 1500010, y CATA-Basal PFB06 / 21/08/2020

Los procesos de formación y evolución temprana de estrellas de alta masa aun no se entienden bien. El estudio de las estrellas masivas es, tanto desde el punto de vista observacional como teórico, mucho mas complejo que el de las estrellas de baja masa. Aun así se sabe que la zonas de formación de estrellas masivas se encuentran dentro de nubes moleculares gigantes, y que las estrellas masivas nacen en los núcleos más densos de las nubes. Estos núcleos densos y masivos tienen propiedades características (Garay & Lizano 1999) y son denominados las maternidades estelares. En la formación de estrellas de baja masa se observan chorros y flujos bipolares, pero los chorros colimados son raros en regiones de formación estelar masiva (Guzman et al 2010). Para investigar este problema Guzman compiló una lista de candidatos a objetos estelares jóvenes y masivos con posible presencia de chorros. El objetivo de este trabajo es estudiar los entornos de estos objetos estelares jóvenes con posible presencia de chorros y ver si tienen características similares con las maternidades estelares. Para ello se obtuvieron datos de los siguientes estudios: ATLASGAL (observación en longitud de onda submilimétrica), IRAS, MSX y GLIMPSE (observaciones en longitudes de onda infrarrojas). Consideré 2 listas de objetos: (1) la lista de Guzmán que consiste de 45 objetos infrarrojos (con colores infrarrojos de regiones de formación de estrellas masivas y observaciones de líneas moleculares de alta de densidad) y asociados con emisión en ondas de radio, y (2) una lista de 12 regiones HII hiper-compactas que se cree están en la misma etapa de evolución que objetos con chorros. Primero determine cuales de los objetos en ambas listas están dentro del rango de coordenadas en que observó ATLASGAL. Para aquellos objetos que lo estaban obtuve mapas de contorno, flujo total integrado y ajustes Gaussianos a la emisión. Todos los objetos, excepto uno, tienen emisión sub-milimétrica asociada a la posición de la fuente de radio. Estudié la morfología de esta emisión y encontré que la mas común es la de un núcleo central y compacto, rodeado de una envoltura simétrica y débil. Estudié la correspondencia entre la posición de la fuente de radio y el máximo de la emisión sub-milimétrica, encontrando que hay una muy buena correlación y que generalmente la fuente de radio se ubicaba en el centro del núcleo. Para aquellos objetos incluidos en ATLASGAL (43) obtuve mapas y datos espectrales de los estudios infrarrojos IRAS, MSX y GLIMPSE. Con los mapas construí 2 imágenes de 3 colores (RGB), una para los datos de MSX y la otra para GLIMPSE, para cada objeto. A los datos espectrales obtenidos les ajusté modelos de cuerpos grises de los cuales obtuve valores para la temperatura, densidad de columna y luminosidad de los núcleos. Usando esta temperatura más el flujo sub-milimétrico obtuve la masa y densidad de estos objetos. Encontré que los objetos tienen típicamente tamaños de 0.48 pc, temperaturas de 35°K, masas de 2000 M⊙, columnas de densidad de 8.7 x 1022 cm-2, densidades moleculares de 1.8 x 105 cm-3, y luminosidades de 1.4 x 105 L⊙. Finalmente, analicé la distribución de los parámetros físicos de los objetos en mi muestra y los comparé con la de objetos estudiados previamente, principalmente con la muestra de Faundez et al. (2004). Comprobé que los objetos analizados tienen las características de los núcleos densos y masivos.

La región G34.43+0.24 es una nube molecular opaca en la emisión del Infrarrojo medio, la cual presenta una forma filamentaria. Tiene una extensión de ~10 pc y está ubicada a una distancia de 3.7 kpc. Esta región se escogió para realizar un estudio multilíneas con el fin de determinar su morfología a partir de la emisión de transiciones moleculares y poder estudiar la cinemática del gas, en particular investigar la presencia de flujos moleculares. Además tiene la ventaja de ser una fuente ecuatorial, por lo tanto es posible obtener observaciones desde los dos hemisferios. Esto se hizo con los telescopios de Nobeyama (en Japón), APEX y SEST (ambos de Chile). Se realizaron observaciones en las longitudes de onda sub-milimétricas usando el telescopio APEX [en las líneas moleculares de CO(3-2), 13CO(3-2), C18O(3-2) y CS(7-6)], y observaciones en las longitudes de onda milimétricas usando los telescopios Nobeyama [en las transiciones de CS(2-1), SiO(2-1), C34S(2-1), HCO+(1-0), H13CO+(1-0) y CH3OH(2-1)] y SEST [en las líneas CS(2-1) y C18O(2-1)]. Las observaciones tienen resoluciones angulares muy parecidas, siendo casi todas ~15-19”. En las líneas del CO(3-2) y el 13CO(3-2) se hicieron mapas de emisión de la misma región cubierta por el mapa de emisión del continuo del polvo a 1.2 mm (Faúndez et al. 2004, Garay et al. 2004), es decir, la región completa que comprende G34.43+0.24. En el resto de las líneas se observaron sólo partes de la nube. A partir de los mapas de emisión en las diferentes transiciones moleculares fue posible visualizar la correlación entre los núcleos moleculares y los núcleos trazados por la emisión del polvo a 1.2 mm y calcular sus tamaños. Asumiendo equilibrio termodinámico local (LTE) y equilibrio virial fue posible estimar masas, densidades y densidades de columnas. Para el estudio del gas a alta velocidad se realizó mapas posición-posición de la emisión de las alas de los espectros y mapas posición-velocidad, con los cuales se visualizó la orientación espacial de los flujos moleculares. Se descubrieron tres flujos moleculares. Uno de ellos, el ubicado en el extremo norte de G34.4, muestra la presencia de una fuente muy energética inmersa en el polvo y gas dentro de la nube molecular. Previamente, esta zona de G34.4 no mostraba evidencia de formación de estrellas. Siguiendo el formalismo LTE descrito por Bourke et al. (1997) se determinó la masa, el momentum y la energía cinética asociada a los flujos. El estudio y modelamiento de los perfiles de los espectros en las posiciones de máxima emisión, que coinciden con la posición del núcleo MM2, nos indican que se encuentra bajo colapso gravitacional. Para obtener una estimación de la velocidad de colapso y la tasa de acreción se utilizó el modelo simple de Myers et al. (1996), encontrándose parámetros con el valor necesario para permitir la formación de estrellas masivas.

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.

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