El objetivo principal de esta tesis ha sido el estudio del comportamiento transitorio durante estallidos de distinto tipo, de una selección de pulsares acretores en rayos X, localizados en el plano galáctico.Con ello se pretende haber avanzado hacia una explicación más clara de la naturaleza de estas objetos binarios de alta masa (con estrella de neutrones como objeto compacto), así como de los mecanismos físicos que operan en este escenario. Para todo esto se han analizado datos de dos misiones espaciales:INTEGRA Y RXTE.El segundo objetivo ha sido el estudio de la zona del brazo galactico de Scutum. Al ser esta una región de fuerte absorción se cree de la existencia de sistemas del tipo anteriormente mencionado este todavía escondidos, y los cuales solo pueden ser descubiertos a altas energías. En esta tesis se han podido presentar resultados esperanzadores, con la detección de varios objetos posibles nuevos candidatos a pulsares acretores de rayos X.

Dos escenarios intentan explicar la formación de las galaxias: el clásico de “colapso monolítico” (Arimoto y Yoshii, 1987; Eggen et al., 1962; Larson, 1974), y el de “merging jerárquico” (Steinmetz y Navarro, 2002; Toomre, 1977; White y Rees, 1987). En el primero, los esferoides se forman a partir de un brote inicial global de formación estelar y evolucionan en forma pasiva hasta el presente. Si se dan las condiciones locales, pueden acretar gas que dará origen a la formación de discos. En el modelo “jerárquico”, los esferoides se forman a partir de la disrupción de discos, en eventos de fusión (“mergers”). El modelo monolítico permitiría explicar, por ejemplo, parte de las relaciones entre parámetros físicos de las galaxias elípticas (E), como la relación color-magnitud (en adelante RCM) o el plano fundamental (Kodama et al., 1998; van Dokkum y Stanford, 2003). Por otra parte, numerosas publicaciones sobre simulaciones numéricas han mostrado aciertos del esquema que propone el modelo jerárquico. La incorporación detallada de procesos relacionados con el gas, como son la formación estelar, el enriquecimiento químico, “feed-back” (devolución de gas y energía al medio interestelar e intergaláctico) de supernovas y núcleos de galaxias activas (AGNs), ha dado lugar a modelos más realistas como los basados en las simulaciones “Millenium” (Croton et al. 2006; Springel y White 2005 y referencias allí citadas), que sostienen el escenario de formación de galaxias en cosmologías dominadas por materia oscura fría (CDM). / Información extraída de <a href="http://fcaglp.fcaglp.unlp.edu.ar/~scellone/CGGE/Cast/cgge_papers.html">Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas</a>

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Información extraída de <a href="http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html">http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html</a>

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.

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

El presente trabajo está orientado a la obtención de un modelo de alturas. Para la realización del mismo se propone analizar la aplicabilidad de cotas existentes; relevar y actualizar la información de organismos oficiales y completarla con coordenadas y altura respecto del piso. Se proyecta densificar la información con GPS, perfeccionando en la región el modelo que convierte alturas GPS en cotas sobre el nivel medio del mar y evaluar la incorporación de información altimétrica del modelo SRTM (Shuttle Radar Topography Mission) con una adecuada validación para zonas planas despobladas por ejemplo campos. La motivación para la realización de este estudio se basa en los objetivos planteados en un trabajo de cooperación con el grupo multidisciplinario que lleva adelante el proyecto PIT AP de la UNLP denominado “Efectos del Cambio Climático en las condiciones ambientales de un sector costero del Río De La Plata” que dirige el Dr. Eduardo Krusse.

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.

El objetivo de esta tesis fue la de caracterizar las propiedades físicas de zonas de formación de estrellas masivas en nubes moleculares y que se encuentran localizadas en la Galaxia externa austral; y realizar una comparación con zonas de formación estelar masiva en la Galaxia interna. Se seleccionaron 12 fuentes del catálogo IRAS, que se caracterizan por ser candidatas a regiones ultra compactas de HII. Se encuentran localizadas en el III cuadrante de la Galaxia. Se realizaron observaciones de CO(3-2) a 345 GHz y 13CO(3-2) a 330 GHz con el receptor heterodino APEX-2A del telescopio APEX; además de observaciones de la emisión del continuo submilimétrico de polvo a 345 GHz con el bolómetro LABOCA del telescopio APEX. Las observaciones de CO(3-2) y 13CO(3-2) fueron reducidas, obteniendo mapas de espectros. Las observaciones del continuo de polvo fueron calibradas, obteniéndose imágenes de la emisión. Se calculó la distancia cinemática de cada fuente, la masa virial, la masa y densidad de columna por medio de LTE y se calculó el SED, la masa, luminosidad y densidad de columna de la emisión de polvo. Se compararon la densidad de columna peak entre la emisión del continuo submilimétrico de polvo y la obtenida del método de LTE y la masa de H2 entre masa virial, masa por LTE y la masa por la emisión de polvo. Se estudió la luminosidad bolométrica en relación al valor esperado para la Galaxia externa. Se estimaron el factor de abundancia para la Galaxia externa entre H2 y 13CO, la relación entre gas y polvo y la relación entre H2 y W(CO) . La estimación fue realizada utilizando la masa virial como la masa obtenida por cada método y ajustando el factor correspondiente para calcularla. Se comparó con 3 muestras independientes que corresponden a: 1) survey realizado por Faundez et. al.(2004 (10)), utilizando SIMBA se observaron los cielos del Hemisferio Sur, dentro del círculo solar. 2) Primeras observaciones realizadas por el proyecto ATLASGAL( Schuller et. al. 2009 (28)), que consiste en realizar un survey del plano de la Galaxia con LABOCA identicando zonas de formación estelar masiva, en esta primera etapa se observó hacia el I y IV cuadrante. 3) Observaciones realizadas por Lackinton M. para su tesis de Magister, de objetos estelares jóvenes y masivos con jets en la Galaxia interna. Finalmente se obtuvieron las conclusiones de este estudio.

Este trabajo de título tiene como objetivo diseñar y construir un sistema de caracterización de transistores HEMT. Este sistema tiene como n determinar el comportamiento de transistores candidatos a ser utilizados en el diseño de ampli cadores de bajo ruido para receptores de antenas radioastronomicas que operen en Banda 1 del proyecto ALMA. Como parte de este sistema se diseñaron y construyeron dos módulos, un módulo Bias Tee y un sistema de calibración TRL. El módulo Bias Tee permite acoplar, por un mismo canal, la señal proveniente del VNA y la polarización para entregarlas al transistor. El módulo de calibración TRL permite descontar de la medicion de parámetros S del transistor, el efecto del resto de los elementos que forman el sistema de caracterización. Además, se desarrolló un software que a partir de los datos obtenidos del transistor calcula sus parámetros S. Al realizar las mediciones del módulo Bias Tee y del sistema de calibración, estas diferían del comportamiento que mostraban las simulaciones. En el caso del Bias Tee se encontró que la mayor parte de la señal incidente en el módulo se refleja. En el caso del sistema de calibración, se genera una calibración exitosa pero altamente sensible a las modi caciones en el montaje, lo que no permite obtener una calibración estable para medir el transistor. Al analizar los problemas descritos, se identi có que el elemento común en ambos módulos son los conectores 2.4 mm que se utilizan a la entrada y salida de ambos módulos. Se encontró que el montaje de estos conectores no es el más idóneo. Como alternativa, se estudia un diseño alternativo llamado montaje de adaptación. Las simulaciones indican que las reflexiones son menores a -20 dB, lo que representa mejores resultados que el montaje simple. En conclusión, este trabajo ha permitido identi car problemas no previstos en la caracterización del transistor de prueba. Se espera que al cambiar el método de montaje de los conectores 2.4 mm el sistema diseñado funcione correctamente.