Doctor en Astronomía / La variabilidad de los núcleos activos de las galaxias (AGNs) es un fenómeno bien establecido, el cual puede ser observado en un amplio rango del espectro electromagnético; desde longitudes de onda en radio hasta los rayos-Gamma. La variabilidad de los AGNs ha sido utilizada como una herramienta para estimar algunas propiedades de los agujeros negros, como los tama nos de las regiones donde se origina la emisión y la masa de los agujeros negros. Sin embargo, los mecanismos que originan la variabilidad, o su conección con parámetros que gobiernan la física de los AGNs, son todavía áreas de investigación con preguntas abiertas. La propiedad de los AGNs de variar su luminosidad en función del tiempo parece ser una herramienta muy prometedora para seleccionarlos. Por ejemplo, Butler & Bloom (2011), Palanque-Delabrouille et al. (2011), y m´as recientemente Graham et al. (2014) han demostrado que utilizando la variabilidad de los QSOs como método de selección puede aumentar hasta en un 90% el número de candidatos a QSOs que presentan colores ópticos similares a los de las estrellas, y por lo tanto son QSOs muy difíciles de identificar utilizando solo fotometría óptica y los métodos de selección tradicionales. Con el objetivo de aportar al estudio de la variabilidad de los agujeros negros hemos desarrollado una búsqueda de AGNs. Dicha búsqueda monitorea, noche tras noche, campos extragalácticos que han sido observados y estudiados en prácticamente todo el espectro electromegnético. Para realizar el monitoreo se utilizó la cámara QUEST instalada en el telescopio ESO Schmidt en El Observatorio La-Silla. Este es uno de los telescopios Schmidt más grandes en el hemisferio austral, y esta situado en un sitio excelente caracterizado por buen seeing y cielos oscuros. Además, la cámara QUEST cubre una importante región del cielo (3.6◦ × 4.6◦), conviertiéndola en un instrumento ideal para este tipo de estudios. Como parte de esta tesis se caracterizo el instrumento. Lo que implica entender el sistema fotométrico y evaluar la calidad de la astrométria. Además, utilizando observaciones del campo COSMOS, obtenidas entre el 2010 y el 2012, se estudio la variabilidad óptica de fuentes de rayos-X ya identificados como AGNs. Se encontró que el 80% ±5% de los QSOs o AGNs de lineas anchas son variables, además de que un 21% ±8% de los AGNs de lineas angostas también presentan variabilidad óptica. Por otro lado, un 22% ±9% de las galaxias, detectadas en observaciones del satélite XMM-Newton en Rayos-X, muestran variabilidad. Finalmente, haciendo uso de la variabilidad óptica de los QSOs y de fotometría obtenida del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) se desarrollo y entreno un algoritmo basado en redes neuronales para seleccionar QSOs. De un total de 13, 740 objetos con fotometría del SDSS en el campo COSMOS, y observados en mas de 30 épocas por un periodo de más de 600 días con la cámara QUEST, se encontraron 341 candidatos a QSOs. De estos 106 ya han sido identificados spectroscópicamente por otros investigadores. Notablemente, se encontraron 109 candidatos con colores u − g >0.7 los cuales difícimente podrían ser identificados utilizando solo colores ópticos, debido a que sus colores ópticos son similares a los de las estrellas. Además, estos últimos candidatos son probablemente QSOs a z >2.5, como resultado se incremento significativamente el número de candidatos a alto redshift en esta región del cielo.

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.

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Durante el desarrollo de esta tesis estudiamos el Método de Patrones Lumínicos Estandarizables (SCM) para supernovas Tipo II “plateau" haciendo uso de fotometría BVRI y espectroscopía óptica. Se implementó un procedimiento analítico para ajustar funciones a las curvas de luz, de color y de velocidad de expansión. Encontramos que el color V–I de estas supernovas, medido hacia el final de la época “plateau", puede ser utilizado para estimar el enrojecimiento provocado por el material interestelar de la galaxia anfitriona con una precisión de σ(AV) = 0.2 mag. Tras realizar las correcciones necesarias a la fotometría se recupera la relación luminosidad versus velocidad de expansión, reportada previamente en la literatura científica. Ocupando esta relación y asumiendo una ley de extinción estándar (RV = 3.1) obtenemos diagramas de Hubble con dispersiones de ~0.4 mag en las bandas BVI. Por otra parte, si permitimos variaciones en RV en favor de incertezas menores obtenemos una dispersión final de 0.25–0.30 mag, lo que implica que estos objetos pueden entregar distancias tan precisas como 12–14%. El valor resultante para RV es de 1.4 ± 0.1, que sugiere una ley de extinción no-estándar en nuestra línea de visión hacia este tipo de supernovas. Utilizando dos objetos con distancia Cefeida para calibrar la relación luminosidad-velocidad obtenemos una constante de Hubble de 70 ± 8 km s-1 Mpc-1, en buen acuerdo con el valor que obtuvo el HST Key Project.

Información extraída de la <a href="http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/~scellone/CGGE/Cast/cgge_papers.html">página web del CICGGE</a>.

Información extraída de <a href="http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html">http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html</a>

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

Información extraída de <a href="http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html">http://fcaglp.unlp.edu.ar/CGGE/Cast/cgge_papers.html</a>

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

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En este trabajo presento un estudio acerca de la historia de formación estelar de galaxias del Grupo Local y su aplicación para el caso de la galaxia enana esferoidal, Carina. La primera sección de este trabajo presenta un cat ́alogo de alta precisión de satélites del Halo externo de la Vía Láctea. Este catálogo va a proveer información muy importante acerca de los parámetros estructurales y poblaciones estelares de los satélites de la Vía Láctea. Esta tesis también presenta el estudio de estrellas azules rezagadas encontradas en satélites de la Vía Láctea. Con esta información en mano derivamos una técnica para discriminar entre el número de estrellas azules rezagadas y el numero de estrellas jóvenes. Esta técnica ayudará significativamente a derivar fracciones de estrellas jovenes sin el sesgo que producen las azules rezagadas, al momento de derivar las historias de formación estelar. Luego, presento nuestro método para derivar la historia de formacion estelar, llamado Talos. Esta rutina presenta varias ventajas con respecto a otras implementaciones, principalmente porque usa la informacion de todas las regiones del CMD, usa también la distribución de metalicidad del sistema como input y por tanto no es necesario hacer suposiciones previas acerca de la relación entre la metalicidad y la edad, y finalmente porque considera varias propiedades de los datos observados al momento de construir los modelos sintéticos, y de esta forma estos modelos son directamente comparables con los datos. Finalmente presento mi implementación de la rutina Talos para derivar la historia de formación estelar espacialmente resuelta de la galaxia enana esferoidal Carina. Gracias a la alta calidad de los datos usados, las ventajas del método usado para derivar la historia de formación estelar y la implementación de nuestra técnica para disciminar entre estrellas azules rezagadas y estrellas jóvenes, los resultados aquí presentados alcanzan una altísima precisión con respecto a trabajos previos. En este trabajo pudimos descifrar que la población de estrellas jóvenes comúnmente encontradas en Carina, son en realidad estrellas azules rezagadas que han sido mal clasificadas. A partir de los resultados obtenidos concluimos que la formación estelar de Carina está dominada por un proceso de evolucin interna, y no por la influencia de marea que le ejerce la Vía Láctea, como mayoritariamente se concluye acerca de esta galaxia.

Magíster en Ciencias, Mención Computación / Esta tesis establece las bases de FADRA: Framework for Astronomical Data Reduction and Analysis. El framework FADRA fue diseñado para ser eficiente, simple de usar, modular, expandible, y open source. Hoy en día, la astronomía es inseparable de la computación, pero algunos de los software más usados en la actualidad fueron desarrollados tres décadas atrás y no están diseñados para enfrentar los actuales paradigmas de big data. El mundo del software astronómico debe evolucionar no solo hacia prácticas que comprendan y adopten la era del big data, sino también que estén enfocadas en el trabajo colaborativo de la comunidad. El trabajo desarollado consistió en el diseño e implementación de los algoritmos básicos para el análisis de datos astronómicos, dando inicio al desarrollo del framework. Esto consideró la implementación de estructuras de datos eficientes al trabajar con un gran número de imágenes, la implementación de algoritmos para el proceso de calibración o reducción de imágenes astronómicas, y el diseño y desarrollo de algoritmos para el cálculo de fotometría y la obtención de curvas de luz. Tanto los algoritmos de reducción como de obtención de curvas de luz fueron implementados en versiones CPU y GPU. Para las implementaciones en GPU, se diseñaron algoritmos que minimizan la cantidad de datos a ser procesados de manera de reducir la transferencia de datos entre CPU y GPU, proceso lento que muchas veces eclipsa las ganancias en tiempo de ejecución que se pueden obtener gracias a la paralelización. A pesar de que FADRA fue diseñado con la idea de utilizar sus algoritmos dentro de scripts, un módulo wrapper para interactuar a través de interfaces gráficas también fue implementado. Una de las principales metas de esta tesis consistió en la validación de los resultados obtenidos con FADRA. Para esto, resultados de la reducción y curvas de luz fueron comparados con resultados de AstroPy, paquete de Python con distintas utilidades para astrónomos. Los experimentos se realizaron sobre seis datasets de imágenes astronómicas reales. En el caso de reducción de imágenes astronómicas, el Normalized Root Mean Squared Error (NRMSE) fue utilizado como métrica de similaridad entre las imágenes. Para las curvas de luz, se probó que las formas de las curvas eran iguales a través de la determinación de offsets constantes entre los valores numéricos de cada uno de los puntos pertenecientes a las distintas curvas. En términos de la validez de los resultados, tanto la reducción como la obtención de curvas de luz, en sus implementaciones CPU y GPU, generaron resultados correctos al ser comparados con los de AstroPy, lo que significa que los desarrollos y aproximaciones diseñados para FADRA otorgan resultados que pueden ser utilizados con seguridad para el análisis científico de imágenes astronómicas. En términos de tiempos de ejecución, la naturaleza intensiva en uso de datos propia del proceso de reducción hace que la versión GPU sea incluso más lenta que la versión CPU. Sin embargo, en el caso de la obtención de curvas de luz, el algoritmo GPU presenta una disminución importante en tiempo de ejecución comparado con su contraparte en CPU. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Proyecto Fondecyt 1120299