Ingeniero Civil en Computación / Vocludet es un algoritmo de detección de cúmulos de galaxias, el cual está diseñado para detectar múltiples cúmulos en un espacio tridimensional. El algoritmo se basa en la \Gls{voronoi} para detectar regiones de alta densidad en el espacio, además de utilizar propiedades astrofísicas para determinar los componentes de cada cúmulo detectado. El objetivo de esta memoria es validar el algoritmo utilizando datos ficticios que simulen un survey de galaxias y la creación de un software de visualización que permita realizar el estudio de los resultados obtenidos. El motivo por el cual se utilizan datos ficticios es el conocer los datos a utilizar de forma absoluta y sin incertidumbre, de tal modo que la validación pueda ser realizada apropiadamente. Debido al tamaño y complejidad del conjunto de datos a visualizar, se plantea la utilización de un wall display de alta resolución. Esto permite, además del incremento en la cantidad de información desplegada, una forma física de interacción con los datos: El usuario puede observar un panorama general de la información desde una distancia, o bien ver una mayor cantidad de detalle al acercarse a la pantalla. En esta memoria se describe la extracción y procesamiento de los datos obtenidos a partir de una simulación astronómica, la elaboración del software de visualización de datos y la validación del algoritmo Vocludet bajo diversos criterios.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2010 / Made available in DSpace on 2012-10-25T04:03:03Z (GMT). No. of bitstreams: 1 275802.pdf: 11105378 bytes, checksum: 6ac3828ff05eaa6d62fbd18a20b642fa (MD5) / Analisamos as galáxias do Sloan Digital Sky Survey com o nosso código de síntese espectral Starlight. O Starlight acha a combinação de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidades que melhor modela o espectro de uma galáxia. Ele permite derivar vários parâmetros associados a uma galáxia, como a massa em estrelas, a história de formação estelar e a evolução química. A partir do espectro residual puramente nebular (subtraindo do espectro observado o modelado), medimos as linhas de emissão, das quais derivamos propriedades do gás dentro das galáxias. Estudamos a evolução das galáxias com formação estelar. Constatamos que as galáxias de maior massa formaram suas estrelas e seus metais mais rapidamente. A evolução da metalicidade das estrelas é estudada diretamente. Calibramos também a taxa de formação estelar atual medida pela síntese com a medida pela luminosidade de Halfa. Derivamos a relação massa estelar-metalicidade estelar (M*-Z*) em diferentes redshifts. Esta é a primeira vez que a relação M*-Z* é calculada para o mesmo conjunto de galáxias. Observamos que a metalicidade estelar observada tem uma evolução compatível com um modelo simples de evolução química de caixa fechada. Para as galáxias classificadas como LINERs, encontramos que a luminosidade observada em Halfa é compatível com o número de fótons ionizantes emitidos pelas populações estelares velhas dessas galáxias. Este resultado implica em uma profunda revisão da taxa de atividade nuclear nas galáxias do Universo local.

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Mediante la inspección de un conjunto espectroscópicamente completo de 70 galaxias de secuencia roja del cumulo de Coma, de las cuales un alto porcentaje (~75%) se encuentran ubicadas a una distancia inferior a 0.2R_200 (~0.5 Mpc) del centro del cúmulo, estudiamos el nivel de actividad de interacciones galácticas entre galaxias con bajo contenido de gas, utilizando datos del Coma Treasury Survey obtenidos con el Telescopio Espacial Hubble. La estimación de la actividad de interacciones se realiza a partir de la fracción de galaxias involucradas en pares. Identificamos 5 pares y un sistema triple, para un total de 13 galaxias, basados en los limites de distancia proyectada y diferencia en velocidad radial. De estos sistemas, ninguno muestra signos de interacción reciente por lo que ninguno es identificado como una colisión de galaxias en curso. Este resultado nos permite establecer un limite superior para la taza de interacciones de galaxias de bajo contenido en gas de un 1.5% por Gyr, lo que se condice con las bajas tazas de interacción esperadas para los cúmulos en su estado evolutivo actual. Una inspección detallada de las imágenes de todas las galaxias de secuencia roja en nuestro conjunto revela que solo una galaxia muestra signos identificados a un limite en brillo superficial de 26.5 mag/arcosegundo^2, indicadores de una interacción recientemente producida, lo que implica una fracción de galaxias perturbadas recientemente menor a un 2%.

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.

Neste trabalho buscamos estudar a influencia da densidade ambiental sobre a estrutura de discos galácticos (fino e espesso). Estamos interessados em obter os parâmetros estruturais, como escalas de altura e de comprimento (radial) dos discos fino e espesso de galáxias em ambientes de alta densidade, como grupos compactos de Hickson e aglomerados Abell, e depois compará-los aos parâmetros de galáxias de campo. Para isto, apresentamos um modelo computacional bidimensional de discos galácticos, com diferentes frações relativas de brilho, para a obtenção dos parâmetros estruturais. O modelo foi testado com simulações e também comparado com resultados de ajuste de perfil feitos anteriormente. Este modelo é aplicado sobre nove galáxias, sendo uma de campo e oito em regiões de alta densidade. Através da analise de catálogos da literatura, obtemos contrastes de densidade ambientais para estas galáxias e assim, traçamos as relações entre estrutura e densidade ambiental. Estudamos também as mesmas relações para uma amostra disponível na literatura. Constatamos que não ha uma correlação visível entre as escalas horizontal e vertical dos discos galácticos e a densidade ambiental. Discutimos brevemente as conseqüências desses resultados para os modelos de efeitos ambientais. / In this thesis we investigate the influence of environment density over the structure of galactic discs, both thin and thick. We are interested in extracting structural parameters, such as scalelengths and scaleheights, of discs in galaxies located in high density environments, such as Hickson Compact Groups and Abell clusters, in order to compare them to their counterparts in the field. For that purpose we developed a computational bidimensional model of galactic discs, of different brightnesses. The model was tested with simulations and also confronted to the results of previously done profile fitting. The model was applied to nine galaxies, one of them in the field and the remaining in high density regions. We used galaxy catalogs from the literature in order to estimate density contrasts around these galaxies. We then correlated these densities with disc structure parameters. We also studied the same relation for a sample available in the literature. We concluded that there is no clear correlation between scalelengths and scaleheights and environmental densities. Finally, we briefly discuss the consequences of these results for models that describe environmental effects.

Neste trabalho buscamos estudar a influencia da densidade ambiental sobre a estrutura de discos galácticos (fino e espesso). Estamos interessados em obter os parâmetros estruturais, como escalas de altura e de comprimento (radial) dos discos fino e espesso de galáxias em ambientes de alta densidade, como grupos compactos de Hickson e aglomerados Abell, e depois compará-los aos parâmetros de galáxias de campo. Para isto, apresentamos um modelo computacional bidimensional de discos galácticos, com diferentes frações relativas de brilho, para a obtenção dos parâmetros estruturais. O modelo foi testado com simulações e também comparado com resultados de ajuste de perfil feitos anteriormente. Este modelo é aplicado sobre nove galáxias, sendo uma de campo e oito em regiões de alta densidade. Através da analise de catálogos da literatura, obtemos contrastes de densidade ambientais para estas galáxias e assim, traçamos as relações entre estrutura e densidade ambiental. Estudamos também as mesmas relações para uma amostra disponível na literatura. Constatamos que não ha uma correlação visível entre as escalas horizontal e vertical dos discos galácticos e a densidade ambiental. Discutimos brevemente as conseqüências desses resultados para os modelos de efeitos ambientais. / In this thesis we investigate the influence of environment density over the structure of galactic discs, both thin and thick. We are interested in extracting structural parameters, such as scalelengths and scaleheights, of discs in galaxies located in high density environments, such as Hickson Compact Groups and Abell clusters, in order to compare them to their counterparts in the field. For that purpose we developed a computational bidimensional model of galactic discs, of different brightnesses. The model was tested with simulations and also confronted to the results of previously done profile fitting. The model was applied to nine galaxies, one of them in the field and the remaining in high density regions. We used galaxy catalogs from the literature in order to estimate density contrasts around these galaxies. We then correlated these densities with disc structure parameters. We also studied the same relation for a sample available in the literature. We concluded that there is no clear correlation between scalelengths and scaleheights and environmental densities. Finally, we briefly discuss the consequences of these results for models that describe environmental effects.

Neste trabalho buscamos estudar a influencia da densidade ambiental sobre a estrutura de discos galácticos (fino e espesso). Estamos interessados em obter os parâmetros estruturais, como escalas de altura e de comprimento (radial) dos discos fino e espesso de galáxias em ambientes de alta densidade, como grupos compactos de Hickson e aglomerados Abell, e depois compará-los aos parâmetros de galáxias de campo. Para isto, apresentamos um modelo computacional bidimensional de discos galácticos, com diferentes frações relativas de brilho, para a obtenção dos parâmetros estruturais. O modelo foi testado com simulações e também comparado com resultados de ajuste de perfil feitos anteriormente. Este modelo é aplicado sobre nove galáxias, sendo uma de campo e oito em regiões de alta densidade. Através da analise de catálogos da literatura, obtemos contrastes de densidade ambientais para estas galáxias e assim, traçamos as relações entre estrutura e densidade ambiental. Estudamos também as mesmas relações para uma amostra disponível na literatura. Constatamos que não ha uma correlação visível entre as escalas horizontal e vertical dos discos galácticos e a densidade ambiental. Discutimos brevemente as conseqüências desses resultados para os modelos de efeitos ambientais. / In this thesis we investigate the influence of environment density over the structure of galactic discs, both thin and thick. We are interested in extracting structural parameters, such as scalelengths and scaleheights, of discs in galaxies located in high density environments, such as Hickson Compact Groups and Abell clusters, in order to compare them to their counterparts in the field. For that purpose we developed a computational bidimensional model of galactic discs, of different brightnesses. The model was tested with simulations and also confronted to the results of previously done profile fitting. The model was applied to nine galaxies, one of them in the field and the remaining in high density regions. We used galaxy catalogs from the literature in order to estimate density contrasts around these galaxies. We then correlated these densities with disc structure parameters. We also studied the same relation for a sample available in the literature. We concluded that there is no clear correlation between scalelengths and scaleheights and environmental densities. Finally, we briefly discuss the consequences of these results for models that describe environmental effects.

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Se presenta fotometría óptica en 11 bandas medias a partir de observaciones realizadas con el telescopio de 2.2m en LSO (WFI) sobre un campo de ~30'×30' deg extendido en el Hubble Deep Field-South (EHDF-S), el cual es uno de los campos que contiene información en multibandas como parte del Multiwavelength Survey by Yale-Chile (MUSYC). Este campo tiene una gran cantidad de datos públicos y datos auxiliares en bandas UV, óptico, infrarrojo cercano e infrarrojo lejano. Se determinaron aperturas óptimas para fotometría de alta precisión para diversas fuentes y brillos. Se proporcionan incertezas en magnitud a través de una técnica mejorada que considera correlaciones a mayor y menor escala en el ruido. Se incluyen datos auxiliares en el óptico a partir del catálogo de MUSYC en bandas UBVRIz ' hasta una magnitud total de R=25 (AB), además de datos en infrarrojo cercano JHK de dos campos de 10 '× 10' deg con profundidades de J~22.5, H~21.5 y K~21 (5σ; Vega). Se creó un catálogo fotométrico de ~62.000 galaxias detectadas en la imagen BVR de MUSYC. Se miden redshifts fotométricos mediante el código EAzY y se compara con ~500 fuentes identificadas espectroscópicamente con la finalidad de probar la precisión y desempeño de los filtros en bandas medias. Los redshifts fotométricos resultaron más confiables para R<24 cuando la muestra contiene ~12.000 galaxias, particularmente en 0.1 < z < 1.2, región de sampleo en el óptico de características como el quiebre de Balmer. La precisión de los redshifts fotométricos en Δz/(1+z) es de 0.029, lo cual es comparable a estudios recientes con un mejoramiento del 20%. Estos valores se degradan en calidad para galaxias más débiles o cuando se utilizan menos bandas. Como demostración de la calidad de los resultados, se derivan tipos espectrales de las fuentes, luego se construyen funciones de luminosidad para comparar con trabajos similares, y así confirmar la fuerte dependencia de las SEDs con la densidad numérica de fuentes. Se incorporan datos observacionales en radio en el HDFS del Australia Telescopio Hubble Deep Field-South para estudiar en detalle su población. Este proyecto realizó observaciones en cuatro longitudes de onda, 20, 11, 6 y 3 cm y alcanza una sensibilidad en rms alrededor de 10 μJy para cada longitud de onda. Utilizando una muestra de 227 fuentes en radio seleccionadas, se realiza una clasificación detallada de la población en AGNs (-loud de radio (9%) y -quiet (46%)), galaxias con formación estelar (SFG; 39%), y galaxias normales (6%), usando los redshifts fotométricos, información en multibanda, un template combinado quasares, índices espectrales, las SEDs derivadas y la dependencia redshift luminosidad. Se confirman los resultados recientes sobre la disribución de AGNs y SFGs. Asimismo las LFs muestran consistencia para las fuentes en radio para z~1.0. Los resultados obtenidos siguen la tendencia de los trabajos previos de los últimos 4 a 5 años en la distribución de las fuentes de radio, y sugiere nuevas metodologías en torno a la caracterizacón la población en radio.

Galaxias lenticulares são consideradas como uma fase de transição entre galáxias early-type e late-type, uma vez que apresentam características comuns a tanto um quanto ao outro tipo. Devido a isto, o estudo da evolução deste tipo morfológico de galáxia contribui para o entendimento da evolução de galáxias de forma global. Neste trabalho, estudamos a cinemática dos sistemas de aglomerados globulares (GCs) de três galáxias lenticulares: NGC 2768, NGC 3115 e NGC 7457, usando a cinemática obtida previamente de nebulosas planetárias (PNe). Aglomerados globulares são encontrados universalmente em galáxias luminosas e podem ser usados como tracadores dos seus históricos de formação, através de sua cinemática e parametros de populações estelares. PNe, por sua vez, podem ser usadas como tracadores discretos da cinemática da população estelar global de suas galáxias hospedeiras. O objetivo geral desta dissertação e inferir evidêcias dos processos que contribuíram para a formação e evolução destas galáxias. Específicamente, nosso principal objetivo e obter a cinemática dos GCs em seus respectivos componentes (disco e esferóide) através da cinemática inferida para as galáxias (obtidas previamente com PNe). O presente trabalho aplica o método desenvolvido em Cortesi et al. (2016) para estudar o sistema de GCs da galáxia lenticular NGC 1023. Aqui nos estendemos esta análise para mais três galáxias e usamos dados de PNe e GCs do PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2016) e do survey SLUGGS (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). O método consiste em decompor a luz de uma dada galáxia em seus componentes, esferóide e disco. Com esta decomposição, atribuímos probabilidades para os GCs pertencerem ao disco e esfer oide da galáxia hospedeira. Posteriormente, uma estimação por máxima verossimilhançaa (MLE) e aplicada para obtermos os estimadores mais verossímeis para um modelo gaussiano da distribuição de velocidade destes tracadores. Comparando os resultados obtidos para GCs com os previamente encontrados para PNe, em Cortesi et al. (2011, 2013b), recalculamos as probabilidades de cada GC pertencer a cada um dos componentes da galáxia. Associando cinemática as probabilidades previamente obtidas por fotometria, drasticamente reduzimos o impacto de vieses observacionais. Mostramos que todas as galáxias possuem GCs que podem ser encontrados no esferóide e no disco e a razão entre o movimento ordenado e aleatório nestes sistemas e menor do que os encontrados em galáxias espirais regulares. De maneira geral, encontramos grande variedade na cinemática dos sistemas de GCs para cada galáxia, demonstrando que a formação e o processo de evolução destas galáxias e também variado. No todo, nossos resultados indicam um cenário onde a formação das galáxias em nossa amostra envolveu fusões de galáxias de proporções desiguais, como sugerido na literatura. / Lenticular galaxies are proposed to be a transition phase between early-type and late-type galaxies, as they share properties that can be found in either one or the other type. Therefore, the study of the evolution of such galaxy morphology can shed light on the understating of galaxy evolution in a global way. In this work we study the kinematics of the globular cluster (GC) systems of three lenticular galaxies: NGC 2768, NGC 3115 and NGC 7457, using previously obtained kinematics from planetary nebulae (PNe). Globular clusters are ubiquitously found in luminous galaxies and can be used as tracers of their host galaxies' assembly histories through its kinematics and stellar population parameters. PNe, on the other hand, can be used as discrete kinematic tracers of the overall stellar population of their parent galaxies. The broad goal of this dissertation is to infer evidences on the processes that may have contributed to the formation and evolution of such galaxies. Speci cally, our main objective is to recover the kinematics of the GCs in their respective components (spheroid and disk) with the derived galaxy kinematics (previously obtained with PNe). The present work employs the method developed in Cortesi et al. (2016) to study the GC system of the lenticular galaxy NGC 1023. Here we extend the analysis to three more galaxies and use PNe and GC data from the PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2011) and the SLUGGS Survey (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). The method consists in decomposing the light of a given galaxy in its spheroid and disc components. With such decomposition, we assign probabilities for GCs to belong to the host galaxy disk or spheroid. Furthermore, a maximum likelihood estimation (MLE) is applied to obtain the best t estimators for the parameters of a gaussian model for the velocity distribution of such tracers. Comparing the results obtained for GCs with the ones previously found for PNe in Cortesi et al. (2011, 2013b), we recalculate the probabilities for each GC to belong to each of the galaxy's components. Associating kinematics to the probabilities previously obtained from photometry, we drastically reduce the impact from observational biases. We show that all galaxies have GCs that can be found in the spheroid and disc components and the ratio between ordered and random motions in those systems is lower than the ones found in regular spiral galaxies. Overall we nd that there is great variety in the kinematics of the GC systems in each galaxy, showcasing that the formation and evolutionary processes of these galaxies are also varied. In general, our results point towards a scenario where the assembly of our sample galaxies involved unequal mergers, as suggested in the literature (Bekki et al., 2005; Bournaud et al., 2005).

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / La distribución de galaxias a gran escala define una compleja red de filamentos, murallas y vacíos de galaxias, situándose los cúmulos de galaxias en la intersección de filamentos. A dicha red se la conoce como “Estructura a Gran Escala” (LSS por su sigla en inglés), cuya forma general y relación entre sus componentes provee información sobre la distribución general de materia, que depende del modelo cosmológico, y la formación de las galaxias, siendo necesario perfeccionar continuamente su caracterización en la medida que hay avances significativos en las bases de datos o en los métodos de análisis. Nuestro trabajo esta basado en el reciente catálogo VOCLUDET de cúmulos y grupos de galaxias, construido en forma automatizada a partir del catálogo de corrimientos al rojo de galaxias llamado “2-degree Galaxy Redshift Survey” (2dFGRS) mediante el metodo geometrico de Voronoi, el cual consta de dos secciones, una norte, del North Galactic Pole (NGP), y una sur, del South Galactic Pole (SGP). La utilización de cúmulos de galaxias en el trazado de la LSS tiene las ventajas, frente al uso directo de las galaxias, por no estar ellos afectados por el efecto distorsionador llamado “Dedos de Dios” (Fingers-of-God) y porque se pueden estimar individualmente sus masas totales. A partir de un análisis exhaustivo del catálogo VOCLUDET, se definio una muestra de 745 cúmulos caracterizados por altos valores de su dispersión de velocidad (HVDCS por su sigla en inglés), > 400 km/s, correspondientes por lo tanto preferentemente a cúmulos masivos. Nuestro análisis indica que las propiedades de los cumulos de esta muestra no presentan un efecto de selección importante con la distancia, hasta aquella correspondiente a z~0.15, por lo que en este trabajo hemos limitado el mapeo de la LSS hasta z~0.15. Incluimos el catalogo de la muestra HVDCS en este trabajo, que consiste en el listado de los siguientes parametros calculados: ascensión recta, declinación, redshift, distancia comóvil, Ngal, v , masa virial, radio promedio. Para obtener el trazado de la estructura a gran escala hemos calculado, en 3 dimensiones, el Árbol Recubridor Mínimo (Minimal Spanning Tree, MST), el cual es un trazador cuantitativo y objetivo de la LSS, revelando la estructura filamentaria de las cadenas a las cuales pertenecen los cúmulos de la muestra HVDCS. El análisis de las propiedades del MST de la distribución de estos cúmulos indica que la topología global de su distribución espacial es consistente con una distribución con una geometría filamentaria a escalas mayores que la distancia promedio entre cúmulos y de una geometría tipo plano a escalas más pequeñas. Usando el mismo MST, realizamos una búsqueda sistemática de supercúmulos en el 2dFGRS. Nuestro catálogo de supercúmulos en el 2dFGRS consiste en 55 y 73 detecciones de supercúmulos en las secciones NGP y SGP, respectivamente. Se estimó la significancia estadística de cada supercúmulo y se extrajo una muestra de supercúmulos de alta significancia en su detección, consistente de 35 y 49 supercúmulos en el NGP y SGP, respectivamente. Hemos encontrado que la mayoría de los supercúmulos identificados tienen algún grado de correspondencia con aquellos de catálogos de supercúmulos previos en el volumen del 2dFGRS. Del estudio de la geometría y población de nuestros supercúmulos encontramos que los supercúmulos pobres, constituidos por menos de 10 cúmulos de galaxias, son muy numerosos y filamentarios, formado por simples cadena de cúmulos, mientras que los superćumulos ricos son muy escasos, con un gran número de cúmulos y poseyendo en su interior cadenas de cúmulos “tipo araña”. Incluimos el catalogo de los supercúmulos encontrados en este trabajo, que consiste en el listado de los siguientes parámetros calculados: ascensión recta, declinación, redshift, distancia comóvil, Ncl, p-value del test de significancia, cúmulos miembros, filamentariedad del grafo, largos de los ejes principales y volumen del elipsoide envolvente, y los descriptores de forma y la triaxialidad.