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Como indica el título de esta tesis, el objetivo general de nuestro trabajo es poder analizar la diversidad de sistemas planetarios que podrían formarse alrededor de estrellas de tipo solar y sin gigantes gaseosos. Nuestro interés particular es estudiar estos sistemas en discos de baja masa, pues podemos asegurar que en ellos no hay posibilidad de formar planetas gigantes gaseosos. Para poder lograr este análisis desarrollamos simulaciones de N-cuerpos orientadas a estudiar el proceso de formación de planetas terrestres. Las simulaciones tienen en cuenta distintos escenarios, consideran discos protoplanetarios con diferentes perfiles de densidad superficial y utilizan distintas configuraciones físicas y orbitales para formar los sistemas planetarios. Luego, el objetivo principal de este trabajo es analizar la potencial habitabilidad de los planetas terrestres que se forman en dichos sistemas y tratar de determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Básicamente nuestro estudio está orientado a responder la siguiente pregunta: ¿si existiera la posibilidad de observar sistemas formados únicamente por planetas de tipo terrestre, sería interesante estudiarlos en detalle?, ¿son los sistemas planetarios con sólo planetas terrestres blancos de interés astrobiológico?, ¿valdría la pena orientar nuestros grandes telescopios e instrumentos a este tipo de sistemas?

Thesis (M. Sc.)--University of Canterbury, 2007. / Typescript (photocopy). Includes bibliographical references (leaves 65-75). Also available via the World Wide Web.

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).

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-22T22:34:57Z (GMT). No. of bitstreams: 1 262888.pdf: 6094161 bytes, checksum: b9412788f485986d4c8dd77e966a08e5 (MD5) / Neste trabalho empregamos diferentes métodos de síntese de populações estelares para investigar as populações estelares de galáxias com formação estelar. Também estudamos como a morfologia e abundância do gás ditam os possíveis cenários de formação estelar -- contínuo ou instantâneo. Estamos particularmente interessados em estudar estrelas de alta massa e técnicas para detectá-las. Este trabalho é dividido em três partes. Na parte I discutimos o código Starburst99 e a nova biblioteca de estrelas de baixa metalicidade que adicionamos ao código. Esta nova biblioteca de baixa metalicidade (Z = ¼ Z#) extendeu o código Starburst99 ao regime de baixa metalicidade e verificamos que os ajustes sintéticos são melhorados pelo uso da nova biblioteca. Na parte II empregamos um código de síntese STARLIGHT, que desenvolvemos para o estudo de uma grande amostra de galáxias Starburst Nuclear e HII. Descobrimos que muitas das propriedades destas galáxias podem ser resumidas e melhor estudadas através do uso do vetor de populações X , cujas componentes representam a contribuição de diferentes elementos da base com idades e metalicidades conhecidas. Combinando componentes com idades semelhantes podemos simplificar ainda mais esta representação, escrevendo: X = (xY, xI, xO); onde xY, xI e xO são as componentes representando respectivamente as populações jovens, intermediárias e velhas. Propriamente combinando os diferentes componentes de idade podemos definir a idade média ponderada pela luz <log t>L. Verificamos que esta representação é uma maneira poderosa de descrever as propriedades desta amostra, pois as idades das galáxias descritas por <log t>L relacionam-se a várias outras propriedades. Em particular, relacionamos <log t>L à largura equivalente de H¸ Wobs(H¸). Encontramos que <log t>L atua como um ``relógio natural'' que corretamente descreve o comportamento da diluição da Wobs(H¸) com o tempo. Na parte III deste trabalho investigamos uma amostra de 32 galáxias starburst no ótico e no infra-vermelho para estudar a formação de estrelas massivas no regime de alta-metalicidade. Em particular, tentamos entender se a formação de estrelas Wolf-Rayet é favorecida de alguma forma em sistemas de alta metalicidade. Estudos anteriores encontram galáxias Wolf-Rayet em ambientes de baixa metalicidade e a questão é entender se estamos diante de um efeito de seleção ou diante de uma diferença natural entre os regimes de baixa e alta metalicidade. Estudamos as populações estelares da amostra utilizando tanto o código Starburst99 como o STARLIGHT. Também investigamos as propriedades da saliência Wolf-Rayet (uma clara indicação de estrelas com M > 25 M#) centrada em 4640 angstrons e calculamos o número de estrelas WR de Nitrogênio e de Carbono. Encontramos que grandes concentrações de estrelas WR são preferencialmente encontradas em galáxias muito jovens, indicando que a idade destes sistemas é um fator determinante na detecção destas estrelas.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2009. / Made available in DSpace on 2012-10-24T08:51:23Z (GMT). No. of bitstreams: 1 271166.pdf: 26322236 bytes, checksum: 368eebb6f2ff011c650a2b4405fce7ee (MD5) / A síntese espectral decompõe misturas de contribuições estelares em galáxias. Nosso grupo, SEAGal (Semi Empirical Analysis of Galaxies), derivou a história de formação estelar de todas as galáxias da Sloan Digital Sky Survey (SDSS) com o código STARLIGHT, obtendo vários resultados de interesse astrofísico. Os resultados se apoiam fortemente em modelos de síntese evolutiva com alta resolução espectral. Para testar esta dependência com os modelos, rodamos o STARLIGHT em amostras de star-forming e galáxias passivas da SDSS usando diferentes conjuntos de modelos, explorando-os usando Padova 1994 e caminhos evolutivos modificados de Padova com diferentes receitas para a fase do ramo assintótico das gigantes, como também diferentes bibliotecas estelares (STELIB versus MILES + Granada). Comparamos propriedades derivadas como idade média, metalicidade média, extinção, histórias de formação estelar e evolução química. Distintos caminhos evolutivos usados levam aos mesmos resultados, pelo menos ao utilizarmos o espectro na região do óptico. Bibliotecas estelares, por outro lado, possuem um impacto maior. Novos modelos produzem melhores ajustes quantificados e eliminam algumas patologias (como combinações suspeitas de elementos da base, resíduos espectrais sistemáticos em algumas janelas, e, por vezes, extinções negativas) dos ajustes derivados com modelos baseados no STELIB. Além de diferenças em modelos de populações estelares, temos outras fontes de erros. A SDSS possui diferentes liberações de dados calibradas distintamente, tendo como resultado variações nos produtos da síntese. Investigaremos as modificações dos espectros, bem como as idades e metalicidades médias e as histórias de formação estelar da síntese para o Data Release 7 (DR7) em comparação com o Data Release 5(DR5). Por último, testaremos a aproximação das histórias de formação estelar por bursts instantâneos pelo nosso método. Usaremos modelos de populações estelares compostas e contínuas (CSP) com uma única metalicidade e taxa de formação estelar y(t0) = t..1e..t0=t , onde observaremos galáxias que começaram a formar estrelas a 1, 5 e 13 Ga atrás e escalas de tempo para formação estelar y, escolhidas para ser 1, 5, 10 e 99 Ga. Quando t for pequeno em comparação à idade da galáxia, temos um burst elo 10 vezes, com distintas relações sinal/ruído iguais a 10, 15 e 30 em 4020 Å. Estes foram inseridos em nosso código para verificar como bursts instantâneos lidam com modelos contínuos de populações estelares compostas de galáxias. Nossos modelos de CSP podem ser facilmente integrados analiticamente e/ou numericamente. Então, derivamos teoreticamente a fração de massa estelar cumulativa h(t), a fim destas serem facilmente comparáveis com medidas diretas da síntese com o STARLIGHT. A função h(t) pode ser muito bem reproduzida para galáxias com 1 e 13 Ga, porém galáxias com idades intermediárias (5 Ga) sofrem desvios mais altos em comparação com as curvas reais. Comparamos os valores da idade média e metalicidade média teóricas pesadas pela luz e massa com os valores da síntese. Após estes testes, realizamos uma aplicação com o DR7, revisando o trabalho de Stasi´nska et al. (2008), onde algumas galáxias classificadas como AGNs, de acordo com o diagrama clássico de diagnóstico ([O III]l5007/Hb, [N II]l6584/Ha), são na realidade ionizadas por populações estelares velhas, que imitam a presença de uma fonte de ionização não estelar, atribuída, em geral, para estes sistemas. Nosso argumento é baseado na relação entre luminosidade em Ha observada e luminosidade esperada para populações estelares velhas. As galáxias que satisfazem estas propriedades são consideradas galáxias aposentadas. Estes resultados mostram que muitos dos trabalhos referentes à atividades nucleares em galáxias têm que ser revisados. / Spectral synthesis decompose mixtures of stellar contributions in galaxies. Our group, the SEAGal (Semi Empirical Analysis of Galaxies), has derived the star formation history of all galaxies in the SDSS with the STARLIGHT code, obtaining various results of astrophysical interest. The results rely heavily on high spectral resolution evolutionary synthesis models. To test this model dependence we run STARLIGHT on samples of star-forming and passive galaxies from the SDSS using different sets of models. We explore models using "Padova 1994"and modified "Padova"evolutionary tracks with a different receipt for the asymptotic giant branch phase, as well as different stellar libraries (STELIB versus MILES + Granada). We then compare derived properties such as mean age, mean metallicity, extinction, star-formation and chemical histories. Despite a broad brush agreement, systematic differences emerge from this comparison. The different evolutionary tracks used lead to essentially the same results, at least insofar as optical spectra are concerned. Different stellar libraries, on the other hand, have a much bigger impact. The newer models produce quantifiably better fits and eliminate some pathologies (like suspicious combinations of base elements, systematical spectral residuals in some windows, and, sometimes, negative extinction) of fits derived with STELIB-based models. Besides differences in simple stellar population models, we have other sources of errors. The SDSS has several different data realeases that have been calibrated distinctly, therefore the products can suffer variatons. We investigate the modifications of the spectra, mean stellar age and mean stellar metallicity and star formation histories for Data Release 7 (DR7) with respect to Data Release 5(DR5). Last but not least, we test the approximation of the star formation histories by single bursts done by our method. We have decided to use continuous composite stellar models (CSP) with a single metallicity with the star formation rate y(t) = t..1e..t=t , where t stands for the time that we are observing the model (1, 5 and 13 Gyr) and t is the time scale for the star formation rate y, chosen to be 1, 5, 10 and 99 Gyr. When the attenuation with respect to the time t that we are observing is very low, this mimics a single burst, and when we choose it to be very large (99 Gyr), this is roughly a constant star formation rate. We have perturbed each composite model spectrum 10 times with three distinct signal/noise ratios equal to 10, 15 and 30. These models were inserted into our code to verify how a picture of single bursts deal with continuous composite models of galaxies. Our CSP models can be easily integrated in an analytical form. So, we have derived theoretically the cumulative mass stellar fraction h(t), in order to be easily compared with the direct measurements from the STARLIGHT synthesis. The h(t) function may be reproduced very well for a given metallicity, if we have young and old CSP galaxies, but the intermediate models suffer higher deviations from the real curve. We also compare the input values of the mean stellar age and metallicity weighted by light and mass with the output derived by the synthesis. After these tests, we do some applications with the DR7, revising the work of Stasi ´nska et al. (2008), where some of the galaxies classified as AGN, accordingly to the classical diagnostic diagram ([O III]l5007/Hb, [N II]l6584/Ha), are in fact ionized by old stellar populations, which mimics the presence of a non-stellar ionization source, usually attributed to these systems. Our argument is based on the relation between observed and expected Ha luminosities, where we take the Ha luminosities from old populations only. The galaxies that match these properties are considered retired galaxies with the main source of ionization coming from old stellar populations. These achievements show that some of the work concerning nuclear activity in galaxies have to be revised.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2013-07-16T02:09:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 235225.pdf: 14878656 bytes, checksum: 14a6e2b0a16a3a1b2d1a330f1dfc09ca (MD5) / Síntese espectral é a decomposição de um espectro observado a partir da combinação linear de uma base de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidades de maneira que possamos avaliar a história de formação e evolução química de galáxias. Investigamos, por meio de simulações e testes empíricos, a confiabilidade de nosso método através da análise de possíveis discrepâncias. Em particular, mostramos que nosso código de síntese STARLIGHT é muito poderoso, mas devido a algumas inconsistências com os ingredientes não se torna factível a recuperação da história de formação estelar para galáxias elípticas.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2014. / Made available in DSpace on 2014-08-06T17:57:40Z (GMT). No. of bitstreams: 1 326935.pdf: 30733066 bytes, checksum: bb6126b0b0fa0b7f3f1b3b70eeb0c443 (MD5) Previous issue date: 2014 / Levantamentos espectroscópicos de galáxias, como o SDSS, estão sendo levados para um novo nível através das unidades de campo integral (IFU), transformando o foco das propriedades das galáxias como um todo para a física interna dasgaláxias. O survey CALIFA é pioneiro nesta nova geração, proporcionando espectroscopia espacialmente resolvida para centenas de galáxias de todas as formas e massas. Vários estudos têm sido realizados com os cubos de dados deste survey, examinando as distribuições espaciais de linhas de emissão, populações estelares, cinemática do gás e das estrelas, etc. Neste trabalho exploramos a análise dos cubos do CALIFA através da perspectiva matemática da técnica de tomografia da análise de componentes principais (PCA) criada por Steiner e colaboradores. Utilizamos a tomografia PCA em 8 galáxias do CALIFA (4 late-types, 2 early-types e 2 mergers). Linhas de emissão são mascaradas em nossas análises para que nos concentremos nas propriedades de populações estelares. As escalas físicas e angulares abarcadas pelos nossos cubos de dados (cobrindo galáxias inteiras) são muito maiores do que aquelas cobertas por aplicações anteriores desta técnica. Essa diferença nos impeliu a introduzir uma simples variação no estágio pré-PCA, normalizando os espectros a uma escala comum de fluxo, destacando variância espectral qualitativa (em oposição à quantitativa relacionada com a amplitude). Examinamos também cubos sintéticos obtidos com ajustes espectrais dos dados originais. Isto elimina o ruído e efeitos de calibração de fluxo. É bem sabido que não podemos atribuir sentido físico os resultados da PCA. Para resolver este problema, utilizamos uma análise de populações estrelares feitas com o STARLIGHT sobre os mesmos dados para obtermos, através de uma engenharia reversa, o significado astrofísico das componentes principais. Em cada galáxia fomos capazes de encontrar alguma correlação entre componentes principais e parâmetros físicos. Nós detectamos que a primeira componente principal em galáxias espirais geralmente se correlaciona com a idade estelar média. Em mergers a componente principal reflete essencialmente variações da extinção global. Em alguns casos a tomografia PCA nos ajuda a localizar erros no cubos originais pois normalmente a grande variância imposta por pixels danificados aparece em componentes principais isolados.<br> / Abstract : Spectroscopic surveys of galaxies, like the SDSS, are currently being taken to a next level with integral field units, turning the focus from the properties of galaxies as a whole to the internal physics of galaxies. The CALIFA survey is a pioneer in this new generation, providing spatially resolved spectroscopy for hundreds of galaxies of all shapes and masses. Several studies have been conducted with datacubes from this survey, examining the spatial distributions of emission lines, stellar populations, gaseous and stellar kinematics, etc. In this explotatory work we approach the analysis of CALIFA datacubes from the mathematical perspective of principal component analysis (PCA) tomography techniques developed by Steiner and collaborators. We apply the PCA tomography to 8 CALIFA galaxies. (4 late-type, 2 early-type and 2 mergers). Emission lines are masked in our analysis to concentrate on the stellar population properties. The physical and angular scales spaned by our datacubes (which cover whole galaxies) are much larger than those spanned by previous applications of this technique. This diference prompted us to introduce a simple variation on the pre-PCA stage, normalizing all spectra in a datacube to a common flux scale, which highlight qualitative (as opposed to amplitude-related quantitative) spectral variance in the datacube. This eliminates noise and flux-calibration effects on the data. A well known caveat with PCA is that it does not assign physical meaning to its results. To tackle this problem we use a starlight-based stellar population analysis of the same data to reverse-engineer the astrophysical meaning of the principal components. In every galaxy we are able to find some correlation between principal components and physical parameters. We find that the first principal component in spiral galaxies usually correlates with the mean stellar age (hlog tiL). In mergers the first component reflects essencially variations of the global extinction parameter (AV). In some cases, the PCA tomography helps us find errors in the original datacube because usually the huge variance imposed by damaged pixels appears in isolated principal components.