AST Tesis doctorado
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- ItemBringing order to the variable star zoo: the effectiveness of semi-supervised and unsupervised learning for classification(2023) Pantoja Vásquez, Ricardo Daniel; Catelan, Márcio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa fluctuación del brillo de las fuentes en el cielo ocurre frecuentemente. Sus posibles causas son numerosas y se derivan de una amplia gama de procesos astrofísicos, lo que ofrece continuas oportunidades para el descubrimiento y el avance de la física. Las estrellas variables y fenómenos transientes han sido objeto de investigación astronómica durante décadas y nos han proporcionado diversas técnicas para determinar distancias, explorar el interior de las estrellas y calcular parámetros estelares. Los recientes surveys astronómicos a gran escala han logrado identificar millones de estrellas variables y transientes, lo que ha supuesto un avance significativo en nuestra comprensión de este campo. Sin embargo, esto tiene un costo importante: la gran dificultad de clasificar millones de estrellas variables mediante inspección visual. De hecho, la clasificación de las estrellas variables es un primer paso crucial para poner orden en sus diversas y a menudo dispares causas astrofísicas, lo que la convierte en una tarea vital y desafiante. En muchos campos de la astronomía y ciencias afines, la aplicación del aprendizaje de máquina ha facilitado la automatización de las tareas de clasificación. En particular, el aprendizaje supervisado se ha utilizado ampliamente para construir y ordenar catálogos de estrellas variables con gran éxito. Sin embargo, estos métodos requieren curvas de luz etiquetadas para aprender de ellas, pero obtenerlas puede ser complejo, tener errores de clasificación o sesgos en la selección. En esta tesis, contribuimos a mitigar este problema proponiendo el uso de métodos de aprendizaje semi-supervisado y no supervisado. En el Capítulo 1, examinamos exhaustivamente la literatura sobre el tema, comenzando con una perspectiva histórica sobre las estrellas variables y su importancia en la astronomía. A continuación, ofrecemos una visión general de los diversos tipos de fenómenos de variabilidad en astronomía y el progreso de los surveys astronómicos. Finalmente, revisamos los paradigmas fundamentales del aprendizaje automático y su aplicación a las estrellas variables y áreas relacionadas. En el Capítulo 2, presentamos y evaluamos nuestros novedosos métodos semi-supervisados y de agrupamiento para estrellas variables. El método semi-supervisado está diseñado para utilizar menos curvas de luz etiquetadas para la clasificación, en comparación con los métodos supervisados. El método de agrupamiento, por otro lado, está diseñado para explorar los datos e identificar grupos que puedan contener diferentes clases o sub-clases de estrellas variables. En el Capítulo 3, demostramos la aplicación de nuestro método de agrupamiento en el surveys VISTA Variables in the Vía Láctea, realizado en el infrarrojo cercano. En esta investigación preliminar, refinamos ciertos aspectos de nuestra metodología e identificamos una muestra fiable de estrellas variables en este survey. Finalmente, presentamos los resultados del análisis de agrupamiento, incluyendo ejemplos de curvas de luz y hallazgos adicionales.
- ItemCo-evolution of binary systems surrounded by accretion discs(2022) Fontecilla Suárez, Camilo José; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Cuadra, Jorge; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa interacción entre los sistemas binarios y sus discos de acreción se da tanto en escenarios de estrellas múltiples como en la fusión de galaxias, donde se forman sistemas binarios de agujeros negros supermasivos. En una fusión de galaxias, el gas en el remanente puede ayudar al sistema binario a perder energía por medio de fricción dinámica, y así reducir su separación hasta que la emisión de ondas gravitacionales domine, lo que lo llevará a la coalescencia. Por otro lado, en la evolución estelar, los discos de acreción son la cuna donde se formarán planetas, y la coevolución del sistema puede modificar el resultado. En este trabajo estudiamos ambos escenarios y nos enfocamos en diferentes aspectos de cada uno a través de dos publicaciones y un proyecto. En la primera publicación estudiamos la evolución a largo plazo de un SMBHB rodeado por su disco de acreción. Desarrollamos modelos 1D resolviendo las ecuaciones para la evolución de la densidad y la temperatura, y la migración del agujero negro secundario de manera autoconsistente. Con el fin de restringir la masa en el disco interno cuando la emisión de ondas gravitacionales comenza a ser relevante. En la segunda publicación, usamos el código SPH PHANTOM para modelar la etapa final de un SMBHB y exploramos cómo el disco de acreción que rodea al agujero negro principal se ve afectado por la migración debido a la emisión de ondas gravitacionales. En nuestros resultados preliminares del proyecto, extendimos PHANTOM para modelar un sistema binario de estrellas con y sin disco circumbinario para estudiar cómo su presencia puede afectar la evolución de la binaria y la morfología de los discos individuales.
- ItemConstraining the Flatness of Planetary Systems(2025) Espinoza Retamal, Juan Ignacio; Aguilera Gómez, Claudia; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaOver the past 30 years, nearly 6,000 exoplanets have been discovered, revealing a remarkable diversity of planetary systems. Essential information about the formation of these systems can be found in their current architectures, as they serve as a signature of their dynamical evolution. Much of what we currently know about architectures comes from the study of stellar obliquities--the angle between the stellar spin axis and the planet's orbital normal--in hot Jupiter systems. However, hot Jupiters are intrinsically rare, with an occurrence rate of 1%, highlighting the need to explore architectures in a broader range of planetary systems. In this thesis, I study the architectures of planetary systems beyond hot Jupiters, focusing on warm Jupiter and Neptune systems through stellar obliquity measurements. Using VLT/ESPRESSO observations of the Rossiter-McLaughlin effect, I have found that these different exoplanet populations have different obliquity distributions: i) hot Jupiters show a two-component distribution, with one population of aligned systems and another approximately isotropic population of misaligned systems; ii) independent of their eccentricities, warm Jupiters are typically well aligned; iii) Neptunes appear to have a bimodal distribution of well-aligned and polar systems. These contrasting obliquity distributions suggest distinct formation pathways for each population. Finally, I also discuss prospects and make predictions for measuring mutual inclinations--the angle between different orbital planes of different planets in the same system--using future Gaia astrometric data. I show that these measurements have the potential to provide deeper insights into the formation and evolution of a larger and more diverse sample of planetary systems.
- ItemInfluence of External Perturbers on Inner Planet Formation(2025) Best Reyes, Marcela Adriana; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Guzmán Veloso, Viviana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaEl resultado de la formación planetaria, es decir, la arquitectura final del sistema, es influenciada por muchos factores desde su historia y entorno hasta propiedades de la estrella central, masa de su disco protoplanetario, su composición, extensión, longevidad, entre muchos otros factores.Entre todos estos, el factor en el cual nos enfocamos en el presente trabajo fue el de compañeros externos masivos al sistema y cómo afectan a los planetas dentro. Estos perturbadores pueden ser compañeros estelares a la estrella central o planetas gigantes que se forman del mismo disco protoplanetario. En este trabajo, exploramos los diferentes mecanismos dinámicos a través de los cuales estos compañeros pueden afectar el resultado final de la arquitectura planetaria y trataremos de explicar una parte de la diversidad de los sistemas observados al día de hoy. En este proceso, acabaremos entendiendo mejor la formación, no solo de sistemas exoplanetarios, pero también de nuestro propio Sistema Solar, ya que los planetas rocosos aquí (incluyendo a la Tierra), fueron formados bajo la influencia de dos perturbadores externos, Júpiter y Saturno.Vemos que los compañeros masivos pueden no solo inclinar un sistema ya formado y volver sus órbitas polares o incluso retrogradas, pero también la influencia gravitacional de un perturbador puede redistribuir el material sólido dentro del disco protoplanetario mientras el proceso de formación aún está ocurriendo. En este proceso, el compañero gigante cambia completamente la distribución de planetas resultante, dejando marcas permanentes en el sistema.Durante este proyecto, desarrollé varios módulos para simular la evolución de un disco gaseoso, la interacción dinámica con los perturbadores y el resultado de las colisiones entre los planetesimales (los bloques que constituyen a los planetas). Todos estos módulos juntos nos dan un vistazo al impacto que los perturbadores tienen en su ambiente, lo cual a su vez, afecta la arquitectura final del sistema.Hay un largo camino por delante para entender cómo todos estos efectos moldean la formación de sistemas planetarios y esta exploración no es de ningún modo completamente exhaustiva. Sin embargo, dado que este es un proceso colaborativo, una de mis contribuciones al campo de la formación planetaria, además de las ideas que salieron de este trabajo, son estos módulos los cuales están disponibles para quién desee continuar con la exploración de esta fascinante pregunta.
- ItemOccultations stellaires pour l’étude des objets trans-neptuniens et les Centaures : applications aux anneaux de Chariklo(2017) Leiva Espinoza, Rodrigo Andrés; Sicardy, Bruno; Vanzi, Leonardo; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaThe present PhD thesis has been developed in the context of a cotutelle between the Pontificia Universidad Católica de Chile (PUC) and the Université Pierre et Marie Curie (UPMC). The first half of the PhD was done in the Instituto de Astrofísica at PUC and the second half at the Labora- toire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique (LESIA) at the Observatoire de Paris, in the context of the European Research Council (ERC) project “Lucky Star", whose goal is to study the small objects of the outer Solar System using stellar occultations. Here, I address three important stages of the project: observations with fast cameras, data analysis and physical interpretation of the results. In the first part I describe tests performed on two occultation kits, each consisting in a fast camera, a time registration system and an acquisition software. I show that the EMCCD-based camera performs better than the alternative CMOS camera, reaching stars one magnitude fainter in equivalent conditions. The time registration system (the TimeBox device) has an accuracy below 20 ms with respect to the UTC reference time which is adequate for the timing of the observation of stellar occultations. Interactions with the acquisition software manufacturer lead to the adaptation of such software to the needs of the project. In the second part I study the physical characterization of three ob- ject with the analysis of stellar occultations. For the scattered disk object 2007 UK126 I derive the range and more probable density values analyzing the elliptical fits to a multi chord stellar occultation. For the plutino 2003 AZ84 I constrain the range of compatible density and orientation to a narrow region around ∼870 kg m−3 and opening angle B ∼ 48◦ analyzing two multi-chord stellar occultations. The main subject of this section is the adoption of a Bayesian-MCMC approach for analysis of five stellar occultations by the Centaur object Chariklo. Chariklo appears to be consistent with an ellipsoid with semiaxes a = 148+6−4 km, b = 132+6−5 km, and c = 102+10−8 km presenting topographic features of the order of 6 km. From this nominal model, I derive a body geometric albedo of 4.9±0.1% and a ring reflectivity of 3.7±0.3%. The topographic features for this model are ∼ 6 km, comparable to those of Saturnian icy satellites with similar size and density. In the third part, I consider Lindblad resonances between the mean motions of ring particles and the rotation of an irregular body. Mass excess departing from a spherical body exert strong torques on a collisional disk that clear the material from the corotation radius up to the outermost resonance. Application to Chariklo indicates very short clearing timescales ( < 105 years) and explains the current location of the rings.
- ItemStellar substructures in the southern galactic hemisphere(2019) Navarrete Silva, Camila Andrea; Catelan, Márcio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de FísicaDe acuerdo al modelo cosmológico actual, Λ-CDM (por sus iniciales en inglés), los halos de galaxias se ensamblan jerárquicamente, a través de la acumulación sucesiva de galaxias satélites más pequeñas. Los restos de eventos de asimilación pasados y en curso han sido encontrados en el halo galáctico en forma de sub-estructuras estelares, tanto en distribuciones espaciales como en el espacio de fase. La mayoría de estas detecciones han sido posibles gracias a estudios de imágenes de campo amplio observando cientos de miles de estrellas débiles en extensas áreas del halo galáctico visible desde el norte. Desde la última década, estudios de imágenes de campo amplio en el hemisferio sur galáctico han abierto el camino para estudios galácticos en áreas del cielo hasta ahora inexploradas. En esta tesis, exploré las dos sub-estructuras principales en el halo galáctico sur: la corriente estelar de Sagitario, la más prominente en el halo de la Vía Láctea, y la Nube Grande de Magallanes, galaxia satélite que podría albergar sub-estructura estelar en su propio halo. En el Capítulo 1 de esta tesis, presento el descubrimiento de colas de marea emergiendo del cúmulo globular NGC 7492, el que se encuentra inmerso en la corriente estelar de Sagitario. En el Capítulo 2, tracé la extensión más al sur de la corriente estelar de Sagitario, revelando una nueva bifurcación a lo largo de la línea de visión, la que abarca ∼40 grados en el cielo. El Capítulo 4 está dedicado al seguimiento espectroscópico de cuatro candidatos a corrientes estelares en las zonas más externas de la Gran Nube de Magallanes. La distribución de las estrellas observadas en el espacio de fase permitió trazar el halo estelar Magallánico hasta 40 grados desde el centrode la Gran Nube de Magallanes.
- ItemStudying the nature of ionizing sources during reionization(2025) Moya Sierralta, Cristóbal; Barrientos, Luis Felipe; Infante Lira, Leopoldo; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa reionización es una época clave en la historia del universo. Sin embargo, aún no es claro cuales son los mecanismos responsables de esta. A la vez se desconoce la naturaleza del proceso en si. Esta tesis busca identificar las fuentes detras la reionización y caracterizar sus propiedades.Para lograr eso, estudiamos imágenes de banda angosta para seleccionar galaxias en la época de la reionización. Luego estudiammos en detalle una fuente confirmada mediante espectroscopía de mediana resolución. Finalmente, usando espectroscopía proporcionada por el telescopio espacial James Webb, logramos analizar la luz óptica de estos sistemas.Nuestras observaciones de banda angosta resulta en una función de luminosidad consistente con resultados anteriores los cuales sugieren que el universo está casi completaente ionizado a $z\sim 6.9$. Además, encontramos una sobredensidad de "\lya emitters" (LAEs) en el campo.Espectroscopía de mediana resolución de un LAE confirmado a $z\sim 6.9$ revela un perfil de linea complejo. Su alta luminosidad, ancho equivalente combinado con la morfología de la linea indican que esta fuente es un agente ionizante activo. Espectroscópia en el marco de referencia óptico de LAEs en un proto-cúmulo nos permite medir la metalicidad de estas. Nuestro resultados muestran que dichas galaxias poseen metalicidades menores comparado con galaxias locales y que la relación masa-metalicidad evoluciona con el corrimiento al rojo.Encontramos que los "\lya emitters" (LAEs) son una poblacion importante en la producción de radiación ionizante. A la vez encontramos que estás galaxias son capaces de generar volumenes ionizados a su alrededor. Finalmente, vemos como los LAEs son sistemas extremos, con baja metalicidad y altas temperaturas, condiciones favorables a la producción y escape de radiación ionizante.
- ItemVery-high-energy gamma-rays from the Galactic center generated by cosmic rays(2023) Scherer Espinoza, Andrés; Bauer, Franz Erik; Cuadra, Jorge; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaEl High Energy Stereoscopic System (HESS), el Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope (MAGIC) y el Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS) han observado una emisión extendida de rayos gamma de muy alta energía fuertemente correlacionada con la morfología de la zona molecular central en el centro Galáctico. El escenario más aceptado para generar esta emisión es a través de la interacción hadrónica entre los rayos cósmicos y el gas ambiental, donde los rayos cósmicos son acelerados desde una fuente central y continua de protones de 1 PeV (PeVatron). Sin embargo, los modelos actuales asumen una dinámica de rayos cósmicos muy simplista y no consideran la distribución tridimensional del gas. Los objetivos de esta tesis son explorar la influencia de la forma tridimensional de la zona molecular central en la observación indirecta de los rayos cósmicos a través de la detección de rayos gamma, verificar si las dinámicas de rayos cósmicos más realistas para el entorno del centro Galáctico son consistentes con las observaciones actuales de rayos gamma, y si se podrían restringir nuestros modelos con las próximas observaciones del Cherenkov Telescope Array (CTA). Primero, empezamos con un modelo de difusión de rayos cósmicos simplificado, pero consideramos dos distribuciones de gas tridimensionales diferentes, con y sin una cavidad interna, y la densidad de columna de gas observada. Simulamos mapas sintéticos de rayos gamma y reprodujimos las observaciones actuales. A continuación, consideramos una difusión más realista y compleja, incluyendo efectos físicamente esperados. Generamos nuevos mapas sintéticos de rayos gamma utilizando un modelo de transporte de rayos cósmicos con inyección esférica, diferentes regímenes de difusión (dentro y fuera de la zona molecular central), advección polar y partículas monoenergéticas de 1 PeV, e incluyendo diferentes poblaciones de rayos cósmicos inyectadas desde los cúmulos Arches, Quintuplet y Nuclear de estrellas masivas jóvenes, además de la supernova Sgr A East, adoptando las dos distribuciones de gas tridimensionales anteriores. Encontramos que cuando se usa una fuente de protones consistente con partículas aceleradas en la colisión persistente del viento Wolf-Rayet en el 0.5 pc central y la difusión de rayos cósmicos es simplificada, se necesita una distribución de gas en forma de disco para reproducir las observaciones indirectas de rayos cósmicos existentes. Esto está de acuerdo con la distribución continua de gas implícita en algunos estudios, sin embargo, contradice varios modelos de la zona molecular central, que implican que esta estructura tiene una cavidad interna importante. Esta tensión se puede reconciliar mediante una inyección adicional de rayos cósmicos impulsivos desde supernova Sgr A East. Además, para reproducir las observaciones existentes adoptando una dinámica de rayos cósmicos más realista, una distribución de gas en forma de anillo y una aceleración de rayos cósmicos de los cúmulos Arches, Quintuplet y Nuclear, además de la supernova Sgr A Este son requeridas. Finalmente, mostramos que CTA podrá diferenciar entre nuestros resultados con diferentes dinámicas de rayos cósmicos, fuentes de protones y morfología de la zona molecular central, debido a su sensibilidad y resolución angular sin precedentes.
- ItemYoung stellar objects in star-forming regions towards the galactic bulge(2024) Órdenes Huanca, Camila Constanza; Zoccali, Manuela; Cuadra, Jorge; Bayo, Amelia; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa evolución de objetos estelares jóvenes está afectada por procesos físicos que originan cambios en el brillo de estas estrellas. Variaciones eruptivas e irregulares han sido observados en protoestrellas, los cuales se han relacionado a procesos de acreción. Por otro lado, estrellas de tipo T Tauri han demostrado ser intrínsecamente variables. Debido a los intensos campos magnéticos que poseen, desarrollan manchas oscuras en su superficie que, acopladas a la rotación de la estrella, introducen una variación periódica de brillo. Además, la presencia de discos puede generar variaciones del flujo debido a extinción variable o acreción. Éstas pueden provocar una disminución o un aumento del brillo, respectivamente. En este trabajo, hemos aprovechado las capacidades del VVVX survey para, en primer lugar, compilar catálogos de curvas de luz de estrellas jóvenes en la región de la nebulosa de la Laguna (M8) y NGC 6357. Dos sitios de formación estelar, situados hacia el Bulbo de la Vía Láctea, que contienen miles de estrellas en formación. Todas las estrellas de nuestros catálogos ya estaban clasificadas como miembros jóvenes de cada región en la literatura. Los datos presentados aquí se extienden a lo largo de un período de alrededor de ocho años, lo que nos proporciona un tiempo de seguimiento único para este tipo de estrellas en el infrarrojo, particularmente, en la banda 𝐾𝑠 . Esto último también permite sondear regiones más extintas de nuestra Galaxia, como NGC 6357. Cada curva de luz fue clasificada según su grado de periodicidad y asimetría, dos parámetros que nos permiten inferir los procesos físicos responsables de la variación observada. Además, considerando los movimientos propios obtenidos con los datos de VVVX, confirmamos que las estrellas de nuestro catálogo de curvas de luz son miembros de M8, ya que tienen movimientos coherentes. Sin embargo, para NGC 6357 se observó que se agrupan en torno a dos valores medios de movimientos propios, dando lugar a dos poblaciones de estrellas inemáticamente diferentes. Una de ellas está espacialmente relacionada con regiones ricas en polvo y cuyas componentes tienen movimientos proyectados a lo largo de los filamentos de la zona. Esto sugiere que se trata de una población más joven y que podría estar relacionada con un proceso de formación estelar subsecuente. Esto último desarrollado en el material molecular e impulsado por la expansión del gas ionizado. Estos resultados no habían sido encontrados anteriormente en la literatura, principalmente porque se realizaron en el óptico, longitud de onda severamente afectada por la extinción. Esto nuevamente destaca las grandes capacidades de los datos de VVVX y la importancia de estudiar regiones de formación estelar utilizando el IR.