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An experiment in near field cosmology: A search for the Magellanic Wake
(2024) Cavieres Carrera, Manuel Antonio; Chanamé, Julio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
The infall of the Magellanic Cloud system into the Milky Way halo hasstrong effects on the distribution of the stars and dark matter in the outerhalo of our Galaxy. In particular, N-body simulations predict a large-scaledensity asymmetry that spans the northern Galactic hemisphere (known as thecollective response), along with a localized overdensity (the Wake) that trailsthe LMC’s orbit. In this study, we collected wide-field deep near-infrared andoptical photometry from the VISTA and DECam instruments in four fieldsalong the expected position of the Magellanic Wake, covering most of thedensity range predicted to be found in the outer halo, as predicted by numericalmodels. This data allows us to select a clean sample of halo stars that reachthe oldest main sequence turn-off (MSTO) up to 100 kpc, with ∼ 400 stellarsources further than 60 kpc, on two separate tracers, near main sequence turnoff stars and red giant branch. We found that the Magellanic Wake overdensityis present in our data with a relative overdensity of 3.07 ± 0.7. Comparisonof the radial density profiles of near-MSTO stars with simulations of the MilkyWay/LMC interaction is best fitted by a massive LMC model with a total massof 2.5 × 10^11M⊙. This work provides the first unambiguous detection of thewake with consistent densities between two tracers.
Characterisation of compact stellar systems in the Coma cluster of galaxies
(2021) Ángel Ángel, Simón Andrés; Puzia, Thomas H.; Tissera, Patricia; Goudfrooij, Paul; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
We present the Coma Cluster Core PrOject (C3PO), a deep, high resolution and contiguous mosaic survey of the inner ⇡ 150 square arcminutes of the core of the Coma Cluster. The region was tiled by 21 HST/WFC3 pointings and was observed in F336W from the UVIS channel, and F160W from the IR channel. Using this data, and combining this with archival data in F475W and F814W taken previously in programs led by some of our team members, we study the compact stellar systems of said cluster. We separate those systems from background galaxies and foreground stars guided by a nearUV/visible/near-IR colour-colour diagram, obtaining more than 9000 objects. From our selection, we study the globular cluster luminosity function in our available bands, finding values of the turn-over magnitude of 26.2 mag for F814W, 27.3 mag for F475W, and 25.8 in F160W. We recover the blue and red GC populations found by Peng et al. [138], finding similar relative abundances and spatial distribution. We do not recover the colour distribution found by Madrid et al. [119] because their extremely red objects are not present in our data, most likely due to the inclusion of the u band. For the first time with such diagnostic power, age and metallicity are derived for distant GCs. 60% of our GC sample falls inside the range of our SSP models, finding an age-metallicity relation that does not correlate with any single colour, but is rather dependant on pairs of colours. The age and metallicity also do not correlate strongly with spatial distribution or environment. Colour-colour relations with visible (gi) colours show differences with varying environment, which may indicate differences in star formation history and chemical enrichment history. The dataset also contains a large number of UCDs, and the method can be easily expanded to also find NSCs.
Characterizing the Fe K-a line variability in a large sample of AGN
(2020) Andonie Bahamondes, Carolina Paz; Bauer, Franz Erik; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Varios Nucleos Activos de Galaxias (AGN) han mostrado variabilidad en su emisión en rayos X, en particular en el continuo entre 2-10 keV y en la línea de emisión de Hierro en 6.4 keV (Fe K-a). La línea Fe K-a es una característica obicua en el espectro de los AGN y es producida por procesos de reflección entre el continuo y la materia neutra que rodea el Agujero Negro Supermasivo (SMBH) que se encuentra en el centro del AGN. Varios estudios han constreñido la ubicación y el tamaño de las nubes reflectantes en algunos AGN estudiando la reacción de la línea a variaciones del continuo. En estre trabajo, constreñimos la relación entre la línea Fe K-a y el continuo para 19 fuentes, usando datos de los observatorios Chandra y XMM-Newton. Encontramos diferentes comportamientos, los cuales se pueden clasificar en 3 casos. Primero, en algunos AGN el flujo de la línea está dominado por nubes reflectantes ubicadas cerca de la corona de rayos X, como en el disco de acreción o la región de líneas anchas, por lo que la línea reacciona rápido frente a variaciones del continuum en las escalas de tiempo de las observaciones. Para estas fuentes, proporcionamos un límite superior para la región reflectiva. Segundo, en otros casos, la línea Fe K-a reacciona levemente frente a las variaciones del continuo, por lo que los flujos no están correlados, sugiriendo que las nubes reflectantes están localizadas mucho más lejos de la corona, como en el toro polvoriento. El último y tercer caso, son AGN que muestran variabilidad en el continuo y en la línea, pero los flujos no están correlacionados, indicando un escenario más complejo. Encontramos una leve correlación entre la relación Fe K-a-continuo y la masa del SMBH, indicando que a mayores masas las nubes reflectantes estarían ubicadas más cerca de la corona de rayos X. Para complementar los resultados espectrales, analizamos las imágenes de las observaciones de Chandra para ver si la emisión Fe K-a es extendida espacialmente. Encontramos que 14/15 fuentes analizadas son consistentes con una fuente puntual, para las cuales pudimos entregar un límite superior de la región reflectante emitiendo fotones Fe K-a, equivalente a la resolución espacial de Chandra (1.21 hasta 1419 pc).
Co-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 Astrofísica
La 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.
Identificando los mejores candidatos para la detección indirecta de materia oscura entre galaxias enanas esferoidales.
(2020) Calderón Galaz, César Jorge; Padilla, Nelson; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
La materia oscura (DM), cuya naturaleza y mecanismos de interacción son todavía un tema abierto, constituye alrededor del 25 % de la densidad de energía del Universo. Las partículas masivas de débil interacción (WIMPs) son consideradas como fuertes candidatos para las partículas DM. Su búsqueda, se lleva a cabo convenientemente a través de la detección de rayos gamma. Las galaxias enanas esferoidales (dSphs) clásicas o ultradébiles , ubicadas en las cercanías de la Galaxia, exhiben altos valores de la relación masa luminosidad, y por lo tanto se consideran objetos dominados por materia oscura. Estos objetos están al alcance del Cherenkov Telescope Array (CTA), que es el proyecto de astronomía de rayos gamma que llegará en esta década, con una mejor sensibilidad (un orden de magnitud) con respecto a los experimentos de la generación actual. El principal objetivo de este trabajo es sugerir posibles candidatos para el estudio con CTA, considerando sus respectivas incertezas. Para ello se obtuvo el J-factor de 5 distintas galaxias enanas, de modo de comprender cual de estas galaxias presenta los mayores valores, considerando que el J-factor nos dice la cantidad de materia oscura existente en una determinada región del espacio integrado a lo largo de la línea de visión. Para obtener este valor, es necesario realizar un análisis de Jeans, con los datos cinemáticos de cada galaxia, en donde encontramos carencia de datos en algunas de ellas, lo que imposibilita a obtener valores confiables para determinar un J-factor robusto. Se fija una cota inferior de 150 estrellas para obtener valores confiables de una galaxia esferoidal, este resultado se obtuvo del análisis de galaxias clásicas con una gran muestra de datos cinemáticos, de las cuales extrajimos datasets más pequeños simulando galaxias con menores datos estadísticos. El análisis de Jeans realizado, contempló el uso del método MCMC para obtener los parámetros de los perfiles de densidad de materia oscura para cada dSph. Finalmente, se denomina a la galaxia Sculptor como un excelente candidato para el estudio de una posible señal de rayos gamma con CTA, debido a su alto valor de J-factor y su poca incerteza en la medición, log J(α0,5) = 18,8 ± 0,1 [GeV2 cm −5 ]. Sin embargo, se deja la invitación a estudiar con más detalle la cinemática de las galaxias ultra-débiles como Triangulum II, quien presenta el J-factor más elevado, log J(α0,5) = 21,8±0,5 [GeV2 cm −5 ], pero con una gran incerteza en su medición, ya que consideramos que estas galaxias pueden ser la clave para comprender la naturaleza de la materia oscura en un futuro no muy lejano.
Merger tree comparison : impact on the semi-analytic model GALFORM
(2020) Gómez, Jonathan; Padilla, Nelson; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Many previous studies using semi-analytic models have focused predominantly on improving the phenomenological prescriptions of the baryonic physics governing galaxy formation as the vast uncertainties in these processes are critical in understanding the observable Universe. On the other hand, studies dedicated to "the dark universe" imply that technical issues concerning dark matter (DM) halo merger trees can also impose other uncertainties when modeling the observable universe. We examine the effect of using four different merger tree building algorithms, SUBFIND, HBT, ROCKSTAR and VELOCIraptor, on galaxy properties using the semi-analytic model of galaxy formation and evolution GALFORM with fixed model parameters, run on the EAGLE simulation in its dark matter only version. The construction of each Halo Finder causes some to be able to find some haloes that other finders do not and vice versa affecting the total number of haloes that are found. The differences in definitions or limits to distinguish the satellite and central haloes present in the Halo Finders, produce haloes which are found in two different halo catalogs with different central/satellite classification which impacts the way in which the galaxies that reside in these haloes evolve as, by construction in GALFORM, central galaxies retain their hot gas whereas satellite galaxies do not. The results of GALFORM show that the number of central and type 1 satellite galaxies (those that are hosted by a dark matter satellite subhalo) depend directly on the halo finder and its definition for central and satellite subhalo, which results in the ROCKSTAR run having a slight excess of galaxies. In contrast the number of type 2 satellite galaxies, i.e. galaxies that are not hosted by a resolved dark matter subhalo also called orphan galaxies, depends strongly on the tree builder. The number of type 2 satellite galaxies (orphans) resulting from the VELOCIraptor run is up to ∼ 2x higher than HBT, ROCKSTAR and SUBFIND, in agreement with the excess of merged dark matter satellite subhalo progenitors of VELOCIraptor; but these are only a small fraction of the galaxy population. When matching individual GALFORM galaxies in the four finders we find that the hot gas mass MHot Gas, cold gas mass MCold Gas and instantaneous star formation rates are significantly affected by the satellite and central subhalo type. When we have a central subhalo that has a satellite subhalo as its counterpart, the satellite galaxy has MHot Gas= 0 by definition and, consequently, lower MCold Gas and instantaneous SFR for MStellar< 108h −1M than the central that it is matched to, independently of the halo finder algorithm. However, when comparing matched centrals and matched satellites, their average properties agree between the outputs from the different finders. Even though the scatter can be quite high, we find that the distributions of different baryon properties do not vary significantly between the different runs, even including orphan galaxies. Overall, the run with the strongest differences in the stellar mass function is that with HBT which contains ∼ 30% less galaxies, while in the other runs the match is excellent. Another discrepancy is that GALFORM run on VELOCIraptor is accompanied by higher star formation rate density and smaller sizes. However, in all cases the amplitude of these differences is small and insufficient to make an impact on any comparison to observational properties. The reason behind the small impact of the choice of finder lies in the homogenising effect of GALFORM in the merger trees, which ensures a small uncertainty on the model results coming from the dark matter halo finding procedure.Many previous studies using semi-analytic models have focused predominantly on improving the phenomenological prescriptions of the baryonic physics governing galaxy formation as the vast uncertainties in these processes are critical in understanding the observable Universe. On the other hand, studies dedicated to "the dark universe" imply that technical issues concerning dark matter (DM) halo merger trees can also impose other uncertainties when modeling the observable universe. We examine the effect of using four different merger tree building algorithms, SUBFIND, HBT, ROCKSTAR and VELOCIraptor, on galaxy properties using the semi-analytic model of galaxy formation and evolution GALFORM with fixed model parameters, run on the EAGLE simulation in its dark matter only version. The construction of each Halo Finder causes some to be able to find some haloes that other finders do not and vice versa affecting the total number of haloes that are found. The differences in definitions or limits to distinguish the satellite and central haloes present in the Halo Finders, produce haloes which are found in two different halo catalogs with different central/satellite classification which impacts the way in which the galaxies that reside in these haloes evolve as, by construction in GALFORM, central galaxies retain their hot gas whereas satellite galaxies do not. The results of GALFORM show that the number of central and type 1 satellite galaxies (those that are hosted by a dark matter satellite subhalo) depend directly on the halo finder and its definition for central and satellite subhalo, which results in the ROCKSTAR run having a slight excess of galaxies. In contrast the number of type 2 satellite galaxies, i.e. galaxies that are not hosted by a resolved dark matter subhalo also called orphan galaxies, depends strongly on the tree builder. The number of type 2 satellite galaxies (orphans) resulting from the VELOCIraptor run is up to ∼ 2x higher than HBT, ROCKSTAR and SUBFIND, in agreement with the excess of merged dark matter satellite subhalo progenitors of VELOCIraptor; but these are only a small fraction of the galaxy population. When matching individual GALFORM galaxies in the four finders we find that the hot gas mass MHot Gas, cold gas mass MCold Gas and instantaneous star formation rates are significantly affected by the satellite and central subhalo type. When we have a central subhalo that has a satellite subhalo as its counterpart, the satellite galaxy has MHot Gas= 0 by definition and, consequently, lower MCold Gas and instantaneous SFR for MStellar< 108h −1M than the central that it is matched to, independently of the halo finder algorithm. However, when comparing matched centrals and matched satellites, their average properties agree between the outputs from the different finders. Even though the scatter can be quite high, we find that the distributions of different baryon properties do not vary significantly between the different runs, even including orphan galaxies. Overall, the run with the strongest differences in the stellar mass function is that with HBT which contains ∼ 30% less galaxies, while in the other runs the match is excellent. Another discrepancy is that GALFORM run on VELOCIraptor is accompanied by higher star formation rate density and smaller sizes. However, in all cases the amplitude of these differences is small and insufficient to make an impact on any comparison to observational properties. The reason behind the small impact of the choice of finder lies in the homogenising effect of GALFORM in the merger trees, which ensures a small uncertainty on the model results coming from the dark matter halo finding procedure.
MUSE spectroscopy in dense stellar fields : a pilot study for VVV-CL001 cluster
(2020) Olivares Carvajal, Julio Ariel; Zoccali, Manuela; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
El Bulbo Galáctico es uno de los lugares más interesantes para estudiar debido a su gran concentración de estrellas viejas, por lo que su estudio nos ayuda a entender cómo fue la formación de la Galaxia. En nuestro esfuerzo para reconstruir la historia de formación estelar de la Vía Láctea, es esencial el estudio de la edad de sus estrellas, sin embargo, esta tarea es bastante difícil. Por ello, es que podemos usar la metalicidad de las estrellas, que se obtiene con menor dificultad, como otra forma de estimar la edad de las poblaciones estelares del bulbo. Es así como nos referimos a las estrellas pobres en metales como estrellas viejas, mientras que las estrellas ricas en metales serían estrellas jóvenes. Por otro lado, los cúmulos globulares generalmente tienen la misma edad, metalicidad y distancia, y además son trazadores de poblaciones estelares viejas, por lo que el estudio de los cúmulos globulares asociados al Bulbo Galáctico es crucial porque así obtenemos información confiable sobre esta región. En esta tesis, presentamos el primer estudio espectroscópico del nuevo cúmulo globular VVV-CL001 que se encuentra en dirección al Bulbo Galáctico. Se utilizó un nuevo método con espectros de baja resolución de MUSE para poder confirmar mediante cinemática y metalicidad la naturaleza del cúmulo CL001. Presentamos velocidades radiales, movimientos propios y metalicidades de 190 estrellas observadas en el campo de MUSE. Otro de los objetivos principales es estimar la distancia a CL001 para decidir a qué estructura de la Galaxia pertenece. Finalmente, aplicaremos el método utilizado en CL001 a un campo de MUSE observado en la región del bulbo interno para poder estudiar las velocidades radiales galactocéntricas y las metalicidades de estas estrellas. Se extrajeron espectros individuales de 190 estrellas en el campo del cúmulo VVV-CL001. También se derivaron velocidades radiales mediante correlación cruzada entre un espectro observado y un sintético. Las metalicidades se obtuvieron gracias al estudio de las variaciones del flujo pixel a pixel en el espectro observado comparado con el set de referencia proveniente del GES iDR3 usando The Cannon. Se asignaron movimientos propios y fotometría en el infrarrojo cercano a cada estrella del cúmulo haciendo un cruce de datos con el catálogo del VVV Survey. Se estimó la distancia a CL001 usando una estrella RR Lyrae encontrada en los surveys OGLE y VVV. Se estimó la órbita de CL001 con la distancia, la velocidad promedio y los movimientos propios absolutos del cúmulo usando galpy. Finalmente, las velocidades radiales galactocéntricas y las metalicidades de un campo del bulbo interior observado con MUSE fueron obtenidas gracias al mismo procedimiento que se utilizó para el cúmulo CL001. Derivamos la velocidad radial promedio del cúmulo RV = −336.5 ± 5.6 km s−1 usando las velocidades de 28 estrellas que son candidatas a ser parte del cúmulo, una de las velocidades más altas que se han encontrado en cúmulos de la Vía Láctea. Obtuvimos los movimientos propios de 25 estrellas en el cúmulo, confirmando que son miembros fidedignos de este. Obtuvimos la metalicidad promedio del cúmulo [Fe/H] = −1.92 ± 0.18 dex usando 28 miembros, esto quiere decir que su población es pobre en metales. También estimamos una distancia de D = 10.2 kpc a CL001, lo cual lo posicionaría más allá del centro galáctico. Con este resultado, estimamos la órbita de VVV-CL001 que lo clasificaría con mayor probabilidad como un cúmulo del halo. Por otro lado, derivamos resultados preliminares para el campo del bulbo observado con MUSE, obteniendo una distribución de velocidad galactocéntrica y una MDF que están de acuerdo con estudios previos en el bulbo interno.
Observational constraints in Delta Gravity : CMB and supernovas
(2020) San Martín Hormazábal, Marco; Alfaro Solís, Jorge Luis; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Física
I study the cosmological implications of Delta Gravity (DG), which is a gravitational model based on the extension of General Relativity (GR) by a new symmetry called δ ̃. In this model, new matter fields are added to the original matter fields, motivated by the additional symmetry. We call them δ ̃ matter fields. This theory predicts an accelerating Universe without introducing a Cosmological Constant Λ by hand in the equations. To test the Delta Gravity implications, I examine two critical observations in Cosmology: the rate of the Universe expansion through type Ia supernovae (SNe-Ia) and the power spectrum calculated from the cosmic microwave background radiation (CMB). To compare the observations with these model's predictions, I used a Markov Chain Monte Carlo (MCMC) analysis with the most updated SNe-Ia and Planck satellite data catalog. I obtain the fitted parameters needed to explain both SNe-Ia data and CMB measurements. I analyze the DG model's compatibility with both observations and constrain the cosmological parameters associated with the astrophysical evidence. Finally, I discuss if the Hubble Constant and the Accelerating Universe are compatible with the DG context's observational evidence.
Primordial black holes as dark matter
(2021) Sureda Hernández, Joaquín Miguel; Padilla, Nelson; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Aún cuando se han postulado varios candidatos para resolver el problema de la materia oscura (DM), su verdadera naturaleza aún no está clara. En este trabajo, considero agujeros negros primordiales (PBHs) como un potencial candidato para resolver esta incógnita. Considerando un formalismo tipo Press-Schechter modificado, es derivada una función de masa extendida para PBHs, donde su formación ocurre en el Universo temprano por el colapso de fluctuaciones de densidad de energía. Asumiendo que estas fluctuaciones siguen estadística Gaussiana, éstas pueden ser relacionadas con el espectro de potencias primordial (PPS), donde además se considera un espectro de potencias partido con un índice espectral azul a escalas menores que una escala pivote, escogida como kpiv = 10 Mpc−1. Adicionalmente, se presenta un nuevo método para traducir restricciones observacionales en la fracción de DM compuesta por PBHs, f, calculadas para distribuciones de masa monocromáticas en restricciones sobre f para funciones de masa extendidas. Este método es muy general en el sentido de que uno solo necesita conocer la forma de la función f(MPBH ), sin tener que profundizar en los detalles del proceso físico relacionado con la observación. Además, toma en consideración el hecho de que algunas observaciones están relacionadas con algún proceso físico, el cual es sólo producido por una fracción de la población total de PBHs. Por lo tanto, solo esta fracción de los PBHs (o fracción de masa) es la que está siendo restringida. Por otro lado, este método considera la evolución de la función de masa, en el sentido de que algunos PBHs se están evaporando debido a la radiación de Hawking. Entonces, estos PBHs no son considerados en la función de masa luego de evaporarse por completo, debido a que no pueden ser parte de la DM. Debido a las características de las funciones de masa, se presenta una nueva restricción para funciones extendidas, relacionada con la función de masa de agujeros negros supermasivos (SMBH) y el hecho de que éstas funciones de masa tipo Press-Schechter no deberían, en ningún caso, predecir más SMBHs que los observados en el Universo. Utilizando un conjunto de distintas restricciones observacionales sobre f, para distribuciones monocromáticas, en conjunto con el método desarrollado para traducir restricciones a funciones de masa extendidas, se calcula la fracción de masa permitida f en las funciones de masa tipo PressSchechter. Combinando estas restricciones, junto con la que viene de los SMBH, se obtiene la fracción permitida f, de manera que no haya conflicto con las observaciones. Estos resultados se muestran como función de los parámetros de las funciones de masa tipo Press-Schechter. Considerando solo las restricciones bien definidas, aparece una región permitida en el espacio de parámetros, tal que toda la DM puede estar compuesta por PBHs. La región de mayor interés es la que cuyos parámetros permiten PBHs con masas ∼ 102M , dado que éstas masas son del mismo orden que las detectadas por LIGO y son difíciles de explicar solo considerando el colapso de estrellas.
Stellar substructures in the southern galactic hemisphere
(2019) Navarrete Silva, Camila Andrea; Catelan, Márcio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Física
De 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.
The complex gaseous and stellar environments of the nearby dual active galactic nucleus Mrk 739 as unveiled by optical VLT/MUSE observations
(2021) Tubín Arenas, Dusán Mile; Treister, Ezequiel; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Dual active galactic nuclei (Dual AGN) represent a critical stage in a major galaxy merger (M/m <3), where both supermassive black holes (SMBHs) are rapidly accreting. Studying these systems can yield valuable insights into the physical processes that affect galaxy evolution, both in terms of nuclear activity and galactic collisions. In this context, we present integral field spectroscopic (IFS) observations of the nearby (z∼0.03) dual AGN Mrk 739, whose projected nuclear separation is∼3.4 kpc, obtained with the Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) at the Very Large Telescope (VLT). We find that the galaxy has an extended AGN-ionized emission-line region extending up to ∼20 kpc away from the nuclei, while star-forming regions are more centrally concentrated within 2-3 kpc. We model the kinematics of the ionized gas surrounding the eastern nucleus using a circular disk profile, resulting in a peak velocity of 237+26−28km s−1at a distance of ∼1.2 kpc. The enclosed dynamical mass within 1.2 kpc is log M(M) = 10.20±0.06, ∼1,000 times larger than the estimated supermassive black hole (SMBH) mass of Mrk739E. The morphology and dynamics of the dual AGN Mrk 739 are consistent with an early stage of the collision, where the foreground galaxy (Mrk 739W) is a young star-forming galaxy in an ongoing first passage with its background companion (Mrk739E). Since Mrk 739W’s AGN does not show evidence of being actively accreting as its companion, we claim that the gas of the northern spiral arms of Mrk 739W are cross-ionized by the nuclear activity of Mrk 739E. The subsequent MUSE Narrow Field Mode (NFM) analysis reveals an unprecedented spatial resolution for Mrk 739E, where star-forming clumps, traced by Hα emission, form a ring-like structure inside a rotating disk. These star-forming clouds are surrounding an active SMBH at the center of an elliptical galaxy undergoing a merger process with a young spiral galaxy. Kinematically, we note that the disk is rotating with a velocity of Vmed,rot= 280.5±32.7 km s−1,∼50 km s−1larger than the velocity derived from the WFM analysis. The flux distribution of the NFM data reveal Hα clouds that also belong to Mrk 739W. Based on our schematic representation of the merger process, this emission would be part of the north side of the Mrk 739W’sbar and the beginning of the leading arm that gives origin to the large-scale spiraling crest.
Unleashing the proper motions : revolution in the inner Galaxy
(2022) Gran Merino, Felipe Eduardo; Zoccali, Manuela; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Los cúmulos globulares son densas aglomeraciones de estrellas que fueron formadas aproximadamente al mismo tiempo y constituyen una parte importante de las galaxias. La presencia de estrellas con la misma edad y distancia nos ha permitido medir para ellas distancias y masas, tarea imposible para estrellas individuales. Por lo tanto, los cúmulos globulares son trazadoras de la estructura, tiempo de formación y composición química de las galaxias y sus componentes. Los cúmulos globulares fueron descubiertos y catalogados principalmente en imágenes astronómicas a través de inspección visual. Por este método, sin embargo, algunos de cúmulos de baja masa no fueron descubiertos. En las regiones centrales de la Vía Láctea (disco interno y bulbo), caracterizadas por grandes cantidades de extinción y multitud de estrellas, hay razones para creer que sólo los cúmulos más brillantes han sido detectados. Precisamente estos cúmulos globulares son cruciales para descifrar las etapas tempranas de la Galaxia, ya que ellos nacieron in-situ y han evolucionado con la Vía Láctea todo este tiempo. Recientemente, estudiando exhaustivamente una a una las estrellas, los cúmulos globulares han resultado mucho menos homogéneos y simples de lo que se tenía inicialmente, ya sea en términos de abundancias químicas y edad de estrellas individuales. Ellos entonces salen del concepto histórico de lo que se denominó como una “población estelar simple”. Para detectar nuevos cúmulos globulares de baja masa en regiones con una alta densidad estelar de estrellas de campo, es crucial evaluar la pertenencia de una estrella dada al campo o al cúmulo en cuestión. Por definición un cúmulo de estrellas nace como un grupo que está unido por gravedad, y la única manera de establecer la existencia de un cúmulo es por medio de la dinámica de ellas. Un cúmulo sólo existe como tal si sus estrellas se mueven juntas en el espacio. Es por esto que analizamos y estudiamos los cúmulos globulares por medio de sus movimientos propios. Inicialmente el objetivo principal de esta tesis se centraba en el análisis de espectros APOGEE de alta resolución en las partes centrales de la Vía Láctea, como parte de un proyecto chileno contribuido al survey SDSS-IV. Durante este mismo período se hizo pública la segunda entrega del survey Gaia, lo que derivó en el estudio de cúmulos globulares de tamaño intermedio y pequeño localizados hacia el bulbo Galáctico. Se comenzó por modificar un algoritmo de agrupamiento automático para detectar cúmulos globulares presentes en la literatura. Una muestra más completa de estos cúmulos nos permitirá colocar nuevos límites en cómo sobrevivieron en este hostil ambiente como lo son las partes centrales de la Vía Láctea. Dentro del marco de esta tesis, cinco nuevos cúmulos globulares fueron encontrados y caracterizados en términos de sus posiciones, sus velocidades en tres dimensiones y sus metalicidades. Parámetros orbitales para todos ellos fueron determinados, dos de estos cúmulos fueron clasificados pertenecientes al bulbo y tres al halo, con distancias que llegan hasta los 14 kpc detrás del centro Galáctico. Adicionalmente, más del 98% de los candidatos a cúmulo globular presentes en la literatura dentro del área estudiada fueron descartados por razones dinámicas. Varios cúmulos abiertos no presentes en otros catálogos también fueron descubiertos y analizados. Pese a que el algoritmo es conceptualmente simple de entender e implementar, se han descubierto y caracterizado cúmulos globulares ubicados hacia el bulbo de la Vía Láctea. Demostramos que una nueva población de cúmulos globulares que sobrevivió este tiempo está enterrada en las partes centrales de la Galaxia, pudiendo ser una de las varias claves que tendremos para estudiar las etapas tempranas de la Vía Láctea. Finalmente, y dentro de la era dominada por los datos del satélite Gaia, estos estudios son cruciales para sentar precedente a futuros astrónomos de qué algoritmos fueron más eficientes analizando grandes cantidades de datos, qué tipo de filtros y parámetros fueron preferidos para encontrar cúmulos y en un tema relevante astrofísicamente hablando, cuál es el número total de cúmulos globulares en la Galaxia.
Using Multi-wavelength Correlations to Understand the Nearby structures in Strongly accreting AGN
(2025) Flores Sanchez, Miryam Paola; Bauer, Franz Erik; Puzia, Thomas H.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Este trabajo explora los posibles cambios en las distintas estructuras que componen los núcleos galácticos activos (AGNs) a través de un enfoque multibanda. Se compiló una muestra de 63000 cuásares (QSOs) seleccionados ópticamente del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) DR10, con corrimientos al rojo z ≤ 1. Esta muestra fue cruzada con las líneas de emisión [OIII] λ5007A provenientes de los espectros del SDSS-DR9, fotometría en el infrarrojo medio (MIR) del catálogo AllWISE y fotometría en rayos X del catálogo 3XMM-DR4, lo que dio lugar a múltiples sub- conjuntos de contrapartes. Analizamos las relaciones entre las luminosidades L(2keV ), L(12μm), L(2500A) y 􏰀L(5007A), las cuales trazan diferentes componentes del AGN: el disco de acreción (UV), la corona (rayos X), el toro polvoriento (MIR) y la región de líneas angostas o cono de ionización ([OIII]). Estas correlaciones permiten investigar cómo varía la estructura del AGN en función de su luminosidad intrínseca, reflejando potencialmente cambios en parámetros como la masa del agujero negro, la tasa de acreción, la altura del toro y la geometría de ionización. Trabajos previos como Steffen et al. (2006) y Asmus et al. (2015) se utilizan como referencias clave para contextualizar y comparar nuestros resultados.Los múltiples subconjuntos se clasificaron en fuentes con “good photometry” (i.e., detected sources) y fuentes con “insufficient photometry” (i.e., upper limits). Estos límites superiores ayudan a acotar el espacio de parámetros y a revelar posibles sesgos observacionales. Construimos diagramas de luminosidad en los formatos L vs. L y L/L vs. L, aplicamos ajustes de Regresión Ortogonal por Distancias (ODR) a las fuentes detectadas. También se construyeron histogramas de estas distribuciones para calcular los anchos a mitad de altura (FWHM), y se utilizaron coeficientes de correlación de Pearson para cuantificar la fuerza de cada relación. Si bien las relaciones L vs. L muestran correlaciones sólidas y consistentes, las relaciones L/L vs. L permiten estudiar la eficiencia con la que distintos componentes del AGN reprocesan la radiación, revelando posibles variaciones estructurales con la luminosidad. Sin embargo, estas regresiones basadas en las tasas no siempre se alinean con las tendencias observadas en los gráficos L vs. L. La fuerte dependencia de la distancia presente en el eje X (logL) podría ampliar de forma engañosa la pendiente de las regresiones basadas en las tasas de luminosidad, lo que sugiere que las tendencias observadas en los diagramas L/L vs. L podrían deberse en gran parte a un efecto inducido por la distancia más que a una correlación intrínseca real. Nuestros resultados muestran una tendencia decreciente en L(12μm)/L(2500A) con el aumento de la luminosidad UV, en concordancia con las predicciones del modelo del toro en retroceso. Además, a medida que la luminosidad UV aumenta, el cono de ionización parece ampliarse y la luminosidad [OIII] aumenta en consecuencia. Sin embargo, dado que L([OIII]5007A) permanece sistemáticamente por debajo tanto de L(2500A) como de L(12μm), los datos sugieren que los conos de ionización no están completamente llenos de gas y polvo. En cambio, la emisión probablemente se origina en material concentrado a lo largo de las superficies de los conos, y no en todo su volumen. Estos hallazgos se ven respaldados por la tendencia adicional observada en L(12μm)/L([OIII]5007A) vs. L(2500A), y se confirman visualmente en la Figura 3.12, donde se ilustra el comportamiento geométrico combinado del toro y del cono de ionización. Se requiere una mejor resolución espacial y espectral en los rangos infrarrojo y óptico para poder resolver completamente estas estructuras internas de los AGNs y validar los escenarios propuestos.
Very-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 Astrofísica
El 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.

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Browsing Instituto de Astrofísica by Subject "09 Industria, innovación e infraestructura"

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