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- 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.
- 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.
- 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.
- 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.
- 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.
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