3.16 Instituto de Astrofísica

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Bringing 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 Astrofísica
La 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.
LPVs in the inner regions of the Milky Way
(2021) Nikzat, Fatemeh; Catelan, Márcio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Las variables de largo período (LPVs) son gigantes rojas pulsantes, las que se encuentran principalmente en la fase de la rama asintótica de las gigantes, e incluyen tanto Miras como variables semiregulares (SRVs). Sus relaciones período-edad y período-luminosidad nos permiten trazar diferentes poblaciones estelares, ya que son intrínsecamente muy brillantes y un amplio rango de distancias y edades. El objetivo de este estudio es establecer un censo de estrellas LPV en una región próxima al centro Galáctico, utilizando la base de dato del relevamiento público de la ESO llamado Vista Variables in the Vía Láctea (VVV), así como también describir la metodología que fue empleada en la búsqueda y caracterización de las LPVs. Relevamientos en el IR cercano, tal como el VVV, nos brindan la inigualable posibilidad de examinar las regiones más centrales y enrojecidas de la Vía Láctea. La detección y análisis de Miras intrínsecamente muy brillantes en esas regiones nos proporcionarían una excelente herramienta para explorar las propiedades de la Vía Láctea, mucho más allá del bulbo Galáctico. Analizamos fotometría PSF realizada sobre todas las imágenes tomadas en la banda Ks en los 10 campos de VVV que se superponen a la región observada por el relevamiento Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE)-III. Diseñamos un método de búsqueda de candidatas a LPVs, y utilizamos las variables conocidas desde OGLE-III como forma de probarlo. Fueron utilizados en nuestro análisis la estadística de χ 2, asimismo el índice K(f i), que es independiente del flujo. Utilizamos entonces el método de búsqueda de períodos de Lomb-Scargle, análisis de Fourier, ajuste de templates e inspección visual para refinar nuestra muestra y caracterizar las propiedades de las estrellas incluidas en nuestro catálogo. Una muestra final del orden de 200 Miras y candidatas fue así obtenida, con períodos en el rango entre cerca de 80 y 1400 días. Una fracción de las candidatas puede consistir en SRVs. Fueron medidas edades para esas estrellas en base a una reevaluación de las relaciones período-edad disponibles en la literatura. Las Miras en nuestro catálogo incluyen xvi a 18 estrellas que satisfacen los requerimientos para que sean utilizadas como indicadores de distanca confiables y que no se encuentran saturadas en las imágenes en la banda Ks del VVV. Sus distancias fueron obtenidas y discutidas, y varios objetos ubicados más allá del bulbo Galáctico encontrados, algunos de los cuales potencialmente cerca del borde más externo del halo. Por último, presentamos nuestra estrategia para intentar recalibrar la relación períodoedad de las Miras, la que utiliza Miras en cúmulos estelares con edades conocidas. En ese sentido, realizamos una búsqueda por Miras que pudiesen ser miembros de los cúmulos abiertos y globulares ubicados en la misma línea de visión estudiada. Utilizando varios criterios, como distancias, posiciones en el diagrama color-magnitud y diagramas vector point (movimientos propios), concluimos que ninguna de las Miras en nuestro catálogo pertenece a los cúmulos conocidos en esa región del cielo. Actualmente, nos encontramos extendiendo nuestro trabajo a las otras regiones cubiertas por VVV, utilizando en nuestras búsquedas tanto fotometría VVV-PSF (cuando disponible) y fotometría de apertura, esta última tal y como proporcionada por el Cambridge Astronomy Survey Unit. Nuestros primeros resultados serán presentados en el futuro cercano.
Period change rates of LMC classical cepheids using MESA
(2021) Espinoza Arancibia, Felipe Ignacio; Catelan, Márcio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Las estrellas pulsantes, como las Cefeidas o las RR Lyrae, nos ofrecen una ventana para medir y estudiar los cambios debidos a la evolución estelar. Los cambios evolutivos en la densidad de la estrella producen cambios en el periodo de pulsación, que tienen un efecto acumulativo en los tiempos observados del brillo máximo o mínimo de la estrella. Por esta razón, las estrellas pulsantes son laboratorios de astrofísica estelar. En esta tesis calculamos un conjunto de modelos evolutivos de estrellas con 4 a 7 푀 utilizando el código de evolución estelar Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA), variando la tasa de rotación inicial y la metalicidad. Durante la fase de quema de helio, la luminosidad aumenta a medida que aumenta la rotación, mientras que variando la metalicidad el comportamiento de la luminosidad resulta no monotónico. Por otro lado, la extensión del blue loop muestra una dependencia con la masa y la rotación más compleja. La extensión del blue loop para estrellas con 푀 ≤ 5,5 푀 disminuye a medida que aumenta la tasa de rotación, mientras que el comportamiento es no monotónico para estrellas con 푀 > 5,5 푀 . Debido a la pérdida de momento angular durante la fase de quema de hidrógeno en una cáscara, las Cefeidas no alcanzan rotaciones cercanas a la rotación crítica. Utilizando Radial Stellar Pulsations (RSP), la nueva funcionalidad de MESA, obtuvimos los bordes de la banda de inestabilidad (IS) y los periodos lineales para el modo fundamental. Se obtuvieron relaciones período-edad, período-edad-temperatura, período-luminosidad y período-luminosidad-temperatura para tres tasas de rotación y metalicidades, que mostraron dependencias con el número de cruce, la posición en la IS, la 13 LIST OF FIGURES rotación y la metalicidad. Las tasas de cambio de periodo se calcularon directamente a partir de los periodos lineales. Los modelos durante el segundo cruce mostraron una dependencia no monontónica con la rotación, mientras que los modelos sin rotación muestran una mayor tasa de cambio de periodo durante el tercer cruce. Al variar el contenido de metales, los modelos con mayor metalicidad presentan una tasa ligeramente superior durante el segundo cruce. Comparamos nuestros modelos con los trabajos presentados en la literatura utilizando el código de Ginebra. Encontramos grandes diferencias entre los modelos dada la diferente implementación de la rotación entre los códigos. Además, comparamos nuestras tasas de cambio de periodo con las calculadas en trabajos recientes en la literatura, para las cefeidas de La Gran Nube de Magallanes (LMC). Encontramos un buen acuerdo en general, ya que 72,2% de los datos caen dentro de rango de 3-sigma de los modelos. La implementación de procesos aún no incluidos en MESA, como la pérdida de masa impulsada por la pulsación, podría ayudarnos a cubrir mejor las tasas de cambio de periodo empíricas en la literatura.
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.

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