3.16 Tesis doctorado

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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.
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.
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.
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.
Occultations 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 Astrofísica
The 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.
Redshift-space distortions with split densities
(2021) Paillas Villavicencio, Enrique; Padilla, Nelson; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Accurate modelling of redshift-space distortions (RSD) is challenging in the nonlinear regime for two-point statistics e.g. the two-point correlation function (2PCF). We take a different perspective to split the galaxy density field according to the local density, and cross-correlate those densities with the entire galaxy field. We demonstrate that combining a series of cross-correlation functions (CCFs) offers improvements over the 2PCF as follows: 1. The distribution of peculiar velocities in each split density is nearly Gaussian. This allows the Gaussian streaming model for RSD to perform accurately for a wide range of scales. 2. The probability distribution function of the density field at small scales is non-Gaussian, but the CCFs of split densities capture the non-Gaussianity, leading to improved cosmological constraints over the 2PCF. We can obtain unbiased constraints on the growth parameter fσ12 at the per-cent level, and Alcock-Paczynski (AP) parameters at the sub-per-cent level with the minimal scale of 15 Mpc/h. This is a ~30 per cent and ~6 times improvement over the 2PCF, respectively. 3. Baryon acoustic oscillations (BAO) are contained in all CCFs of split densities. Including BAO scales helps to break the degeneracy between the line-of-sight and transverse AP parameters, allowing independent constraints on them. We test our methodology on N-body simulations and apply it to the BOSS DR12 galaxy samples, obtaining constraints for the growth rate of structure at different redshifts.
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.
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 classical cepheids to study the far side of the Milky Way disk
(2021) Minniti, Javier Horacio; Zoccali, Manuela; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Las Cefeidas Clásicas (CCs) se incluyen dentro de los trazadores de distancia Galácticos y extragalácticos (cercanos) más útiles, debido a que obedecen relaciones periodoluminosidad bien definidas. Adicionalmente, son estrellas jóvenes y luminosas, con variaciones características en su brillo que permiten identificarlas con (relativa) facilidad. Por estas razones, las CCs son excelentes velas estándar y trazadoras ideales del disco Galáctico. Su ubicación en el disco de la Vía Láctea dificulta la identificación de estas estrellas, principalmente debido al gran enrojecimiento al que se encuentran sujetas. Utilizando fotometría infrarroja esta situación puede mitigarse. Utilizando datos del relevamiento “Vista Variables in the Vía Láctea” (VVV) podemos estudiar estas jóvenes velas estándar en regiones sumamente enrojecidas de nuestra Galaxia, que previamente eran desconocidas para nosotros. No obstante, la clasificación de CCs utilizando únicamente curvas de luz en el infrarrojo ha demostrado ser compleja y propensa a proporcionar muestras con una alta contaminación. En este trabajo examinamos el uso de propiedades observables adicionales para mejorar el proceso de clasificación basado en el uso de curvas de luz. Presentamos dos enfoques para obtener muestras limpias de CCs: (1) Utilizando datos espectroscópicos obtenidos para una muestra de candidatas a CCs, con el objetivo de determinar sus velocidades radiales y parámetros de atmósfera y utilizarlos para separar CCs de otras estrellas variables contaminantes que tienen curvas de luz similares en la banda KS . (2) Utilizando la información de sus movimientos propios, obtenidos del relevamiento VVV. El primero de estos enfoques es más costoso en términos del tiempo de observación requerido y por lo tanto sólo puede aplicarse en muestras relativamente chicas. Su ventaja es que permite obtener propiedades físicas adicionales de las estrellas y estudiar cómo estas se comportan en función de sus posiciones tridimensionales en la Galaxia. Por otro lado, los movimientos propios son un subproducto de la estrategia observacional del relevamiento VVV y pueden ser obtenidos para toda el área observada. xiv Utilizando datos fotométricos y espectroscópicos en el infrarrojo cercano, hemos conseguido aumentar significativamente el número de CCs pertenecientes al lado lejano del disco de la Galaxia. Las muestras obtenidas fueron utilizadas para caracterizar esta región poco estudiada de la Galaxia, determinando el gradiente de metalicidad, trazando la distribución de los brazos espirales y estudiando el curso de la curva de rotación en el lado lejano del disco.
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.
Young 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 Astrofísica
La 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.

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