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A chemical survey of the proto-stellar system IRAS 16253-2429
(2023) Castillo Lara, Jaime; Guzmán Veloso, Viviana; Artur de la Villarmois, Elizabeth; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Presentamos un estudio químico de IRAS 16253-2429 (de aquí en adelante IRAS 16253), una proto-estrella de Clase 0 y de baja masa clasificada como un very low luminosity object (VeLLO) y localizada en el complejo de formación estelar ρ Ophiucus. Las moléculas CN, c-C3H2, y H2CO son detectadas por primera vez en IRAS 16253. H2CO se muestra compacta y simétrica en la región central, que incluye el disco y el envoltorio interior. c-C3H2 y CN también se presentan en la región central, pero con una emisión asimétrica y más extendida. También presentamos observaciones previas de 13CO, C17O, C18O, SO, CO, C2H y N2H+, con detecciones tentativas de DCO+ y N2D+. C2H se presenta en las paredes de la cavidad, en ambas direcciones de la ejección de gas, pero principalmente en la dirección norte. 13CO está presente en la región central y en la cavidad sur, C18O muestra una emisión compacta y simétrica, CO traza ambas direcciones de la ejección de gas, SO y C17O están centradas pero extendidas y asimétricas, y N2H+ está presente en el envoltorio exterior. A través de un diagrama rotacional para H2CO, estimamos una temperatura rotacional de ∼ 9.3K para la molecula. Esta baja temperatura rotacional sugiere un régimen sub-termal para H2CO, lo que a su vez implica que H2CO está presente sólo en el envoltorio interno, y no en el disco. A través de un ajuste de estructura hiperfina para N2H+, se estima una temperatura de excitación de ∼ 4 K para la molécula, esta baja temperatura de excitación también sugiere un régimen sub-termal, consistente con las bajas densidades del envoltorio exterior. Comparamos nuestros resultados con otros estudios de otras fuentes de Clase 0, pero más masivas. Encontramos que, en contra de nuestras expectativas, los trazadores de gas frío DCO+, N2H+ y N2D+ no son más abundantes en este VeLLO en comparación a otras proto-estrellas más masivas. Nuestros resultados sugieren que la química de IRAS 16253 es una versión a menor escala de la química encontrada en fuentes de Clase 0 más masivas.
A VLT/MUSE galaxy survey towards QSO Q1410 : looking for a WHIM traced by BLAs in inter-cluster filaments
(2018) Pessa Gutiérrez, Ismael Alejandro; Tejos, Nicolás; Barrientos, Luis Felipe; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
"Ahora vamos a ser la capital astronómica del sur" : astronomía y guerra fría bajo la gestión de Federico Rutllant en el Observatorio Astronómico Nacional de Chile (1950-1963), 2020
(2020) Mujica Urzúa, Jorge Ignacio; Camus, Pablo; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Historia
Esta investigación busca examinar una fase crucial de la modernización de la astronomía en Chile durante el siglo XX, concretamente la dirección de Federico Rutllant Alsina en el Observatorio Astronómico Nacional (OAN), para dar cuenta de las complejas interacciones entre intereses científicos locales y globales que impulsaron el desarrollo de la astronomía en Chile. La investigación sostiene que el desarrollo de la astronomía en Chile a mediados de siglo XX se debió no solo a las condiciones naturales del desierto de Atacama, sino, primordialmente, a las lógicas y dinámicas de circulación e intercambio del conocimiento bajo la Guerra Fría global. El trabajo examina esta problemática a través de cuatro capítulos, iniciando con el análisis de la trayectoria de Federico Rutllant y las ideas que impulsaron la modernización del observatorio. El segundo capítulo analiza la generación de una red científica internacional que involucró al OAN, con el proyecto de un grupo de universidades norteamericanas para construir un observatorio astrofísico en Chile. El tercer capítulo analiza el desarrollo de las expediciones astronómicas en el desierto de Atacama, y la consolidación de la cooperación entre Chile y Estados Unidos para la construcción del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. Finalmente, el cuarto capítulo examina las consecuencias de este programa de cooperación para el desarrollo de la astronomía en Chile. La tesis concluye que el proceso de desarrollo de la astronomía aunó un proyecto local de modernización científica, con intereses globales de la ciencia astronómica para estudiar los cielos del hemisferio sur, y que fue la Guerra Fría la que moldeó la convergencia entre astrónomos locales y astrónomos extranjeros. De este modo, se contribuye a reforzar la noción de que la ciencia se produce y circula de forma global, a través de complejas interacciones entre ideas, objetos y personas.
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.
An extensive study of models beyond the standard model
(2020) Maturana Ávila, Ivania; Díaz, Marco A.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Física
El presente trabajo se centró en el estudio fenomenológico de tres modelos que son extensiones del actual Modelo Estandar: El Inert Higgs Doublet Model, el Scotogenic Model and el Singlet + Triplet Scotogenic Model. La motivación de estudiar estos modelos se basa en que pueden explicar algunas de las preguntas existentes en física hoy en día; todos ellos presentan una particula que será candidato a materia oscura y los últimos dos proponen un mecanismo para dar masa a al menos dos neutrinos. En todos los modelos hemos considerado la generación de la abudancia de materia oscura en un escenario de freeze-out y la partícula candidata a materia oscura será un escalar massivo debilmente interactuante (WIMP definido por su nombre en inglés). El primer trabajo está relacionado con estudiar las principales diferencias entre el Inert Higgs Doiblet Model and el Scotogenic Model. Hemos realizado un estudio profundo de la materia oscura en ambos, investigando puntos que sobrevivan a las cotas mas fuertes en física y en los actuales experimentos y también considerando que estos resultados pueden explicar la densidad de materia oscura en el Universo en su totalidad. Estudiando una señal específica en el Compact Linear Collider (CLIC), investigamos los parámetros que contribuirán a obtener diferentes valores para la sección eficaz en ambos modelos. En el segundo trabajo, hemos reexaminado el Singlet + Triplet Scotogenic Model el cual generaliza la idea introducida en el Scotogenic model simple, haciendo su fenomenología viable y mucho mas rica. Relalizamos un estudio fenomenológico detallado de la materia oscura escalar, actualizando las cotas actuales de los experimentos. Investigamos la detección directa de dark matter y la detección indirecta vía rayos gamma. Además, realizamos un estudio en colisionadores el cual tendrá relevantes implicaciones para las futuras búsquedas a alta luminosidad del Large Hadron Collider (LHC definido por su nombre en inglés).
Automatic classification of poorly sampled variable stars
(2016) Castro Leal, Nicolás Pablo; Pichara Baksai, Karim Elías; Pontificia Universidad Católica de Chile. Escuela de Ingeniería
La aplicación de métodos de clasificación automática en catálogos de observación astronómica ha revolucionado el proceso de identificación de estrellas. Hoy en día, muchos estudios generan catálogos conformados por un gran número de series de mediciones, o ”curvas de luz”, que representan los cambios en el brillo de objetos estelares en el tiempo. Desafortunadamente, las observaciones toman varios años en completarse, lo que produce series de tiempo parciales que normalmente no son analizadas hasta que todas las observaciones son completadas. Esto sucede porque los métodos de clasificación más modernos dependen de una variedad de descriptores estadísticos que presentan un grado creciente de dispersión a medida que el número de observaciones decrece, lo que disminuye su precisión. En este trabajo, proponemos método que mejora el rendimiento de los clasificadores automáticos de estrellas variables al incorporar las desviaciones producidas por la escasez de observaciones. Nuestro algoritmo utiliza Procesos Gaussianos de regresión para formar un modelo probabilístico de los valores observados para cada curva de luz. Luego, basado en este modelo, se generan muestras aleatorias de los descriptores de las curvas.Finalmente, a partir de estas muestras, se utiliza una técnica de bagging para incrementar la precisión de la clasificación. El resultado de este modelo, es un vector de clasificación que representa la probabilidad de pertenecer a cada una de las posibles clases de estrellas variables. Realizamos pruebas en los catálogos MACHO y OGLE; los resultados muestran que nuestro método logra mejorar las predicciones de modelos clásicos. Consideramos que estos resultados muestran la importancia de tomar en cuenta el error de los descriptores estimados, al clasificar curvas de luz, y como los procesos de observación los impactan.
Automatic identification of spectral lines
(2016) Riveros, Andrés A.; Pichara Baksai, Karim Elías; Pontificia Universidad Católica de Chile. Escuela de Ingeniería
La astronomía enfrenta nuevos desafíos en cuanto a cómo analizar big data, y por lo tanto, como buscar o predecir eventos/patrones de interés. Nuevas observaciones en regiones de longitudes de onda previamente inexploradas están disponibles gracias a instrumentos como el Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Dada esta creciente cantidad de datos de alta resolución espectral, cualquier análisis no automatizado constituiría un esfuerzo más allá de la capacidad humana. Actualmente, la clasificación de líneas de emisión significa decidir si una línea de emisión pertenece a un isótopo específico. Esta clasificación es principalmente hecha comparando las líneas observadas con líneas de emisión de isótopos conocidas. Un algoritmo de clasificación automático reduciría dramáticamente los esfuerzos humanos para analizar datos espectrales, permitiendo a los astrónomos enfocar sus esfuerzos en análisis más detallados. En este trabajo, proponemos un algoritmo que utiliza un modelo sparse para representar el espectro y automáticamente clasificar líneas de emisión. Para esto, utilizamos conjuntos de datos de líneas espectrales para determinar un set de vectores base que represente la presencia de líneas de emisión teóricas. Luego, para clasificar líneas en un espectro dado, se minimiza la diferencia entre el espectro y una combinación lineal de los vectores base determinados. El output del modelo corresponde a un vector de probabilidad que representa la distribución de la predicción sobre un set de posibles isótopos. Realizamos pruebas de nuestro algoritmo con datos experimentales de Splatalogue y datos simulados del proyecto ASYDO. El resultado del análisis muestra que el algoritmo es capaz de identificar líneas de emisión con una precisión del 90% cuando ni blending ni casos hiperfinos están presentes. En tanto que la separación de longitud de onda entre líneas decrece (menor o igual que 1 MHz) la precisión baja a un 82%. El código fuente del algoritmo, los datos sintéticos y la lista de identificaciones sugerida están públicamente disponibles*.
Automatic survey-invariant classification of variable stars
(2018) Benavente Escandón, Patricio; Pichara Baksai, Karim Elías; Pontificia Universidad Católica de Chile. Escuela de Ingeniería
Las técnicas de aprendizaje de máquina han sido aplicadas con éxito en la clasificación de estrellas variables en sondeos astronómicos bien estudiados. Estos conjuntos de datos han estado disponibles el tiempo suficiente para que los astrónomos analicen en profundidad una serie de fuentes variables y generen catálogos prácticos con estrellas variables identificadas. El producto de estos estudios son datos etiquetados que permiten entrenar modelos supervisados con éxito. Sin embargo, cuando estos modelos son aplicados ciegamente a datos provenientes de nuevos sondeos celestes su desempeño disminuye de manera considerable. Más aún, los datos sin etiqueta son generados a una tasa muchísimo mayor que la de su contraparte etiquetada, ya que el etiquetado es un proceso manual que toma tiempo. Las técnicas de adaptación de dominio apuntan a aprender en un dominio donde hay etiquetas disponibles — el dominio fuente — y mediante alguna adaptación clasificar con éxito en otro dominio—el dominio objetivo. Proponemos un modelo probabilístico completo que representa la distribución conjunta de las características de dos conjuntos de datos distintos, así como una transformación probabilística desde las características de uno de los conjuntos de datos hacia el otro. Esto permite transferir datos etiquetados a un sondeo donde éstos no están disponibles y efectivamente aplicar un modelo de clasificación en un sondeo nuevo. Nuestro modelo representa las características de cada dominio como una mezcla de Gaussianas y modela la transformación como una translación, rotación y escalación de cada componente por separado. Realizamos pruebas usando tres catálogos de variabilidad diferentes: EROS, MACHO y HiTS. Presentamos las diferencias entre ellos, como la cantidad de observaciones por estrella, cadencia, tiempo de observación, y bandas ópticas observadas, entre otros.
Black holes in scale-dependent frameworks.
(2019) Rincón, Ángel; Koch, Benjamin; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Física
In the present thesis, we investigate the scale–dependence of some well known black hole solutions in 2+1 dimensions at the level of the effective action in the presence of a cosmological constant or an electrical source. We promote the classical parameters of the theory, {G0,(· · ·)0}, to scale–dependent couplings, {Gk,(· · ·)k} and then we solve the corresponding effective Einstein field equations. To close the system of equations we impose the null energy condition. This last condition (valid in arbitrary dimension) provides a differential equation which, after solving it, allows to obtain in a simple way the specific form of the gravitational coupling. Furthermore, perfect-fluid like parameters are induced via the scale-dependent gravitational coupling. Finally, to exemplify the effect of the running of the couplings on the properties of the scale-dependent black hole solutions, we show a few concrete examples.In the present thesis, we investigate the scale–dependence of some well known black hole solutions in 2+1 dimensions at the level of the effective action in the presence of a cosmological constant or an electrical source. We promote the classical parameters of the theory, {G0,(· · ·)0}, to scale–dependent couplings, {Gk,(· · ·)k} and then we solve the corresponding effective Einstein field equations. To close the system of equations we impose the null energy condition. This last condition (valid in arbitrary dimension) provides a differential equation which, after solving it, allows to obtain in a simple way the specific form of the gravitational coupling. Furthermore, perfect-fluid like parameters are induced via the scale-dependent gravitational coupling. Finally, to exemplify the effect of the running of the couplings on the properties of the scale-dependent black hole solutions, we show a few concrete examples.In the present thesis, we investigate the scale–dependence of some well known black hole solutions in 2+1 dimensions at the level of the effective action in the presence of a cosmological constant or an electrical source. We promote the classical parameters of the theory, {G0,(· · ·)0}, to scale–dependent couplings, {Gk,(· · ·)k} and then we solve the corresponding effective Einstein field equations. To close the system of equations we impose the null energy condition. This last condition (valid in arbitrary dimension) provides a differential equation which, after solving it, allows to obtain in a simple way the specific form of the gravitational coupling. Furthermore, perfect-fluid like parameters are induced via the scale-dependent gravitational coupling. Finally, to exemplify the effect of the running of the couplings on the properties of the scale-dependent black hole solutions, we show a few concrete examples.In the present thesis, we investigate the scale–dependence of some well known black hole solutions in 2+1 dimensions at the level of the effective action in the presence of a cosmological constant or an electrical source. We promote the classical parameters of the theory, {G0,(· · ·)0}, to scale–dependent couplings, {Gk,(· · ·)k} and then we solve the corresponding effective Einstein field equations. To close the system of equations we impose the null energy condition. This last condition (valid in arbitrary dimension) provides a differential equation which, after solving it, allows to obtain in a simple way the specific form of the gravitational coupling. Furthermore, perfect-fluid like parameters are induced via the scale-dependent gravitational coupling. Finally, to exemplify the effect of the running of the couplings on the properties of the scale-dependent black hole solutions, we show a few concrete examples.
Blue Stragglers in the Gaia Era: Galactic Open and Globular Clusters
(2023) Carrasco Varela, Francisco Felipe; Puzia, Thomas H.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Blue Straggler Stars (BSSs) are one of the keys to understand in a better way how stars evolve and interact with each other in different star clusters. They appear to be hotter and brighter than the Main Sequence Turn Off Point (MSTO) and, therefore, they should have evolved off the Main-Sequence branch. We properly select, for Open Clusters (OCs) and Globular Clusters (GCs), star cluster members based on proper motions and parallaxes provided by Gaia Data Release 3 (DR3). Using isochrones models and selection criteria from previous studies, we select and classify stars as BSS, Yellow Straggler Stars and Red Stragglers Stars (evolved BSSs). We identify BSSs to be present in all our GCs and in 42/129 (∼ 33 %) of studied OCs. We counted a total of 4399 BSSs; 434 (∼ 10 %) located in OCs and 3965 (90 %) located in GCs. Clusters younger than ∼ 500 Myr do not show the presence of BSSs in our sample. We obtain astrophysical parameters from 3 different methods (color–temperature relations, isochrone–fitting models and parameters from Gaia DR3 spectra) such as the effective temperature Teff, star mass M, and surface gravity log(g). We find values for BSS Teff to be ∼ (6800 ± 585) K in GCs and ∼ (7570 ± 1400) K in OCs; and an average mass of ⟨MBSS⟩ = (1.75 ± 0.45) M⊙ in OCs and ⟨MBSS⟩ = (1.02 ± 0.1) M⊙ in GCs. For every BSS, we compute the difference of the BSS mass and the MSTO mass of its parent cluster, normalized by the MSTO mass, and called it Me based on previous studies. This parameter is classified as low–Me (Me < 0.5, BSS likely formed through mass-transfer) and high–Me (0.5 < Me < 1.0, BSS likely formed through mergers). For OCs we find a percentage 81.34 % high–Me and 18.66 % low–Me. For GCs, we find 94.25 % low–Me and 5.25 % high–Me. Comparing Me against the BSS age obtained with isochrone modes, we were able to detect: i) GC BSSs that are most likely to be formed through collisions show a “boost” in their percentage/fraction for stars with an age ∼ 1 − 2 Gyr, in agreement with reported age for core-collapse events in GCs found in previous studies; ii) a double sequence for GC BSSs, where we conclude that these sequences correspond to a pre merger/closer-binary interaction and post merger/closer-binary interaction of BSS formation
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.
Characterization of extragalactic fast X-ray transients from X-ray archival searches
(2023) Quirola Vasquez, Jonathan Alexander; Bauer, Franz Erik; Jonker, Peter; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Extragalactic fast X-ray transients (FXTs) are non-Galactic short flashes of X-ray photons (in the narrow range of ≈0.3–10 keV) of unclear origin that last a few minutes to hours. A variety of astronomical objects and physical mechanisms have been proposed for the origin of extragalactic FXTs, such as core-collapse SNe shock breakout (SBOs), gamma-ray bursts (GRBs), and intermediate massive black holes (IMBH)-white dwarf (WD) tidal disruption events. During the last two decades, several FXTs have been detected by Chandra, XMM-Newton, and Swift-XRT, serendipitously (for instance, Soderberg et al. 2008; Bauer et al. 2017; Xue et al. 2019; Alp & Larsson 2020; Lin et al. 2022). Previously, Yang et al. (2019) developed a method that can efficiently detect single X-ray burst light curves in a single Chandra exposure, and systematically applied it to ≈19 Ms Chandra. While this method efficiently detected all past known FXTs (2), it failed to find any new FXT candidates, setting loose bounds on their space densities. The main objective of this thesis is to identify and characterize extragalactic FXTs hidden in the Chandra archive. We apply here two modified versions of the algorithm developed by Yang et al. 2019 to X-ray sources located at |b|>10 deg (i.e., 14281 Chandra observations, totaling ≈258 Ms and 857 deg 2 ) to minimize stellar flares contamination. In Chapter 2, we consider the X-ray sources of the Chandra Source Catalog 2.0 (data available until the end of 2014; CSC2). In Chapter 3, we extend our systematic search by reprocessing the Chandra data not covered by CSC2. In both instances, we adopt additional criteria to rule out strong contamination from persistent X-ray sources (analyzing further X-ray observations taken by Chandra, XMM-Newton, Swift–XRT, Einstein, and ROSAT, and considering other astronomical catalogs such as Gaia, NED, SIMBAD, VHS, DES, Pan-STARRS), in order to identify 22 FXTs (14 and 8 FXTs identified inside CSC2 and beyond it, respectively) consistent with an extragalactic origin. We rediscover all previously reported Chandra events from the literature (Jonker et al. 2013; Glennie et al. 2015; Bauer et al. 2017; Xue et al. 2019; Lin et al. 2019, 2021, 2022). The 22 FXT candidates have peak 0.3–10 keV fluxes between F X,peak ≈6×10^−14 to 2×10^−10 erg cm−2 s−1 and T 90 durations from ≈0.3 to 40 ks. The sample is split into two groups: five "nearby" FXTs that occurred within d≲100 Mpc, and 17 "distant" FXTs at d>100 Mpc. Indeed, the latter have redshifts between ≈0.3 to 2.2. Thus, the local and distant samples have associated peak X-ray luminosities of L X,peak ≈10^39 − 10^40 and 10^44 − 10^47 erg s−1, respectively. After applying completeness corrections, we calculate the first FXT X-ray luminosity function and derive event rates for the nearby and distant samples of 34.3_{−10.8}^{+13.7} and 36.9_{−8.3}^{+9.7} deg-2 yr−1, respectively, for a limiting flux of Fpeak=10^−13 erg cm−2 s−1. We compare the volumetric density rate of FXTs with well-known transient classes such as SBOs, GRBs, and TDEs, concluding that FXTs remain broadly consistent with different transients at distinct cosmic epochs. Regarding their host properties, local hosts tend to lie just below the star-forming main sequence, with many FXTs situated in or near HII regions, implying some relation to massive stars. On the other hand, distant hosts tend to be spread all over (starburst, main sequence, and green valley regions), potentially consistent with GRB and SNe hosts. Timing and spectral properties, combined with other properties such as galactic parameters and volumetric rates, might imply that we have a mix of origins related to this novel sample of FXTs. Finally, in Chapter 4 we interpret a subset of nine FXTs with plateau or fast-rise light curves in the context of an X-ray magnetar model produced after the merger of two neutron stars. The model produces good fits to the light curves of this sub-sample, and the best-fit magnetar parameters suggest a common origin. Although the interpretation is consistent with most of the observational parameters, exploring other scenarios remains a necessary future task.
Characterization of molecular gas substructures in the protoplanetary disk HD 163296 using ALMA interferometric data
(2024) Maluenda Berna, Michel Yan Luis; Guzmán Veloso, Viviana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
This thesis conducts an extensive examination of molecular gas substructures, specifically HCN and C2H, within the protoplanetary disk surrounding HD 163296. Utilizing ALMA interferometric data in two rotational transitions, the study resolves structures down to 10 au scales, focusing on characterizing gas substructures and comparing them with millimeter dust in the disk. The methodology involves parameterizing relative abundance, incorporating Gaussian functions, and employing MCMC analysis to model observed bright ring substructures. The study reveals three bright line emission rings for both HCN and C2H, indicating a high abundance within 150 au of the central star. Interestingly, no universal connection is found between dust and molecular substructures, suggesting complex dynamics. The inner disk (<150 au) exhibits a peak relative abundance of ∼6.8 × 10−11 for HCN and ∼5.0 × 10−11 for C2H, implying active organic chemistry or hidden molecular emissions. Furthermore, a significant overlap between dust and chemical substructures within 150 au is observed, diminishing in the outer disk. The outermost bright rings at approximately 309 and 385 au for HCN and C2H respectively lack correlation with CO substructures, challenging conventional understanding of protoplanetary disk composition and dynamics. Chemical conversion of CO into other species is proposed as a partial explanation for observed vertical substructures and high C/O ratios influencing C2H and HCN abundance. This research enhances our understanding of complex dynamics and chemical processes in protoplanetary disks, providing valuable insights for future planet formation studies.
Characterization of the dwarf galaxy population in the Centaurus A environment
(2020) Ribbeck Valenzuela, Karen X.; Puzia, Thomas H.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
We report photometric properties of the dwarf galaxy population in the Centaurus A group, along with 51 new dwarf candidates based on the optical u’g’r’i’z’ imaging of 22 deg^2 centered on the nearby giant elliptical galaxy NGC 5128 as part of The Survey of Centaurus A’s Baryonic Structures (SCABS) program. Morphological analysis of the new candidates shows surface brightness profiles are well represented by a single component Sérsic models with an average Sérsic index of = 0.85 ± 0.05. The candidates present luminosities of -12 ≤ Mv ≤ -7 mag, corresponding to stellar masses of 7.5 ≥ log M/M☉ ≥ 4.5, which extend the size-luminosity relation toward fainter luminosities and smaller sizes for known dwarf galaxies outside the Local Group (LG), and are consistent with properties of nearby dwarf spheroidal galaxies. I will discuss the stellar population properties of the newly discovered galaxy sample and compare their properties to other dwarf galaxy samples in the nearby Universe.
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).
Chemistry in externally FUV illuminated protoplanetary disks in the Orion Nebula Cluster
(2022) Díaz Berríos, Javiera Katalina; Guzmán Veloso, Viviana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Física
Understanding the chemical composition and distribution of the birthplaces of planets (protoplanetary disks) is key to constraining the initial conditions of planet formation and planetary atmospheres. Most protoplanetary disks are born in stellar clusters and can therefore be affected by the radiation of nearby massive stars. However, little is known about the potential differences or similarities in the chemistry of isolated versus externally irradiated disks. Motivated by this question, we present ALMA Band 6 observations of two protoplanetary disks in the outskirts of the Orion Nebula Cluster (ONC) to explore the chemical composition of disks exposed to (external) FUV radiation fields: the large 216–0939 disk and the binary system 253–1536A/B. We successfully detect lines from CO isotopologues, HCN, H2CO, and C2H toward both protoplanetary disks. Undetected molecular lines include DCN and C3H2. Based on the observed disk–integrated line fluxes and flux, we do not find significant differences between isolated and irradiated disks. This suggests that these sources are far enough from the ONC so that their chemistry is not affected by the external radiation field or that we are observing the region from the disk that survives the external radiation; Indeed, these disks are massive and could, therefore self–shield from the radiation field. However, we expect CN emission to be brighter in irradiated disks than in isolated ones, which can be tested with future ALMA observations. We also expect stronger differences for disks that are closer to the ONC.
Classification and modeling of time series of astronomical data
(2018) Elorrieta López, Felipe; Eyheramendy Duerr, Susana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Matemáticas
We are living in the era of Big Data, where several tools have been developed to deal with large amount of data. These technological advances have allowed the rise of the astronomical surveys. These surveys are capable to take observations from the sky and from them generate information ready to be analyzed. Among the observations available there are light curves of astronomical objects, such as, variable stars, transients or supernovae. Generally, the light curves are irregularly measured in time, since it is not always possible to get observational data from optical telescopes. This issue makes the light curves analysis an interesting statistical challenge, because there are few statistical tools to analyze irregular time series. In addition, due to the large amount of light curves available in each survey, automated processes are also required to analyze all the information efficiently. Consequently, in this thesis two goals are addressed: the classification of the light curves from the implementation of data mining algorithms and the temporal modeling of them. Regarding the classification of light curves, our contribution was to develop a classifier for RR Lyrae variable stars in the Vista Variables in the Via Lactea (VVV) nearin frared survey. It is important to detect RR-Lyraes since they are essential to build a three-dimensional map of the Galactic bulge. In this work, the focus is on RRab type ab (i.e., fundamental-mode pulsators). The final classifier is built following eight key steps that include the choice of features, training set, selection of aperture, and family of classifiers. The best classification performance was obtained by the AdaBoost classifier which achieves an harmonic mean between false positives and false negatives of ≈ 7%. The performance is estimated using cross validation and through the comparison with two independent data sets that were classified by human experts. The classifier implemented has already made it possible to identify some RRab in the outer bulge and the southern galactic disk areas of the VVV. In addition, I worked on modeling light curves. I develop new models to fit irregularly spaced time series. Currently there are few tools to model this type of time series. One example is the Continuous Autoregressive model of order one, CAR(1), however some assumptions must be satisfied in order to use this model. A new alternative to fit irregular time series, that we call the irregular autoregressive model (IAR model), is proposed. The IAR model is a discrete representation of the CAR(1) model which provide more flexibility, since it is not limited by Gaussian time series. However, both the CAR(1) and IAR model are only able to estimate positive autocorrelations. In order to fit negatively correlated irregular time series a Complex irregular autoregressive model (CIAR model) was also developed. For both models maximum likelihood estimation procedures are proposed. Furthermore, the finite sample performance of the parameters estimation is assessed by Monte Carlo simulations. Finally, for both models some applications are proposed on astronomical data. Applications include the detection of multiperiodic variable stars and the verification of the correct estimation of the parameters in models commonly used to fit astronomical light curves.
Clustering based feature learning on variable stars
(2016) Mackenzie Kiessler, Cristóbal; Pichara Baksai, Karim Elías; Pontificia Universidad Católica de Chile. Escuela de Ingeniería
El éxito de la clasificación automática de estrellas variables depende en gran medida de la representación de la curva de luz. Comúnmente, una curva de luz es representada como un vector de descriptores estadísticos diseñados por astrónomos llamados características. Estas características son costosas de calcular, requieren mucho tiempo de investigación para desarrollar y no garantizan un buen rendimiento de clasificación. Hoy en día la representación de curvas de luz no es automática; los algoritmos deben ser diseñados y ajustados para cada set de datos. La cantidad de datos astronómicos que se generará en el futuro requerirá de procesos de análisis automáticos y escalables. En este trabajo presentamos un algoritmo de aprendizaje de características diseñado para objetos variables. Nuestro método funciona a través de la extracción de un gran número de subsecuencias de curvas de luz, de las cuales se extraen subsecuencias representantes de los patrones más comunes a través de un algoritmo de clustering.Estos representantes son usados para transformar curvas de luz de un conjunto etiquetado a una representación que puede ser usada con un clasificador. El algoritmo propuesto aprende características de datos etiquetados y no etiquetados, lo que elimina el sesgo de usar solo datos etiquetados. Evaluamos nuestro método en las bases de datos MACHO y OGLE; los resultados muestran que nuestro rendimiento de clasificación es tan bueno como y en algunos casos mejor que el rendimiento que se logra usando las características tradicionales, mientras que el costo computacional es significativamente menor. Con estos resultados prometedores, creemos que nuestro método constituye un paso significativo hacia la automatización de los procesos de clasificación de curvas de luz.
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.

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