3.16 Instituto de Astrofísica
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Browsing 3.16 Instituto de Astrofísica by Subject "09 Industry, innovation and infrastructure"
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- ItemAn 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 AstrofísicaThe 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.
- ItemCo-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 AstrofísicaLa 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.
- ItemUnleashing the proper motions : revolution in the inner Galaxy(2022) Gran Merino, Felipe Eduardo; Zoccali, Manuela; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLos 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.
- 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.