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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
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.
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.
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.
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.
Computer vision and machine-learning method for the detection of low-surface brightness galaxies in the Fornax Cluster
(2024) Hernández Flores, Alejandra Valentina; Puzia, Thomas H.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Detecting the faint luminosity in Low Surface Brightness Galaxies (LSBGs) poses significant challenges, primarily due to sky brightness and contamination from brighter sources while separating LSBGs from the background. Despite these challenges, the study of LSBGs holds great potential to advance our understanding of various fields, including cosmology, galaxy formation, evolution, and the characteristics of galaxy clusters. The primary goal of this study is to develop an automated code capable of effectively detecting LSBGs, including the more diffuse LSBGs that are only detectable through visual search. The initial focus is on the Fornax cluster of galaxies, with the possibility of extension to other galaxy clusters. The purpose is to significantly contribute to advancing research in LSBGs and its implications for broader astronomical studies. We have created an automated code that successfully detects LSBGs in digital images at a reasonable processing speed. We have incorporated an innovative algorithm to separate LSBGs from the background using a dynamic background kernel and threshold applied to image segments to achieve this. We have also implemented a bilateral filter that identifies the most diffuse LSBGs and preserves morphology, ensuring precise identification and classification. Additionally, we have developed and trained a One-Class Support Vector Machine (SVM) classifier using a gold sample of 143 LSBGs, resulting in a classifier with a low rate of false positives. The implemented code has successfully detected LSBGs, showcasing its ability to address the challenges associated with identifying the faint luminosity in these galaxies, even in the presence of brighter sources. The integrated algorithm has significantly improved the accuracy and efficiency of the detection process, allowing for the identification of a substantial number of LSBG candidates. Specifically, in the Fornax Cluster, our algorithm successfully identified 31,295 LSBG candidates, as documented in the comprehensive catalog available at GitHub Repository: \url{https://github.com/Alevhf/LSB_candidates/blob/main/Catalog_result.csv#L19304}.
Detection and characterization of hot Jupiters around hot stars
(2023) Torres Miranda, Pascal José; Jordán Colzani, Andrés Cristóbal; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
El objetivo principal de esta tesis es abordar el desafío de detectar y caracterizar Júpiteres calientes alrededor de estrellas calientes. La elevada temperatura de las estrellas dificulta la confirmación de exoplanetas debido a la rápida rotación estelar, lo que resulta en una menor precisión en las mediciones de velocidades radiales. Un método para caracterizar y confirmar planetas que orbitan este tipo de estrella es el de Tomografía Doppler (TD). En este trabajo, se desarrolló un método de TD, en un marco bayesiano y se probó en seis sistemas. Se utilizaron datos publicados de tres de ellos (WASP-19b, KELT-7b y HAT-P-56b), obteniendo resultados visuales similares a los publicados. Para dos sistemas (HD2685 y TOI-812), se predijeron y observaron los tránsitos, pero no fue posible recuperar la señal del planeta. Y un sistema que será publicado prontamente (TOI-3362-b, Espinoza et al. in prep) que es consistente con la alineación del sistema. También se construyó un catálogo de siete estrellas (incluyendo HD2685b) interesantes para nuestro estudio. Este catálogo se construyó a partir de una selección de estrellas calientes (hecha con datos de Gaia DR2) que poseían altas señales de tránsito en las curvas de luz obtenidas de TESS. De esas siete estrellas, cuatro poseen planetas ya confirmados y tres candidatos a planeta, de especial interés debido a las características únicas de cada sistema. También se desarrolló un código capaz de predecir la observabilidad de la Tomografía Doppler, considerando las características de la estrella, el planeta y el instrumento utilizado para la observación. Las conclusiones de este estudio indican que tanto el método de deconvolución como el modelo de predicción de Tomografía Doppler son útiles y consistentes con trabajos previos. Sin embargo, es necesario desarrollar nuevas herramientas para cuantificar la precisión de estos métodos.
Discovery and characterization of exoplanets in the TESS full frame images
(2022) Rojas Henríquez, Felipe Ignacio; Jordán Colzani, Andrés Cristóbal; Chanamé, Julio; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
En los últimos años la cantidad de exoplanetas ha ido en aumento. Hoy conocemos más de 5000 y este numero seguirá creciendo gracias a misiones como TESS, que monitorea constantemente estrellas cercanas desde el espacio. No obstante, de todos estos planetas descubiertos, menos de 1000 tienen mediciones de su masa y radio con una precisión del 20% o mejor. Conocer estos parámetros con precisión nos da una idea inicial de su composición y por ende, de cómo pudo haber sido su proceso de formación. Además, se conocen muy pocos planetas gigantes con órbitas con períodos superior a los 10 días. Este tipo de planetas (Gigantes Tibios) despiertan la pregunta de cómo es que se encuentran tan cerca de la estrella que orbitan. Al mismo tiempo, estos conservan posibles rastros de su evolución dinámica en sus órbitas, a diferencia de planetas con órbitas más pequeñas. El objetivo de este proyecto es implementar un sistema de procesamiento de las imágenes de la misión TESS y búsqueda de planetas gigantes tibios, en el marco de la colaboración WINE, dedicada al estudio de estos planetas. De los candidatos a planeta encontrados, se realizó el seguimiento, confirmación y caracterización de un Neptuno (TOI-883 b) y un sub-Saturno (TOI-899 b), que orbitan estrellas muy parecidas al Sol con períodos de 10 y 12 días, respectivamente.
Estimadores de metalicidad en SN tipo II-P
(2023) Castro Morales, Nicolás Manuel; Clocchiatti, Alejandro; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Uno de los parámetros más difíciles de estimar en supernovas es su metalicidad, basicamente por lo complejo de sus espectros y por la imposibilidad de haber observado con el detalle apropiado al progenitor en la gran mayoría de los casos. Los espectros de las supernovas de tipo IIP durante la fase fotosférica, sin embargo, revelan información directa sobre la metalicidad de la estrella progenitora que es posible interpretar. Los pseudo anchos equivalentes de los perfiles P Cygni de líneas de elementos químicos complejos ya han sido utilizados como indicadores de metalicidad, pero tienen algunas limitaciones. Presentamos un nuevo método que añade a las líneas de los espectros un indicador fotométrico basado en la evolución del brillo de las supernovas en la banda B, y/o la U, de Johnson, siempre en supernovas tipo IIP. Usando modelos teóricos de la atmósfera en estas supernovas encontramos que la variación de la magnitud en B entre las fases temprana y tardía de la curva de luz (EtoLC, por las siglas en inglés, de ``Early to Late Contrast'') está relacionada tanto con la masa como con la metalicidad del progenitor. Mostramos además que con el uso combinado de los anchos equivalentes de una línea de hierro y estos EtoLCS es posible discriminar con bastante sensibilidad y separar supernovas provenientes de la explosión de progenitores muy masivos de las provenientes de progenitores poco masivos, así como los que tenían metalicidad elevada de los que la tenían baja. Utilizando esta técnica a una muestra de supernovas reales, con buenos conjuntos de datos como para poder medir estos parámetros, se encuentra concordancia con lo ilustrado por los modelos indicando que, una vez calibrado, el método tendrá el potencial de poder encontrar con observaciones directas las características de masa y metalicidad de los progenitores de SN tipo IIP.
Exploring Super-Chandrasekhar Supernova SN2007if with radiative transfer code TARDIS
(2024) Silva Beyer, Joaquín; Clocchiatti, Alejandro; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Super-Chandrasekhar Supernovae (SNe) are a peculiar case of Type Ia SNthat show very high luminosities, slow light-curve evolution, and low expan-sion velocities, consistent with progenitor masses over the Chandrasekharlimit (≳ 1.4M⊙). SN 2007if is one of those events, with a still unknownexplosion scenario. Its early spectra are smooth and near featureless, butat later epochs, they seem to morph into a normal Type Ia. I exploredits spectra with radiative transfer code TARDIS, using three models, con-sidering the envelope interaction and the violent merger hypotheses. Thebest model, based on the envelope interaction scenario, resulted in a verygood match for early epochs, and a better match in the later epochs than theother models. I performed abundance tomography and adapted its chemicalstructure, resulting in my model 07if-tail. While it had a good agree-ment with the observed low velocities and some lines, many still featuredtoo deep absorption profiles, and the lines suggested a lower temperaturethan the overall continuum. I found that SN2007if probably lacks S and hasno Fe on its outer regions. In order to explain SN2007if’s light curve andspectra, a secondary source of continuum brightness is needed. My findingssupport the scenario of a WD-WD slow merger, forming a CO envelope thatinteracts with the explosion’s ejecta.
Hα emission observations of nearby baryonic structures
(2022) Ziliotto, Tuila; Puzia, Thomas H.; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
A fundamental question in astronomy is how the environment affects galaxy evolution. Baryonic structures in the nearby universe can be used as laboratories to study the influence of the environment on galaxy evolution processes, since their close distances allow a detailed view of its member galaxies and their substructures. It is believed that the structures that we observe in the nearby universe form through the accretion of smaller groups of galaxies; thus, environmental processes can influence galaxies even before they enter larger clusters. The synergy between numerical simulations and surveys dedicated to observing large samples of galaxies is fundamental to trace and understand the physical properties of different galaxy components. In this context, star formation is one of the most fundamental parameters that characterizes galaxies, and can be heavily influenced by environmental conditions. We use data from the Next Generation Fornax Survey (NGFS) obtained with the Dark Energy Camera (DECam) g’r’i’ broadbands and N662 narrow-band covering the H-alpha + [N II] emission lines to study star formation in the central region (~R_vir/4) of the Fornax cluster of galaxies. We present a method for continuum subtraction in narrow-band images. From the continuum-subtracted H-alpha emission, we derived star formation rates (SFR) for a sample of dwarf galaxies in the central region of the Fornax cluster. Most of the dwarfs presenting H-alpha emission have large nuclei, with high temperatures in their very centers, suggesting the presence of a young stellar population. H-alpha emission concentrates in the centers of these galaxies. Considering the proposed scenarios for the formation of nucleated dwarf galaxies, our observations are in agreement with the model of in-situ star formation in their centers. We have found a spatial asymmetry in the distribution of H-alpha emitting nucleated dwarf galaxies around the Fornax center, suggesting different formation histories. We also discuss SFRs for NGC 1427A, a dwarf irregular galaxy with an intense burst of star formation. Broadband DECam data also allowed us to generate mass maps, from which we constructed diagrams of specific star formation rates versus pixel mass. In these diagrams, we can identify different substructures in the galaxies.
Modelling of resolved scaling relations in simulated galaxies
(2023) Cornejo Cárdenas, Anell; Tissera, Patricia; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
We developed a new numerical tool, called SpecGSG (i.e. Spectra Generator of Simulated Galaxies), which aims to generate synthetic spectra of simulated galaxies in order to improve comparisons between simulations and observations. Through this code we can obtain spatially resolved spectral information that considers the contribution of stellar populations and the nebular emission produced by gas close to young stellar populations. A fundamental aspect of this tool, and what differentiates it from other previous works (e.g., Nanni et al. 2022), is that the nebular emission is calculated based on the properties of the gas surrounding recently born stellar populations. This code allowed us to study both the intrinsic properties of the simulations and the properties we derived from their synthetic spectra. From the intrinsic properties of the simulations we found an anti-correlation between the ionization parameter and gas metallicity. Additionally, we used SpecGSG to recover spatially resolved scaling relations using the synthetic spectra generated from the simulated galaxies in local regions. In particular, we focused on two scaling relations: (1) the spatially resolved star-forming main sequence (rSFMS), i.e. the relationship between the Star Formation Rate surface density (ΣSFR) and the stellar mass surface density (Σ∗), and (2) the spatially resolved mass-metallicity relation (rMZR), i.e. the relationship between the gas-phase metallicity and Σ∗. From these synthetic spectra, we found that the metallicity has a first dependence on Σ∗ and a second dependence on ΣSFR. This agrees with results obtained in observations of galaxies. Therefore, SpecGSG allows us to calculate the properties of the simulations from a more observational way, improving comparisons between observational and simulation data. At the moment, SpecGSG only implements a simple model of dust that downgrades the spectra due to its presence in the star-forming regions. The treatment of dust attenuation and re-emission along the line of sight between each emitting source and the observer, will be implemented in a future work.
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.
Stacking UV-selected Lyman-break galaxies in the ALMA frontier fields
(2019) Carvajal Pizarro, Rodrigo Alonso; Bauer, Franz Erik; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
Los campos Frontier Fields (FF) ofrecen una ventana inusualmente profunda hacia el universo de alto corrimiento al rojo. Lo logran cubriendo un área sustancialmente más grande que el campo Hubble Ultra-Deep, que posee baja magnificación, sondeando 1–2 magnitudes más profundas en regiones con magnificaciones singularmente más altas. Este espacio de parámetros único, junto con excepcionales datos en múltiples longitudes de onda, permiten una mejor comprensión de las poblaciones de galaxias distantes. Se obtuvieron mosaicos en la banda 6 de ALMA (≈263GHz) en las porciones centrales de cinco campos FF para caracterizar las propiedades infrarrojas de 1821 Lyman-Break Galaxies (LBG), con corrimientos al rojo de z∼2–8, seleccionadas a través de observaciones en el ultravioleta. Investigamos flujos y excesos infrarrojos (IRX) tanto individuales como acumulados para la muestra de LBG en función de masas estelares, corrimientos al rojo, luminosidades ultravioleta y magnificaciones por lentes gravitacionales. Las muestras de LBG se han escogido con base en fotometría realizada con HST y confirmación fotométrica de corrimiento al rojo. Con plantillas de distribución espectral de energía (SED), obtenemos luminosidades, masas estelares y tasas de formación estelar para nuestros LBG. De las imágenes de ALMA, obtenemos flujos individuales y estimaciones de IRX así como valores medios de los cálculos acumulados en imágenes y visibilidades de ALMA. Tres LBG son detectados, individualmente, sobre un nivel de significancia de 4,1−σ, mientras las muestras acumuladas de los restantes LBG no entregan valores relevantes. Investigamos nuestras detecciones y límites superiores en el contexto de las relaciones entre IRX y masa estelar y entre IRX y la pendiente ultravioleta (β). Nuestros límites superiores ayudan a excluir grandes porciones del espacio de parámetros, lo que puede ser útil para modelización. En ciertos casos, nuestros límites son suficientemente profundos para crear una leve tensión con las, típicamente asumidas, relaciones de consenso en la literatura.
Statistical study of neutron star glitches
(2018) Fuentes Baeza, José Rafael; Reisenegger, Andreas; Espinoza, Cristóbal; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
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.
Substructures in protoplanetary disks imprinted by compact planetary systems
(2022) Garrido Deutelmoser, Juan; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de Astrofísica
The substructures observed in protoplanetary disks may be the signposts of embedded planets carving gaps or creating vortices. The inferred masses of these planets often fall in the Jovian regime despite their low abundance compared to lower-mass planets, partly because previous works often assume that a single substructure (a gap or vortex) is caused by a single planet. In this work, we study the possible imprints of compact systems composed of Neptune-like planets (~10-30 Mearth) and show that long-standing vortices are a prevalent outcome when their inter-planetary separation (Delta a) falls below ~8 times Hp, the average disk's scale height at the planets locations. In simulations where a single planet is unable to produce long-lived vortices, two-planet systems can preserve them for at least 5000 orbits in two regimes: i) fully-shared density gaps with elongated vortices around the stable Lagrange points L4 and L5 for the most compact planet pairs (Delta a < 4.6 Hp); ii) partially-shared gaps for more widely spaced planets (Delta a ~ 4.6 - 8 H_p) forming vortices in a density ring between the planets through the Rossby wave instability. The latter case can produce vortices with a wide range of aspect ratios down to ~3 and can occur for planets captured into the 3:2 (2:1) mean-motion resonances for disk's aspects ratios of h >0.033 (h > 0.057). We suggest that their long lifetimes are sustained by the interaction of spiral density waves launched by the neighboring planets. Overall, our results show that distinguishing imprint of compact systems with Neptune-mass planets are long-lived vortices inside the density gaps, which in turn are shallower than single-planet gaps for a fixed gap width. Those interpretations can reproduce the shallow gap in the gas measured by the MAPS program and the crescent continuum emission reported in the inner gap of the HD 163296 disk. Building on previous works arguing for outer planets at 86 and 137 au, we provide with a global model of the disk that best reproduces the data and show that all four planets may fall into a long resonance chain, with the outer three planets having periods in the 4:2:1 sequence. We show that this configuration is not only an expected outcome from disk-planet interaction, but it can also help constraining the radial and angular position of the planet candidates.
The exceptional x-ray evolution of SN 1996cr in high resolution
(2018) Quirola Vásquez, Jonathan Alexander; Bauer, Franz Erik; Pontificia Universidad Católica de Chile. Facultad de Física
En esta tesis presentamos un análisis de observaciones en rayos-X en múltiples épocas durante 18 años de la SN 1996cr, una de las cinco SNe más cercanas detectados en la época moderna. Observaciones de Chandra HETG en 2000, 2004 y 2009 nos permiten resolver espectralmente los perfiles de velocidad de líneas de emisión de Ne, Mg, Si, Sy Fe, así como monitorear su evolución como trazadores de la interacción ejecta-CSM. Para explicar la diversidad de líneas de emisión en rayos-X exploramos algunos posibles modelos geométricos. Basados en las observaciones del 2009 con alta señal-ruido, encontramos que una geometría polar con una configuración de dos distintos ángulos de apertura y obscuración interna puede exitosamente reproducir todos los perfiles de líneas observados. Ajustamos modelos que consideran C la convolución de los modelos geométricos con plasmas sin-equilibrio simples y dobles con componentes de absorción a la época 2009. Encontramos que el mejor modelo obtenido consiste de dos plasmas. Una componente es ligeramente absorbido (2×1021 cm−2), plasma frio (≈2 keV) con altas abundancias de Ne, Mg, Si y S, y asociada con una región de interacción polar extendida (ángulo de semiapertura ≈58◦). Mientras que la otra componente tiene absorción moderada (2×1022 cm−2), un plasma caliente (∼30 keV) con abundancia de Fe alta y fuerte absorción interna, asociada con una región de interacción fuertemente polar (ángulo de semiapertura ≈20◦). Extendemos este modelo a otras siete épocas con baja señal-ruido y/o baja resolución espectral (XMM-Newton en 2001, 2013, 2014, 2016 y 2018), produciendo varias tendencias interesantes. El flujo, el cual es siempre dominado por el plasma caliente, alcanzando un punto máximo entre 2004–2009 y actualmente disminuyendo, indicando que la onda de choque esta pasando a través de un CSM de densidad más baja (viento de una gigante roja), de acuerdo con simulaciones hidrodinámicas previas. Las temperaturas del plasma y la velocidad de expansión muestran disminuciones suaves según las expectativas, mientras que las abundancias muestran aumentos leves, sugeriendo posibles influencias del material ejectado. Discutimos las implicaciones físicas de estos resultados y su impacto para identificar potenciales progenitores.

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