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Recent Submissions
- ItemThe origin of stellar halos and their connection to the formation history of their host galaxies(2025) González Jara, Jenny; Tissera, Patricia; Monachesi, Antonela; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLos halos estelares preservan huellas químico-dinámicas del ensamblaje galáctico, pero su bajo brillo dificulta su estudio más allá de la Vía Láctea. Utilizando galaxias de las simulaciones cosmológicas CIELO, en esta tesis analizamos halos estelares en un amplio rango de masas (Mhalo,star entre 10^8 y 10^10 masas solares) y caracterizamos sus canales de formación (poblaciones estelares: in-situ, ex-situ y endo-debris), abundancias químicas e historias de formación. Encontramos que los halos están dominados por material acretado, con estrellas ex-situ viejas, más α-ricas y pobres en metales en las regiones externas, y endo-debris jóvenes, menos α-ricas y más ricas en metales que la población ex-situ, en zonas internas. La diversidad en las historias de formación de los satélites acretados genera relaciones bien definidas entre la masa-metalicidad y [O/Fe]-[Fe/H]. Los halos en las simulaciones CIELO reproducen la relación masa-metallicidad observada a z=0, la cual existe al menos desde z≈3.5 y evoluciona débilmente. Encontramos que cuando el principal contribuyente del halo estelar (SHMC1) aporta una fracción de masa al menos un 20% mayor que la del resto de los contribuyentes, la metalicidad del halo se estabiliza tras la disrupción completa del satélite principal, permitiendo estimar el tiempo de la última gran fusión que formó el halo externo.
- ItemConstraining the Flatness of Planetary Systems(2025) Espinoza Retamal, Juan Ignacio; Aguilera Gómez, Claudia; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaOver the past 30 years, nearly 6,000 exoplanets have been discovered, revealing a remarkable diversity of planetary systems. Essential information about the formation of these systems can be found in their current architectures, as they serve as a signature of their dynamical evolution. Much of what we currently know about architectures comes from the study of stellar obliquities--the angle between the stellar spin axis and the planet's orbital normal--in hot Jupiter systems. However, hot Jupiters are intrinsically rare, with an occurrence rate of 1%, highlighting the need to explore architectures in a broader range of planetary systems. In this thesis, I study the architectures of planetary systems beyond hot Jupiters, focusing on warm Jupiter and Neptune systems through stellar obliquity measurements. Using VLT/ESPRESSO observations of the Rossiter-McLaughlin effect, I have found that these different exoplanet populations have different obliquity distributions: i) hot Jupiters show a two-component distribution, with one population of aligned systems and another approximately isotropic population of misaligned systems; ii) independent of their eccentricities, warm Jupiters are typically well aligned; iii) Neptunes appear to have a bimodal distribution of well-aligned and polar systems. These contrasting obliquity distributions suggest distinct formation pathways for each population. Finally, I also discuss prospects and make predictions for measuring mutual inclinations--the angle between different orbital planes of different planets in the same system--using future Gaia astrometric data. I show that these measurements have the potential to provide deeper insights into the formation and evolution of a larger and more diverse sample of planetary systems.
- ItemTracing the Milky Way bulge with RR Lyrae stars: kinematics and chemical abundances(2025) Olivares Carvajal, Julio Ariel; Zoccali, Manuela; Rojas Arriagada, Alvaro; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLas estrellas RR Lyrae (RRL) son estrellas variables pulsantes que juegan un rol fundamental en el entendimiento de la Galaxia. Sirven como trazadoras de estrellas viejasy predominantemente pobres en metales, convirtiéndolas en una fuente muy valiosa para el estudio de la formación y evolución de la Vía Láctea. Dentro del contexto del bulbo de la Vía Láctea, existen al menos dos componentes principales: una población pobre en metales y una población rica en metales. Estas dos componentes no solo se diferencian en términos de la estructura y la cinemática que trazan sino que también en la abundancia química. Investigar las propiedades de la componente pobre en metales permanece como un desafío sin resolver, y las estrellas RRL pueden ayudar significativamente en esta tarea.El objetivo primordial de esta tesis fue el estudio de estrellas RRL en el Bulbo Galáctico para determinar si estas estrellas representan lo mismo que alguna de las dos componentes principales del bulbo. Derivamos una curva de rotación de estrellas RRL en la región del bulbo y comparamos con curvas de rotación previamente existentes para las componentes del bulbo. En un segundo proyecto, examinamos estrellas RRL en el bulbo en la ventana de Baade’s, midiendo metalicidades y abundancias de elementos α por primera vez en esta zona para evaluar los métodos fotométricos de obtención de metalicidades disponibles en la literatura.Para el primer proyecto, obtuvimos órbitas para cerca de 4200 estrellas RRL. Descubrimos que solo un 57% de estas estrellas son miembros fidedignos del bulbo, mientras que el resto deben ser estrellas intrusas provenientes del halo/disco. Usando la curva de rotación, encontramos que las estrellas RRL rotan de manera similar que la componente pobre en metales del bulbo. Para el segundo proyecto, derivamos metalicidades espectroscópicas y abundancias de elementos α para 61 estrellas RRL con pulsación en modo fundamental, y 18 estrellas RRL con pulsación en el primer sobretono. Descubrimos una relación entre la metalicidad fotométrica y la abundancia de elementos α para todos los estudios previos. Estudiamos el lado ”rico en metales” de la distribución de metalicidad de las estrellas RRL de manera cinemática. Sin embargo, ninguna de las estrellas RRL ricas en metales está asociada al disco.En conclusión, realizar un análisis orbital es crucial para identificar de manera precisa los miembros fidedignos del bulbo. Confiar solamente en los movimientos propios o la velocidad radial es insuficiente. Las estrellas RRL se mueven como parte de la componente pobre en metales del bulbo, sugiriendo que pueden ser parte de la misma población primordial. En nuestro segundo proyecto, concluimos que agregar la dimensión de α para calibrar podrá mejorar la precisión de la metalicidad fotométrica disponible. Además, investigamos las estrellas RRL ricas en metales usando un análisis orbital y no encontramos evidencia que sugiera que estas estrellas se hayan formado por un mecanismo alternativo. Estos resultados indican que las estrellas RRL del bulbo son efectivamente trazadoras de poblaciones estelares muy viejas.
- ItemStudying the nature of ionizing sources during reionization(2025) Moya Sierralta, Cristóbal; Barrientos, Luis Felipe; Infante Lira, Leopoldo; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaLa reionización es una época clave en la historia del universo. Sin embargo, aún no es claro cuales son los mecanismos responsables de esta. A la vez se desconoce la naturaleza del proceso en si. Esta tesis busca identificar las fuentes detras la reionización y caracterizar sus propiedades.Para lograr eso, estudiamos imágenes de banda angosta para seleccionar galaxias en la época de la reionización. Luego estudiammos en detalle una fuente confirmada mediante espectroscopía de mediana resolución. Finalmente, usando espectroscopía proporcionada por el telescopio espacial James Webb, logramos analizar la luz óptica de estos sistemas.Nuestras observaciones de banda angosta resulta en una función de luminosidad consistente con resultados anteriores los cuales sugieren que el universo está casi completaente ionizado a $z\sim 6.9$. Además, encontramos una sobredensidad de "\lya emitters" (LAEs) en el campo.Espectroscopía de mediana resolución de un LAE confirmado a $z\sim 6.9$ revela un perfil de linea complejo. Su alta luminosidad, ancho equivalente combinado con la morfología de la linea indican que esta fuente es un agente ionizante activo. Espectroscópia en el marco de referencia óptico de LAEs en un proto-cúmulo nos permite medir la metalicidad de estas. Nuestro resultados muestran que dichas galaxias poseen metalicidades menores comparado con galaxias locales y que la relación masa-metalicidad evoluciona con el corrimiento al rojo.Encontramos que los "\lya emitters" (LAEs) son una poblacion importante en la producción de radiación ionizante. A la vez encontramos que estás galaxias son capaces de generar volumenes ionizados a su alrededor. Finalmente, vemos como los LAEs son sistemas extremos, con baja metalicidad y altas temperaturas, condiciones favorables a la producción y escape de radiación ionizante.
- ItemInfluence of External Perturbers on Inner Planet Formation(2025) Best Reyes, Marcela Adriana; Petrovich Balbontín, Cristóbal; Guzmán Veloso, Viviana; Pontificia Universidad Católica de Chile. Instituto de AstrofísicaEl resultado de la formación planetaria, es decir, la arquitectura final del sistema, es influenciada por muchos factores desde su historia y entorno hasta propiedades de la estrella central, masa de su disco protoplanetario, su composición, extensión, longevidad, entre muchos otros factores.Entre todos estos, el factor en el cual nos enfocamos en el presente trabajo fue el de compañeros externos masivos al sistema y cómo afectan a los planetas dentro. Estos perturbadores pueden ser compañeros estelares a la estrella central o planetas gigantes que se forman del mismo disco protoplanetario. En este trabajo, exploramos los diferentes mecanismos dinámicos a través de los cuales estos compañeros pueden afectar el resultado final de la arquitectura planetaria y trataremos de explicar una parte de la diversidad de los sistemas observados al día de hoy. En este proceso, acabaremos entendiendo mejor la formación, no solo de sistemas exoplanetarios, pero también de nuestro propio Sistema Solar, ya que los planetas rocosos aquí (incluyendo a la Tierra), fueron formados bajo la influencia de dos perturbadores externos, Júpiter y Saturno.Vemos que los compañeros masivos pueden no solo inclinar un sistema ya formado y volver sus órbitas polares o incluso retrogradas, pero también la influencia gravitacional de un perturbador puede redistribuir el material sólido dentro del disco protoplanetario mientras el proceso de formación aún está ocurriendo. En este proceso, el compañero gigante cambia completamente la distribución de planetas resultante, dejando marcas permanentes en el sistema.Durante este proyecto, desarrollé varios módulos para simular la evolución de un disco gaseoso, la interacción dinámica con los perturbadores y el resultado de las colisiones entre los planetesimales (los bloques que constituyen a los planetas). Todos estos módulos juntos nos dan un vistazo al impacto que los perturbadores tienen en su ambiente, lo cual a su vez, afecta la arquitectura final del sistema.Hay un largo camino por delante para entender cómo todos estos efectos moldean la formación de sistemas planetarios y esta exploración no es de ningún modo completamente exhaustiva. Sin embargo, dado que este es un proceso colaborativo, una de mis contribuciones al campo de la formación planetaria, además de las ideas que salieron de este trabajo, son estos módulos los cuales están disponibles para quién desee continuar con la exploración de esta fascinante pregunta.