FCE - Trabajos de Titulación Post-Grado

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Examinando FCE - Trabajos de Titulación Post-Grado por Autor "Departamento de Ciencias Físicas"

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    A new galactic bulge globular cluster from the vvv survey
    (Universidad Andrés Bello, 2019) Chijani Saballa, Matías; Minniti, Dante; Facultad de Ciencias Exactas; Departamento de Ciencias Físicas
    El VVV es uno de los surveys contemporáneos que opera en el infrarrojo cercano, observa la MW y sectores aledaños en 5 bandas distintas. Uno de sus objetivos es completar el catálogo de cúmulos globulares de distinta población estelar. Usando los datos del VVV, 2MASS, WISE y Gaia analizamos la fotometría en un radio de 3 arcmin desde el centro del cumulo, examinamos su DCM en las bandas J-Ks. Trataremos de confirmar un nuevo cúmulo globular en el infrarrojo cercano, altamente enrojecido, de edad 11 𝐺𝑦𝑟 que esta a una distancia aproximadamente de 7𝑘𝑝𝑐. De este cúmulo obtuvimos sus parámetros fundamentales como la distancia, edad, metalicidad, luminosidad y radio usando el método de ajustar isócronas en el DCM. Sera necesario estudios a futuro para acelerar el proceso de confirmación de este cumulo, será necesario otras técnicas de medición para la distancia y descontaminación de estrellas.
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    Gradientes de metalicidad de poblaciones estelares
    (Universidad Andrés Bello, 2019) Catalán Véliz, Tracy; Tissera, Patricia; Facultad de Ciencias Exactas; Departamento de Ciencias Físicas
    Analizamos la evolución de los gradientes de metalicidad de poblaciones estelares con distintas edades del survey MaNGA, en un rango de masa estelar entre 108:5M y 1012:5M con z < 0:04. La evolución de los gradientes de metalicidad sera analizado según masa estelar, morfología, tasa de formación estelar, radio efectivo y redshift de cada galaxia. Para determinar la morfología de las galaxias utilizamos el índice de Sersic, donde las galaxias con n < 2 corresponderán en su mayoría a galaxias dominadas por espirales, y las galaxias n > 2 están dominadas por galaxias elípticas. Analizaremos, además, los gradientes de metalicidad en galaxias masivas con masas estelares de aproximadamente 1011M .
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    Testeando Supernovas de tipo II como indicadores de distancia en el infrarrojo cercano
    (Universidad Andrés Bello, 2019) Rodríguez Suárez, Ósmar Alí; Pignata, Giuliano; Facultad de Ciencias Exactas; Departamento de Ciencias Físicas
    Motivado por las ventajas de observar en longitudes de onda de infrarrojo cercano, en este trabajo investigo a las supernovas de tipo II (SNs II) como indicadoras de distancia en esas longitudes de onda mediante el método de la magnitud fotosférica (PMM). Para el análisis uso fotometría BVIJH y espectroscopía óptica de 24 SNs II durante la fase fotosférica. Para corregir la fotometría por efectos de extinción y corrimiento al rojo, calculo las extinctiones en bandas anchas total-a-selectiva y las correcciones K hasta z = 0:032. Para estimar excesos de color en la galaxias huéspedes, uso el método de la curva color color con V􀀀I versus B􀀀V como combinación de color. Calibro el PMM usando cuatro SNs II en galaxias con distancias medidas con la punta de la rama gigante roja (TRGB). Entre las 24 SNs II, nueve estan a cz > 2000 km s􀀀1, las que uso para construir diagramas de Hubble (DHs). Para explorar más a fondo la precisión de las distancias PMM, incluyo en los DH las cuatro SNs usadas para la calibración y otras dos en galaxias con distancias medidas con Cefeidas o SN Ia. Con un conjunto de 15 SNs II obtengo un valor rms en el DH de 0.13 mag para la banda J, que se compara con el valor rms de 0.15–0.26 para bandas ópticas. Esto refleja los beneficios de medir distancias PMM con fotometría en infrarrojo cercano en vez de fotometría óptica. Con esta evidencia, puedo establecer la precisión de las distancias PMM con la banda J bajo un 10 por ciento con un nivel de confianza de un 99 por ciento. Para probar el resultado anterior, llevé a cabo una campaña observacional para obtener curvas de luz ópticas y en infrarrojo cercano junto con al menos un espectro óptico por SN. De esta nueva muestra de SNs, seleccioné una submuestra de 24 SNs II (0:013 < z < 0:033) las que son ideales para calcular distancias PMM. Complemento esta submuestra con siete SNs II (z > 0:013) usadas en Rodríguez et al. (2019). Con este conjunto de 31 SNs II, encuentro que una corrección por el término de color V-I para dar cuenta de la extinci´on en la galaxia huésped funciona mejor que los excesos de color obtenidos con el m´etodo de la curva color-color. Construyendo DHs, obtengo valores rms de 0.24–0.26 mag con las bandas BVI mientras que con JH obtengo valores rms de 0.21 mag. Esto refuerza los beneficios de medir distancias PMM con fotometría en infrarrojo cercano en vez de fotometría óptica. Con esta nueva evidencia, puedo establecer la precisión de las distancias PMM con bandas en infrarrojo cercano en 9:7+2:6􀀀2:4 por ciento con un nivel de confianza del 95 por ciento. Calibrando las distancias PMM con cuatro SNs II en galaxias con distancias TRGB, y usando el DH en la banda H, mido una constante de Hubble de H0 = 69:8 1:6(stat) 2:8(sys) km s􀀀1 Mpc􀀀1 (un 4.6 por ciento de error) usando la calibración TRGB de Jang and Lee (2017b). Para analizar el efecto de los valores atípicos sobre las SNs II como indicadores de distancias con el PMM, en este trabajo presento fotometría óptica e infrarroja de tres SNs II, a saber, SN 2008bm, SN 2009aj y SN 2009au. Estas SNs muestran las siguientes características comunes: signos de interacción temprana del material eyectado con material circunestelar (CSM), colores B􀀀V azules, debilidad de lineas metálicas, bajas velocidades de expansión y magnitudes absolutas en la banda V 2–3 mag más brillantes que las esperadas para SNs II basado en sus velocidades de expansión. Dos SNs más reportadas en la literatura (SN 1983K y LSQ13fn) comparten propiedades similares a nuestra muestra. Analizando este set de cinco SNs II luminosas con bajas velocidades de expansión (LLEV), encuentro que sus propiedades pueden ser reproducidas asumiendo interacción entre el material eyectado y el CSM que dura entre 3–6 semanas después de la explosión. La contribución de esta interacción al campo de radiación parece ser la componente dominante que determina la debilidad de lineas metálicas observada en los espectros en vez de la metalicidad del progenitor. Basado en simulaciones hidrodin´amicas, Encuentro que la interacción del material eyectado con un CSM de 3:6 M puede reproducir las curvas de luz y las velocidades de expansión de la SN 2009aj. Usando datos recogidos por la encuesta CHASE, Estimo un límite superior para la fracción de LLEV SNs II de 1.9–4.7 por ciento de todas las SNs II normales. Con la muestra actual, no es claro si los eventos LLEV presentan un nuevo subtipo de SNs II o si son el extremo de un continuo, mediado por la interacción con un CSM, con el resto de la población de SNs II normales. Basado en la muestra actual, encuentro que las LLEV SNs II no deberían representar un contaminante severo en el uso de SNs II normales como indicadores de distancias con el PMM.