ASTRONOMIA Y ASTROFISICA

Autor: BADENES MONTOLIU CARLES.
Año: 2003.
Universidad: POLITÉCNICA DE CATALUÑA [Más tesis de esta universidad] [www.upc.edu].
Centro de lectura: aula teleensenyament mòdul B-3 cn..
Centro de realización: EDIFICI B5 DESPATX 111C Campus NORD.

Resumen: S'explora la relació entre les supernoves de tipus Ia i l'emissió de raigs X tèrmics que prové dels seus remanents de supernova, fent servir hidrodinàmica unidimensional i càlculs autoconsistents dels processos d'ionització i escalfament dels electrons, acoblats a un codi espectral. La interacció amb el medi ambient se simula per una xarxa de models d'explosió de supernova, que inclou exemples de tots els mecanismes actualment proposats. Les diferències en el perfil de densitat i composició química del material ejectat per cada model d'explosió ténen una repercusió important en l'evolució hidrodinàmica, la ionització del plasma i l'espectre de raigs X emés pel remanent de supernova, fins i tot uns quants milers d'anys després de l'explosió. Aixó té dues conseqüències importants. En primer lloc, s'obren noves possibilitats per l'ús de les excel.lents observacions en raigs X de remanents de supernova de tipus Ia com a eina per estudiar aquestes explosions. En segon lloc, és evident que una anàlisi acurada d'aquestes observacions en raigs X no és possible si no es ténen en compte els detalls de l'explosió que va originar el remanent. Aquests resultats s'apliquen al remanent de la supernova de Tycho Brahe (SN 1572), que, segons la comparació entre el seu espectre X i els nostres models, sembla haver estat originada per una explosió de detonació retardada. També s'explora l'impacte que l'evolució del sistema progenitor, d'acord amb les prediccions dels models actuals, tindria en la morfologia del remanent. Les observacions del remanent de Tycho no mostren indicis d'aquest impacte.

Autor: GIAMMANCO CORRADO.
Año: 2004.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: Los problemas relacionados con la inhomogeneidad en densidad de las regiones HII gigantes, y sus consecuencias sobre la pérdida de los fotones Lyman, sientan el punto de partida de esta tesis. En ella, en primer lugar, realizamos un modelo estadístico para las regiones HII inhomogéneas. Posteriormente, comparamos las predicciones de los modelos con los datos en diferentes diagramas de diagnóstico, proporcionando al mismo tiempo la herramienta matemática necesaria. Por lo general, analizando los diagramas de diagnóstico, se observa que el efecto de la pérdida de los fotones Lyman por parte de las regiones se traduce en un incremento del parámetro de ionización estimado. De tal manera que es posible determinar el porcentaje de fotones Lyman perdidos, comparando el parámetro de ioniazción estimado con la luminosidad en H-alpha de la región en examen. Una consecuencia directa del modelo que proponemos es también la presencia dentro de las regiones de una fracción importante de masa neutra. Finalmente, avanzamos la hipótesis de que los rayos cósmicos presentes en las propias regiones ionicen esta masa dando lugar a las fluctuaciones de temperatura que se observan en las mismas.

Autor: SERICHOL AUGUE NURIA.
Año: 2004.
Universidad: POLITÉCNICA DE CATALUÑA [Más tesis de esta universidad] [www.upc.edu].
Centro de lectura: Aula de Teleensenyament..
Centro de realización: Edifici B5 DESPATX: 210A NORD.

Resumen: Al llarg de tota la tesi sâhan presentat els resultats d'una sèrie de simulacions numèriques que tractaven el problema de la interacció de la matèria expulsada en l'explosió d'una supernova de tipus Ia (SNIa) amb diversos tipus d'estels acompanyants. Aquestes simulacions sâhan realitzat utilitzant un mètode hidrodinàmic, anomenat Smoothed Particles Hydrodynamics, el qual permet treballar en tres dimensions i pot seguir l'evolució de sistemes autogravitants amb geometries arbitràries. Els models d'explosió de supernova adoptats són: una deflagració, una detonació retardada, una explosió de nana blanca per sota de la massa límit de Chandrasekhar (coneguda com sub-Chandrasekhar), tots ells són simulacions realitzades suposant simetria esfèrica i per últim, i més novedòs s'ha utilitzat un model de supernova calculat en tres dimensions. De la mateixa manera els models d'estel acompanyant que sâhan utilitzat en els càlculs són estels de tipus solar o gegant vermella. Lâobjectiu d'aquest estudi és intentar delimitar amb més precisió les característiques del sistema progenitor de les SNIa (caracteritzades per l'absència de línies d'hidrogen en el seu espectre), amb l'esperança de que aviat algun dels observables predits teòricament sigui detectat a la natura. Com a resultats notoris obtinguts podem dir que la massa arrancada quan el material ejectat ha travessat l'estel d'1,0 M és de l'ordre d'un 10 % de la seva massa quan no es considera l'òrbita i quan aquesta s'inclou els valors obtinguts resulten ser aproximadament un 20 % més petits. No varia molt el resultat quan es tracta d'estels més massius (1,7 M) situats a la seqüència principal, però sí que canvia molt quan la col·lisió és amb una gegant vermella, ja que es perd quasi bé el 90 % de l'embolcall. A més a més, la mida del forat que es forma en el material ejectat oscil·la entre els 29º quan la secundària és una gegant vermella i els 50º quan és un estel d'1,7 M, passant pels 43º a 47º quan es tracta d'un estel de tipus solar. Les densitats centrals just després del pas de l'ona de xoc també es veuen incrementades considerablement respecte dels seus valors inicials, especialment en els casos on es considera un model d'estel no politròpic. En la majoria de models d'explosió la distribució dels elements sintetitzats està molt estratificada ja que es tracta de models amb simetria esfèrica. En la major part de les nostres simulacions la massa arrancada d'hidrogen-heli de la secundària es barrejarà amb els elements pesats, per la qual cosa la seva detecció seria possible en èpoques tardanes. Això seria una prova important a favor dels Single Degenerate Scenario (SDS). Pel que fa referència al model de supernova calculat en tres dimensions, els elements sintetitzats no estan estratificats i a més a més, es mouen a gran velocitat, cosa que fa que l'hidrogen arrancat no es barregi amb aquests elements. Aquests resultats són molt interessants ja que contradiuen tots els resultats obtinguts fins a la data i, si més no, projecten alguns dubtes sobre la possibilitat de discernir entre el SDS i altres escenaris mitjançant l'anàlisi espectral. En una segona part sâestudia el procés de col·lisió dins de l'escenari conegut com col·lapse induït per acreció (AIC). El sistema binari consisteix ara en una nana blanca que col·lapsa directament a estel de neutrons més un estel acompanyant de massa petita (0,3 M). L'interès d'aquest escenari radica en que podria explicar l'existència dels anomenats púlsars del mil·lisegon per els quals no existeix una teoria plenament satisfactòria. En aquest cas la inclusió de l'òrbita en la simulació esdevé fonamental. Els nostres càlculs indiquen que la destrucció total o parcial de l'estel acompanyant depèn fortament del seu grau de compacitat. Estels amb 0,3 M i densitats centrals per sota de 50 g/cm3 podrian quedar pràcticament destruïts sense deixar residu. En canvi, configuracions més compactes podrian sobreviure a la col·lisió i deixar un romanent.

Autor: GRIGAHCÈNE AHMED.
Año: 2004.
Universidad: GRANADA [Más tesis de esta universidad] [www.ugr.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFÍSICA Y ANDALUCIA.

Resumen: En esta tesis se estudia la interacción entre la convección y la oscilación en el campo de la astrosismologia. De hecho un estudio tal es necesario debido a las desventajas de la aproximación convección congelada, hasta ahora utilizada para predecir esencialmente el borde rojo de la banda de inestabilidad de las estrellas delta Scuti y explicar el mecanismo de excitación de las estrellas gamma Doradus. Este trabajo se plantea en previsión de las misiones espaciales COROT (prevista para 2006) de la cual se esperan datos observacionales mucho más precisos que los que se pueden obtener en la tierra. Por esto se ha hecho necesaria una mejora substancial de la herramienta teórica que pueda permitir el modelado de estos futuros datos. La identificación de los modos de oscilación estelar sigue siendo el primer objetivo en astrosismología así como en heliosísmología. Muchos esfuerzos se han dedicado con el fin de lograrlo, lo más reciente ha sido la mejora en el tratamiento de la rotación. Entre otras cosas, la convección es todavía un problema pendiente, como método de transporte de energía carece hasta ahora de formulación analítica exacta. Esto constituye una fuente de discrepancia no despreciable. El método de la longitud de mezcla sigue siendo, con sus diferentes variantes, el único en vigor. Una mejora del tratamiento de la convección como modo de transporte de energía, significa no solo la mejora de los modelos de estructura interna en astrofísica estelar sino también la mejora del entendimiento de un fenómeno que tiene sus aplicaciones desde el hervir de una cacerola de agua hasta la explosión de una supernova. Por otro lado la interacción entre la convección con las oscilaciones estelares produce también otra fuente de discrepancia. La propagación de una onda en un medio que sufre un movimiento turbulento provocado por la convección es muy diferente de su propagación en un medio que no lo sufre. Tener en cuenta aquella interacción permite la mejora de los cálculos. Unos primeros cálculos permiten situar la mejora de los resultados dentro de una magnitud de orden de entre un 10 hasta un 15 %. Lo que es mucho más grande que la incertidumbre en las observaciones. El tema toca casi la mayoría de las estrellas salvo aquellas que son muy evolucionadas de tal manera que no tienen una envoltura convectiva. Hemos estudiado la influencia de la convección en el espectro de pulsación estelar no solo a través del tratamiento de la convección como se hizo hasta ahora, sino más bien estudiando la interacción convección-oscilación. Establecemos al principio una formulación analítica al problema lo más general posible como para permitir incluir las oscilaciones no radiales. Como punto de partida se toman las ecuaciones que rigen la estructura y la evolución estelares: Ecuación de continuidad. Ecuación de movimiento. Ecuación de conservación de energía. Ecuación de transporte de energía. Conjugadas con la ecuación de estado. Se introduce una perturbación en ese conjunto de ecuaciones. Se establece entonces un conjunto de ecuaciones que describen la interacción entre la convección y las oscilaciones. Este trabajo nos permitió llegar a unos resultados muy importantes: la obtención del borde rojo de la banda de inestabilidad de las estrellas delta Scuti para modos radiales y no radiales, la explicación del mecanismo de excitación de las estrellas recién descubiertas gamma Doradus. Así que una mejora no despreciable en los observa les fotométricos lo que nos permitió la identificación de los modos de oscilación de las estrellas 28 And y gamma Doradus.

Autor: SICILIA AGUILAR MARIA AURORA.
Año: 2004.
Universidad: AUTÓNOMA DE MADRID [Más tesis de esta universidad] [www.uam.es].
Centro de lectura: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de realización: UNIVERSIDAD AUTONOMA DE MADRID HARVARD SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS.

Resumen: Este trabajo comprende el estudio de poblaciones de estrellas jóvenes y de sus discos protoplanetarios, con edades entre 1 y 10 millones de años, pertenecientes a la etapa en la cual los discos circumestelares se disipan, probablemente tras formar sistemas planetarios. La época entre los 3 y los 10 millones de años presenta un interés particular, puesto que, debido a la ausencia de cúmulos y regiones cercanas en este rango de edades, existe una carencia sistemática de datos acerca de los procesos que tienen lugar en los discos durante la misma. Los instrumentos de nueva generación, que incluyen los espectrógrafos multifibra Hectospec y Hectochelle, operativos en el telescopio de 6.5m MMT (Multiple Mirror Telescope, Mount Hopkins, Arizona), y el Telescopio Espacial Spitzer, han abierto recientemente una nueva ventana para la investigación de estas regiones más distantes. Este estudio forma parte de un programa para trazar la evolución de los discos protoplanetarios durante las etapas cruciales (de 1 a 10 millones de años) para entender los procesos que llevan a la disipación de los discos y a la formación de sistemas planetarios. En primer lugar, se presentan los resultados de las observaciones en longitudes de onda ópticas y JHK en dos cúmulos jóvenes en la Asociación de Cep OB2: Tr 37 (el cual está embebido en la región H II IC 1396), y NGC 7160. Usando espectros ópticos de baja resolución tomados con el espectrógrafo Hectospec, se ha identificado un total de aproximadamente 165 y aproximadamente 50 estrellas de baja masa pertenecientes a Tr 37 y NGC 7160, respectivamente (usando la línea de Li a 6707 Angstroms y la emisión en H-alpha). La fracción de estrellas de baja masa con discos de acrecimiento es de 43% en Tr 37, mientras que sólo una estrella en NGC 7160 presenta indicadores de acrecimiento activo. La fotometría en el óptico, junto con las correspondientes isocronas teóricas, permite la estimación de las edades de Tr 37 y NGC 7160, 4 y 12 millones de años, respectivamente. La presencia de discos protoplanetarios en Cep OB2 se infiere a través de los datos del Spitzer, pertenecientes a un programa con Tiempo de Observación Garantizado (GTO) destinado al estudio de la evolución de los discos. Las observaciones del Spitzer (IRAC y MIPS, 3.6 - 24.0 micras) permiten determinar la presencia y las características de los discos en el rango de distancias de aproximadamente 0.1 a 20 unidades astronómicas. Los colores en IR y las distribuciones espectrales de energía (SEDs) de las estrellas poco masivas (tipos espectrales G-M2) se presentan y describen, comparándolos con los de regiones más jóvenes. La principal diferencia entre Tr 37 y Tauro radica en que los excesos de color para las longitudes de onda inferiores o iguales a 5.8 micras son substancialmente menores en Tr 37. De acuerdo con los modelos de discos, este efecto sugiere que la parte más interna del disco ha sufrido una importante aglomeración del polvo, y/o un destacado asentamiento del mismo en el plano medio al cabo de 4 millones de años. Al cabo de 12 millones de años (NGC 7160), el efecto de la coagulación y asentamiento del polvo es aún más evidente en los discos que quedan, viéndose afectada la emisión entre 3.6 y 24.0 micras. Estas observaciones sugieren, entonces, que la evolución del disco comienza en la parte interna del mismo, propagándose hacia el exterior. También se ha encontrado una pequeña fracción de "objetos de transición", consistentes en estrellas que no están acretando, no presentan emisión de la parte interna del disco, pero aún conservan la parte más externa del disco (detectable como un exceso a longitudes de onda de 5.8 micras o más largas). La escasez de estos objetos sugiere que sus tiempos de vida son del orden de cientos de miles de años como mucho, luego el disco externo no 8 tardarí 2d9 a en disiparse una vez que el disco interno ha desaparecido o se ha aglomerado.

Autor: GARCÍA GIL ALEJANDRO M..
Año: 2005.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FÍSICA/INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: Esta tesis presenta un análisis conjunto de los espectros ultravioleta, óptico e infrarrojo cercano de las estrellas Vega y Porción. Para los análisis se hace uso de modelos de atmósfera planoparalelos, en equilibrio termodinámico local, con el llamado efecto de line-blanketing y la aproximación de la longitud de mezcla para la convección, y también de modelos en no equilibrio termodinamico local. A partir de ellos se obtiene parámetros físicos para estas estrellas, tales como la temperatura efectiva, el diámetro angular de la estrella, y las abundancias de ciertos elementos químicos, como C, N, O, Si, Mg y Fe. Para la determinación de estas abundancias se utiliza tanto el método clásico a partir de las líneas de absorción estelares como un nuevo método desarrollado en esta tesis, donde las abundancias se obtienen a partir de ajustes al continuo UV. Los parámetros obtenidos se comparan bien con los resultados de la literatura para estos objetos, y se discuten las discrepancias encontradas y como proceder en el futuro para resolverlas. Por último una mejora para el análisis de Vega, que es una rotora rápida, es considerada en este trabajo. Teniendo encuentra la distorisión de la superficie estelar debida la elevada velocidad de rotación se obtienen nuevos parámetros para Vega, que presentan diferencias notables con los obtenidos previamente indicando la necesidad de este tipo de análisis cuando los parámetros precisos de una rotora rápida quieren ser determinados.

Autor: de Hoyos Fernández de Córdova. Carlos.
Año: 2005.
Universidad: AUTÓNOMA DE MADRID [Más tesis de esta universidad] [www.uam.es].
Centro de lectura: Facultad de Ciencias. U.A.M..
Centro de realización: DpTO. de Fisica Teórica. U.A.M..

Resumen: Esta tesis doctoral trata acerca de la naturaleza de las Galaxias Luminosas Compactas y Azules (GLCA) a desplazamientos al rojo intermedios más parecidasa las galaxias HII del universo local.Las GLCA son galaxias pequeñas, con un brote de formación estelar muy activo. Estosobjectos dominan la densidad de formación estelar en galaxias a desplazamientos al rojo intermedios.A pesar del papel fundamental que esta clase de objetos tiene en la evolución de las galaxias, susprincipales propiedades son desconocidas en gran medida, ni tampoco se conoce muy bien cual es surelación con las poblaciones locales de galaxias. Las galaxias HII son también sistemas azules y compactos que están sufriendo un importante brote de formación estelar.Se ha sugerido que las GLCA podrían dar lugar a las galaxias esferoidales del universo cercano como NGC205 o NGC147. También se ha propuesto que las GLCA darían lugar a los bulbos de las primeras galaxias espirales.Este trabajo consta de tres partes. La primera de ellas es un estudio estadístico acerca de laspropiedades de las galaxias HII más parecidas a las GLCAs, la segunda es un estudiode alta resolución espacial acerca de la naturaleza de las GLCA a desplazamientosal rojo intermedios y la tercera parte presenta un estudio de la metalicidad de estos objetos.La primera parte de este estudio también se ocupa de estudiar las diferencias entre aquellas galaxias que presentanla línea de emisión auroral [OIII]4363 y las que no muestran esta característica en su espectro.Las galaxias HII más parecidas a las GLCA tienen más puntos en común conla submuestra que no presenta la antedicha línea auroral.También se encuentra que los objetos sin esta línea son más luminososy presentan un grado de ionización más bajo. Su poblacion subyacente es asimismo mucho másimportante y las temperaturas efectivas de sus cúmulos ionizantes son probablemente menores.De la segunda parte del trabajo se obtiene que las GLCA tienen varias regiones de formación estelar. Esto se confirma con las imágenes directas obtenidas, que también muestran una gran variedad morfológica. Las GLCAs son sistemas cinemáticamente calientes, en los cuales los movimientos aleatorios dominan sobre la rotación al menosen la fase gaseosa. Estos objetos tampoco se encuentran sumergidos en un gran disco de bajo brillo superficial como se ha sugerido.También hay evidencia de la existencia de varias generaciones estelares. Una de ellas se identificacon la población responsable de la ionización. La otra es la población subyacente. Nuestros modelos indican que los primeros episodios de formación estelar tuvieron lugar hace aproximadamente8 mil millones de años. Las poblacionesestelares subyacentes son muy similares a las de las galaxias HII locales, aunque posiblementetengan una menor cantidad relativa de estrellas gigantes rojas.Por otra parte, si las propiedades de formación estelar de las GLCAs se comparan con las de las galaxias HII más brillantes, resulta que lasGLCAs estudiadas son muy parecidas a las galaxias HII más brillantes en términos de su tasa de formación estelar por unidad de área y en el tamaño relativo de las regiones de gas ionizado frente al tamaño global de las galaxias.En el último capítulo se presenta el estudio de una muestra de 17 galaxias con formación estelar pobres en metales aunque luminosas, a desplazamientosal rojo de z=0.7. Estas galaxias son: (1)más pobres en metales queotras galaxias con líneas de emisión fuertes tanto en el universo remoto como locales;(2) comparables en metalicidad con las mucho más lejanas z=3.0 galaxias del corte de Lyman pero menos luminosas y (3) de metalicidad comparablea la poblacion de galaxias azules compactas extremas, pero más luminosas.El resultado general sugiere que las galaxias compactas pobres en metales más luminosascon brotes de formación estelar son cada vez más débiles.

Autor: Casas del Castillo Ricardo.
Año: 2005.
Universidad: GRANADA [Más tesis de esta universidad] [www.ugr.es].
Centro de lectura: Facultad de Ciencias.
Centro de realización: Facultad de Ciencias.

Resumen: Desde hace ya algún tiempo se ha venido constatando la importancia de la Astrosismología como herramienta para el estudio de la estructura interna de las estrellas. Esto ha llevado a un gran desarrollo tanto de los aspectos teóricos de las oscilaciones lineales (por ejemplo, mediante el desarrollo de códigos de pulsación) como del aspecto observacional (incluyendo observaciones desde Tierra y desde satélites). El campo teórico ha experimentado un gran auge en los últimos tiempos, ya que hasta fechas recientes los trabajos realizados imponían aproximaciones muy fuertes a los códigos de pulsación (tratamiento adiabático de las ecuaciones, no se tenían en cuenta ni la interacción con la atmósfera ni la rotación de la estrella, etc.). Sin embargo, se ha demostrado que aunque estos tratamientos permitían el estudio de las oscilaciones en algunos casos (como por ejemplo, el del Sol), para otras muchas estrellas eran claramente insuficientes. Un tipo muy interesante de éstas son las denominadas delta Scuti. Su importancia radica en que presentan multiperiodicidad radial y no radial, en ausencia de campos magnéticos y de peculiaridades de su metalicidad. Esto las convierte en un extraordinario "laboratorio" para el estudio de las pulsaciones estelares. Sin embargo, también presentan numerosas complicaciones, como la presencia de la convección o el hecho de que estas estrellas roten con velocidades moderadas e incluso altas. El advenimiento de la fotometría multicolor como herramienta de identificación de modos de oscilación ha propiciado un gran impulso tanto a las observaciones como a los modelos teóricos. Estas áreas se han ido desarrollando y perfeccionando de forma paralela, hasta que en los últimos tiempos se ha visto la necesidad de mejorar la primera con observaciones desde satélites (misiones COROT, MOST,â¦), y la segunda con la inclusión, aparte del tratamiento de las interacciones pulsación-convección y pulsación-rotación, de mejoras que tengan en cuenta la no adiabaticidad de las oscilaciones y la interacción de éstas con la atmósfera estelar. La complejidad de todos estos fenómenos es tal que hasta ahora se dispone de distintos códigos numéricos que se centran en un aspecto u otro, pero no consiguen abarcarlos todos. Aun así, hoy en día es posible llevar a cabo un estudio astrosismológico bastante completo usando distintos algoritmos y comparando los resultados que se obtienen. De hecho, el Departamento de Física Estelar del Instituto de Astrofísica de Andalucía dispone de códigos que abarcan cada uno de los aspectos descritos, siendo posible la realización de un estudio completo de las pulsaciones estelares en un grupo de estrellas delta Scuti suficientemente observadas también por miembros del propio Instituto. Los objetivos científicos de esta tesis se enmarcan en la situación anteriormente descrita. Se ha llevado a cabo un estudio coherente, con los distintos códigos de que se dispone, de diferentes aspectos de las oscilaciones estelares. Hemos estudiado el comportamiento de los observables no adiabáticos (en concreto, la variación relativa de la temperatura efectiva, la variación relativa de la gravedad local, y el denominado "phase lag", esto es, la diferencia de fase en la pulsación entre la temperatura y el desplazamiento radial) a lo largo del diagrama HR. Esto comporta el uso de un código de evolución (CESAM), y un código de pulsación que incluya la no adiabaticidad en las ecuaciones de oscilación, así como la interacción con la atmósfera. Éste ya ha sido desarrollado en el Departamento de Física Estelar del Instituto de Astrofísica de Andalucía, y ha sido suficientemente probado como para poder ser utilizado con fiabilidad. Por otro lado, también se dispone de un código de pulsación adiabático que incluye los efectos de la rotación hasta segundo orden en la velocidad de rotación. Ambos pueden ser utilizados conjuntamente para comparar los 8 resultad 7c8 os. Esto es importante porque en el caso de que la estrella rote, para las velocidades consideradas, un efecto más a tener en cuenta es la degeneración de los modos por rotación: modos con frecuencias próximas verían "acopladas" sus frecuencias, produciendo variaciones significativas en el valor de las mismas. El estudio de estos datos constituye otra novedad del proyecto realizado. Asimismo, se han comparado estos resultados con los obtenidos mediante los estudios fotométricos de un conjunto de estrellas. En concreto, se han utilizado varias de las incluidas en el catálogo de Rodríguez y col. La comparación entre los resultados teóricos y los observacionales ha permitido avanzar en la identificación de los modos de oscilación, y por tanto, de los modelos estelares subyacentes. Además, se ha podido profundizar en la variación de ciertas magnitudes relacionadas con la pulsación a lo largo del diagrama HR. Éste es el primer trabajo que reúne todos los elementos teóricos descritos en el análisis de las propiedades pulsacionales de las delta Scuti en una porción importante del diagrama HR. Este proyecto supone un apoyo a todos los trabajos que se están realizando como preparación al lanzamiento del satélite COROT, de la agencia espacial francesa (CNES), previsto para el año 2006.

Autor: BLAY SERRANO PERE.
Año: 2005.
Universidad: VALENCIA [Más tesis de esta universidad] [www.uv.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FÍSICA.

Autor: CABALLERO HERNÁNDEZ JOSE ANTONIO.
Año: 2005.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE LA LAGUNA.
Centro de realización: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Resumen: Las enanas marrones son el puente entre las estrellas menos masivas y los planetas gigantes. Más de diez años después de su descubrimiento.. Hemos pretendido realizar una determinación precisa de la función de masa en un cúmulo estelar muy joven e idóneo por su distancia y baja extinción, sigma Orionis, para explorar un rango de masas hasta el dominio planetario. Hemos estudiado las poblaciones estelar y subestelar del cúmul9o, incluyendo la presencia de discos de acreción. Además, se ha investigado la presencia de objetos subestelares como compañeros de estrellas jóvenes del vecindario solar con sensibilidad para detectar planetas, como complemento a las búsquedas Doppler de exoplanetas.

Autor: GÁLVEZ ORTIZ M. CRUZ.
Año: 2005.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID [Más tesis de esta universidad] [www.ucm.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.

Resumen: Se ha realizado un estudio cinemático y espectroscópico (multilongitud de onda) de la actividad cromosférica de sistemas binarios activos a través de distintos indicadores cormosféricos del óptico e infrarrojo cercano, donde se han seleccionado un conjunto de sistemas BY Dra y RS CVn con diferentes niveles de actividad incluyendo un gran número con niveles altos, es decir, que muestran emisiones en la mayoría de las líneas cromosféricas del óptico e infrarrojo cercano. Se han estudiado las características de binarias bien conocidas y las de nuevas binarias recientemente identificadas por sus emisiones en rayos X o por variaciones de velocidad radial. Para ello se han realizado un gran número de observaciones espectroscópicas a lo largo de varios años, que han permitido por un lado cubrir las diferentes fases orbitales o de rotación de los sistemas binarios y por otro analizar su variabilidad a más largo plazo. El estudio multilongitud de onda ha permitido estudiar todos los indicadores de actividad de forma simultánea, hasta ahora el estudio de estos indicadores se limitaba a los más habituales (H y K de Ca II o Halfa) y normalmente de forma no simultánea, lo que ha proporcionado la posibilidad de estudiar la relación entre ellos y obtener toda la información posible sobre el origen de la emisión cromosférica observada (playas, protuberancias proyectadas, material extenso del tipo protuberancias en el limbo, fulguraciones, y microfulguraciones). Además también ha permitido la determinación de velocidades radiales precisas con las cuales se han obtenido soluciones orbitales y parámetros estelares derivados de las mismas, se han determinado también velocidades de rotación de cada estrella y se han estimado edades mediante las medidas de Li I. Se realiza un estudio cinemático de un conjunto de 333 estrellas binarias cromosféricamente activas utilizando los datos astrométricos de HIPPARCOS y velocidades radiales de la bibliografía o determinadas es este trabajo. Se ha estudiado su pertenencia a los cinco grupos cinemáticos jóvenes más conocidos (Asociación Local, grupo Ursa Major, supercúmulo de las Híades, supercúmulo IC 2391, y grupo de movimiento de Castor) mediante criterios cinemáticos y se ha obtenido información adicional sobre la edad mediante la presencia de Li. Se presenta también el estudio simultáneo de los indicadores de actividad en el óptico para 14 sistemas binarios. Se han determinado anchuras equivalentes, flujos y variaciones temporales. Se ha estudiado de forma detallada cinco de estos sistemas en los que además de la actividad se ha obtenido la solución orbital del sistema y algunos parámetros estelares derivados. Se ha realizado por un lado un estudio detallado de algunos sistemas recientemente descubiertos, estudiando su solución orbital y analizando la actividad de los mismos mediante la determinación de anchuras equivalentes, flujos de los indicadores del óptico, estudiando además sus variaciones temporales y por otro un estudio más general a nivel sólo de actividad cromoférica de nueve sistemas conocidos. Las observaciones (con un buen cubrimiento orbital) realizadas en diferentes épocas, permiten además estudiar el efecto de la actividad magnética en el movimiento orbital de los sistemas binarios (por ejemplo, la variación del período orbital). También se ha determinado la naturaleza aislada, binaria de corto período o binaria de largo período, de una muestra de 28 estrellas que bien de estudios previos de otros autores o bien de estudios realizadas en los últimos años por el grupo de investigación presentaban variaciones de la velocidad radial. Además, para aquellas estrellas que resultaron ser binarias de corto período se obtuvo su solución orbital cuando fue posible y también se realizó un breve estudio de sus indicadores de actividad cromosféricos. Por último, con una muestra total de 46 estrellas (33 sistemas binarios), de las cuales se han obtenido los valores medios de los flujos en los distintos indicadores de actividad del óptico y del infrarrojo cercano, bien medidos a lo largo de este trabajo o bien de observaciones espectroscópicas previas del grupo de investigación, se ha realizado un estudio general de la dependencia de la activ 8 idad con 355 los diferentes parámetros estelares mediante relaciones flujo-flujo entre los indicadores y relaciones flujos-rotación, flujos-período y flujos-número de Rossby y se han comparado con el comportamiento de las estrellas aisladas. También se ha analizado la peculiaridad de los sistemas binarios respecto a la evolución de su rotación (debido a la sincronización) y respecto a la sobreactividad y que parámetros pueden hacer que ésta sea mayor o menor.

Autor: CENTENO ELLIOTT REBECA MARIA.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: AULA TOMAS Y VALIENTE, FACULTAD DE DERECHO.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: EL ESTUDIO DE LA GENERACION Y LA PROPAGACION DE ONDAS EN LA ATMOSFERA SOLAR ES UN TEMA CANDENTE EN LA INVESTIGACION ASTROFISICA ACTUAL, YA QUE PROPORCIONA INFORMACION SOBRE LA ESTRUCTURA Y LA DINAMICA DE LAS ATMOSFERAS DE LAS ESTRELLAS DE TIPO SOLAR AL MISMO TIEMPO QUE NOS AYUDA A COMPRENDER LOS MECANISMOS DE CALENTAMIENTO CROMOSFERICO Y CORONAL. DE HECHO, ENTRE LOS CANDIDATOS MAS PROMETEDORES COMO MECANISMOS DE CALENTAMIENTO SE ENCUENTRAN LAS ONDAS MAGNETOACUSTICAS CON DISIPACION DE CHOQUES Y LA RECONEXION MAGNETICA. LA PRIMERA PARTE DE NUESTRA INVESTIGACION SE CENTRA EN EL ESTUDIO DE OSCILACIONES Y PROPAGACION DE ONDAS EN DIFERENTES ESTRUCTURAS MAGNETICAS DE LA ATMOSFERA SOLAR (MANCHAS, POROS Y FACULAS). EL OBJETIVO ES ESTUDIAR LA DEPENDENCIA DE LAS PROPIEDADES DE LA ATMOSFERA CON EL FLUJO MAGNETICO DE LA ESTRUCTURA. PARA ELLO HEMOS REALIZADO OBSERVACIONES ESPECTROPOLARIMETRICAS EN LA REGION ESPECTRAL DE 10830 A, QUE CONTIENE UNA LINEA FOTOSFERICA DE SI I A 10827 A Y UN TRIPLETE CROMOSFERICO DE HE I A 10830 A. EL DESARROLLO Y PUESTA A PUNTO DE SOFISTICADAS TECNICAS DE INVERSION NOS PERMITE OBTENER A PARTIR DE LOS DATOS TEMPORALES, LA EVOLUCION TEMPORAL DE LAS CONDICIONES FISICAS EN LA FOTOSFERA Y LA CROMOSFERA DE LAS ESTRUCTURAS. EL ANALISIS DE LOS ESPECTROS DE POTENCIAS Y DE DIFERENCIAS DE FASE JUNTO CON UNA MODELACION TEORICA SENCILLA DE LOS DATOS OBSERVACIONALES HAN CONDUCIDO A RESULTADOS MUY INTERESANTES SOBRE LA PROPAGACION DE ONDAS ENTRE LA FOTOSFERA Y LA CROMOSFERA. LA FRECUENCIA DE CORTE ATMOSFERICO, EL DESARROLLO DE CHOQUES Y LAS PROPIEDADES DE PROPAGACION DEPENDEN DE LA ESTRUCTURA MAGNETICA. SIN EMBARGO ALGUNAS CARACTERISTICAS SON COMUNES A TODAS ELLAS: EL TIEMPO EMPLEADO POR UNA PERTURBACION EN ALCANZAR LA CROMOSFERA DESDE LA FOTOSFERA PRESENTA UNA FUERTE DEPENDENCIA CON LA FRECUENCIA, LLEGANDO A SER DEL ORDEN DE VARIOS MINUTOS EN LAS FRECUENCIAS QUE TRANSPORTAN LA MAYOR PARTE DE LA ENERGIA. LAS OSCILACIONES OBSERVADAS A ALTURAS CROMOSFERICAS PROVIENEN BASICAMENTE DE LA PROPAGACION LINEAL DE LAS PERTURBACIONES OBSERVADAS A NIVEL FOTOSFERICO, EN VEZ DE GENERARSE A PARTIR DE LA INTERACCION NO LINEAL ENTRE MODOS DE OTRAS FRECUENCIAS, COMO SE CREIA HASTA AHORA. EN LA SEGUNDA PARTE REALIZAMOS UN ESTUDIO TEORICO DE LA GENERACION DE LA INTENSIDAD Y POLARIZACION EN LAS LINEAS ESPECTRALES DEL MULTIPLETE DE HE I A 10830 A, PARA LO CUAL FORMULAMOS Y RESOLVEMOS EL PROBLEMA DEL TRANSPORTE RADIATIVO SIN SUPONER ETL EN MODELOS REALISTAS DE LA ATMOSFERA SOLAR Y UTILIZANDO MODELOS ATOMICOS COMPLEJOS. COMO ES SABIDO, LA FORMACION DE ESTE RASGO ESPECTRAL ESTA CONTROLADA POR LA INCIDENCIA SOBRE LA CROMOSFERA DE RADIACION ALTAMENTE ENERGETICA PROVENIENTE DE LA CORONA SOLAR. LA APLICACION DE UN CODIGO DE USO GENERAL BASADO EN EL FORMALISMO MALI (MULTI-LEVEL ACCELERATED LAMBDA-ITERATION) NOS HA PERMITIDO SINTETIZAR EL MULTIPLETE DEL HE I SIN SUPONER ETL, Y ESTUDIAR POR PRIMERA VEZ LA RESPUESTA DE LOS PERFILES DE STOKES EMERGENTES A ESTA RADIACION IONIZANTE, TANTO SOBRE EL DISCO COMO FUERA DEL LIMBO SOLAR.

Autor: Gutierrez Soto Juan.
Año: 2006.
Universidad: VALENCIA [Más tesis de esta universidad] [www.uv.es].
Centro de lectura: Facultad de Farmacia.
Centro de realización: Facultad de Matemáticas.

Autor: DOMÍNGUEZ HERRERA MARÍA DEL CARMEN.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE EDUCACIÓN. MÓDULO A..
Centro de realización: FACULTAD DE EDUCACIÓN.

Resumen: La Tesis de desarrolla dentro del Área de Didáctica de las Ciencias Experimentales. En líneas generales, la temática de investigación aborda tres grandes aspectos: El lenguaje de las ciencias, la enseñanza-aprendizaje de conceptos científicos y el desarrollo de recursos didácticos para la enseñanza-aprendizaje. Este trabajo se posiciona, fundamentalmente, en el primero de ellos, concretándose al análisis de los conceptos propios del Sistema Solar que aparecen en libros de texto de enseñanza básica.

Autor: Andrade Baliño Manuel.
Año: 2006.
Universidad: SANTIAGO DE COMPOSTELA [Más tesis de esta universidad] [www.usc.es].
Centro de lectura: Facultad de Matemáticas.
Centro de realización: Facultad de Matemáticas.

Resumen: Se estudia el problema de Gyldén-Mescerskij, es decir, el problema de dos cuerpos con masa variable cuando, superpuestas a la pérdida de masa temporal, se consideran diferentes perturbaciones. En particular se analiza el fenómeno del incremento de pérdida de masa por efecto gravitacional, el denominado `efecto periastro', demostrándose que podría ser el causante de valores relativamente altos de la excentricidad en algunos sistemas binarios. Además, se aborda el caso en el cual una de las componentes del sistema presenta forma elipsoidal considerando algunos efectos relativistas en aproximación post-newtoniana. Para el ataque matemático de estos escenarios perturbados se utilizan tanto técnicas analíticas como numéricas. Entre las primeras destaca un método canónico de perturbaciones basado en transformaciones de Lie, presentado aquí por primera vez, que supone una generalización a N parámetros del clásico método de Lie-Deprit. La estabilidad de algunos sistemas triples jerarquizados reales es examinada a lo largo del tiempo utilizando diferentes criterios. Para la visualización de las regiones de estabilidad se definieron mapas ad hoc en función de la excentricidad y del semieje mayor de la órbita externa. Finalmente, se proporciona un modelo de vientos cargados de masa basado en una función de distribución de masa definida a partir de tres factores de forma del viento estelar. Este modelo se utiliza para la integración de cierta configuración orbital hipotética en un sistema binario Wolf-Rayet.

Autor: Carretero Herráez Conrado.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: Facultad de Física y Matemáticas.
Centro de realización: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Resumen: En esta tesis hemos realizado un estudio detallado de poblaciones estelares de galaxias elíptica en cúmulos de distinta masa. Nuestros resultados sugieren que las escalas de tiempo de formación de las estrellas en este tipo de galaxias dependen del entorno en el que se encuentran: las estrellas de galaxias de cúmulos masivos se forman más rápidamente que las que se encuentran en entornos menos densos. En todos los casos, encontramos un límite a dichos tiempos de 1000 millones de años.

Autor: Oreiro Rey Raquel.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: Facultad de Física Universidad La Laguna.
Centro de realización: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Resumen: Esta tesis se centra en el estudio de las estrellas subenanas calientes de tipo B (sdBs). Esta clase de objetos muestran propiedades espectrales similares a las estrellas de tipo B en la Secuencia Principal, y se caracterizan por una baja luminosidad, que las sitúa por debajo de dicha secuencia en un diagrama de Hertzsprung-Russell. Actualmente las sdBs son objeto de estudio desde diversas áreas de investigación. En particular, el reciente descubrimiento de oscilaciones estelares en parte de ellas permite su estudio desde un punto de vista sismológico. Con este trabajo se ha pretendido profundizar en la aplicación de técnicas sismológicas al caso de las sdBs. Por una parte, se ha utilizado provechosamente un método de observación para la detección de nuevas sdBs pulsantes, especialmente de aquellas con períodos más cortos. Como resultado, se han encontrado cuatro nuevas sdBs pulsantes, una de las cuales ha resultado mostrar pulsaciones en los rangos teóricamente atribuidos a modos de oscilación acústicos y gravitatorios, convirtiéndose en uno de los objetos más interesantes de su clase. Asimismo, se han realizado campañas exhaustivas sobre algunas sdBs oscilantes, con el fin de caracterizar detalladamente su espectro de oscilaciones. Por otra parte, desde un punto de vista teórico, se ha generado una red de modelos estructurales cubriendo el rango de parámetros típico de sdBs, siendo éstos modelos de estructura completos, a diferencia de los modelos de envolvente utilizados para análisis similares por otros grupos. Se ha procedido al cálculo de las propiedades oscilatorias de los modelos anteriores, realizando un estudio sobre los resultados obtenidos. Finalmente, se establece un procedimiento de comparación de frecuencias observacionales con aquellas de la red de modelos, basado en el máximo aprovechamiento de la información observacional, que puede ser comparada con las propiedades derivadas del estudio teórico. Esta técnica es aplicada a las tres sdBs pulsantes observadas en mayor detalle durante la tesis, derivando importante información sobre los modos observacionales y las propiedades físicas de los objetos.

Autor: Olivares Pulido Germán.
Año: 2006.
Universidad: AUTÓNOMA DE BARCELONA [Más tesis de esta universidad] [www.uab.es].
Centro de lectura: Facultad de Ciencias.
Centro de realización: Facultad de Física.