GALAXIAS

Autor: FERNÁNDEZ BARBA DAVID.
Año: 2004.
Universidad: BARCELONA [Más tesis de esta universidad] [www.ub.es].
Centro de lectura: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.
Centro de realización: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.

Resumen: En este trabajo se ha realizado un estudio de la estructura espiral y cinemática de la componente estelar joven de la Galaxia en el entorno solar en tres escalas diferentes, que han permitido estudiar la estructura espiral galáctica, el Cinturón de Gould y la componente estelar joven en el entorno solar más cercano. Se han construido tres muestras de estrellas con datos procedentes del catálogo Hipparcos. La primera de ellas está formada por estrellas de los tipos espectral es O y B, Y contiene información astrométrica, fotométrica, velocidades radiales y diversos parámetros físicos de las estrellas, incluyendo la edad. La segunda muestra contiene todas las estrellas variables cefeidas del catálogo Hipparcos, con información astrométrica, distancias calculadas a partir de dos calibraciones periodo-luminosidad y velocidades radiales. Finalmente, se ha recopilado toda la información existente hasta la fecha en la bibliografía referente a las asociaciones locales jóvenes que han sido descubiertas en el entorno solar más cercano durante los últimos años. A partir de las muestras de estrellas que se han construido se ha estudiado, en primer lugar, la estructura espiral de la Galaxia. Los resultados más destacados en este apartado son que el Sol se encuentra situado en la parte externa del brazo espiral más cercano y fuera del círculo de corrotación. Ambos resultados pueden tener una gran importancia en la historia de formación reciente en el entorno solar. También se ha obtenido un valor negativo (y significativo) para la divergencia del campo de velocidades (término K). Los resultados obtenidos han sido validados a través de unas simulaciones, que han permitido obtener una estimación externa de los errores y una evaluación de los sesgos que afectan a los diferentes parámetros obtenidos. A una escala a 1 kpc de distancia heliocéntrica, la estructura dominante en el entorno solar es el denominado Cinturón de Gould, que contiene la mayor parte de las estrellas jóvenes y nubes de polvo y gas de esta región. En nuestro trabajo hemos obtenido los parámetros de orientación del Cinturón y se ha estudiado su peculiar cinemática, tras la realización de unas simulaciones con los mismos objetivos que las mencionadas anteriormente. Se ha obtenido que las estrellas del complejo de Scorpio-Centaurus (Sco-Cen) presentan una cinemática que no se ajusta a la prevista por los diversos modelos que intentan explicar la evolución cinemática del Cinturón. También se ha obtenido que el movimiento de expansión de esta estructura no parece ser un efecto global, ya que se restringe a los primeros -250 pc de distancia heliocéntrica. Finalmente, el estudio de la integración de las órbitas hacia atrás en el tiempo de las asociaciones locales jóvenes y de los miembros del complejo de Sco-Cen no ha permitido inferir que las primeras no se formaron en el interior de este complejo, sino en pequeñas nubes moleculares situadas en sus alrededores, y que previamente habían sido expulsadas. Por otro lado, se ha visto que alguna supernova de estas asociaciones locales jóvenes fue probablemente la responsable del recalentamiento de la Burbuja Local hace unos pocos millones de años. Finalmente, teniendo en cuenta los resultados obtenidos en diversos apartados de este trabajo, se ha propuesto un escenario para la formación estelar reciente en el entorno solar a partir del impacto de una gran nube molecular con el brazo espiral interno, que dio lugar, en diferentes fases, al complejo de Sco-Cen y a las asociaciones locales jóvenes.

Autor: Perucho i Pla Manuel.
Año: 2004.
Universidad: VALENCIA [Más tesis de esta universidad] [www.uv.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FÍSICA.
Centro de realización: UNIVERSITAT DE VALÈNCIA ESTUDI GENERAL.

Resumen: Esta tesis se basa en el estudio de las inestabilidades Kelvin-Helmholtz en fluidos relativistas y sus aplicaciones astrofísicas en los chorros extragalácticos. La metodología usada consiste en el estudio analítico del desarrollo de inestabilidades de amplitud pequeña, y en la aplicación de un código numérico que resuelve las ecuaciones de la hidrodinámica relativista para el estudio de la transición al régimen no lineal y su evolución a largo término. Se ha estudiado la influencia de parámetros físicos (como temperatura y velocidad) de fluidos relativistas en su estabilidad. También se ha incluido un estudio del efecto de la estratificación de la velocidad del fluido en el crecimiento y desarrollo no lineal de este tipo de inestabilidades. Finalmente, hemos efectuado diversas simulaciones numéricas basadas en observaciones de chorros extraglácticos reales con la finalidad de establecer un método que, combinando el análisis lineal y los cálculos numéricos, permita la obtención de los parámetros físicos que rigen dichos objetos. Esto nos permitirá, eventualmente, profundizar en nuestro conocimiento de la física de los chorros extragalácticos.

Autor: CRISTOBAL HORNILLOS DAVID.
Año: 2004.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FISICA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS, UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Resumen: Este trabajo está orientado a calcular las masas estelares de una muestra de galaxias luminosas compactas azules (LBCGs) a partir de la fotometría en filtros ópticos y del infrarrojo cercano. Se han medido también las masas estelares para muestras de galaxias espirales y elípticas a modo de comparación. Para la determinación de las masas estelares hemos desarrollado un código donde se ajusta la fotometría sintética de modelos de síntesis de poblaciones a la fotometría multibanda observada de las galaxias. Estos ajustes permiten derivar, además de la masa estelar, otras propiedades interesantes de estas galaxias: el tiempo que hace que ocurrió un evento importante de formación estelar y la fuerza del mismo, la existencia y edad de una población subyacente y su masa estelar. Mediante simulaciones, determinamos que, a pesar de que distintos valores de la metalicidad, extinción por polvo y función inicial de masas dan lugar a soluciones degeneradas, la masa estelar se recupera con incertidumbres menores que un factor dos. Hemos obtenido que las masas estelares de las galaxias luminosas compactas azules están en torno a diez mil millones de masas solares y que han sufrido un brote reciente de formación estelar que involucra entre un 5 y un 10% de la masa estelar. Comparando con las masas obtenidas para las galaxias elípticas, las masas estelares de las LBCGs son, en mediana, unas 7 veces menores. Las galaxias espirales cubren un rango amplio de masas, las de tipos tempranos tienen masas estelares similares a las de las elípticas, mientras que las espirales más azules tienen masas estelares similares a las de las LBCGs.

Autor: MELO MARTIN VERONICA PABLA.
Año: 2004.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS FISICAS.
Centro de realización: FACULTAD FISICA.

Resumen: Los starbursts son eventos en los que se forman más de de 10e4 Msol de estrellas a un elevado ritmo en un área muy pequeña. La consecuencia final de algunos starbursts es la expulsión de todo el material procesado hacia fuera de la galaxia por medio de los llamados supervientos galácticos (SVG). En esta tesis se estudian tres casos de galaxias candidatas a desarrollar SVG, M82, NGC 253 y NGC 4631. Se han catalogado los supercúmulos estelares (SSC) de los starbursts de las tres galaxias en Halfa. Concluimos que sólo M82 está desarrollando un SVG mientras que en los otros casos los estallidos estelares quedan confinados en la galaxia. Hemos identificado además los SSC como los elementos constituyentes de los starbursts en galaxias y concluimos que sus propiedades son factores deerminantes para desencadenar supervientos galácticos.

Autor: GONZALEZ NUEVO GONZALEZ JOAQUIN.
Año: 2004.
Universidad: OVIEDO [Más tesis de esta universidad] [www.uniovi.es].
Centro de lectura: E.U. INGENIERIAS TECNICAS MIERES.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS.

Autor: CASTILLO MORALES ÁFRICA.
Año: 2004.
Universidad: GRANADA [Más tesis de esta universidad] [www.ugr.es].
Centro de lectura: UNIVERSIDAD DE GRANADA.
Centro de realización: UNIVERSIDAD DE GRANADA.

Resumen: Los cúmulos de galaxias están formados por varios compoennetes observables, cientos de galaxias, gas caliente ente las galaxias y para algunos cúmulos, partículas relativistas y coampo magnético. Estos componentes esmiten radiación en diferentes longitudes de onda, desde radio hasata rayos X. La combinación de las observaciones realizadas en este amplio rango de frecuencias junto con los modelos teóricos, nos permite tener un mejor conocimento de estos objetos. En esta tesis presentamos el análisis de las distribuciones del gas y de la matería oscura en una muestra de diez cúmulos de galaxias cercanos (0,03 mayor z mayor 0,09)cuyas temperaturas se encuentran entre 4.4 y 9.4 kev. Estos cúmulos de galaxias han sido estudiados en detalle a través de sus observaciones en rayos X a partir de las cuales sehan deducido propiedades fisicas globales com la masa de gas, la masa total del cúmulo, la fracción en masa del gas y la extensión relativa del gas. Hemos analizado las posiblesw correlaciones entre estas propiedades comparándolas conlos resultados obtenidos del gas (expresada como la razón entre las fracciones en masa del gas en los radios r500 y 0,5xr500) y la masa total del cúmulo. La extensión del gas relativa a la extensión de la materia oscura tiende a ser mayor en los cúmulo menos masivos. Esta dependencia podría estar ralacinada con la intevención de proceso de pre-calentamiento del medio intracumular durante la formación de estas estructuras. Además presentmos las nuevas observaciones en rayos X obtenidad para dos cúmulos de galaxias morfológicamente diferentes, CL0939+4713 y RBS797. Hemos analizado la observación del cúmulo CL0939+4713 (z=0.41) obtenida con el satélite XMM-Newton, confirmando que se trata de un sistema dinámicamente joven. Esta conclusión se ve apoyada pro la distribución de temperatura encontrada en este cúmulo, se distingue una región de temperatura más elevada entre los dos subcúmulos principales, indicando que se encuentran al comienzo de un proceso de fusión. En la observación realzada con el satelite CHANDRA mostramos la presencia de depresiones en la emisión de rayos X del cúmulo RBS797, donde se distinguen claramente mínimos en la emisión cerca del centro del cúmulo. Problamente, el gas del medio intracumular se ha visto desplazado desde las regiones de menos hacia las de mayor emisión en rayos X debido a la presión de las partículas relativistas contenidas en los radio lóbulos. RBS797 ha sido el primer cúmulo de galaxias distnte en el que se ha encontrado evidencia de este tipo de interación. Las observaciones en la longitud de onda de radio muestrana la presencia deotros componentes interesentes en los cúmulos de galaxias, las partículas relativistas y el campo magnético. Estos son componentes dinámicamente importantes tanto de galaxias com en cúmulos de galaxias. Sin embargo, la interacción entre el campo magnético intra- y extra-galáctico ha recibido poca atención hasta ahora, aunque su interconesxión de de gran interés. Estudiando en detalle de dinámica estalar y gaseosa de las regiones más centrales (r mayor 1kpc) de las galaxias espirales con una inclinación interna y con algún tipo de acitvidad nuclear, podemos determinar cuánatoo cmapo magnético ha sido eyectado (o está cayendo) desde la región más interna del disco galáctico al medio intracumular. Para emprender esta terea, hemos utilizado en esta tesis el insturmento INTEGRAL basado en un sistema de fibras ópticas, en combinación con el espectrógrafo de fibras WYFFOS situado en el telescopio William Herschel. Hemos utilizdo la espectroscopía bidimensinal para estudiar las regiones cirucmnuclesaes de emisión y se ha estudiado la cinemática de los emisores ionizado comparadndo la cinemática estelar y gaseosa. El estudio detallado de la dinámica de la región central de una galaxia es una herramienta bastante útil para el estudio d 8 e los fl 49a ujos del gas (y por lo tanto de campo magnético) y de las estrellas, hacia o desde el medio intergaláctico. Esto es importante para enternder la interacción entre la galaxia y el cúmulo de galaxias al que pertenece. En las galaxias estudiadas en esta tesis no parece existir un importante flujo de gas, por lo que se están llevando a cabo nuevas observaciones para ser analizados con las técnicas desarrolladas anteriormente y poder así estudiar la interconexión de la galaxia con el medio intracumular.

Autor: GARCÍA GARCÍA MIRIAM.
Año: 2005.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FÍSICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA (FACULTAD DE FISICA) E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: La tesis doctoral que se presenta está dedicada al estudio de un grupo de estrellas masivas calientes con espectros del telescopio Far Ultravioleta Espectroscopia Exlorer (FUSE, 905-1187A), complementados con datos de archivo del telescopio international Ultraviolet Explor (IUE) y del Hubble Space Telescope (HST) para el rango 1150-1800A. Los datos se han analizado con espectros sintéticos calculados con el código WM-Basic, que produce modelos unificados de simetría esférica de las atmósferas en expansión, con un tratamiento preciso de los efectos de no equilibrio termodinámico local y del bloqueo por líneas. Como apoyo para el análisis construimos una red de modelos WM-Basic que, por comparación con las observaciones, nos permite acotar los valores de los parámetros estelares. La red también nos permite el desarrollo de criterios de diagnóstico espectral. La parte central de la tesis consiste en el análisis espectroscópico cuantitativo de una muestra de estrellas en la Vía Láctea, con tipos espectrales O temprano y medio. El doblete de OVI 1032A, contenido en el rango de FUSE, juega un papel decisivo en las caracterización de los choques en el viento y, en particular, en la cuantificación de la radiación que las zonas de enfriamiento emiten en los rangos UV-extremo y rayos-X. Nuestro resultado principal es la obtención de una nueva escala de temperaturas para los subtipos espectrales que cubre la muestra, O3-O7. Los valores de temperatura derivados para las estrellas analizadas son menores que los determinados en trabajos previos en todos los casos, y son menores también que los que las Calibraciones existentes asignan a estos tipos espectrales. La revisión de la escala de temperatura hacia valores menores tiene repercusiones en numerosos campos de la as trofísica. Por último, presentamos los primeros aspectos en el UV-lejano de estrellas en M31 y M33, accesibles gracias a la mayor sensibilidad del telescopio FUSE. Si bien no fue factible un análisis cuantitativo de los espectros, éstos contienen información importante acerca de los vientos de las estrellas de M31 y M33 y de su mentalidad. El análisis cualitativo de la morfología espectral en el UV-lejando en estas galaxias es un primer paso indispensable para futuros trabajos cuantitativos y para el análisis de observaciones de objetos lejanos sin resolución espacial.

Autor: ROZAS AMADOR JOSÉ MARÍA.
Año: 2005.
Universidad: BARCELONA [Más tesis de esta universidad] [www.ub.es].
Centro de lectura: FACULTAT DE FISICA.
Centro de realización: UNVIERSIDAD DE BARCELONA.

Resumen: La presente tesis ha consistido básicamente en la implementación de la formación de las primeras estrellas (Pob.III) en un modelo semianalítico de formación de galaxias. Este modelo, denominado AMIGA, presenta la característica de permitir un estudio del universo en un rango muy amplio de tiempo y de masas de halos de materia oscura. De este modo, la formación de las primeras estrellas y del medio intergaláctico (IGM) se ha podido seguir de manera acoplada y autoconsistente. Aprovechando estas características, en el presente trabajo de tesis se ha abordado el estudio de diferentes aspectos de las estrellas de Pob.III restringiendo sus propiedades mediante aquellas del IGM a alto redshift. Como resultado, obtenido una serie de valores típicos para la función inicial de masas, la masa estelar formada y la metalicidad límite para formar objetos de Pob.III. Paralelamente, justifico aproximaciones realizadas hasta la fecha en modelos semianalíticos que no consideraban el efecto de este tipo de objetos.

Autor: HIDALGO RODRIGUEZ SEBASTIAN LUIS.
Año: 2005.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FISICAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: Las estructuras de bajo brillo superficial detectadas en las galaxia enanas del Grupo Local y en sus proximidades, son estructuras extendidas que representan un registro fssil del pasado evolutivo de las galaxias. Su composicisn estelar es el objeto de analisis de esta Tesis. En ella se han estudiado dos galaxias de diferente morfologma. La primera, NGC3109, es una galaxia que se muestra de perfil, por lo que es idsnea para estudiar las poblaciones estelares presentes en la estructura extendida, evitando la presencia de estrellas en su disco. Definiendo dos ejes principales para la galaxia, se ha encontrado que los factores de escala de la poblacisn estelar joven en ambas direcciones, son compatibles con un disco deproyectado. Sin embargo, el factor de escala de la poblacisn estelar de edad vieja-intermedia presenta un cambio de pendiente en el eje menor que no aparece en el eje mayor o disco de NGC 3109. De la fotometrma de gran campo, diametro, distribucisn de poblaciones estelares, contenido en gas y rotacisn, deducimos que NGC3109 es una galaxia espiral del tipo de M33. La seguna galaxia estudiada es Phoenix, una galaxia de tipo dSph/dIrr situada a una distancia de unos 400 kpc de la Vma Lactea. Esta lo suficientemente cerca como para observar los turn-offs de edades viejas usando el HST, pero lo suficientemente lejos para no verse afectada significativamente por le potencial de la Vma Lactea. Se ha resuelto su Historia de Formacisn Estelar usando un algoritmo genitico para comparar un DCM sintitico con el DCM observado. De las pruebas de consistencia interna de IAC-pop se deduce que las soluciones que se obtienen son estables y que IAC-pop es aplicable a una observacisn real, resolviendo, al mismo tiempo, la distribucisn de edades y metalicidades de las estrellas de una galaxia. Del estudio de la distribucisn de las poblaciones estelares con el radio galactocintrico de Phoenix, se deduce que existe un gradiente suave en las poblaciones estelares, aumentando la edad de las estrellas uniformemente con el radio. Por tanto, no se ha encontrado un halo estelar en Phoenix similar al de la Vma Lactea. Del analisis de los factores de escala en funcisn del tiempo, se ha deducido que Phoenix era mas extensa en el momento de su formacisn que actualmente. Del resultado se ha obtenido un parametro de menguado de 26.6 Ga que da cuenta de la disminucisn del tamaqo de las regiones de formacisn estelar de la galaxia con el tiempo. Estos resultados favorecen el que hemos llamado escenario menguante para la formacisn de galaxias enanas, segzn el cual, conforme el gas se va consumiendo al formar estrellas, la formacisn estelar se va concentrando cada vez mas hacia el centro de la galaxia.

Autor: PEDRAZ MARCOS SANTOS.
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 FÍSICA.

Resumen: Se han estudiado las poblaciones estelares de 42 galaxias elípticas enanas (dEs) del cúmulo del Virgo mediante observaciones espectroscópicas en telescopios de entre 2.5m y 4.2m de diámetro. El análisis de los espectros han permitido obtener parámetros cinemáticos como la velocidad radial y dispersión de velocidades en el centro de todas las galaxias enanas de la muestras, así como de otras 8 elípticas gigantes y 7 compactas que han servido de referencia. Por primera vez se han medido los gradientes de estos parámetros en una muestras significativa de elípticas enanas, encontrando que, a diferencia de los considerado hasta la fecha, no todas las dEs están soportadas por la anisotropía en la distribución de velocidades. Una fracción importante de ellas presentan altas velocidades de rotación. Mediante la medida de la intensidad de las líneas de absorción en los espectros de las dEs se han obtenido los índices de Lick que, al compararlos con las prediciones del os modelos de síntesis de poblaciones, han permitido estimar la edad y metalicidad de las poblaciones estelares de estas galaxias. Los valores de los índices medidos en las regiones centrales de las dEs, si bien muestran una mayor dispersión, son coincidentes con la extensión de la relación encontrada con la dispersión de velocidades central, hacia valores menores de esta, para las elípticas gigantes. Tan sólo se encuentran diferencias significativas (valores más altos) para los índices de magnesio. Las zonas ocupadas por estos índices centrales en las prediciones de los modelos de síntesis, a diferencia de lo que ocurre para las elípticas gigantes, no dependen del índice metálico utilizado. De donde se desprende que las abundancias relativas entre elementos en las poblaciones estelares de las elípticas enanas es similar a la existente en las estrellas de la vecindad solar, con cuyos espectros se han elaborado los modelos. Como consecuencia, también las edades y metalicidades obtenidas para la dEs muestran menor dependencia de los índices elegidos que las elípticas gigantes. En promedio, las galaxias elípticas enanas son significativamente más jóvenes y menos metálicas que las gigantes. Si bien, la dispersión de los valores de edad y metalicidad respecto de la medida son claramente mayores de los esperado a partir de los errores en las medidas. Aunque las elípticas enanas no se ajustan a la relación edad-metalicidad encontrada para las gigantes, si muestran una tendencia similar, en el sentido de ser más jóvenes las más metálicas pero con una mayor pendiente. Sin embargo, si coinciden con el plano en el que se localizan las gigantes en el espacio definido por la edad, la metalicidad y la dispersión de velocidad centrales. Los gradientes de los índices Mg2 y Mg1 son significativamente más planos en las dEs que en las gigantes. Por el contrario, no se encuentran diferencias para los demás índices medidos. Las probabilidades de correlación entre estos gradientes de índices y sus valores centrales aumentan al incluir en las galaxias elípticas las dEs de este trabajo, si bien, tan solo para el Mg2 la correlación es realmente significativa. Al interpretar las variaciones de los índices a lo largo del radio de la dEs como gradientes ene dad y metalicidad se encuentra que, de forma general las elípticas enanas tienen poblaciones estelares algo más jóvenes y claramente más metálicas en las regiones centrales. En una mayor proporción los gradientes son compatibles con deberes exclusivamente a variaciones en metalicidad, pero también hay claros ejemplos de gradientes de edad.

Autor: LOPEZ SANCHEZ ANGEL RAFAEL.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: AULA MAGNA FACULTAD DE FISICA Y MATEMATICAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: En esta tesis presentamos un estudio morfológico, fotométrico y espectroscópico detallado de una muestra de 20 galaxias Wolf-Rayet (WR). Las galaxias WR son un subtipo de las galaxias H II cuyo espectro integrado muestra líneas de emisión propias de estrellas WR, indicando la presencia de una población importante de estrellas masivas y la juventud extrema del brote de formación estelar. El principal objetivo es el estudio de la formación estelar y de las poblaciones de estrellas O y WR en estos objetos, así como comprender el papel que tienen las interacciones entre objetos compañeros de bajo brillo superficial en el disparo de los brotes de formación estelar. Empleamos imágenes profundas con resolución espacial en filtros ópticos y del infrarrojo cercano (NIR) de banda ancha e interferenciales (H alfa y continuo adyacente) para estudiar la morfología estelar y del gas ionizado en cada galaxia, analizando el contenido de estrellas ionizantes, la edad de los brotes y la población de estrellas viejas subyacente. También se ha usado espectroscopía de rendija larga o echelle para estudiar las condiciones físicas (densidades y temperaturas electrónicas, enrojecimiento, naturaleza de la ionización), las abundancias químicas y la cinemática del gas ionizado, así como para determinar el contenido de estrellas masivas y su localización espacial en cada objeto. Este análisis ha permitido discernir entre la naturaleza pre-existente o de marea de los objetos enanos encontrados alrededor de las galaxias estudiadas. De especial interés es el estudio de los grupos de galaxias HCG 31 y Mkn 1087, donde se necesitan interacciones a varios cuerpos para explicar las colas, puentes, fusiones de galaxias y enanas de marea encontradas. Incluimos también el detallado análisis de la historia de formación estelar y las poblaciones estelares de la galaxia IRAS 08339+6517, donde observamos por primera vez el rasgo WR y que también se encuentra interactuando con un objeto enano independiente cercano. No obstante, uno de los principales logros de esta tesis es la detección de las débiles líneas de recombinación de O II y C II en nuestros espectros profundos de VLT de la galaxia enana NGC 5253, encontradas por primera vez en un starburst. Además, encontramos un enriquecimiento localizado de nitrógeno y helio que es consistente con el esperado por la contaminación de las estrellas WR detectadas. Completamos nuestras observaciones en óptico y NIR con datos en rayos-X, infrarrojo lejano (FIR) y radio (H I y continuo) extraídos de la literatura para obtener una visión más completa de la formación estelar y la evolución de cada objeto. Finalmente, presentamos unos resultados generales de toda la muestra de galaxias, buscando relaciones entre las magnitudes fotométricas, espectroscópicas y las encontradas en otras longitudes de onda. Concluimos que la gran mayoría de las galaxias analizadas (16 de 20, ~80% de los sistemas estudiados) muestran rasgos de interacción, (morfologías y cinemáticas perturbadas, diferencias de abundancias, pérdidas de gas neutro, etc), confirmando la hipótesis de que las interacciones con o entre objetos enanos es el mecanismo principal que dispara la formación estelar en galaxias del tipo Wolf-Rayet.

Autor: ROMERO GOMEZ MERCE.
Año: 2006.
Universidad: POLITÉCNICA DE CATALUÑA [Más tesis de esta universidad] [www.upc.edu].
Centro de lectura: UNIVERSITAT POLITÈCNICA DE CATALUNYA.
Centro de realización: EPSC, EDIFICI C1 Campus BAIX LLOBREGAT.

Resumen: Les galàxies barrades han estat el tema de recerca de molts investigadors. En aquesta tesi, proposem un nou mecanisme de formació dels braços en espiral i dels diferents tipus d'anells que ens podem trobar en galàxies barrades. Altres teories consideren que els braços en espiral i els anells són ones de densitat. En el nostre cas, considerem que estan format per òrbites dirigides per les varietats invariants d'òrbites periòdiques i quasiperiòdiques. El sistema d'equacions que modelitza una galàxia de barra té cinc punts d'equilibri en el pla. Tres dels quals són linealment estables i dos se situen al llarg dels semieix menos de la bar i són simètrics. L'altre està situat a l'origen de coordenades. Els altres dos són linealment inestables o hiperbòlics i estan situats al llarg dels semieix major de la barra. Nosaltres afirmem que la família inestable d'òrbites periòdiques al voltant dels punts d'equilibri inestables actuen com un portal entre la regió de la barra i l'exterior. Dues famílies d'òrbites asimptòtiques emanen de l'òrbita periòdica. Una d'elles s'aproxima asimptòticament a l'òrbita i defineix la varietat invariant estable. D'altra banda, l'altra família s'allunya de l'òrbita periòdica també de manera asimptòtica i defineix la varietat invariant inestable. Les varietats invariants actuen com tubs que dirigeixen el moviment. Les òrbites que es dirigeixen per les varietats invariants connecten les òrbites periòdiques d'un punt d'equilibri o del seu oposat. Per tant, són responsables de l'estructura global de la galàxia. Hem considerat diferents models de galàxia amb barra que consisteixen en superposar dues components, una axisimètrica i una altra en forma de barra. Hem calculat les varietats invariants de les òrbites periòdiques inestables dins un rang d'energia. Hem comprovat que, efectivament, són responsables de l'estructura global de la galàxia. Hem escollit models de referència amb corbes de rotació amb determinades característiques i hem estudiat la influència dels paràmetres que defineixen el model en la seva estructura global. També hem estudiat la influència de tenir diferents models per la barra. Hem utilitzat bàsicament tres potencials de barra: L'el·lipsoide de Ferrers, associat a una distribució de densitat, i els potencials de BarbanisWoltjer i el generalitzat de Dehnen, que no estan associats a una distribució de densitat. Hem observat que només la variació de la força de la barra i del radi de corotació tenen una influència en la forma de les varietats invariants. També hem notat que quan utilitzem el potencial de Ferrers, la principal estructura que hem obtingut és la de l'anell rR1 amb la característica forma de 8 o Theta. També obtenim braços en espiral i altres tipus d'anells, però per models poc realistes, és a dir, que o bé la barra és massa forta o bé el radi de corotació es troba massa a l'interior de la barra. Podem concloure que el model de Ferrers no és el més adequat per modelitzar els braços en espiral. De fet, el quocient entre les forces radials noaxisimètriques amb les simètriques decreix molt ràpidament en les regions exteriors, fent que la part dominant sigui la simètrica i no la de la barra. Per altra banda, els altres dos potencials que hem considerat no tenen aquest desavantatge. En aquest cas, observem que la barra té una influència major en les parts exteriors quan fem un gràfic del quocient de les forces radials noaxisimètriques amb les simètriques. No obstant això, el potencial de BarbanisWoltjer és més adequat per l'estudi de la regió interior perquè el quocient canvia de signe i creix lleugerament en la part exterior. En canvi, quan utilitzem el potencial generalitzat de Dehnen, el quocient decreix suaument en la part exterior i obtenim diferents morfologies quan variem la forma de la corba de rotació, la força de la barra i el radi de corotació.

Autor: CASTRO RODRIGUEZ NIEVES D..
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: En este trabajo hemos estudiado la luz difusa en cúmulos y grupos de galaxias. La luz difusa está compuesta por estrellas desligadas de las galaxias del cúmulo y que se mueven bajo la acción del potencial global del cúmulo. Esta componente cúmular corresponde a un 5-15% de la masa total del cúmulo. Fue descubierta por primera vez en el cúmulo de Coma por Zwicki en 1951 que encontró una contribución a la luminosidad total del cúmulo que provenía de la zona situada entre las galaxias. En décadas pasadas el estudio de esta componente ha tenido diversos problemas, siendo el más importante su bajo brillo superficial. En este trabajo hemos utilizado las Nebulosas Planetarias (PN) como trazadores de de esta componente del medio intracumular (o intragrupo). Mediante la detección de las PN podemos inferir la cantidad de luz difusa que vamos a tener en cada una de las zonas. En este trabajo hemos estudiado la proporción de luz difusa existente en varios grupos de galaxias (Leo y HCG44) y en el cúmulo de Virgo, así como desarrollado un método robusto para la detección y clasificación de las PN. Hemos concluido que la luz difusa esta correlada con la cantidad de galaxias E y SO en los grupos compactos de galaxias, por lo que el origen de dicha luz va a estar relacionado con la formación de las galaxias elípticas en los grupos de galaxias. De igual forma, para el cúmulo de Virgo, hemos obtenido que la contribución de la luz difusa se correlaciona con la posición de las galaxias gigantes de Virgo, por lo que concluímos que dicha componente cumular se ha formado mediante los procesos que han dado lugar a las grandes galaxias E de Virgo. Además, dicha componente es muy joven, ya que forma estructuras inomogéneas que ya se hubieran diluído de haberse creado en épocas tempranas del cúmulo.

Autor: ELICHE MORAL MARIA DEL CARMEN.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FISICA DE LA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: Tanto las observaciones como las simulaciones cosmológicas indican que las fusiones de galaxias son procesos bastante frecuentes en el Universo. Sin embargo, aún se desconoce la relevancia de las fusiones en la evolución galáctica y en la constitución de los bulbos actuales frente a otros posibles procesos de formación. El objetivo básico de esta tesis consiste en estudiar el papel de las fusiones tanto en la aparición de la población galáctica de tipo temprano, como en la evolución de los bulbos galácticos, a nivel observacional y computacional. Hemos analizado la relevancia de los ritmos de fusión mediante el estudio de las cuentas diferenciales de galaxias en U y B, obtenidas sobre un campo de ~900 arcmin^2 del muestreo GOYA que abarca la tira de Groth-Westphal. Las magnitudes límites alcanzadas han correspondido a U = 24.8 mag y B = 25.5 mag en el sistema de Vega (al 50% de eficiencia de detección para las fuentes puntuales). Las pendientes de las cuentas obtenidas han sido dlog (N)/dm = 0.50 +/- 0.02 para B=21.0-24.5, y dlog (N)/dm = 0.48 +/- 0.03 para U=21.0-24.0. Presentamos modelos de cuentas que, por primera vez, reproducen simultáneamente las cuentas observacionales en U y B en un rango de 15 magnitudes y las de Ks en un rango de 10 magnitudes, empleando sólo parámetros medidos observacionalmente y sin necesidad de introducir poblaciones exóticas de origen desconocido, ni diferentes ritmos de fusión para cada banda. Solamente imponiendo un desplazamiento al rojo de formación relativamente reciente para las galaxias elípticas (zf~1.5), se puede reproducir el cambio de la pendiente que se observa en las cuentas infrarrojas en Ks = 17.5 mag. Una profundidad óptica moderada para todos los tipos galácticos (galaxias tempranas inclusive) nos asegura que las cuentas en U y B no presenten ningún incremento repentino asociado a la formación reciente que se ha impuesto en las elípticas. Nuestros modelos explican el origen y la evolución de las galaxias débiles azules hasta z ~1.5-2, a partir de la evolución natural de la mezcla local, la cual viene inducida por la formación jerárquica inherente a un Universo LambdaCDM. También hemos estudiado la influencia de las fusiones en el crecimiento de la estructura central de las galaxias, mediante simulaciones no colisionales de N-cuerpos de acrecimientos de satélites sobre galaxias de disco. Para asegurar que los cocientes de densidad entre la galaxia principal y la satélite en cada experimento (críticos en el resultado final de la fusión) son realistas, hemos empleado un escalado basado en la relación observacional de Tully-Fisher (M~V_ rot^alpha_TF). Los remanentes de los experimentos de acreción muestran una clara estructura bulbo-disco, con curvas de rotación normales. Tanto la razón bulbo-disco como el índice n de Sérsic crecen como resultado del acrecimiento en todos los modelos, mostrando valores moderados al final de la simulación (n = 1.0-1.9). El bulbo crece independientemente de si el satélite, que se destruye completamente en todos los experimentos, llega al centro del remanente (casos con alphaTF = 3.5 ó 4) o no (casos con alphaTF = 3 y con razones de masas luminosas 1:6). Los parámetros estructurales globales evolucionan de forma sistemática, siguiendo tendencias similares a las de las observaciones. El mecanismo dominante en el crecimiento del bulbo es el flujo hacia el centro de material del disco primario durante el decaimiento del satélite. Nuestros modelos son los primeros en confirmar que el crecimiento del bulbo a partir del material del disco, uno de los ingredientes centrales de los modelos de evolución secular, puede ser inducido desde fuera de la galaxia mediante acrecimientos de satélites.

Autor: CARRERA JIMENEZ RICARDO J..
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FISICA.

Resumen: ¿Como se forman las galaxias?, ¿Cómo evolucionan?. Éstas son cuestiones fundamentales que las cartografiados profundos de galaxias a alto desplazamiento al rojo tratan de resolver. Una segunda aproximación es reconstruir la historia de la formación estelar a través de sus poblaciones estelares resueltas. La Historia de formación estelar de una galaxia se puede caracterizar por cuatro funciones: la tasa de formación estelar, la ley de enriquecimiento químico, la función inicial de masas y la fracción de binarias. Las diferencias entre las distintas historias de formación estelar observadas vienen determinadas principalmente por la tasa de formación estelar y la ley de enriquecimiento químico. La primera de ellas se obtiene a partir de los diagramas color-magnitud, mientras que la ley de enriquecimiento químico se ha caracterizado a partir de la distribución en color de las estrellas en la Rama de Gigantes Rojas, a pesar de la de dificultad que supone la degeneración edad-metalicidad presente en ella. El objetivo principal de este trabajo es romper esta degeneración, obteniendo la metalicidad por un método alternativo. La vía más precisa para medir abundancias químicas es la espectroscopía de alta resolución. Sin embargo, esta técnica requiere de un tiempo de telescopio desmesurado. La alternativa es la espectroscopía de baja resolución, que junto con los modernos espectroscopios multiobjeto, permite observar un gran número de estrellas en un tiempo razonable. En las galaxias, únicamente podemos observar espectroscópicamente las estrellas más brillantes, que en muchos casos son las estrellas Gigantes Rojas. El índice adecuado para medir la metalicidad de estas estrellas es el triplete infrarrojo del Call, que es la característica más relevante en la parte infrarroja de su espectro. La relación entre la anchura equivalente de las líneas del triplete de Call y la metalicidad se ha estudiado principalmente en sistemas viejos y pobres en metales. Sin embargo, las galaxias presentan, en general, amplios rangos de edades y metalicidades. El primer objetivo de este trabajo fue estudiar el comportamiento de las líneas del triplete de Call en estrellas de cúmulos abiertos y globulares que cubre los rangos más amplios de edad y metalicidad, 0,25 menor(Edad/Ga)menor 13 y -2.2 menor[Fe/H]menor + 0.47, en los cuales se ha investigado el comportamiento de las líneas del triplete de Call hasta el momento. El siguiente paso ha sido utilizar este índice par medir abundancias estelares en las Nubes de Magallanes y de este modo estudiar su evolución química. Por su proximidad, estas galaxias son un excelente laboratorio para probar la potencia de este método. Son fácilmente observables desde tierra y presentaban poblaciones estelares con un amplio rango de edad y metalicidad hemos observado estrellas en diferentes posiciones de las dos galaxias. El principal resultado es que mientras que la Gran Nube presenta una metalicidad similar hasta un radio de 6 grados, disminuyendo para las regiones más externas, la Pequeña Nube presenta un gradiente de poblaciones, en el sentido de que las estrellas más metálicas son también más jóvenes, y se encuentran concentradas principalmente en las regiones centrales. En promedio la Gran Nube de Magallanes es más metálica que la Pequeña Nube. En el caso de la Pequeña Nube, hemos encontrado que las poblaciones estelares más viejas de 1 Ga no presentan la apariencia irregular que se observa actualmente en esta galaxia.