SUPERNOVAS

Autor: Cerdá Durán Pablo.
Año: 2005.
Universidad: VALENCIA [Más tesis de esta universidad] [www.uv.es].
Centro de lectura: Dpto. Astronomía y Astrofísica. Facultad de física.
Centro de realización: Facultad de Física.

Resumen: *** Introducción *** *La astronomía de ondas gravitatorias A comienzos del siglo veinte, la teoría de Einstein de la relatividad general revolucionó nuestra manera de entender el mundo físico con un nuevo paradigma que no sólo describía la gravitación sino el espacio-tiempo en si mismo. Actualmente esta teoría está profundamente arraigada, y es la base de los modelos más realistas en cosmología y astrofísica. Sin embargo, todas sus predicciones no han podido todavía ser confirmadas por las observaciones. Una de estas predicciones es la existencia de ondas gravitatorias. En el amanecer de un nuevo siglo está emergiendo una nueva rama de la astronomía, la astronomía de ondas gravitatorias, dedicada al estudio de objetos astrofísicos y cosmológicos mediante la detección de las ondas gravitatorias emitidas por estos. Para que un objeto astrofísico emita ondas gravitatorias observables desde la Tierra, éste debe ser un objeto compacto con fuertes campos gravitatorios que además tengan variaciones temporales. El estudio de las ondas gravitatorias emitidas es una herramienta excelente para observar las partes más recónditas de dichos objetos astrofísicos. Por ejemplo, se podrá observar el colapso de núcleo estelares en la formación de supernovas o el vecindario de agujeros negros rodeados de discos de acrecimiento. Estas regiones son invisibles a cualquier otra observación del espectro electromagnético. También se podrán detectar las perturbaciones del espacio tiempo producidas por el choque de dos agujeros negros, que de otra manera serían invisibles. Además será posible realizar observaciones complementarias de fuentes conocidas de radiación electromagnética, como escenarios que involucren estrellas de neutrones o enanas blancas. Estas observaciones nos ayudarán a constreñir mejor los parámetros de estos sistemas (masa, momento angular, tamaño, ecuación de estado de la materia nuclear, etc). Para impulsar el crecimiento de esta nueva rama de la astronomía es indispensable un desarrollo en paralelo de detectores y modelado de fuentes. A lo largo de las dos últimas décadas han sido diseñados un gran número de detectores de ondas gravitatorias. Se han construido gigantescas instalaciones con detectores basados en interferometría láser en Europa (VIRGO, EGO), EE.UU. (LIGO) y Japón (TAMA), para detectar ondas gravitatorias en el rango de los kHz, y extensiones de estos interferómetros ya están planeadas (Advanced LIGO en EE.UU., LCGT en Japón y EURO en Europa). También interferómetros en el espacio (la colaboración ESA/NASA llamada LISA) para observar fuentes emitiendo en el rango de los mHz. Por otro lado, el modelado de fuentes es necesario para establecer que objetos astrofísicos y cosmológicos serán detectables en términos de amplitud de la señal y rango de frecuencias, y reperrcute en el diseño de los actuales y futuros detectores. Pero los modelos teóricos no sólo son útiles para el diseño del detector, sino también son una parte esencial del proceso de detección. El bajo nivel señal/ruido de los detectores convierte la detección en un reto, que sólo podrá ser superado si se usan técnicas específicas como el filtrado por reconocimiento de patrones (matched filtering). En estas técnicas, las plantillas de ondas gravitatorias proporcionadas por el modelado de fuentes, son cruciales para ayudar en el análisis de datos. Además, se necesitan modelos teóricos para interpretar dichas ondas y extraer su contenido físico, que es al fin y al cabo la meta final de la astronomía de ondas gravitatorias. Uno de los escenarios astrofísicos más interesantes donde buscar ondas gravitatorias es el colapso gravitatorio de los núcleos de hierro en estrellas masivas (M > 8 M_sol). El objeto resultante, una proto-estrella de neutrones (PNS) o un agujero negro rodeado po 8 r un dis 1ff8 co de acrecimiento, es la base de los modelos de algunos de los fenómenos observables más energéticos del universo: supernovas tipo Ib/Ic/II, erupciones de rayos gamma (GRB) y formación de chorros. Todas estas son fuentes prometedoras de ondas gravitatorias, y su investigación teórica es de gran interés para entender las implicaciones de las observaciones. El objetivo principal de esta tesis es el estudio de la radiación gravitatoria producida en un escenario en particular, el colapso gravitatorio de núcleos estelares en rotación y la posterior evolución de las PNS que se forman. * Ondas gravitatorias del colapso de núcleos estelares La radiación electromagnética y los neutrinos no son las únicas emisiones de una explosión supernova. El movimiento global de la estrella colapsante, que rebota a densidades en torno a las de la materia nuclear, y las asimetrías del núcleo, producen un destello ( burst) de ondas gravitatorias. Según como gire la estrella progenitora y como proceda el colapso, las ondas gravitatorias emitidas son de distinto tipo [Zwerger 1997]. Aunque las amplitudes estimadas para progenitores realistas fuera de nuestra galaxia son pequeñas para ser detectadas con los actuales detectores de ondas gravitatorias [Mueller 2004], otros procesos pueden producir ondas gravitatorias más intensas tras el colapso. En particular, los movimientos convectivos tras la onda de choque producidos por la deposición de la energia de los neutrinos emitidos en la PNS, pueden dar lugar a amplitudes mayores incluso para núcleos girando lentamente [Mueller 2004]. Además, la proto-estrella de neutrones es en si misma una fuente prometedora de ondas gravitatorias detectables. Para ritmos de rotación y grados de rotación diferencial suficientemente altos se desarrollan inestabilidades no axisimétricas en escalas de tiempo dinámicas (Estos valores, sin embargo, pueden no ser realistas, ya que no se conoce un camino evolutivo que lleve a la creación de PNS con los ritmos de rotación necesarios.) como la llamada inestabilidad de tipo barra [Tohline 1985,Shibata 2002], que produce fuertes señales de ondas gravitatorias. Cuando la estrella de neutrones se ha enfriado hasta alcanzar unos 10E10 K, puede estar sujeta a la denominada inestabilidad de Chandrasekhar-Friedman-Schutz [Chandrasekhar 1970; Friedman & Schutz 1978] y se convierte en una importante fuente de ondas gravitatorias [consúltese Stergioulas 2003 para más información]. Como consecuencia, un modelado en detalle de la transformación de la PNS caliente a la NS fria es esencial para poder realizar predicciones en la emisión de ondas gravitatorias de estrellas de neutrones. Especial atención hay que dedicar a los ritmos de rotación, la distribución de momento angular y la estructura e intensidad del campo magnético. * Física involucrada en el colapso Para poder estudiar apropiadamente el colapso gravitatorio de núcleos de hierro y las ondas gravitatorias emitidas por éste, se deben incluir una cierta cantidad de ingredientes físicos. Aquí resumimos los más importantes a tener en cuenta: - Relatividad general: La masa involucrada en el colapso es del orden de 1 M_sol. En la etapa final del colapso, esta masa se halla encerrada en la PNS, con un radio de unas decenas de kilómetros. Para estas configuraciones tan compactas, los efectos de la relatividad general empiezan a aparecer, y la gravedad Newtoniana no es suficiente para describir el equilibrio y la dinámica del sistema [ver por ejemplo el Cap.~29 de Misner, Thorne & Wheeler 1973]. - Ecuación de estado de la materia nuclear: Se necesita una descripción termodinámica de la materia nuclear para poder calcular correctamente la dinámica del proceso entero, cómo se produce el rebote y la configuración final de la PNS [vease Glendenning 1997, Prakash 2001 para más información]. - Transporte de neutrinos: éste es un aspecto crucial en el modelado para ser capaces de describir el mecanismo de la explosión retardada, así como el enfriamiento de la recién formada PNS que da lugar a la NS final [ver Janka 2005y referencias allí citadas]. - Campos magnéticos: Algunas observaciones sugieren la presencia de campos magnéticos en el escenario de colapso y en los objetos resultantes. El descubrimiento de púlsares de rayos X anómalos y Soft Gamma-Ray Repeaters, interpretados como estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas (magnetares) [Duncan 1992,Thompson 1996,Kou 1999], hace que el estudio del colapso magnetizado sea de gran interés. - Otros mecanismos de transporte de energía: Probablemente existen otros mecanismos de transporte de energía dentro del núcleo que juegan un papel importante en la dinámica del colapso, y no deben ser despreciados. Algunos de estos son la convección, la turbulencia, el transporte radiativo y la difusión por viscosidad. Conviene enfatizar que la inclusión de todos estos efectos en un código numérico no se puede acometer hoy en dia, principalmente debido a los costes computacionales prohibitivos tanto en memoria como en tiempo de cálculo. Por lo tanto se deben hacer algunas simplificaciones en las simulaciones requeridas para describir la dinámica altamente no lineal que involucra el colapso de núcleos estelares. *** Marco teórico *** El marco general utilizado en la presente tesis es el de la relatividad general en el formalismo 3+1 [Lichnerowicz 1944, Foures 1952]. Dicho formalismo, descrito en el capítulo 2, nos permite foliar el espacio-tiempo en una serie de hipersuperficies espaciales sin intersección, parametrizadas por el tiempo propio. De este modo, cada hipersuperficie contiene el espacio tridimensional completo para cierto valor del tiempo propio. Este tipo de foliación del espacio-tiempo nos permite tratar el problema de la evolución de las ecuaciones de Einstein como un problema de condiciones iniciales, en el que a partir del contenido de energía y materia en una hipersuperficie dada podemos evolucionar el sistema en el tiempo. Esta descomposición todavía deja algunos parámetros libres que fijar. Debemos especificar como serán las coordenadas que describen las hipersuperficies espaciales, y el modo particular en que se folia el espacio-tiempo (el slicing). Para ello debemos imponer cuatro condiciones de gauge. La elección de éstas es crucial para la correcta resolución del problema, muy especialmente si esto implica la resolución numérica de las ecuaciones de Einstein. Por otro lado, la resolución del sistema completo de ecuaciones de Einstein es, en general, un problema de gran dificultad. Por ello puede ser conveniente, al menos en algunos escenarios, realizar alguna aproximación que facilite la resolución de las ecuaciones, sin eliminar ningún elemento imprescindible. En el capítulo 3 se describen las ecuaciones que gobiernan la dinámica de fluidos y de campos electromagnéticos en el formalismo 3+1 de la relatividad general. Estas ecuaciones se expresan de manera adecuada para su resolución numérica. Asumimos que el fluido que modelamos es tanto un fluido perfecto (sin viscosidad) como un conductor perfecto (condición de la magnetohidrodinámica ideal). Bajo estas condiciones las ecuaciones se simplifican notablemente. En el capítulo 5 presentamos una nueva aproximación de las ecuaciones de Einstein del campo gravitatorio, a la cual llamamos CFC+. Esta aproximación está basada en las correcciones a segundo orden en el desarrollo post-Newtoniano de la métrica conformemente plana, i.e. CFC+ representa una extensión de la aproximación CFC (o de Isenberg--Wilson--Mathews) descrita en el capítulo 4. La derivación del sistema extendido de ecuaciones se realiza con gran detalle, así como las condiciones de contorno que es necesario aplicar para resolver numéricamente el sistema. Todas las ecuaciones de CFC+ son elípticas, ya que a segundo orden post-Newtoniano el carácter hiperbólico de las ecuaciones de Einstein desaparece. Además notamos que el hecho de resolver ecuaciones elípticas asegura la estabilidad numérica de la solución y evita algunos problemas numéricos que pueden aparecer en evol 8 uciones 1ff8 de largo término de sistemas con gravedad intensa (agujeros negros) al usar la formulación 3+1 de la relatividad general. Por otro lado, el precio que debe pagarse por usar la aproximación CFC+ es la ausencia de la reacción de la radiación gravitatoria en la dinámica, responsable de la extracción de energía y momento angular del sistema transportados por las ondas gravitatorias. Sin embargo en los escenarios en que utilizamos esta aproximación, este efecto puede considerarse despreciable ya que las pérdidas de energía son insignificantes en escalas de tiempo dinámicas. La extracción de las ondas gravitatorias se describe en el capítulo 6, y se realiza mediante la fórmula cuadrupolar de Einstein-Landau-Lifshitz. Esta fórmula incorpora el término dominante en la aproximación de velocidades bajas, y se obtiene realizando un desarrollo multipolar de la métrica en el infinito futuro nulo, además de un desarrollo post-Newtoniano de las fuentes a primer orden (Newtoniano). También se obtiene una relación entre la onda gravitatoria dada por la fórmula cuadrupolar y el comportamiento asintótico de la métrica en la aproximación CFC+. *** Métodos numéricos *** El capítulo 7 está dedicado a la descripción de los métodos numéricos empleados en la resolución de las ecuaciones de la (magneto-)hidrodinámica en relatividad general. La resolución de estas ecuaciones debe realizarse de manera que se respeten las leyes de conservación que representan (energía, momento y número de bariones). Para ello utilizamos métodos de alta resolución de captura de choques (HRSC de su acrónimo en inglés) [ver por ejemplo Leveque 1990,Toro 1999,Marti 2002,Font 2003], que permiten resolver sistemas hiperbólicos de leyes de conservación, utilizando un método que describe correctamente la formación y propagación de ondas de choque. El caso de las ecuaciones de la magneto-hidrodinámica ideal se trata aparte, ya que la ecuación adicional que se introduce (ecuación de inducción) necesita también un tratamiento especial. Para que la divergencia del campo magnético se mantenga cero durante la evolución, es decir se conserve el flujo magnético, usamos el método flux-CT [Evans 1988]. En particular, utilizamos el esquema de [Antón 2006], en el que se hace uso de una reconstrucción lineal de las variables primitivas y esquemas centrados para el cálculo de los flujos numéricos [Kurganov et al. 2000]. El capítulo 8 está dedicado a los métodos numéricos utilizados para resolver las ecuaciones de la métrica, ya sea en la aproximación CFC o en su extensión CFC+. Todas las ecuaciones con las que nos encontramos son de tipo elíptico, y se pueden expresar como pseudo-ecuaciones de Poisson. Los diferentes métodos utilizados dependen de las distintas fases del cálculo de la métrica CFC+. En primer lugar se calcula el potencial Newtoniano mediante una expansión de la parte angular de las ecuaciones en simetría axial en polinómios de Legendre [Mueller et al. 1995, Zwerger et al. 1995]. La segunda fase consiste en calcular la parte sin traza y transversa de la 3-métrica. Este cálculo se reduce a la resolución de sistemas lineales de ecuaciones de Poisson, que se realiza mediante la inversión directa del sistema discretizado expresado en forma matricial. La inversión del sistema se realiza por medio de la descomposición LU, que aumenta la eficiencia del esquema numérico utilizado para estas ecuaciones. Por último se resuelve el sistema CFC modificado por las correcciones 2PN de CFC+, que consiste en cinco ecuaciones elípticas no lineales acopladas. Para cada ecuación utilizamos el mismo resolvedor de Poisson que en el caso del potencial Newtoniano, realizando una iteración de punto fijo hasta obtener la convergencia. *** Conclusiones *** * CFC+: dinámica del colapso y radiación gravitatoria mejoradas. En el capítulo 9 de esta tesis se realizan tests y simulaciones de colapso de núcleos estelares en rotación utilizando la nueva aproximación CFC+, presentada en el capítulo 5. Se realizan tests para comprobar su aplicabilidad a la simulación del espacio-tiempo de estrellas de neutrones en rotación, ya sea en equilibrio o para las configuraciones resultantes del colapso gravitatorio de núcleos estelares. También comparamos la nueva aproximación CFC+ con la aproximación CFC usada por [Dimmelmeier et al. 2002a,b] en dos escenarios diferentes, oscilaciones de estrellas de neutrones y colapso de núcleos estelares a NS. En el caso de las NS pulsantes, no hemos encontrado ninguna diferencia en el cálculo de las frecuencias de los modos cuasi-normales de dichos objetos, incluso en las situaciones más extremas (i.e. con rotación Kepleriana, cercana al límite de pérdida de masa por rotación). También hemos podido comparar nuestros resultados directamente con simulaciones en relatividad general sin aproximaciones, obteniendo de nuevo un acuerdo excelente. Nuestras simulaciones de colapso de núcleos en rotación cubren las distintas tipologías de colapso estudiadas por [Dimmelmeier et al.2002b], incluyendo además un caso extremo de un núcleo con fuerte rotación diferencial y una estructura casi toroidal. De nuevo, no se han encontrado diferencias significativas entre las dos aproximaciones usadas. Por tanto podemos concluir que las correcciones a segundo orden post-Newtoniano de la métrica CFC no mejoran significativamente los resultados de la dinámica del colapso de núcleos estelares a estrellas de neutrones, ni la dinamica de las estrellas de neutrones en si. En cuanto a la extracción de la radiación gravitatoria tampoco hemos observado diferencias sustanciales entre CFC y CFC+. La comparación ha sido realizada usando la formula cuadrupolar de Einstein-Landau-Lifshitz, empleada comúnmente en la literatura para extraer las formas de onda. Además hemos calculado las ondas gravitatorias directamente de las componentes de la métrica CFC+. Aunque el cálculo de formas de onda de este último modo no puede considerarse un método independiente de cálculo de las ondas, proporciona un test de consistencia de la aproximación CFC+ que sirve para validar el esquema numérico utilizado para calcular la métrica. La principal conclusión del capítulo 9 es la confirmación de la aproximación CFC como una alternativa sumamente útil a las ecuaciones de Einstein completas en escenarios axisimétricos que involucren estrellas de neutrones en rotación, en equilibrio y como estado final de un colapso. Estos descubrimientos estan fundamentados por dos hechos: en primer lugar, hemos demostrado que las correcciones de segundo orden post-Newtoniano no juegan un papel importante ni en la dinámica ni en la forma de las ondas gravitatorias emitidas en el colapso. Este hecho sugiere que correcciones de orden superior serán completamente insignificantes, al menos en escalas de tiempo dinámicas. En segundo lugar, la comparación directa de la aproximación CFC con simulaciones en relatividad general ha sido recientemente realizada por [Shibata et al. 2004] en el contexto de simulaciones de colapso de núcleos estelares en simetría axial. De nuevo, las diferencias encontradas tanto en la dinámica como en la forma de las ondas no son significativas, lo que resalta la aplicabilidad de CFC (y CFC+) para realizar simulaciones precisas de estos escenarios sin la necesidad de resolver el sistema completo de ecuaciones de Einstein. * Colapso magnetizado En el capítulo 10 se presentan simulaciones del colapso de núcleos estelares magnetizados en rotación, así como los tests que validan la aproximación numérica usada para resolver las ecuaciones de la magneto-hidrodiámica ideal en relatividad general. Se ha diseñado un método para calcular configuraciones estacionarias de estrellas débilmente magnetizadas en relatividad general, ya sea con componente toroidal o poloidal (o ambas) del campo magnético. Se utiliza la aproximación de campo pasivo (o campo prueba) para los modelos iniciales, en los cuales la presión magnética es varios órdenes de magnitud menor que la presión (térmica) del fluido. También se han realizado tests para comprobar la pr 8 ecisión 13e2 y las propiedades de convergencia de la extensión ``magnetizada" de nuestro código numérico. Como resultado se encuentra un orden de convergencia mayor de uno en el campo magnético en todos los tests realizados. En los casos estacionarios el orden de convergencia que se obtiene es superior a dos. Estos resultados son consistentes con el segundo orden, espacial y temporal, del esquema numérico utilizado, únicamente reducido a primer orden en los choques. Se establece la resolución necesaria para poder evolucionar correctamente el campo magnético en una simulación de colapso de núcleos estelares. Los errores en todos los casos en los que la solución teórica es conocida están por debajo del 0.1 %, excepto en los choques, que son correctamente capturados en un par de celdas numéricas gracias al uso de esquemas HRSC. En cuanto a las simulaciones de colapso de núcleos magnetizados en la aproximación CFC, se han considerado casos con campo magnético puramente poloidal al inicio (serie D3M0) y puramente toroidal (serie T3M0), en la aproximación de campo pasivo. Los modelos D3M0 son una extensión a relatividad general de algunos de los modelos considerados por [Obergaulinger et al. 2005] en gravedad Newtoniana y magneto-hidrodinámica ideal. Nuestra intención es comparar la dinámica y las ondas gravitatorias con estos resultados previos. No se encuentran diferencias cualitativas en los modelos estudiados, aunque la magnitud del campo magnético en el rebote y después de éste es en el caso CFC consistentemente menor (50-80%) que en el caso Newtoniano. En cada serie de modelos, la amplificación del campo magnético procede de un modo distinto. Mientras que en los modelos D3M0 el enrollamiento de las lineas de campo poloidales en lineas toroidales, debido a la rotación diferencial (dínamo-Omega), es el mecanismo de amplificación principal en el colapso, en los modelos T3M0 el campo magnético se amplifica únicamente debido a la compresión radial, ya que la componente poloidal del campo está ausente en la evolución. Encontramos pues que para los modelos estudiados, la dínamo-Omega es mucho más eficiente amplificando el campo magnético que la compresión radial. Por lo tanto, la componente toroidal del campo magnético al final de la evolución es más débil en los modelos T3M0 que en los modelos D3M0, en los cuales no había tal componente inicialmente. Al final de nuestras simulaciones las variables del fluido alcanzan un estado de cuasi-equilibrio. Para los modelos D3M0, la proto-estrella de neutrones formada tiene una estructura de núcleo/envoltura. Dentro del núcleo, donde la densidad de materia nuclear ha sido alcanzada, la componente dominante del campo magnético es la poloidal, y los perfiles de rotación son practicamente planos, i.e. el núcleo de la PNS gira rígidamente. Por otro lado, la envoltura que lo rodea gira diferencialmente, y por lo tanto la componente toroidal del campo magnético domina en esta región debido al mecanismo de la dínamo-Omega. Este efecto produce un crecimiento lineal sostenido de la componente toroidal después del rebote. Si no hubieran otros procesos, el campo magnético se saturaria en ~1 s en valores de B_phi ~ 10E15 G. En los modelos T3M0 la dínamo-Omega no está activa ya que no hay componente poloidal del campo magnético. Por lo tanto, al alcanzar la PNS el estado de cuasi-equilibrio, el campo magnético permanece estacionario. Otros mecanismos de amplificación del campo pueden actuar si no se considera la aproximación de campo pasivo o se elimina la condición de axisimetría. Se ha estimado el efecto del mecanismo de amplificación que probablemente sea dominante, es decir, la inestabilidad magneto-rotacional (MRI). Encontramos que durante el colapso, la escala temporal típica del modo que crece más rápidamente en la MRI es de aproximadamente 1 s, y por tanto no afectará a la fase de colapso. Sin embargo, tras el rebote, hay dos regiones susceptibles de desarrollar la MRI: la región tras la onda de choque y la región convectiva que rodea la PNS. En ambas regiones la escala de tiempo estimada de la MRI, ~1 ms, es del orden de la escala de tiempo dinámica. En simulaciones sin la aproximación de campo pasivo y con resolución suficientemente grande, se espera que la MRI se desarrolle en estas regiones y domine su dinámica en unos pocos ms.

Autor: RAPETTI SERRA DAVID.
Año: 2005.
Universidad: BARCELONA [Más tesis de esta universidad] [www.ub.es].
Centro de lectura: FACULTAD DE FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FÍSICA.

Resumen: Utilizando el análisis combinado de datos de cúmulos de galaxias en rayos X, supernovas de tipo la y anisotropías del fondo de microondas hemos obtenido medidas de los parámetros de la ecuación de estado de la energía oscura. Hemos utilizado diferentes modelos de la ecuación de estado de la energía oscura, W: un modelo con w constante, otro modelo con dos parámetros libres, uno para el valor en el pasado lejano fijando el valor de la transición entre estos dos parámetros a diferentes valores, y otro modelo con estos tres parámetros libres. Cabe destacar que la combinación de los datos utilizados nos permite romper importantes degeneraciones entre los parámetros del modelo cosmológico actual y en particular para los parámetros utilizados para describir la energía oscura. También se rompe una degeneración clave entre los parámetros que miden la densidad física de bariones, la profundidad óptica a la reionización y el índice espectral. La mayor parte de nuestro análisis asume una geometría plana del universo. Sin embargo, la complementariedad de los datos utilizados nos permite incluso relajar esta condicion. Nuestro análisis llega a la conclusión de que el modelo de universo con materia oscura fina y constante cosmológica (energía del vacío quántico) es un buen modelo para describir los datos actuales. También llegamos a la conclusión de que para poder medir con propiedad la evolución de la ecuación de estado de la energía oscura es necesario incluir (tal como hacemos en nuestro análisis) un tratamiento adecuado de las perturbaciones cosmológicas de la energía oscura. También hemos estudiado las perspectivas de mejora con datos de futuras misiones como el Constellaion-Z. En particular hemos diseñado una muestra de cúmulos de galaxias en rayos X que podrían ser medidos con esta misión y aplicado el análisis de la energía oscura en esta muestra. Finalmente hemos combinado esta muestra con otra simulación de datos futuros, esta vez para el fondo de microondas y obtenido resultados comparables. En ambos casos obtenemos resultados totalmente competitivos y complementarios con respecto a los resultados previstos para las actuales otras mejoras técnicas en el estudio de la energía oscura.

Autor: Elias de la Rosa Nancy del Carmen.
Año: 2006.
Universidad: LA LAGUNA [Más tesis de esta universidad] [www.ull.es].
Centro de lectura: Facultad de Física.
Centro de realización: Facultad de Física (La Laguna, España)/ Departamento di Astronomia (Padova, Italia) - COTUTELA.

Resumen: ¿Las supernovas (SN/SNs) son herramientas útiles para el estudio del polvo en otras galaxias? ¿Tienden a explotar en regiones donde las propiedades de los granos de polvo son diferentes de las estándares? Contestar a estas preguntas fue el principal objetivo de esta tesis. Durante la primera parte de este trabajo, se recopilaron, reducieron y analizaron datos de SNs Ia fuertemente extinguidas: SN 2003cg, SN 2002cv y SN 2006X, aprovechando los telescopios disponibles de la European Supernova Collaboration, en las bandas ópticas e infrarrojas. Estos objetos permitieron la realización de un análisis del enrojecimiento que sufren las SNs en las galaxias huésped encontrando, en todos los casos, valores bajos de RV (razón entre la extinción total y selectiva) para la ley de extinción. Estas determinaciones de RV fueron obtenidas con varios métodos independientes derivados de la fotometría y la espectroscopía, basados en la comparación de las distribuciones espectrales de la energía de muestras sns enrojecidas con las de otras sns la no enrojecidas.