cúmulos estelares

Top PDF cúmulos estelares:

Fotometría de Cúmulos Estelares  en el OAUNI

Fotometría de Cúmulos Estelares en el OAUNI

En este reporte presentamos los análisis preliminares del programa de fotometría astronómica de cúmulos estelares desarrollado en el Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Ingeniería (OAUNI) durante los últimos años. A la fecha, doce cúmulos abiertos y nueve cúmulos globulares han sido observados, en general, en más de un filtro banda ancha. Se muestra la fotometría multicolor de algunos cúmulos seleccionados y un diagrama color-magnitud para un cúmulo abierto. Estas medidas son las primeras de su tipo a ser realizadas con datos recogidos desde una facilidad astronómica en suelo peruano.

8 Lee mas

Identificación e individualización en tiempo real de estrellas presentes en imágenes de cúmulos estelares

Identificación e individualización en tiempo real de estrellas presentes en imágenes de cúmulos estelares

Despu´ es de analizar los resultados que brindan las diferentes t´ ecnicas de segmen- taci´ on de im´ agenes se decide utilizar en la etapa de segmentaci´ on final la t´ ecnica de Sauvola 3*3 gracias a que esta genera discontinuidades entre las estrellas, esto sucede debido al alto nivel de sensibilidad que esta t´ ecnica presenta ante los pe- que˜ nos cambios entre los niveles de luminancia de las estrellas, y de esta forma permitiendo obtener una segmentaci´ on notable en la parte central de los c´ umulos globulares, dicha cualidad hace que esta etapa de mucho peso en el proceso para cumplir el objetivo principal de esta tesis. A pesar que de las tres t´ ecnicas la que mejores tiempos consegu´ıa era la de m´ aximos y m´ınimos, no lograba conseguir una buena separaci´ on entre las estrellas del centro de los c´ umulos estelares y adem´ as alteraba mucho el tama˜ no de los bordes, la t´ ecnica de Niblack se pudiese decir que en este tipo de segmentaciones pr´ acticamente funciona como un filtro, ya que solo consegu´ıa emborronar las im´ agenes a medida que se aumentaba el tama˜ no del kernel, afectando el contraste y la nitidez de la imagen. Sin embargo, Sauvola disminuye su rendimiento cuando la imagen tiene bajo contraste o exceso de ruido como el que se puede presentar en este tipo de im´ agenes astron´ omicas.

182 Lee mas

Propiedades astrofísicas de cúmulos estelares y estrellas del campo de la Nube Menor de Magallanes /

Propiedades astrofísicas de cúmulos estelares y estrellas del campo de la Nube Menor de Magallanes /

Como es necesario medir en cada c´ umulo la magnitud de la RH o “clump”, comen- zamos por determinar el radio de cada c´ umulo. Conocido este par´ametro, es posible hacer una primera discriminaci´on entre las estrellas pertenecientes a los c´ umulos y aqu´ellas que forman parte de los campos estelares circundantes. Adem´as, si se conoce el radio de un c´ umulo, es posible construir el correspondiente diagrama CM en el cual la contaminaci´on por estrellas del campo se ver´a ciertamente reducida. Una de las maneras m´as confiables de evaluar el radio de un c´ umulo es a partir de los perfiles radiales de densidad estelar . Estos perfiles fueron construidos siguiendo el procedi- miento descripto por Piatti et al. (2007c). De acuerdo a este m´etodo, comenzamos por determinar, para cada c´ umulo, su centro geom´etrico a partir de la construcci´on de histogramas proyectados en las direcciones X e Y, usando las coordenadas aportadas por la fotometr´ıa de apertura. Una vez realizado esto, ajustamos funciones Gaussianas a estas distribuciones usando la tarea NGAUSSFIT de IRAF, adoptando los valores de los picos de las Gaussianas como coordenadas del centro del c´ umulo. Finalmente, construimos el perfil radial del c´ umulo en base a recuentos estelares realizados den- tro de “cuadraditos” de 50 p´ıxeles de lado, distribuidos a lo largo de todo el campo del c´ umulo. El n´ umero de estrellas por unidad de ´area incluidas dentro de un cierto radio puede calcularse a partir de la siguiente expresi´on dada por Piatti et al. (2007c):

222 Lee mas

Metodología para la detección de estrellas variables en cúmulos estelares a partir de análisis fotométrico

Metodología para la detección de estrellas variables en cúmulos estelares a partir de análisis fotométrico

La astronom´ıa, es una de las ciencias m´ as antiguas de la raza humana, sosteniendo un papel relevante en la historia al revolucionar constantemente el pensamiento humano. El inter´ es por el cosmos ha sido importante, ya que estudia desde la evoluci´ on estelar, sus caracter´ısticas y procesos, las distancias en nuestro entorno c´ osmico, hasta eventos extremos como el inicio y predicci´ on del futuro de nuestro sistema solar, nuestra galaxia y el universo conocido. Los c´ umulos estelares son laboratorios de grandes proporciones donde es posible comprobar las teor´ıas de evoluci´ on estelar, adem´ as se pueden determinar dimensiones espaciales midiendo la distancia a ellos, empleando candelas est´ andar como lo son ciertos tipos de estrellas vari- ables. Sin embargo, la detecci´ on de estrellas variables en c´ umulos estelares no tiene a´ un un procedimiento est´ andar establecido, siendo muy variadas las t´ ecnicas que se han empleado a lo largo de la historia. Con el fin de disminuir las inconsistencias e incertidumbres en las mediciones, se hace necesario realizar un an´ alisis de las t´ ecnicas y m´ etodos empleados para sistematizar y estandarizar dichos procedimientos para el Observatorio Astron´ omico de la Universidad Tecnol´ ogica de Pereira. En este proyecto presentado se identificar´ an la serie de elementos que conformen una metodolog´ıa eficiente para la detecci´ on de estrellas variables en c´ umulos estelares, implement´ andola en el Observatorio Astron´ omico de la Universidad Tecnol´ ogica de Pereira. ´ Este proyecto se presenta como requisito parcial de graduaci´ on del programa de Ingenier´ıa F´ısica de las autoras.

121 Lee mas

Dinámica de cúmulos estelares en la Nube Menor de Magallanes

Dinámica de cúmulos estelares en la Nube Menor de Magallanes

Las consideraciones expresadas precedentemente explican nuestro inter´ es en determinar las posiciones inicales o lugares de nacimiento de estos sistemas en la NmM. Si bien la sola determinaci´ on de las trayectorias o movimientos orbitales de c´ umulos estelares es de por s´ı de gran valor, su potencial con- tribuci´ on alcanza una magnitud a´ un m´ as relevante cuando una muestra es- tad´ısticamente significativa de ellos es analizada en un contexto cosmol´ ogico mayor, es decir, cuando sus propiedades globales son examinadas en diferen- tes escalas gal´ acticas. En este sentido, la contribuci´ on a nuestro conocimiento de la formaci´ on y evoluci´ on de galaxias a partir de simulaciones num´ ericas, es de vital importancia. Concretamente, se procura interpretar desde un punto de vista te´ orico los resultados observacionales y, viceversa, distintas predic- ciones te´ oricas pueden ser confirmadas observacionalmente.

130 Lee mas

Determinación de las propiedades físicas de diez compañeros de la Vía Láctea descubiertos en los datos del primer año de observación del Dark Energy Survey

Determinación de las propiedades físicas de diez compañeros de la Vía Láctea descubiertos en los datos del primer año de observación del Dark Energy Survey

de estrellas), viejos ( ∼ 12 mil millones de años), con metalicidades subsolares y asocia- dos al halo, al bulbo y, a veces, encontrados próximos del centro de la MW. En los últimos años esta dicotomía se ha revelado muy simplificada para atender la diversi- dad de cúmulos estelares detectados en la MW. Por ejemplo, los cúmulos globulares incluyen dos subsistemas: los globulares pobres en metales ( [ Fe/H ] < − 0.8), asocia- dos al halo, y los globulares ricos en metales ( [ Fe/H ] > − 0.8), asociados al bulbo y al disco espeso de la MW (Zinn 1993), los cuales se habrían formado después de los primeros. Con respecto a los cúmulos abiertos hay también una diversidad de objetos, tal como Berkeley 21, con baja metalicidad ( [ Fe/H ] ' − 0.97, Friel & Janes 1993), Berkeley 17, con edad comparable al de los cúmulos globulares (Bragaglia et al. 2006), y NGC 6791, como uno de los más masivos (Kaluzny & Udalski 1992). Además, recientemente se descubrieron una nueva clase de cúmulos estelares, los llamados cú- mulos estelares tenues, sistemas viejos, pobres en metales, y con una baja estadística estelar (por ejemplo, Koposov et al. 2007; Balbinot et al. 2013; Luque et al. 2016).

111 Lee mas

Evolución de Galaxias en Cúmulos

Evolución de Galaxias en Cúmulos

intermedia/avanzada, como indicadores de interacciones gravitacionales con galaxias vecinas y/o con el potencial global del c´ umulo. Hemos obtenido, adem´as de datos fotom´etricos y un atlas de im´ agenes, un an´alisis detallado de asimetr´ıa en los discos estelares de nuestra muestra. Este ´ ultimo an´alisis, que se hace a partir del residuo de la substracci´ on de un modelo sim´etrico de la im´ agen original de una galaxia dada, nos permite evaluar el grado de asimetr´ıa que presentan algunas galaxias. En este trabajo nos limitamos a hacer un estudio cuantitativo de dichas asimetr´ıas, debido a que algunas galaxias (especialmente las de Abell 85) son demasiado peque˜ nas para llevar a cabo an´alisis cuantitativos, por ejemplo, usando par´ ametros de Fourier. Sin embargo, se contempla aplicar estas t´ecnicas en cuanto se obtengan im´ agenes con telescopios de mayor di´ametro. En lo que concierne al c´ umulo Abell 85, la mayor´ıa de los 26 campos elegidos para el estu- dio de asimetr´ıas NIR, ya hab´ıan sido observados. Esta tesis estuvo en parte dedicada a la observaci´ on de campos que incluyen galaxias muy azules, varias de ellas detectadas en HI con el VLA. A pesar de que las im´ agenes obtenidas con el telescopio 2,1 m del OAN fueron de buena calidad para el estudio de la morfolog´ıa, una fracci´ on de los datos fotom´etricos adolecen de incertidumbres mayores a 0,2 mag, principalmente debido a la presencia de cirrus durante algunas noches de observaci´ on, por lo que estas observaciones deb´ıan ser repetidas. En cuanto a las asimetr´ıas, de los campos observados en esta tesis, s´olo una galaxia present´ o claras perturbaciones del disco estelar. En total, considerados los 26 campos obtenidos de todas las temporadas, se obtuvieron apenas una docena de asimetr´ıas, lo que representa alrededor del 20 % de las galaxias an´alizadas con esta t´ecnica. Y dado que la mayor´ıa de las galaxias observadas, a´ un sin presentar asimetr´ıa, son activas (starburst o AGN) o presentan deficiencia en HI, entonces es evidente que otros mecanismos ambientales dominan su evoluci´ on. En este caso, la conclusi´ on es que los procesos f´ısicos de tipo hidrodin´ amico como el “ram pressures stripping” es el principal responsable de los efectos aqu´ı reportados.

89 Lee mas

Interacciones de partículas relativistas en vientos estelares

Interacciones de partículas relativistas en vientos estelares

Un microcuásar es una binaria emisora de rayos-X (X-Ray Binary o XRB por sus siglas en inglés) con jets (chorros relativistas) extendidos. El sistema binario está formado por una estrella de secuencia principal (en el caso que ésta sea de tipo espectral O-B, la XRB se dice que es de gran masa, y en caso contrario se dice que es una XRB de baja masa), y un objeto compacto (estrella de neutrones o un agujero negro). El objeto compacto acreta material de la estrella compañera, parte del cual es expulsado a grandes velocidades formando jets bipolares que arrastran campos magnéticos intensos. Además, los flujos de materia producidos por los vientos estelares de la estrella compañera, junto con su campo de radiación, llevan a la producción de partículas y fotones de muy alta energía cuando interactúan con el jet (Bosch- Ramon & Khangulyan 2009). De esta manera, los microcuásares se comportan como una versión a escala más pequeña de los cuásares (del inglés, ‘quasi-stellar-radio-source’), núcleos de galaxias activas que albergan un agujero negro supermasivo y constituyen unas de las fuentes astrofísicas de mayor luminosidad en el universo. Ejemplos clásicos de microcuásares son Cygnus X-3 y Cygnus X-1. En la Fig. 1.1 se presenta un esquema de estos objetos.

94 Lee mas

Maestros y Esclavos: Una Aproximación a los Cúmulos de Computadoras

Maestros y Esclavos: Una Aproximación a los Cúmulos de Computadoras

En la última década el desarrollo tecnológico ha crecido descomunalmente en diversas ramas de la ciencia. Los vastos e impresionantes avances de la electrónica y las comunicaciones, han permitido que el cómputo tenga un crecimiento muy particular e inmenso. Gracias a este crecimiento, las computadoras se han convertido en una herramienta indispensable para muchas áreas de la ciencia, tales como astronomía, biología, física, ingeniería, matemática, medicina, química, etcétera. Muchos de los estudios e investigaciones que se hacen actualmente en esas áreas, requieren cálculos numéricos prácticamente imposibles sin una computadora. La complejidad de muchos de estos problemas ha ido en ascenso con el paso del tiempo. Se ha llegado a los extremos de que una computadora personal o una estación de trabajo, no son suficientes para satisfacer las necesidades requeridas. En consecuencia se recurre al uso de una infraestructura computacional más completa y compleja, tal como la presentan las supercomputadoras, vectoriales y paralelas. (Para más detalles, se recomienda consultar la página del Departamento de Supercómputo de la UNAM). Sin embargo, si queremos contar con esta tecnología es necesario invertir grandes cantidades de dinero, que en la mayoría de las veces no es fácil de obtener. Para enfrentar este problema, la comunidad científica, cuyos recursos son limitados, se vio en la necesidad de buscar una solución más económica y eficiente para resolver sus problemas, es decir, optó por los cúmulos de computadoras, también conocidos como granjas o clusters. Por el momento definiremos un cluster como un grupo de computadoras coordinadas y enlazadas a través de una red, que trabajan como un ente unificado, de tal manera que si se realiza un cálculo numérico con esta configuración, el resultado será el mismo si se trabaja en una computadora de varios procesadores.

12 Lee mas

Estudio de estrellas cefeidas en cúmulos galácticos

Estudio de estrellas cefeidas en cúmulos galácticos

1. Se obtuvo bibliografía principalmente The HST Key Project on the extragalactic distance scale XIV; un proyecto que utiliza los datos del Telescopio Espacial Hubble para calcular nuevas distancias a galaxias. 2. Se tomaron datos de más de 200 estrellas en cúmulos de la Nube Menor de

6 Lee mas

Física estadística y modelos estelares

Física estadística y modelos estelares

El inicio del Trabajo de Fin de Grado y el objetivo marcado era el estudio de un tipo particular de estre- llas evolucionadas: las enanas blancas, cuyo modelo f´ısico puede representarse a trav´ es de un gas cu´ antico de Fermi; por esa raz´ on, la asignatura b´ asica del Grado en F´ısica, que se ha tratado y profundizado, est´ a men- cionada en el propio t´ıtulo del trabajo, la F´ısica Estad´ıstica. No obstante y a medida que hemos desarrollado el trabajo se ha hecho necesario tratar con los modelos estelares de estrellas m´ as j´ ovenes y precursoras de las enanas blancas, raz´ on por la que la Termodin´ amica se encuentra muy presente as´ı como la Mec´ anica que afecta al equilibrio hidrost´ atico. Finalmente, hemos querido incluir algunos c´ alculos de simulaci´ on computacional que aportan el trabajo m´ as pr´ actico sobre la base te´ orica de los modelos.

89 Lee mas

Gradientes de metalicidad de poblaciones estelares

Gradientes de metalicidad de poblaciones estelares

Una significativa parte del tiempo de observaci´on con telescopios se destina a comprender el contenido estelar de las galaxias, tanto a alto como a bajo redshift. Estos estudios han proporcionado una visi´on general de c´omo se forman y evolucionan las galaxias. En este contexto es que se desarrollaron los modelos de s´ıntesis estelar introducidos primeramente por Tinsley (1968), los cuales constituyen una herramienta ´util para interpretar los espectros y colores de la luz integrada proveniente de galaxias y otros sistemas estelares. Esto permite determinar qu´e tipo de estrellas est´an generando lo observado.

64 Lee mas

Remociones de cúmulos globulares en cúmulos de galaxias

Remociones de cúmulos globulares en cúmulos de galaxias

Para seguir la evolucion temporal de los sistemas de cúmulos globulares de las gala- xias que orbitan el cúmulo, se estimó para cada halo la fracción de globulares que permanece asociada con su halo principal en cada redshift. Para evaluar esta fracción en un redshift z arbitrario, se calculó la razón entre el número de cúmulos globulares seleccionados originalmente para el halo y el número de cúmulos globulares conteni- dos en una esfera de radio igual a la partícula más distante identificada por SUBFIND en ese redshift z. Aunque este criterio de selección puede resultar en la inclusión de globulares que no están dinámicamente ligados al halo, este método permite imitar lo que usualmente se hace con los datos observacionales, donde los globulares son incluidos hasta un radio dado. Más aún, se halló que los resultados son bastante robustos si se utiliza la energía de ligadura en lugar del criterio de distancia; las diferencias promedio en las fracciones graficadas en las figuras 2.5 a 2.8 son siempre menores al 7 %. 2

102 Lee mas

Estudio Teórico de Afinidades y Propiedades Electrónicas de Cúmulos de Tierras Alcalinas (Ben, Mgn y Can)n=2−4

Estudio Teórico de Afinidades y Propiedades Electrónicas de Cúmulos de Tierras Alcalinas (Ben, Mgn y Can)n=2−4

Elementos de tierras alcalinas como Be, Mg, Ca, etc. que tienen subcapas cerradas ( ns 2 ), forman sólidos con energías de cohesión grandes [1, 2]. Ejemplo de ello es la energía de cohesión en el sólido de Be que es de 3.32 eV/átomo, energía mayor a la que presentan sólidos de capas abiertas (con electrones de valencia) tales como el Li (1.63 eV/átomo) o el Na (1.10 eV/átomo). Los dímeros de Be, Mg y Ca, son débilmente enlazados. Los valores de energía de enlace son tan sólo de dos a cuatro veces la que presentan dímeros de kriptón o xenón. Esta es la principal razón por la cual este tipo de estructuras se considera del tipo de van der Waals. Un cambio drástico se observa en cúmulos con un número mayor de átomos, como es el caso de trímeros y tetrámeros (ampliamente estudiados en este trabajo de tesis). Cúmulos fuertemente enlazados en donde queda de manifiesto los efectos de las fuerzas de muchos cuerpos.

89 Lee mas

Cúmulos de galaxias

Cúmulos de galaxias

Los mecanismos de formación están sujetos a mucho debate. Inicialmente se creía que estas galaxias se formaban por la unión de varias galaxias cayendo en el potencial del cúmulo, lo cual se conoce como canibalismo galáctico (Ostriker & Tremaine 1975 ), tal como hemos descripto en el capítulo 1 para una galaxia cD. Merritt ( 1985 ) argumentó que interacciones tidales y fricción dinámica acretarían galaxias fusionándolas luego. Otro mecanismo que ocurre en los cúmulos es el cooling flow, el gas se condensaría en el centro de los cúmulos dando lugar a la BCG y creando un gran número de estrellas (Silk 1976 , Fabian 1994 ). La distinción entre un modelo u otro se debe a la época de formación de la BCG. En el modelo de canibalismo, las galaxias existentes en un cúmulo evolucionado fomarían la BCG, mientras que en el modelo de fusiones, la BCG se formaría durante el colapso del cúmulo, como se espera en los modelos jerárquicos. Por otro lado, la tasa de enfriamiento del gas por cooling flow es mucho mayor a 1000M yr −1 (Allen et al. 1996 ), inferida de las luminosidades en rayos X, mientras que la tasa de formación estelar es de ∼ 100M yr −1 . Además, si las BCGs se formaran

175 Lee mas

Foliculognesis: Camino hacia la sobrevivencia o la muerte celular

Foliculognesis: Camino hacia la sobrevivencia o la muerte celular

En el ovario la sobrevivencia de las ovogonias que forman cúmulos, en los folículos primordiales y en los folículos primarios, se cree esta deter- minada principalmente por factores de sobrevi- vencia derivados del ovocito (11), mientras que en etapas más avanzadas del desarrollo folicular, la muerte del folículo o atresia folicular, se debe en su mayoría a la incapacidad de las células somáticas del ovario para responder a señales de sobrevivencia provenientes de las células de la teca, células granulosas y del propio ovocito (11, 12). En algunos modelos experimentales se ha demostrado que las gonadotropinas par- ticipan en el mantenimiento de la sobrevivencia celular. Estas hormonas suprimen la expresión de Bax, Apaf-1 y de la caspasa 3, relacionadas con señales apoptóticas y regulan la actividad de miembros de la familia de proteínas tales como Bcl-2 y Bcl-xLong (11), que fueron las primeras en describirse en las células granulosas con pro- piedades inhibitorias de la apoptosis. Aunque los proteínas antiapoptóticas, Bcl-2 son variables, se sabe que actuán a nivel mitocondrial bloqueando las señales apoptóticas reguladas por la proteína Bax, que induce la liberación de citocromo C de las mitocondrias y que participa en la activación de la cascada de señalización de caspasas que inducirán la muerte por apoptosis.

9 Lee mas

Show all 80 documents...

Related subjects