DSpace Collection:http://repositorio.ugto.mx/handle/20.500.12059/43402024-03-29T11:14:56Z2024-03-29T11:14:56Z¿Es λ [Lambda] Cep una estrella pulsante?: análisis temporal de series espectralesJORGE MAXIMILIANO UUH SONDAhttp://repositorio.ugto.mx/handle/20.500.12059/91032023-07-26T21:32:09Z2015-02-01T00:00:00ZTitle: ¿Es λ [Lambda] Cep una estrella pulsante?: análisis temporal de series espectrales
Authors: JORGE MAXIMILIANO UUH SONDA
Contributor: PHILIPPE RAPHAEL JOSEPH EENENS
Abstract: Se ha propuesto que la variabilidad observada en los perfiles de líneas de absorción de la estrella O6 Ief λ Cep es regular, periódica y debido a Pulsaciones No Radiales (NRP). Para abordar la cuestión de dicho origen, se ha realizado un nuevo análisis a la variabilidad de λ Cep con la ayuda de nuevos espectros obtenidos durante seis campañas observacionales, cada una con duración de entre cinco y nueve noches, en dos observatorios: el Observatoire de Haute Provence (OHP) en Francia y el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir (OAN-SPM) en México. En dicho análisis se muestra un panorama más complejo en cuanto a las causas u origen de la variabilidad.
En algunos conjuntos de datos se encuentran variaciones espectrales recurrentes que se mueven hacia el rojo (“redward”) sobre los perfiles de las líneas de absorción He I λ4471 y He II λ4542, en concordancia con perturbaciones en la fotósfera de una estrella giratoria. Sin embargo, los periodos de variabilidad que se encuentran no son estables entre los conjuntos de datos, en desacuerdo con la hipótesis de NRP. Por otra parte, aún cuando no se encuentra una tendencia “redward” en algún conjunto completo de datos de una campaña observacional, dicho comportamiento aparece en un sub-conjunto de este, sugiriendo que el fenómeno es irregular y de corta duración, del orden de días, y posiblemente ligado a “Co-rotating Magnetic Bright Spots”(CMBS; puntos brillantes magnéticos co-rotantes) transitorios / Asesor: Philippe Eenens.2015-02-01T00:00:00ZEvolución de galaxias dominantes en grupos y cúmulos de galaxias en diferentes ambientes de la estructura a gran escalaMÓNICA MARVIZA MIRELES VIDALEShttp://repositorio.ugto.mx/handle/20.500.12059/64542022-06-28T16:10:46Z2021-11-01T00:00:00ZTitle: Evolución de galaxias dominantes en grupos y cúmulos de galaxias en diferentes ambientes de la estructura a gran escala
Authors: MÓNICA MARVIZA MIRELES VIDALES
Contributor: CESAR AUGUSTO CARETTA
Abstract: Las CDGs (Central Dominant Galaxies) son las galaxias más luminosas y masivas, dominando gravitacionalmente el centro dinámico de los cúmulos y grupos del Universo. Dado que estas galaxias son muy luminosas es fácil observarlas a grandes distancias y, por su ubicación cerca del centro del pozo potencial de su sistema, es posible relacionar algunas de sus propiedades con el estado dinámico de sus sistemas. En esta tesis se analizó una submuestra de 896 CDGs, extraída del catálogo de sistemas de Santiago-Bautista et al. (2020) que utiliza datos fotométricos y espectroscópicos del SDSS DR13, en el Universo local (z = 0.02 − 0.15). Se compilaron algunas de las propiedades más importantes de las CDGs, como ángulos de posición, masas estelares, magnitudes absolutas, morfología, etc., así como también algunas de las propiedades de sus sistemas, como riquezas, masas y radios viriales. También fue posible identificar en qué ambiente de la estructura a gran escala (vacíos, componente dispersa, filamentos o nodos) habitan estas galaxias. Esto permitió encontrar relaciones entre las propiedades intrínsecas (propias de su naturaleza como masa, luminosidad, morfología, etc.) y evolutivas (que dependen del entorno, cómo velocidades peculiares, offsets y gaps) de las CDGs y establecer cómo cambian esas propiedades en diferentes entornos.2021-11-01T00:00:00ZSearching for the Influence Radius of AGN in Nearby Narrow-Emission-Line Galaxies Using the CALIFA SurveyAITOR CARLOS ROBLETO ORUShttp://repositorio.ugto.mx/handle/20.500.12059/22042021-03-11T15:07:37Z2017-09-01T00:00:00ZTitle: Searching for the Influence Radius of AGN in Nearby Narrow-Emission-Line Galaxies Using the CALIFA Survey
Authors: AITOR CARLOS ROBLETO ORUS
Contributor: JUAN PABLO TORRES PAPAQUI
Abstract: En este estudio, usamos datos de espectroscopíıa de campo integral (IFS, por sus siglas en inglés) del censo CALIFA para estudiar regiones de galaxias que contienen Núcleos Galácticos Activos (AGN, por sus siglas en inglés), en las cuales la radiación ionizante producida por el AGN domina la ionización del gas. Seleccionamos una muestra de 18 galaxias Seyfert tipo 2. Para poder
identificar las diferentes fuentes de radiación ionizante que dominan en las diferentes regiones de estas galaxias (AGN, formación estelar u otras) usamos diagramas y mapas de diagnóstico BPT (Baldwin et al. 1981). Encontramos que los límites que separan los tipos Seyfert y LINER en los diagramas BPT tradicionales necesitan ser modifacados para el caso de regiones espacialmente resueltas; proponemos nuevos límites entre estos tipos BPT para los diagramas que usan las líneas de emisión [N ii] y [S ii]. Definimos el radio de influencia Ri como la distancia desde el centro gal´actico hasta el spaxel más lejano clasificado como Seyfert por los diagramas BPT. Encontramos que Ri es del orden de kiloparsecs, en algunos casos extremos, incluso sobrepasando el radio efectivo de la galaxia anfitriona. También encontramos que Ri tiene una relación directa con la tasa de acreción del
agujero negro supermasivo (SMBH, por sus siglas en inglés) y a su vez es independiente de la masa de éste. Encontramos una relación de Ri con la morfología de la galaxia anfitriona, alcanzando potencialmente valores mayores de Ri en espirales tardías, especialmente en las espirales barradas, aunque con muy poca significancia estadística. Se hizo una búsqueda de componentes desplazadas al azul en líneas de emisión para explorar la posible presencia de vientos (outflows) producidos por los AGN, los cuales introducen energía mecánica en el medio interestelar, afectando la física del gas a grandes distancias. Algunos candidatos a outflow fueron encontrados.2017-09-01T00:00:00ZMonitoreo espectral de la Nova V5668 SgrJOSE DE JESUS ROBLES PEREZhttp://repositorio.ugto.mx/handle/20.500.12059/21972021-03-11T15:13:15Z2016-08-01T00:00:00ZTitle: Monitoreo espectral de la Nova V5668 Sgr
Authors: JOSE DE JESUS ROBLES PEREZ
Contributor: DENNIS JACK
Abstract: Cuando se detectó una nova clásica muy brillante en la constelación de Sagitario el 15 de Marzo de 2015 se comenzaron a hacer muchas observaciones en diferentes longitudes de onda como en el cercano infrarrojo, en rayos gamma, en ultravioleta por el telescopio Hubble y con
resoluciones muy altas de R = 270; 000 y de R = 60; 0001 aunque con un solo espectro. Solo un telescopio óptico en el mundo, el TIGRE, pudo realizar observaciones espectroscópicas casi diariamente hasta el 10 de Octubre del 2015. Las campañas de observaciones fueron diseñadas para obtener un denso número de observaciones con el propósito de entender con más detalle la física de la explosiva eyección de gas en una Nova, debido a que los rápidos cambios en la curva de luz de una nova deben tener efectos directos en sus espectros en escalas de tiempo cortas. También se pueden observar detalles en las características de absorción y emisión de las líneas espectrales. En 72 días se tomaron espectros iniciando el 19 de Marzo y terminando el 15 de Octubre del 2015. En total se identificaron 73 diferentes líneas espectrales la mayoria de las cuales se obtuvieron en el primer máximo el 20 de Marzo. Las líneas de Hidrógeno están presentes en todos los espectros así como varios elementos tales como: Mg II, Cr, Ti II, Na I, N II, y He I entre otros. Aparecieron líneas prohibidas de Oxígeno [OI] y [OII]. Se muestran las líneas espectrales observadas el 20 de Marzo, 10 de Mayo, 12 de Junio y el 20 de Septiembre. Posteriormente se hace una descripción de las características generales de las líneas espectrales para las 4 fechas en que se identificaron. La curva de luz de la Nova V5668 Sgr fue dividida en 5 máximos que corresponden a las partes más variantes de la Nova en los primeros 90 días. Para cada caída de la curva de luz partiendo de su máximo se observó que cuando hay disminución de brillo los rasgos de absorción de los perfiles de línea se mueven a velocidades de expansión cada vez mayores hacia nosotros. Para el tercer mínimo los rasgos de absorción de Fe II 4233.2 Å entre otros desaparecen. Finalmente la línea que resultó mas fácil de analizar comparado por ejemplo con las líneas de Hidrógeno que tienen varios subrasgos en sus perfiles de línea y muchos mínimos fue la correspondiente a la línea de Oxígeno O I 7773.0 Å que tiene rasgos más simples y definidos. Se obtuvieron las velocidades mínimas de expansióon para cada perfil de línea de observación comenzando con el 19 de Marzo y finalizando con el 12 de Junio que comprenden los primeros 90 días donde ocurren las oscilaciones, 46 perfiles de línea diferentes en total. Para describir el comportamiento de todos los mínimos de los rasgos de absorción se graficaron todas las posiciones de todos los puntos con los que se puede observar que la velocidad del rasgo de absorción que es un mínimo también en la gráfica ha saltado a velocidades de expansióon más negativas. Por otro lado, cuando se incrementa el brillo de la curva de luz de la Nova V5668 Sgr el rasgo de absorción regresa a velocidades menos negativas. A partir de esto se puede deducir que lo que se ve durante las fases mínimas son capas de la envoltura que yacen mucho más lejos y por lo tanto muestran velocidades de expansión más elevadas ocultando las capas y cualquier otra contribución de línea menos corrida de las capas inferiores. Cuando la curva se dirige hacia su profundo mínimo las velocidades de expansióon se siguen haciendo más negativas. En general este comportamiento para cada fase es semejante. Al compararse la curva de luz de la Nova V5668 Sgr con los puntos de los mínimos de absorción de OI 7773.0 Å se ve que concuerdan con el comportamiento particular para cada caída de brillo.2016-08-01T00:00:00Z