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Boletın de la SEA

Editores

Inigo Arregui Uribe-EchevarrıaNicolas Cardiel LopezXavier Luri CarrascosoBelen Lopez MartıJaime Zamorano Calvo

Portada

Benjamın Montesinos Comino

Comite editorial

Agustın Sanchez LavegaAntonio Alberdi OdriozolaFernando Moreno InsertisRafael Rebolo LopezJaime Zamorano Calvo

Sociedad Espanola

de Astronomıa SEA

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Comision de informacion

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Ad astra per aspera

Editorial

Desde hace ya algunos anos cada edicion de este boletın incluye una resenasobre el estado del GTC. Esta edicion no es una excepcion, pero con el anadidode que en esta ocasion se trata de un hito crucial en este proyecto: la primera luzdel GTC. Jose-Miguel Rodriguez Espinosa nos cuenta como se desarrollo estaceremonia y los planes de futuro a partir de aquı.

En este numero encontrareis tambien los primeros resultados sobre la encuestade asociaciones de astronomos aficionados, el habitual artıculo de revision, enesta ocasion dedicado a los GRBs, la recopilacion de resenas de tesis doctoralesy la resena del libro “Cosmologıa Fısica”.

Como novedad en este numero hemos incluido una nota breve sobre la deteccionde un objeto de baja masa enviada por J.A. Docobo. Quisieramos potenciar estafaceta del boletın, por lo que os animamos a enviar contribuciones similares.

Finalmente, solo recordaros que se esta preparando la VIII Reunion Cientıfi-ca de la SEA, que tendra lugar en Julio de 2008 en Santander. Podeis en-contrar informacion preliminar sobre la misma en las paginas de la SEA(http://sea.am.ub.es).

Los editores

La figura que sirve de fondo a la portada es un mosaico de imagenes tomadas por

HST para una muestra de galaxias anfitrionas de GRBs. Las imagenes fueron tomadas

meses/anos despues de los GRBs, cuando estos ya se habıan desvanecido totalmente.

Las cruces muestran las posiciones exactas donde ocurrieron los GRBs. Como se

puede observar existe una correlacion entre las posiciones de las cruces y las regiones

de alto brillo superficial, posiblemente ligadas a regiones de formacion estelar. Imagen

adaptada de Fruchter et al. (2006, Nature 441, 463).

Boletín de la SEA, número 18, verano 2007 1

PRIMEROS CONTACTOS ENTRE LA SEA Y LAS AGRUPACIONES DEASTRÓNOMOS AFICIONADOS

Comision de Informacion de la SEA

Introduccion

Siguiendo con la idea ya avanzada en el boletın an-terior acerca del deseo de la Junta Directiva de fa-cilitar la comunicacion entre la SEA y las diversascomunidades de astronomos aficionados, presenta-mos en este numero un breve resumen de los pri-meros resultados que hemos obtenido tras solicitarinformacion general sobre las diversas Agrupacio-nes Astronomicas o Asociaciones de AstronomosAficionados ubicadas en nuestro paıs.

Se ha enviado un cuestionario a un total de 204asociaciones, de las cuales se ha recibido, hasta lafecha, respuesta por parte de 32 de ellas (30 delas cuales desean seguir recibiendo el boletın de laSEA). En la Tabla 1 se muestra la distribucion deasociaciones contactadas por Comunidad Autono-ma. Los mismos datos se muestran graficamenteen la Figura 1.

Tabla 1 – Numero de asociaciones contactadas(N.C.) por Comunidad Autonoma y numero deasociaciones que han respondido al cuestionario(N.R.).

Comunidad N.C. N.R.Andalucıa 32 1Aragon 6 4Asturias 3 1Baleares 5 1Canarias 16 2Cantabria 2 1Castilla-La Mancha 11 1Castilla y Leon 15 3Cataluna 38 8Comunidad Valenciana 30 6Extremadura 7 1Galicia 18 0La Rioja 1 0Madrid 9 0Melilla 1 0Murcia 4 0Navarra 1 1Paıs Vasco 5 2TOTAL 204 32

Actividades desarrolladas

La mayor parte de las asociaciones desarrollan tan-to actividades para socios como para publico engeneral. Dentro de dichas categorıas destacan:

Actividades para socios:

– Reuniones periodicas.

– Salidas de observacion para socios.

– Astrofotografıa.

– Participacion en congresos y encuen-tros.

– Cursillos.

Actividades para el publico en general:

– Conferencias y coloquios.

– Observaciones publicas.

– Talleres.

– Participacion en publicaciones.

– Colaboracion con escuelas y centros cul-turales.

– Concursos.

– Otras o no especificadas (exposiciones,biblioteca, etc.).

Intereses Cientıficos

Aunque con una variabilidad amplia entre diferen-tes asociaciones, los intereses cientıficos se centrande forma mas general en las siguientes areas: astro-metrıa, cometas y meteoros, ocultaciones, observa-cion solar, eclipses, seguimiento de cuerpos meno-res, estrellas dobles, estrellas variables, busquedade supernovas, y cielo profundo.

Cabe destacar la amplia diversidad de intereses.

Otros datos de interes

Una fraccion importante de las asociaciones publi-can un boletın propio (ver Figura 2), aunque conuna periodicidad diversa (ver Figura 3). Una frac-cion todavıa mayor posee portal WEB.

2 Boletín de la SEA, número 18, verano 2007

0

5

10

15

20

25

30

35

40

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Vasc

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Figura 1 – Distribucion por Comunidad Autonoma de las 204 asociaciones de astronomos aficionadoscontactadas. En fondo negro se indica el numero de asociaciones que han respondido al cuestionario enviadopor la SEA.

0

5

10

15

20

25

30

35 BOLETIN PROPIO WEB PROPIA

SI NO SI NO

Figura 2 – Distribucion de asociaciones con boletınpropio (izquierda) y con pagina WEB (derecha).

0

2

4

6

8

Men

sual

Bim

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Trim

estra

l

Cuat

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Sem

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l

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PERIODICIDAD DEL BOLETIN

Figura 3 – Periodicidad en la publicacion del bo-letın propio de las diferentes asociaciones.


Contribuciones

POSIBLE EXISTENCIA DE UN OBJETO DE MUY BAJA MASA EN ELSISTEMA ESTELAR TRIPLE GLIESE 22 (HIP 2552)

J.A.Docobo1, V.S.Tamazian1, Y.Y.Balega2, M.Andrade1

D. Schertl3, G. Weigelt3, P. Campo1

1 Observatorio Astronomico Ramon Marıa Aller, Universidade de Santiago de Compostela, Espana2 Special Astrophysical Observatory, Russia.3 Max-Planck-Institut fur Radioastronomie, Bonn, Germany.

Gliese 22 es un sistema triple jerarquizado compuesto de tres enanas rojas Aa, Ab y B. El periodo orbitalde la orbita interior (par Aa-Ab) es de 15.64 anos, mientras que el de la orbita exterior (la que describe B entorno al centro de masas de las anteriores) es de 223.4 anos. Ambas orbitas son coplanarias. Al determinarla orbita exterior, ha quedado de manifiesto una trayectoria sinusoidal de poca amplitud en el movimientoaparente de la componente B. Ello puede ser atribuido a una inusual distribucion de los residuos o a lapresencia de un cuarto cuerpo invisible en el sistema. En este ultimo caso, la estrella B consistirıa enrealidad en dos componentes Ba y Bb. Suponiendo que Bb fuese un objeto de muy baja masa (0.015 masassolares = 16 masas de Jupiter) describiendo una orbita alrededor de Ba con un perıodo de aprox. 15 anos,semieje mayor 0”35 y coplanaria con las otras dos orbitas, los residuos de la orbita exterior son mejorados.En este caso, la componente Ba se desplazarıa en torno al centro de masas de Ba-Bb en una orbita desemieje 0”03. Estos movimientos estan ilustrados en la Figura 1, donde en azul esta representada la orbitadel centro de masas de Ba-Bb con respecto al centro de masas de Aa-Ab y en rojo el movimiento de lacomponente Ba afectado por la virtual componente invisible, Bb. Al igual que todas las medidas visuales,fotograficas y CCD, una medida speckle marcada como “speckle (CL)”daba inicialmente la posicion de Brelativa al fotocentro de Aa-Ab. Para el calculo de las orbitas, todas las medidas se han reducido al centrode masas de Aa-Ab.

HT

-4 -3 -2 -1 0

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0Órbita exterior de Gl 22

E

N

H

T

Medida micrométrica " fotográfica " de Hipparcos " de Tycho " CCD " speckle (CL) " speckle

Órbita (modelo de 3 cuerpos) " (modelo de 4 cuerpos)

Figura 1


Contribuciones

EL GRAN TELESCOPIO DE CANARIAS: PRIMERA LUZ DEL GTC

Jose Miguel Rodriguez [email protected]

Resumen

Ahora sı, ¡se ha hecho primera luz con el GTC! Eldıa 13 de Julio de 2007, y en presencia del Prıncipede Asturias se ha celebrado la ceremonia oficial dePrimera Luz. Entramos pues en la etapa de opti-mizacion y puesta a punto, que durara aproxima-damente un ano. Esta etapa incluye, aparte de lacontinuacion de las pruebas de control y optica delGTC, el montaje y pruebas de OSIRIS, ası como elmontaje y pruebas de CANARICAM. Es por tantoun ano intenso en el que tanto el telescopio comodichos instrumentos han de demostrar que son ca-paces de trabajar en condiciones de ser usados paraciencia.

Como en otras ocasiones lo que sigue es el ya tradi-cional repaso a los diferentes subsistemas del GTCcon la idea de dar una imagen clara y actualizadadel estado del proyecto.

Cupula

Los trabajos en la cupula continuan. Se ha coloca-do una escalera exterior que recorre todo el arcode la compuerta de observacion, dando acceso a losmotores de dicha compuerta. Esto es un primer pa-so para solucionar los problemas de apertura de lacompuerta. A fecha de hoy la compuerta grande deobservacion puede abrirse normalmente hasta unlımite de seguridad. La compuerta pequena puedebajarse para observar a bajas elevaciones, pero nopuede elevarse, por ejemplo, si se quisiera utilizarla pantalla anti-viento, que es arrastrada por estacompuerta. El funcionamiento completo de ambascompuertas posiblemente no pueda estar hasta laprimavera o verano de 2008. En breve sin embargose haran comprobaciones para minimizar el lımi-te seguridad de apertura de la compuerta grande,ampliando por tanto el cielo accesible para prue-bas.

Telescopio

En esta etapa se ha avanzado notablemente en elcontrol de los ejes del telescopio, pudiendose apun-tar en la modalidad llamada punto a punto congran precision. Falta sin embargo todo lo relativoa seguimiento, que si bien se esta trabajando enello, no estara listo hasta septiembre. Lo cierto es

que se ha hecho un excelente trabajo. No deja deser una grata experiencia, para alguien que como amı, el software de control le pille un poco de lejos, elver como algo inestable y a veces erratico, aunquehubiese meses y anos de trabajo detras, en cues-tion de dıas y pruebas, se transforma en un sistemaque mueve el telescopio con gran precision. Apartede los ejes principales (seguimiento), ya menciona-dos, tambien se esta trabajando en los rotadoresde instrumentos, cuyo movimiento participa en elseguimiento, y en las cajas de Adquisicion y Guia-do, que aun tienen flecos por resolver, como porejemplo, el complejo movimiento de los brazos deestas. Todo el proyecto ha girado estos meses entorno a la Primera Luz. Preparaciones de todo ti-po, tecnicas por supuesto, y de limpieza. Trabajocontra reloj.

Figura 1 — El telescopio con 12 segmentos en lacelda del primario. Foto M. Reyes-IAC.

Optica

Se han colocado otros seis segmentos en sus respec-tivas celdas del primario. Son pues 12 los segmen-tos que se han utilizado para la primera luz (Figu-ras 1 y 2). La razon para esta operacion ha sido elaprovechar un tiempo en el que no se podıa mover


Contribuciones

el telescopio por otras razones. Al mismo tiempo seha avanzado notablemente en el control del espe-jo primario, algo imprescindible para primera luz.En esta operacion se detecto que el aumento delnumero de segmentos, con sus sensores de borde yactuadores, influıa significativamente en las pres-taciones del sistema de control de los segmentos,por lo que hubo que reprogramar algunas partesdel control del primario. A dıa de hoy, y una vezpasada la primera luz, el control del primario esbastante estable, y habra que esperar a tener se-guimiento para su optimizacion mas precisa.

Aquı igualmente ha sido tras un intenso trabajo enequipo de mis colegas de control y de optica, es-pecialmente Bertrand Lefort y Javier Castro (esteultimo, por cierto, preferirıa que no se diesen nom-bres en estos artıculos. En todo caso, yo soy de laopinion de que el trabajo bien hecho ha de reco-nocerse.). Hasta el punto de que he de decir quecuando se apunto al cielo por primera vez el teles-copio estaba practicamente en foco. Ademas, lasimagenes obtenidas, en noches de bastante buenseeing, dan fe de la calidad optica de los segmentosdel primario. En efecto se han obtenido imagenesde 0.6 segundos de arco, antes de ninguna optimi-zacion de la optica (Figura 3).

Figura 2 — Otra vista del telescopio con doce seg-mentos. Aquı se reta al lector a contar los segmen-tos. Tambien se ve el espejo secundario reflejandolo que captan los doce segmentos del primario. Lafoto es de Peter Hammersley, que aparece al fondoa la izquierda haciendo la foto. Tambien apareceJavier Castro, nuestro responsable de optica.

En todo caso, a dıa de hoy, se tiene un controlbastante preciso de los segmentos del espejo pri-mario, como pudo verse el dıa de la primera luz.

Figura 3 — Imagen de una estrella del catalo-go de Tycho cercana a la Polar, obtenida con lacamara de adquisicion, cuya escala de placa es de0.1/pıxel. Notese la calidad de imagen de 0.6”.

Primera Luz

Como apuntaba al principio, el hito, y su ceremo-nia, de Primera Luz, se alcanzaron en esta etapa,trabajando contra reloj. Como se habıa previsto,se utilizo una pieza de papel vegetal montado enun bastidor (Figura 4) para recibir las doce image-nes de la estrella Polar formadas por los doce seg-mentos ya montados. Para quienes estabamos enla plataforma Nasmyth el espectaculo fue inolvi-dable. Ver aparecer el cumulo de puntos luminososen el papel vegetal arranco un caluroso aplauso decuantos estaban allı. El plan era tratar de acer-car estas doce imagenes entre si dejandolas en uncampo de menos de un minuto de arco, que es elcampo de vision del detector de adquisicion de lacaja de Adquisicion y Guiado. Para este proceso seutilizaron los actuadores de los segmentos. Una vezrealizado este proceso se continua desde la sala decontrol del GTC, ya utilizando los monitores de lacaja de Adquisicion y Guiado, ası como los monito-res de control del espejo primario. El paso siguientees conseguir un apilado mas fino que el consegui-do en la plataforma Nasmyth. Se realizan variasiteraciones, apilando y desapilando las imagenes,calculando centroides y distancias de estos a unareferencia, de modo que con cada iteracion se me-jora el apilado (Figura 5). En dos o tres iteracionesel apilado es suficientemente bueno, como lo ates-tigua la imagen de la Figura 3.

Parte de las observaciones realizadas durante la ce-remonia de Primera Luz incluyeron la utilizacionde los segmentos para construir imagenes con lasletras del GTC. Esto que se hizo a modo de diver-sion en una noche jovial (Figura 6), sirve tambienpara 1) ver la capacidad de control que se tiene so-bre los segmentos del primario, y 2) observar quela calidad optica de los segmentos, en especial de


Contribuciones

algunos de ellos, no esta aun optimizada, lo que in-dica que hay margen para mejorar la calidad opticaque proporcionara el GTC, una vez que esten enfuncionamiento rutinario los sensores de frente deonda de la caja de A&G.

Figura 4 — El instrumento de primera luz, unapieza de papel vegetal montada en un bastidor,utilizado para obtener las doce imagenes de laPolar, y realizar un apilado grueso inicial.

Figura 5 — Imagen del patron de desapilado utili-zado para calcular las posiciones de los centroidesde las diversas imagenes y proceder tras sucesivasiteraciones al apilado fino de los segmentos. Laimagen es de nuevo de la camara de adquisicionde la Caja de A&G.

Para acabar la noche de la ceremonia de PrimeraLuz apuntamos a una galaxia cercana al polo, UGC10923, que tenıa la peculiaridad de que era bonitay cabıa en el campo del detector de A&G usadoesa noche. En efecto, UGC 10923 es una galaxialuminosa IRAS, en interaccion, y con zonas cons-picuas de formacion estelar, lo que permitio un finde noche educativo para la gran cantidad de asis-tentes no astronomos a la ceremonia (Figura 7). Elresultado puede verse en la Figura 8.

Figura 6 — Las iniciales del GTC formadas conlas imagenes de los doce segmentos. Notese quealgunas de las imagenes muestran aberracionesclaras, lo que indica que aun se tiene capacidad demejorar la calidad de imagen.

Figura 7 — Foto de los asistentes a la ceremoniade Primera Luz.

Las proximas etapas

Pasado el tramite de Primera Luz... Digo tramite,pero en realidad no ha sido un tramite, ya que seha aprendido mucho en los dıas y meses previos ydurante la Primera Luz. A la Primera Luz se hallegado tras un gran esfuerzo de nuestro ingenie-ro de integracion, Javier Pancorbo, que junto conPedro Alvarez han sido capaces de desbrozar lo in-dispensable para Primera Luz, de lo prescindible, yası alcanzar la meta. Por supuesto que en el cami-no han quedado muchas tareas que han de hacerseahora. Pero ya se tiene una nueva perspectiva, yase sabe que funciona y como funciona. Ya sabemosque tenemos un telescopio, que se comporta comotal, y que promete una excelente calidad optica.Ahora toca completar sistemas, mejorar otros yoptimizar todo. Esto es lo que hemos empezadoa hacer desde el dıa siguiente a la Primera Luz,ası que en estos momentos se esta trabajando encompletar el control de seguimiento del telescopio,lo que implica tambien el control de los rotado-res de instrumentos. Prevemos que este softwareeste listo para probarse a mitad de septiembre, conlo que se iniciara una nueva etapa de pruebas demovimiento del telescopio, y se haran los primerosmodelos de apuntado.


Contribuciones

Figura 8 — La galaxia UGC10923 observada entres colores VRI en la noche de la Primera Luz.Las imagenes se obtuvieron con 0.5 segundos deintegracion, y hay 50 imagenes en cada color queestan registradas y sumadas.

En paralelo se continua trabajando en el controlde los segmentos del espejo primario, y se estanpreparando nuevos segmentos para aluminizar. Elplan es tener todo listo para durante el mes de no-viembre dar un fuerte empujon al GTC. En par-ticular se instalaran doce segmentos mas, se des-montara el secundario para ajustar los servos dechopping, para poder trabajar en el infrarrojo, yse aprovechara para re-aluminizar dicho espejo an-tes de volverlo a montar. Tambien en paralelo setrabajara en la caja de Adquisicion y Guiado queesta montada, para poner en marcha los mecanis-mos de movimiento de los brazos y mesas, ası co-mo en la otra caja que falta por montar que, comose hizo con la anterior, hay que probar exhausti-vamente antes de su instalacion en el telescopio.Todo lo anterior combinado, cuando no haya mon-tajes en el telescopio, con pruebas de todo lo que sepueda probar, optica, apuntado, seguimiento, conviento y sin viento, con luna y sin luna, ponien-do el telescopio en condiciones de recibir a OSIRISprimero, y a CanariCam despues.

Instrumentacion Cientıfica

OSIRIS ha sido ya montado en el simuladorNasmyth (Figura 9) de la sala de integracion delIAC, con lo que se han demostrado las interfacesmecanicas con el telescopio. Posteriormente se hadesmontado para instalar en OSIRIS la carcasa ex-terior que aparte de proteger el interior de OSIRISdel polvo, evitara luz dispersa y dara a OSIRIS

su aspecto final de acabado. OSIRIS ya ha demos-trado en el laboratorio que puede hacer imagenesde calidad, y mas recientemente se han obtenidoespectros en el rango rojo (Figura 10)

Figura 9 — OSIRIS montado en el rotadorNasmyth del laboratorio de integracion del IAC.Delante parte del equipo de OSIRIS que parti-cipo en dicho montaje.

Figura 10 — Espectro en el rango rojo tomadocon OSIRIS en el laboratorio, en condiciones –inevitables en la ocasion– de mucha iluminacionambiente.

ELMER ha sido trasladado al edificio del GTC,donde se ha almacenado en espera de ver cual essu futuro. No se ha avanzado en las tareas que fal-tan por completarse, como son el acabado de unaserie de cables y la instalacion de su sistema decontrol definitivo.

CanariCam esta listo para ser enviado a La Pal-ma, despues de haberse realizado las pruebas deaceptacion en la Universidad de La Florida (Figu-ra 11). Dichas pruebas se han superado con exito,habiendo quedado pendientes algunos detalles me-nores, que seran subsanados en breve, mientras seespera la licencia de exportacion necesaria parasu envıo a La Palma. Se espera que CanariCameste en La Palma antes de finales de ano.


Contribuciones

Figura 11 — Foto de grupo en el laboratorio deinstrumentacion del Departamento de Astronomıade la Universidad de La Florida en Gainesville.En la foto el equipo de CanariCam, liderado porCharlie Telesco, junto a personal de GTC que par-ticiparon en la revision de aceptacion, flanqueandoCanariCam. Foto: Charlie Telesco.

Instrumentos de segunda generacion

EMIR progresa algo mas lentamente de lo que serıadeseable. Principalmente debido a la falta de per-sonal para sacar adelante los contratos de la basefrıa y del propio criostato de EMIR. Son estos con-tratos piezas claves y cuyo periodo de entrega eslargo. Estos elementos definen el camino crıtico deEMIR. En diciembre se entrega el prototipo delrobot posicionador de rendijas. Sera un robot conlas mismas prestaciones que el sistema final. Es-te prototipo sera probado en frıo en el criostato depruebas de EMIR, lo que representara un claro hitoen su desarrollo. Se espera comenzar la integraciony pruebas de EMIR en otono de 2008.

FRIDA, el primer instrumento que se benefi-ciara del sistema de optica adaptativa del GTC,acaba de pasar su revision de diseno preliminar,que ha tenido lugar en el Instituto de astronomıade la UNAM, en la Ciudad de Mexico. El equi-po de FRIDA ha logrado un diseno optico muchomas eficiente que el que se presento en su revi-sion conceptual. FRIDA es ahora un instrumentocon un diseno claro, con algunos elementos todavıa

por madurar, pero que sin duda esta convergiendohacia lo que sera un instrumento puntero para elGTC.

Por ultimo SIDE continua su etapa de estudio deviabilidad. Recientemente el IP de SIDE, FranciscoPrada, nuevo director del IAA, junto con su equipohan completado un borrador del estudio de viabi-lidad que la Oficina de Proyecto del GTC le habıasolicitado. El informe final esta previsto para finde ano.

Dıa Uno

Desde el origen del GTC llamamos Dıa Uno al co-mienzo de la operacion cientıfica y fin por tanto dela etapa constructiva. Este Dıa Uno se definıa tam-bien como el telescopio acabado con sus sistemasauxiliares, y con las dos estaciones focales proba-das y en operacion con un instrumento cientıficocada una. En el caso del GTC serıan OSIRIS yCanariCam. Dar una fecha para Dıa Uno es com-plicado. Tambien en el origen del GTC, en su librode especificaciones, Dıa Uno se establecıa para unano despues de la Primera Luz. Es posible que eseano no sea suficiente para la cantidad de pruebasy tareas que aun faltan por completar o realizar.En todo caso la Oficina de Proyecto va a tratar deofrecer el GTC a la comunidad lo antes que razona-blemente sea posible, quizas con solo las prestacio-nes mas prioritarias de los instrumentos probadasy verificadas cientıficamente. Ademas no debe pi-llar a nadie por sorpresa que en los primeros anosel numero de noches disponibles para ciencia seaescaso, debido a que durante un tiempo habra quededicar noches a ingenierıa. Noches que iran dis-minuyendo paulatinamente conforme el GTC en-tre en una rutina de operacion cada vez mas fia-ble. Ası pues, en principio, el GTC se ofrecera ala comunidad astronomica en la convocatoria delCAT 2008B. Trataremos de que haya informacionpuntual del estado del GTC y de sus instrumentoscientıficos en los proximos meses y hasta esa fecha.Es ahora de suma importancia que la comunidadeste preparada para obtener rendimiento cientıficoinmediatamente despues de Dıa Uno.

Jose Miguel Rodriguez Espinosa es investigadordel IAC, responsable cientıfico de GTC y Presi-dente de la SEA.


Artículos

GAMMA-RAY BURSTS: UN CAMPO EN CONTINUA EXPANSIÓN

Javier [email protected]

Resumen

El campo de los Gamma-Ray Bursts (GRBs) hasufrido una eclosion multidisciplinar en los ulti-mos anos. Con este artıculo se pretende realizaruna revision global del campo que nos permita en-tender las implicaciones de los sucesivos avancesrealizados, desde el descubrimiento de las prime-ras contrapartidas a mediado de los noventa hastalos incipientes estudios cosmologicos que actual-mente se basan en GRBs. Esta revision se comple-mentara con una descripcion del estatus actual delcampo donde se trazaran someramente las ultimaslıneas de investigacion: la conexion SNs/GRBs delarga duracion, el hallazgo de las primeras contra-partidas de GRBs de corta duracion, el estudio delas galaxias anfitrionas, o el reciente descubrimien-to de una nueva posible familia de GRBs. Si biense ha avanzado notablemente en muchas de estassubdisciplinas, el futuro nos puede deparar muchasnuevas sorpresas: deteccion de ondas gravitatoriasasociadas a GRBs de corta duracion, determina-cion de la ecuacion de estado del fluido cosmico oel estudio del Universo primitivo a traves de GRBsa altos corrimientos al rojo (z > 7).

Abstract

The “Gamma-Ray Burst” (GRB) field has under-gone a multidisciplinary break out in the last years.The goal of this article is to review the GRB fieldallowing to understand the implications of the suc-cessive breakthroughs, from the discovery of thefirst counterparts in the nineties to the most re-cent cosmological studies based on GRBs. This re-view will be complemented with a description ofthe current field status, where the latest researchactivities will be outlined: The SN/GRB connec-tion, the finding of the first counterparts of shortduration GRBs, the study of the host galaxies, orthe recent discovery of a possible new family ofGRBs. Albeit the remarkable advances carried outin these subdisciplines, still new surprises couldarise: detection of gravitational waves associatedto short GRBs, determination of the equation ofstate of the cosmic fluid, or the study of the pri-mitive Universe through very high redshift GRBs(z > 7).

Introduccion

No es facil encontrar en la astrofısica actual un areaque haya progresado tan vertiginosamente como elcampo de los GRBs en los ultimos anos. Comomuchos otros descubrimientos cientıficos, los esta-llidos cosmicos de rayos gamma o GRBs (acronimodel Ingles “Gamma-Ray Burst”) fueron descubier-tos accidentalmente. En 1967-1973, en plena gue-rra frıa, una serie de satelites espıas norteameri-canos (pertenecientes a la serie Vela, del Espanol“velar”) disenados para verificar que la extinguidaURSS cumplıa con los tratados de 1963 de no pro-liferacion de armas nucleares, detectaron 16 vio-lentos destellos de radiacion gamma de origen des-conocido. Basandose en tecnicas de triangulacion(diferencias en los tiempos de llegada del frente deonda) se determino para sorpresa del cuadro nor-teamericano que dichas explosiones no procedıanni de la Tierra, ni del Sol, sino que eran de ori-gen cosmico. De hecho dicho descubrimiento fueclasificado como secreto militar hasta 1973, cuan-do vio la luz con su publicacion en una revista deastrofısica (Klebesadel et al. 1973).

Los GRBs son intensos y breves pulsos de radiaciongamma que se detectan sin ninguna preferencia di-reccional sobre la boveda celeste. Son fenomenosfrecuentes, pues ocurren a un ritmo de al menos2–3 al dıa en nuestro firmamento. Los GRBs emi-ten la mayor parte de su energıa en el rango de losrayos gamma, alrededor de los 0.1–1 MeV, don-de nuestra atmosfera es opaca. Por esta razon sonnecesarios satelites de altas energıas para su loca-lizacion.

Los pulsos de los GRBs muestran una amplia di-versidad morfologica y de duraciones, que van des-de los milisegundos hasta los minutos. A mediadosde los anos 80 parecıa haber un consenso bastantegeneralizado de que los GRBs procedıan de estre-llas de neutrones Galacticas (Murakami et al. 1981;Fenimore et al. 1988). Sin embargo, en los 90 elinstrumento BATSE a bordo del satelite CGROmostro que la distribucion de los GRBs en el cieloera altamente isotropa, sin ningun tipo de concen-tracion hacia el disco o centro Galactico, poniendoen entredicho los modelos Galacticos de GRBs. Almenos quedo clara la existencia de dos familias deGRBs bien diferenciadas: cortos (SGRBs, duracio-nes . 2 s) y largos (LGRBs, duraciones & 2 s).Aproximadamente el 75 % de los GRBs detectadoscorrespondıan a LGRBs, siendo el 25 % restanteSGRBs (Kouveliotou et al. 1993). La escala de dis-tancias era totalmente desconocida, y habıa mas de


Artículos

100 modelos teoricos para explicar su origen (verlistado de modelos presentados en Nemiroff 1994).

En 1997, con el lanzamiento del satelite SAX elcampo sufrio una autentica revolucion: se descu-brieron las primeras contrapartidas en el dominiode los rayos X (Costa et al. 1997; Piro et al. 1998),optico (van Paradijs et al. 1997; Djorgovski et al.1998; Pedersen et al. 1998, Guarnieri et al. 1997;Castro-Tirado et al. 1998), infrarrojo (Chary et al.1998; Diercks et al. 1998; Gorosabel et al. 1998a),milimetrico (Bremer et al. 1998) y radio (Frail etal. 1997; Galama et al. 1998a). Esto permitio porprimera vez determinar la escala de distancias delos GRBs (Metzger et al. 1997; Castro-Tirado etal. 1998; Kulkarni et al. 1998), y demostrar que losGRBs eran de origen, no solo extragalactico, sinocosmologico (GRB 970508, el primer GRB para elcual se midio su corrimiento al rojo, z, resulto estara z = 0,835). La sorprendente distancia que se de-rivo tuvo evidentes consecuencias energeticas: losGRBs se convirtieron de la noche a la manana enlos eventos mas luminosos del Universo, emitiendo1052−54 erg s−1 de radiacion gamma (asumiendoque su emision era isotropa). Esta luminosidad escomparable a radiar en pocos segundos la energıaen reposo del Sol, o la energıa luminosa emitidapor nuestra Galaxia durante cientos de anos.

Las contrapartidas opticas que se descubrieronmostraron dos caracterısticas principales: i) susflujos decaıan aproximadamente siguiendo leyes depotencias (Fν ∼ t−α); y ii) sus distribuciones es-pectrales podıan ser descritas por leyes de poten-cias (Fν ∼ ν−β). Estas dos caracterısticas fuerondescritas satisfactoriamente por el modelo del af-terglow isotropo (ver modelo del afterglow en lasiguiente seccion).

En 1999 se produce un importante descubrimien-to con la observacion de GRB 990123 (Akerlof etal. 1999). La curva de luz optica de este GRBmostro una clara desviacion respecto a i), mostran-do una rodilla ∼ 2 dıas despues del GRB (Castro-Tirado et al. 1999a; Kulkarni et al. 1999). Estarodilla era esperada en modelos en los cuales laemision esta colimada en un estrecho chorro deabertura angular φ. Segun estos modelos la rodi-lla ocurre cuando el factor Lorentz de la explosion(Γ) decrece hasta alcanzar un valor cercano a φ−1.Es en este momento cuando un observador exter-no comienza a estar causalmente conectado con elborde del chorro, y el flujo que este mide empie-za a estar afectado por el deficit de material fuerade los lımites fısicos del chorro (si la emision noestuviera colimada este efecto no ocurrirıa, desa-pareciendo la rodilla). La posicion temporal de larodilla esta dinamicamente ligada al valor de φ.Cuanto mas estrecho sea el haz, la rodilla se da

mas temprano. Por lo tanto midiendo el tiempotranscurrido desde el GRB hasta la rodilla, es po-sible estimar el valor de φ y ası introducir el factorcorrectivo Θ/4π a la energıa liberada (Θ/4π es lafraccion de la esfera cubierta por el angulo soli-do del chorro, siendo del orden de φ2/4). Una vezse aplico en el ano 1999 este factor correctivo ala luminosidad de los GRBs, esta se redujo en 2-3ordenes de magnitud (1050−51 erg s−1). Este va-lor es el que actualmente se asume como energıaestandar de un LGRB (como veremos posterior-mente se cree que la luminosidad de los SGRBs esun orden de magnitud inferior).

De forma quasi-simultanea a finales de los anos90 se descubrio que no todos los GRBs muestrancontrapartidas opticas, a pesar de las profundas yrapidas busquedas realizadas (Groot et al. 1998;Gorosabel et al. 1998b). Estos estallidos de rayosgamma han sido denominados GRBs oscuros (verJakobsson et al. 2004, para una definicion fısica deltermino GRB oscuro). A su vez por esa epoca seobservo que en algunos GRBs, tambien llamadosX-ray flashes (XRFs), la emision en los rayos gam-ma ocurrıa realmente en el rango de los rayos-X(tıpicamente por debajo de ∼ 100 keV; Heise et al.2001).

En el ano 2003, un intensivo monitoreado es-pectroscopico del cercano GRB 030329, confirma-ba previas sospechas (ver Galama et al. 1998b ySN 1998bw) de que los LGRBs se originaban enel colapso de estrellas masivas (tambien llamadascolapsars). En 2005, despues de 30 anos de busque-das, se detecto la primera contrapartida optica deun SGRB (Jensen et al. 2005; Price et al. 2005;Hjorth et al. 2005a). Su brillo optico era aprecia-blemente mas debil que el de los LGRBs, lo cualexplicaba tantos anos de esteriles intentos para suidentificacion. Al menos un aspecto quedo claro; alcontrario de lo que ocurrıa con los LGRBs, medi-das fotometricas en la curva de luz excluıan quelos SGRBs fueran causados por la muerte explosi-va de estrellas masivas. El ultimo gran hallazgo enel campo de los GRBs se produjo en el ano 2006con la identificacion de un posible nuevo tipo deGRB, hıbrido entre los LGRBs y SGRBs.

Actualmente dos satelites propocionan en tiemporeal localizaciones de GRBs: Swift e INTEGRAL.La mision Swift pertenece al programa MIDEX deNASA para misiones de tamano medio y fue lan-zado en noviembre de 2004 (Gehrels et al. 2004).Se puede decir que Swift es la primera mision mul-tirrango dedicada al estudio de los GRBs. Su ins-trumentacion se basa en 3 telescopios: BAT (rayosγ), XRT (rayos-X) y UVOT (optico-ultravioleta).Swift es capaz de localizar aproximadamente 100GRBs al ano, con precisiones de 1–4 minutos de


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arco y de enviar su posicion a tierra en menosde 15 segundos. Despues de esta primera detec-cion el satelite esta disenado para girar rapida-mente y apuntar sus instrumentos XRT y UVOTsobre la zona de error. Esto permite detectar los af-terglows desde los primeros minutos y localizarloscon errores de pocos segundos de arco. El sateliteINTEGRAL de la ESA no esta especialmente di-senado para el estudio de los GRBs, sin embargodesempena un papel importante en el campo. Fuelanzado en octubre de 2002 y su carga cientıficaesta compuesta por cuatro instrumentos, dos enen el rango de los rayos γ (IBIS, SPI), un moni-tor sensible a los rayos-X (JEM-X) y una camaraoptica (OMC). INTEGRAL es mayormente utili-zado para programas de mapeo del centro y discoGalactico, por lo que los GRBs que casualmen-te caen en el campo de vision de sus instrumen-tos (todos co-alineados) suelen estar afectados poruna severa extincion Galactica. INTEGRAL vie-ne localizando de forma regular aproximadamenteun GRB al mes (ver mas detalles sobre la misionINTEGRAL en Winkler et al. 2003). El reducidocampo de vision de IBIS respecto a BAT, hace queel primero este menos afectado por ruido de fondoy por lo tanto muestra una mayor sensibilidad queel segundo. Esto hace de IBIS un instrumento es-pecialmente interesante para la deteccion de GRBsdebiles o/y alto corrimiento al rojo (Gorosabel etal. 2004a).

La estructura de este artıculo es la siguiente: Laproxima seccion revisa el modelo del afterglow. Lasegunda seccion describe brevemente los motorescentrales que producen los LGRBs y SGRBs. Acontinuacion se esbozan las caracterısticas princi-pales de las galaxias anfitrionas de los GRBs. En lacuarta seccion se muestra el potencial de los GRBspara estudios de tipo cosmologico. Finalmente enla ultima seccion se discuten las perspectivas futu-ras del campo.

El modelo del afterglow

La prominente emision que en rayos-X, optico yradio sigue a la explosion en rayos-γ se deno-mina post-luminiscencia o afterglow. La Figura 1muestra la magnitud absoluta optica del afterglowde dos LGRBs en comparacion con otras fuentesGalacticas y extragalacticas en funcion del tiempo.Como muestra la Figura la luminosidad de los af-terglows decae relativamente rapido. Sin embargo,si los afterglows opticos son detectados con retra-sos menores a 104−5 s (respecto al GRB), resultanser varıas magnitudes mas intensos que cualquierotra fuente conocida en el Universo.

101 102 103 104 105 106 107 108

T-To (segundos)

-40

-30

-20

-10

0

MV

CuásaresSeyferts/Radio galaxiasGRB 990123GRB 021004SN 1998bwSN IaSN 1998SSN 1994ISN 1991bgNovaBinaria de rayos-X

Figura 1 — La Figura muesta la magnitud abso-luta en el filtro V en funcion del tiempo paradiversas fuentes Galacticas y extragalacticas. Co-mo se puede observar, si los LGRBs (como los dosmostrados en la Figura mediante lıneas contınuas,GRB 990123 y GRB 021004) son observados conretrasos por debajo de 104−5 s, sus afterglowsresultan ser las fuentes opticas mas luminosas.Notese que los afterglows son varias magnitudesmas luminosos que incluso los cuasares (bandahorizontal superior).

El afterglow puede ser explicado como el resultadode un choque entre un material eyectado a veloci-dades ultrarelativistas y un medio circundante. Es-te modelo no presupone ningun tipo de fuente emi-sora de dicho material, por lo que es valido tantopara LGRBs como para SGRBs. El modelo descri-be razonablemente bien los datos observacionalestomados una vez transcurridos los primeros instan-tes del GRB, mostrando dificultades para describirlos segundos iniciales del estallido. Es interesantenotar que las primeras versiones de este modeloson anteriores al descubrimiento de las primerascontrapartidas opticas a finales de los noventa.

Las propiedades observacionales del afterglowson atribuidas a la liberacion de forma cuasi-instantanea de 1050−53 erg en una region de∼ 107−8 cm. Tras unos pocos segundos, y debidoa que el plasma es opticamente grueso, la energıainterna se transforma en energıa cinetica y el plas-ma se expande rapidamente hasta conformar uncascaron esferico (o un sector de este si la eyeccionesta colimada) con un radio tıpico de ∼ 1010 cm.

En este punto, ∼ 101−2 s despues del estallido ini-cial, el plasma ultrarelativista pasa a ser optica-mente delgado y los fotones pueden finalmente es-capar. La capa ultrarelativista choca con el ma-terial circundante (en el caso de los LGRBs po-siblemente con el viento estelar del progenitor),barriendo el medio interestelar. Suponiendo quela energıa de los electrones acelerados en el cho-


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que sigue una ley de potencias (como se cree queocurre en las supernovas), el afterglow exhibe unmaximo en la distribucion espectral que se despla-za gradualmente desde los rayos-X a las ondas deradio. Los primeros modelos del afterglow se fuerondetallando mediante una serie de mejoras; calculode las perdidas radiativas (Sari et al. 1998), diver-sas geometrıas de colimacion (Rhoads 1999; Sariet al. 1999), ondas de choque reversas (Meszaros& Rees 1999) o entornos circunestelares con densi-dad variable (Chevalier & Li 2000). Ver revision demodelos detallados en van Paradijs et al. (2000).

La distribucion espectral de energıa de los after-glows se puede describir con cuatro segmentos di-vididos por tres frecuencias caracterısticas; νa, νc

y νm (ver Figura 2). νa representa la frecuenciade auto-absorcion, por debajo de la cual la radioemision es auto-absorbida. El espectro a frecuen-cias menores que νa responde a la de un cuerponegro. νa suele estar ubicada en la region radiodel espectro electromagnetico. El pico del espectrose da en νm y es generada por los electrones demınima energıa. νc corresponde a la frecuencıa decorte a partir de la cual los electrones se enfrıanmas rapidamente que el tiempo caracterıstico dela expansion.

Figura 2 — La distribucion espectral de energıapredicha por un modelo sencillo de afterglow (asu-me emision isotropa y densidad constante parael medio interestelar) desde las ondas de radiohasta los rayos-X. Panel superior: la distribu-cion espectral en el regimen de enfriamiento rapi-

do (νm > νc) en los primeros minutos despues delGRB. En este regimen la expansion se modelizasegun dos casos extremos; totalmente radiativa ortotalmente adiabatica. Las tres frecuencias carac-terısticas νa, νm and νc siguen distintas leyes deevolucion temporal dependiendo de si la expansiones totalmente adiabatica (ley de evolucion senala-da sobre las flechas) o radiativa (ley de evolucionsenalada bajo las flechas). En ambos casos νm de-cae mas rapido que νc, por lo que en un tiempo de-terminado νm alcanza a νc. Panel inferior: Regi-men de enfriamiento lento. La mayor parte de loselectrones de la distribucion muestran energıas me-nores a νc (ya que νm < νc), por lo que las perdi-das radiativas no son importantes y la expansiones aproximadamente adiabatica. General: las de-pendencias de las frecuencias con el tiempo asu-men una expansion esferica del material eyectado,sin embargo son validas en una geometrıa colima-da siempre que el factor gamma de la expansionverifique Γ > φ−1. Figura adaptada de Sari et al.(1998).

Dado que νm y νc decaen a velocidades distintas, sepueden distinguir dos regımenes en la expansion:las fases de enfriamiento rapido (νm > νc) y lento(νc > νm, ver Figura 2). La transicion entre estosdos regımenes ocurre en pocos segundos/minutos.Por lo tanto la mayorıa de las observaciones, quizascon la excepcion de los datos recogidos mediantetelescopios roboticos, se realizan en el regimen deenfriamiento lento. Las tres frecuencias νa, νm, νc yel maximo de la distribucion espectral (Fm) deter-minan las caracterısticas fısicas (densidad del me-dio, energıa radiada, fraccion de la energıa total de-positada en los electrones y en el campo magneti-co) del afterglow (Wijers et al. 1999a).

Es interesante mencionar que para un observadorexterno una expansion isotropa es indistinguiblede una colimada siempre que el factor de Lorentzverifique Γ > φ−1. En el momento en que el flui-do se decelera lo suficiente y la condicion anteriorno se cumple, las propiedades observacionales deuna expansion isotropa y una colimada comienzana diferir. Ası la evolucion temporal de Fm, νa, νm,and νc se ven modificadas segun la geometrıa de laexpansion (Sari et al. 1999). Una fuerte evidenciaobservacional que certifica la naturaleza colimadade la expansion procede de las numerosas deteccio-nes de polarizacion lineal en el rango optico (Covi-no et al. 1999; Wijers et al. 1999b; Rol et al. 2000;Covino et al. 2002; Bersier et al. 2003; Covino et al.2003; Greiner et al. 2003; Masetti et al. 2003; Rolet al. 2003; Gorosabel et al. 2004b; Gorosabel etal. 2006a), las cuales son explicables mediante unageometrıa colimada cuando Γ < φ−1 (Ghisellini etal. 1999).


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Figura 3 — El modelo del colapsar paso a paso: 1) una estrella masiva (M > 10 M) colapsa de forma noradial a traves de un disco de acrecimiento dando lugar a un objeto compacto. Este objeto puede resultarser una estrella de neutrones o un agujero negro localizado en el nucleo de la estrella progenitora. 2) Enel colapso parte del material es eyectado mediante chorros perpendiculares al disco de acrecimiento. Estoschorros de partıculas altamente colimados perforan la estrella. 3) Dentro del chorro se originan violentasinteracciones que producen rayos gamma. Son precisamente estos rayos gamma los que se detectan en tierraen forma de LGRB. 4) El material eyectado por el chorro choca con el medio circundante a la estrella,produciendose una onda de choque que va barriendo el entorno adyacente. En la interaccion con el mediose produce copiosa radiacion sincrotron; el afterglow. Durante el barrido el material eyectado va frenandosepaulatinamente. 5) La estrella explota de forma violenta dando origen a una intensa supernova o hipernova.Una vez transcurridos aproximadamente 15 dıas la hipernova alcanza el maximo de su curva de luz.

El motor central de los GRBs

Como hemos visto anteriormente los modelosde afterglow parten de una deposicion cuasi-instantanea de energıa en un volumen reducido.Sin embargo no proporcionan informacion sobre lanaturaleza de la fuente o progenitor.

¿Que puede producir una inyeccion tan violentade energıa? ¿Cual es motor central responsable delGRB y de la subsiguiente post-luminiscencia? Co-mo veremos a continuacion se cree actualmente quelos LGRBs y los SGRBs proceden de distintos ti-pos de progenitores.

El modelo del colapsar para losLGRBs

Estudios hidrodinamicos llevados a cabo en losanos 90 indicaron que el colapso de una es-trella masiva dotada de un gran momento an-gular (tambien llamada colapsar) podrıa libe-

rar ∼ 1051 erg s−1 en forma de rayos-γ (Woosley1993). La escala de tiempo dinamico para que di-cho colapso ocurra es de al menos unos segundos,por lo que este modelo muestra severas dificulta-des para reproducir los breves pulsos de radiacionobservados en los SGRBs. El modelo del colap-sar realizo una clara prediccion: de forma cuasi-simultanea al LGRB se origina una brillante su-pernova (tambien denominada hipernova debido asu alta luminosidad, Paczynski 1998) que alcanzael maximo de su curva de luz aproximadamente15 dıas despues del LGRB. La Figura 3 muestralas fases de la explosion de un colapsar.

Ya en 1998 la coincidencia espacial de SN1998bwcon la zona de error de GRB 980425 (Galama etal. 1998b) apuntaba a que pudiera existir algun ti-po de nexo entre los LGRBs y al menos algun tipode supernova (SN). Esta primera evidencia se fuereforzando con el hallazgo de multiples afterglowsopticos que mostraban un abrillantamiento en lacurva de luz o joroba aproximadamente ∼ 15 dıasdespues del GRB, como predecıa el modelo del co-


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lapsar (Bloom et al. 1999; Castro-Tirado & Goro-sabel 1999; Castro-Tirado et al. 2001; Malesani etal. 2004; Gorosabel et al. 2005a; Fynbo et al. 2004;Bersier et al. 2006; Stanek et al. 2005; Sodeberg etal. 2004).

Hubo que esperar a 2003 para que se pudiera fi-nalmente confirmar tal conexion. La prueba defi-nitiva se obtuvo tras intensos monitoreos espec-troscopicos realizados para GRB 030329 (Hjorthet al. 2003; Stanek et al. 2003). Como se muestraen la Figura 4 (panel derecho) el espectro opticode GRB 030329 sufrio una metamorfosis y evolu-ciono desde una ley de potencias (consistente conemision sincrotron, parte superior de la Figura) aun espectro tıpico de una SN Ic (parte inferior).Esta evolucion espectral se ha confirmado poste-riormente con observaciones de un mayor numerode LGRBs/SNs (Woosley & Bloom 2006).

Hasta la fecha no mas de una docena de LGRBsmuestran claros excesos de emision en sus curvasde luz atribuibles a hipernovas. Los ajustes a lascurvas de luz muestran que la plantilla canoni-ca mas utilizada en la literatura (SN1998bw), noreproduce universalmente la amplitud y la an-chura temporal de las jorobas observadas. Di-chos abrillantamientos muestran una dispersion de∼ 1 magnitud en su amplitud (Zeh et al. 2004).

Es interesante notar la existencia de algunas SNscomo SN2003lw o SN2006aj, las cuales mostraronemision electromagnetica de altas energıas y sinembargo no presentaron afterglow optico (o si lohicieron este fue despreciable respecto a la SN;Thomsen et al. 2004; Pian et al. 2006; Sollerman etal. 2006; Modjaz et al. 2006; Mirabal et al. 2006).Este hecho permitio predecir espacial y temporal-mente la deteccion de SN2003lw y SN2006aj dıasdespues del GRB.

Actualmente se especula sobre la existencia de unafamilia continua de fenomenos explosivos asocia-dos a estrellas masivas, abarcando desde los ul-traenergeticos LGRBs hasta las mas debiles SNsIc. Los XRFs (como el asociado con SN2006aj)se localizarıan a caballo entre estos dos extremosenergeticos. Sin embargo todavıa no se comprendetotalmente la razon por la cual algunos colapsosproducen afterglows y otros no. Se sospecha que lamasa y el momento angular del progenitor determi-nan la energıa y la geometrıa del colapso, ası comoel tipo de objeto compacto residual de la explo-sion (Mazzali et al 2006). Estudios polarimetricossugieren que la geometrıa de expansion de las hi-pernovas es altamente aesferica (Gorosabel et al.2006a), quizas determinada por la colimacion delmaterial ultrarelativista responsable del LGRB.

Figura 4 — Panel izquierdo: Curva de luz optica de un LGRB tıpico. Superpuesta a la emision sincrotrondel afterglow (caıda en forma de ley de potencias) se muestra el abrillantamiento debido a la hipernovaasociada. Esta joroba ocurre aproximadamente ∼ 15 dıas despues del GRB. Figura adaptada de Gorosabelet al. (2005a). Panel derecho: Evolucion espectral de la emision optica de GRB 030329 observada conel VLT. Los espectros fueron tomados en torno al abrillantamiento, desde 5 a 33 dıas despues del GRB.Como se puede observar en Abril 3.10 (∼ 5 dıas despues del GRB, curva amarilla en la parte superior) elespectro corresponde aproximadamente a una ley de potencias (consistente con una emision sincrotron).En los dıas posteriores el espectro sufre una metamorfosis y va lentamente evolucionando hacia una SN Ic(espectro tıpico mostrado en la parte inferior por la curva discontinua azul). Figura de Hjorth et al. (2003).


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SGRBs: coalescencia de objetoscompactos

La informacion que actualmente se tiene sobre losSGRBs es muy limitada, debido al reducido nume-ro de contrapartidas opticas detectadas (no mas de10 hasta la fecha, un factor ∼ 10 inferior que enlos LGRBs). Ası lo aquı expuesto se debe tomartodavıa con cautela.

Las observaciones parecen indicar que los SGRBsson un orden de magnitud menos energeticos quelos LGRBs (∼ 1049 erg s−1; Hjorth et al. 2005a;Fox et al. 2005). Imagenes profundas tomadasdıas/semanas despues de los SGRBs han descarta-do la existencia de un abrillantamiento atribuible auna hipernova (Hjorth et al. 2005b; Fox et al. 2005;Castro-Tirado et al. 2005; Covino et al. 2006). Es-te hecho indica que los SGRBs no proceden delcolapso de estrellas masivas. El modelo mas acep-tado hasta el momento se basa en la coalescenciade dos objetos compactos (estrellas de neutroneso agujeros negros, o una combinacion de ambos:Lattimer et al. 1974; Eichler et al. 1989; Lee et al.2005; Aloy et al. 2005). Es interesante mencionarque la geometrıa de estos sistemas es especialmen-te eficiente para la emision de ondas gravitatorias.Hay evidencias que indican que la emision en losSGRBs es colimada al igual que en los LGRBs.Sin embargo esta cuestion no esta aun totalmenteresuelta (Watson et al. 2006).

Tres argumentos indirectos refuerzan el modelo dela coalescencia de objetos compactos para SGRBs.El primer indicio se basa en las estimaciones quese han realizado de la densidad ambiental. Estaes muy inferior (∼ 3 ordenes de magnitud) a laque tıpicamente se ha derivado para los entornosde los LGRBs. Esta baja densidad es esperable enregiones como los halos de galaxias, donde resideuna gran parte de los sistemas binarios compac-tos. Hay que tener en cuenta que los objetos bi-narios compactos son sistemas muy evolucionados,los cuales precisan ∼ 108−9 anos antes de fusionar-se. Este largo perıodo de emision de ondas gravi-tatorias permite que estos puedan migrar dentrode sus galaxias anfitrionas. Esto hace que tiendana localizarse lejos de las regiones de formacion es-telar donde nacen las estrellas masivas (las cualesson el origen de los sistemas binarios).

Un segundo argumento se basa en las medidas delparametro de impacto de las contrapartidas opti-cas de los SGRBs respecto a sus galaxias anfitrio-nas. Estadısticamente se observa que los SGRBstienden a estar localizados en regiones mas periferi-cas de las galaxias anfitrionas, en comparacion conlos LGRBs los cuales tienden a concentrarse fuerte-mente en las regiones de formacion estelar (Bloom

et al. 2002; Fruchter et al. 2006).

La tercera evidencia se basa en el estudio de lasedades de las poblaciones estelares. Estudios es-tadısticos indican que las galaxias anfitrionas delos SGRBs en media contienen poblaciones estela-res mas evolucionadas (Berger et al. 2005; Gorosa-bel et al. 2006b) que las halladas para los LGRBs(Christensen et al. 2004). Las edades estimadas sonconsistentes con la escala de tiempos requerida porlos sistemas binarios de objetos compactos para fu-sionarse debido a la emision de ondas gravitatorias.Notese sin embargo la existencia de SGRBs quehan ocurrido en galaxias starbursts jovenes (Foxet al. 2005; Prochaska et al. 2006) por lo que estecapıtulo no esta totalmente cerrado.

Por otra parte los SGRBs detectados hasta la fechapresentan un corrimiento al rojo medio bien pordebajo del observado para los LGRBs (〈z〉 ∼ 0,6vs. 2,8; de Ugarte Postigo et al. 2006; Jakobsson etal. 2006). No esta firmemente establecido si dichadiferencia en la escala de distancias se debe exclu-sivamente a un sesgo observacional/instrumental(notar que los SGRBs tienden en media a ser me-nos luminosos que los LGRBs). A su vez se haencontrado una correlacion espacial entre las zo-nas de error proporcionadas por BATSE para unaamplia muestra de SGRBs y las posiciones de ga-laxias cercanas (z < 0,025) brillantes (Tanvir etal. 2005). Algunos estudios han propuesto que unafraccion (∼ 25%) de los SGRBs pueden ser ori-ginados por fuentes eruptivas de rayos-γ suaves(SGRs, Soft Gamma-Ray Repeaters) situados engalaxias proximas (por debajo de algunos Mpc,Frederiks et al. 2007), con propiedades similaresal magnetar SGR 0526-66 situado en la gran nubede Magallanes.

Por otra parte existen fuertes evidencias de quealgunos otros SGRBs ocurrieron a altos corrimien-tos al rojo, con energıas comparables a los LGRBs(de Ugarte Postigo et al. 2006; Levan et al. 2006;Berger et al. 2006). La edad del Universo corres-pondiente a estos valores de z no es muy superioral tiempo de colapso por emision de ondas gravi-tatorias (108−9 anos). Si los SGRBs a alto corri-miento al rojo han sido originados por sistemas deobjetos compactos, los modelos de fusion deben sercapaces de explicar colapsos relativamente rapidos(107−8 anos) para evitar un conflicto con la tem-prana edad del Universo a altos valores de z.

LGRBs sin SNs asociadas: ¿unanueva clase de GRB?

Recientemente se han descubierto 2 LGRBs queno siguen la clasificacion LGRB/SGRB detallada


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anteriormente. Las propiedades observacionales deestos dos eventos (GRB 060614 y GRB 060505)podrıan requerir un nuevo tipo de mecanismo decolapso estelar (Fynbo et al. 2006; Della Valle etal. 2006; Gal-Yam et al. 2006; Gehrels et al. 2006).Examinando la duracion de los eventos γ asocia-dos a GRB 060505 y GRB 060614 hay un consensobastante establecido de que ambos corresponden aLGRBs, aunque no faltan estudios discrepantes alrespecto (Ofek et al. 2007).

No obstante, a pesar de su proximidad (z = 0, 089y z = 0, 125 respectivamente) no se detecto ningu-na hipernova mas brillante que MV ∼ −12,5 aso-ciada a los mismos. Este lımite implica que la hi-pernova asociada, si existio, deberıa haber sido∼ 100 veces menos luminosa que la SN mas sublu-minosa conocida. Este hallazgo esta claramente enconflicto con las predicciones realizadas por el mo-delo del colapsar. Ademas pone en evidencia que ladivision bimodal tradicional de los GRBs (LGRBsy SGRBs) podrıa requirir una profunda revision.

Las galaxias anfitrionas de los GRBs

Las galaxias anfitrionas de los LGRBs mues-tran un amplio rango de magnitudes aparentes(15 < R < 29), mostrando una magnitud media entorno a R ∼ 24,5. Esta larga dispersion es debidaprincipalmente a la gran variedad de corrimientosal rojo, que oscilan entre z = 0, 0085 (Galama etal. 1998b) y z = 6, 29 (Haislip et al. 2006; Kawaiet al. 2006; Tagliaferri et al. 2006).

Como caracterıstica general se podrıa decir que lasgalaxias anfitrionas de los LGRBs tienden a serazules y subluminosas. Muestran una tasa de for-macion estelar superior a la mayorıa de las gala-xias con valores de z similares. Este hecho se haceespecialmente patente cuando se compara la ta-sa de formacion estelar especıfica, esto es, la tasade formacion estelar normalizada a la luminosidadde la galaxia (Christensen et al. 2004). Determi-naciones de la metalicidad basadas en lıneas deemision indican que las galaxias anfitrionas de losLGRBs son sistematicamente submetalicas (Pro-chaska et al. 2004; Gorosabel et al. 2005b; Pen-prase et al. 2006; Wiersema et al. 2007). Salvo enunas pocas excepciones estas muestran una mor-fologıa irregular (ver Figura 5), al contrario de loobservado en SNs, las cuales abundan en galaxiasespirales (Fruchter et al. 2006). Es bien sabido quelas galaxias anfitrionas de los LGRBs son potentesemisores en Lyman-α (Fynbo et al. 2001; Fynboet al. 2002; Jakobsson et al. 2005).

El conocimiento actual sobre las galaxias anfi-trionas de los SGRBs es todavıa muy limitado.Los SGRBs se detectan tanto en galaxias elıpticas

(Gehrels et al. 2005) como en galaxias starbursts(Fox et al. 2005; Prochaska et al. 2006). En me-dia las galaxias anfitrionas de los SGRBs muestranpoblaciones estelares mas evolucionadas que en elcaso de los LGRBs.

Es importante notar un aspecto que complica no-tablemente el estudio de las galaxias anfitrionas delos SGRBs. Al ser estos eventos mas breves que losLGRBs, la estadıstica de fotones X/γ es inferior ypor lo tanto sus localizaciones suelen ser mas po-bres. A esto hay que anadir el hecho de que enmuchas ocasiones las contrapartidas opticas de losSGRBs no son detectadas. Esto hace que en multi-tud de casos la asociacion de un SGRB dado con sugalaxia anfitriona se base exclusivamente en la po-sicion determinada para el afterglow mediante losrayos-X. Este inconveniente dificulta severamentela identificacion de sus galaxias anfitrionas, dado eltamano relativamente grande de las zonas de erroren los rayos-X (tıpicamente unos pocos segundosde arco, Butler et al. 2007). Por si esto fuera po-co, la gran separacion angular que algunos SGRBafterglows han mostrado respecto a su galaxia an-fitriona hace que el trabajo de asociacion sea aunmas complejo. Todas estas causas han sido fuentede identificaciones erroneas de galaxias anfitrionasde SGRBs (Levan et al. 2007).

Figura 5 — La Figura presenta una muestra de ga-laxias anfitrionas de LGRBs observadas por HST .Las observaciones fueron realizadas con STIS,WFPC2 y ACS, meses despues del LGRB cuandosu contribucion era despreciable. La cruz sobre ca-da galaxia indica la posicion del LGRB. Como sepuede observar los LGRBs tienden a ocurrir en las


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regiones mas brillantes de estas. Su distribuciondentro de las galaxias difiere de lo observado enSNs, las cuales no estan tan concentradas en tornoa las regiones de maximo brillo superficial. Noteseel elevado numero de galaxias irregulares, ası comola ausencia casi total de galaxias espirales. Figurade Fruchter et al. (2006).

Estudios cosmologicos con LGRBs

Desde que se descubrio el origen extragalactico delos GRBs, y especialmente desde la deteccion deGRBs a altos corrimientos al rojo (por ejemploGRB 050904 a z = 6, 29), se ha hecho patenteel potencial que los GRBs atesoran para realizarestudios cosmologicos. Ademas la alta transparen-cia del Universo a los rayos-γ en el rango de losMeV (donde los GRBs muestran su maxima emi-sion), los hace especialmente utiles como sondas enregiones de alta densidad, donde otras fuentes cos-mologicas son dificilmente detectables. Los estu-dios cosmologicos realizados hasta la fecha se hanbasado exclusivamente en LGRBs, ya que la mues-tra de SGRBs es todavıa reducida y su distribucionde z puede ser bimodal. La luminosidad isotropade los LGRBs (esto es, la luminosidad emitida porestos si su emision fuera isotropa) no correspondea la de una candela estandar, pues su distribucioncentrada en ∼ 1053 erg s−1 se extiende ∼ 3 dex(Frail et al. 2001).

Afortunadamente, como hemos mencionado, la po-sicion de la rodilla en la curva de luz optica permiteestimar la anchura del haz de la emision y corre-gir la luminosidad (Rhoads 1999; Sari et al. 1999).La situacion mejora si se considera el angulo deabertura y se calcula la llamada funcion de lumi-nosidad colimada, la cual es menos ancha que lafuncion de luminosidad isotropa. Sin embargo lafuncion de luminosidad colimada no es todavıa losuficientemente estrecha (∼ 1 dex centrada en tor-no a ∼ 5 × 1050 erg s−1) para un uso cosmologicoal mismo nivel que las SNs Ia (Frail et al. 2001).

Un ingrediente adicional reduce la anchura de lafuncion de luminosidad colimada por debajo de0.3 dex: la correlacion existente entre el pico deenergıa y la luminosidad colimada (Ghirlanda etal. 2004). Esta correlacion empırica permite esti-mar la luminosidad realmente emitida por el GRB(corregida por el angulo del haz) simplemente mi-diendo la energıa a la cual se produce el maximode emision γ. Esta relacion ofrece la posibilidad deexplorar la dependencia de la distancia de lumino-sidad con los parametros cosmologicos (ΩM , ΩΛ,H0), y por lo tanto acotar sus valores. Para ello esde capital importancia la observacion optica sis-

tematica de una amplia muestra de curvas de luzy determinar la epoca de la rodilla y por lo tantoel angulo de abertura del haz. Esto posibilitara re-ducir las incertidumbres estadısticas existentes enla ley empırica anteriormente mencionada.

Mas recientemente (Schaefer 2007) ha extendidola muestra de GRBs y ampliado el numero de ob-servables (5) que se correlacionan con la lumino-sidad. Dichos indicadores de luminosidad son: i)el retraso de llegada entre los fotones γ de distin-tas energıas, ii) variabilidad temporal, iii) pico deemision γ, iv) epoca de la rodilla, v) tiempo mıni-mo de subida en los pulsos γ. Mediante la combina-cion de estos 5 indicadores, Schaefer (2007) deter-mina un modulo de distancia medio al que ajustadiversos modelos cosmologicos. Esto ha permitidoconstruir el llamado diagrama de Hubble de losGRBs, que se extendiende desde z = 0, 17 hastaz > 6 (ver Figura 6). Los primeros resultados sonconsistentes con un Universo plano (ΩM = 0,27,ΩΛ = 0,73) con constante cosmologica sin depen-dencia de z (w = −1, ver Figura 6). Este resul-tado constrasta con las conclusiones de Riess etal. (2004), quienes basandose en SNs Ia apoyan unmodelo cosmologico donde la ecuacion de estadovarıa con z (w = w(z)).

GRB HUBBLE DIAGRAM!M = 0.27, w = -1

39

40

41

42

43

44

45

46

47

48

49

50

0 1 2 3 4 5 6 7

Redshift (z)

Dis

tan

ce M

od

ulu

s (m

ag

)

Figura 6 — El diagrama de Hubble basado enGRBs. La Figura muestra el modulo de distanciaen funcion del corrimiento al rojo (z) para unamuestra de 69 LGRBs. El modulo de distancia seha calculado promediando 5 indicadores de distan-cias. Notese que los diagramas de Hubble construi-dos con SNs Ia solo cubren la region z < 1, unapequena fraccion de la Figura. La 69 puntos sonsatisfactoriamente ajustados (χ2/dof = 1, 05) me-diante un modelo cosmologico de Universo planocon constante cosmologica (w = −1, por lo tantosin dependencia de z; Schaefer 2007).


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Nuevos horizontes en el campo de losGRBs

Resulta difıcil encontrar un campo de la astrofısicaactual que haya mostrado un avance tan vertigino-so en tan pocos anos. Pocos vaticinaban a princi-pios de los anos 90 que el campo iba a sufrir talrevolucion. Los descubrimientos realizados en losultimos anos han desvelado un campo rico en sub-disciplinas con nexos e implicaciones con muchasotras areas: SNs, ondas gravitatorias, evolucion es-telar, teorıas de colapso gravitatorio, estudio de latasa de formacion estelar, la evolucion quımica delUniverso, estrellas de poblacion III, la epoca dereionizacion, determinacion de las constantes cos-mologicas, DLAs (dumped Lyman alpha systems),etc. Entre todos estos campos cabe resaltar la ex-pectacion creada por los GRBs en el campo de lacosmologıa. Actualmente los LGRBs se han erigi-do como una de las mas prometedoras sondas parael estudio del Universo primitivo.

No podemos olvidar las profundas implicacionesque ha tenido el descubrimiento en 2005 de la pri-mera contrapartida optica de un SGRB. Desde en-tonces los SGRBs se han convertido en una de lasmayores esperanzas de los detectores de ondas gra-vitatorias como VIRGO, LIGO, TAMA, GEO oLISA. La deteccion de ondas gravitatorias coinci-dentes con un SGRB supondrıa un descubrimientodel calibre al realizado en 1974 con el pulsar bi-nario PSR1913+16 (Taylor et al. 1979), medianteel cual se pudieron contrastar predicciones de lateorıa de relatividad general. Ademas los SGRBsse presentan como nuevos laboratorios para ponera prueba las teorıas gravitatorias fuertes, forma-cion de agujeros negros o conocer la ecuacion deestado nuclear, clave para entender la estructurade las estrellas de neutrones.

El futuro se presenta prometedor. Los satelites dealtas energıas AGILE (lanzado con exito el 23 deAbril de 2007) y GLAST (previsto para 2008)preven detectar ∼ 150 GRBs al ano en el rangode los GeV, rango espectral totalmente inexplora-do hasta la fecha. Estas dos misiones podrıan sercomplementadas por EXIST, una mision de NA-SA propuesta para 2015 la cual mapearıa el cie-lo a menores energıas (10–600 keV). La combina-cion de estas misiones espaciales con telescopios derespuesta rapida permitira realizar observacionesespectro-polarimetricas sin precedentes.

No debemos olvidar el papel que el GTC puede de-sempenar en el futuro del campo. La combinacionde telescopios roboticos de pequeno tamano (espe-cialmente los dedicados al infrarrojo como BOO-TES o REM, Castro-Tirado et al. 1999b; Zerbi etal. 2001) con el GTC(+EMIR) puede ser vital para

detectar GRBs en los confines del Universo obser-vado, con corrimientos al rojo superiores a z > 7(Gorosabel et al. 2004a). Si la velocidad de respues-ta de los telescopios en tierra es lo suficientementerapida, sera posible realizar espectroscopıa de reso-lucion media/alta de afterglows. Estas observacio-nes proporcionaran informacion sin precedentes nosolo del progenitor y de su entorno, sino de todoslos sistemas de absorcion interceptados en la lıneade vision. Observaciones sistematicas de este ti-po permitiran estudiar el enriquecimiento quımicodel Universo. De hecho ha sido recientemente im-plementado con exito un modo de respuesta rapida(RRM) en el VLT (Vreeswijk et al. 2007). El modoRRM permite al VLT apuntar y obtener espectroscon UVES de forma automatica tan solo minutosdespues de la deteccion del GRB por parte de lossatelites SWIFT o INTEGRAL. La incorporacionde este modus operandi al GTC (o a cualquier otrotelescopio) nos depararıa insospechadas sorpresasy sin duda nuevos horizontes por explorar en losanos venideros.

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Javier Gorosabel es Cientıfico Titular del Institu-to de Astrofısica de Andalucıa, IAA-CSIC.


Tesis doctorales

O PROBLEMA DE GYLDÉN–MEŠCERSKIJ EM CENÁRIOSPERTURBADOS. MÉTODOS E APLICAÇÕES

Manuel Andrade Balino [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Jose Angel Docobo DurantezCentro: Faculdade de Matematicas (Universidade de Santiago de Compostela)Fecha de lectura: 2 de marzo de 2007

Desde los trabajos pioneros de Gylden y Mescerskijen la resolucion de las ecuaciones del movimien-to del problema de dos cuerpos de masa variabledependiente del tiempo y de los de Eddington yJeans sobre los procesos fısicos que tienen lugar enlas estrellas y su relacion con la perdida de masa, laincomunicacion entre las respectivas vıas de inves-tigacion ha sido notable. A pesar de ser el objetivoprincipal de esta tesis la resolucion analıtica —onumerica, cuando esto no fuese posible— del pro-blema matematico de masa variable (problema deGylden–Mescerskij [GM]) en escenarios en los quese han anadido ciertas perturbaciones —efecto pe-riastro, achatamiento polar de alguna de las com-ponentes y efectos relativistas—, el hilo conductorha sido la aplicacion de la teorıa considerando laspropiedades astrofısicas, tales como los ritmos deperdida de masa, lo mas aproximadas a la realidadposible.

En este contexto, una de las contribuciones de es-ta tesis en la cual ambos enfoques se unifican es, ala vista de resultados recientes sobre la evolucionestelar y la perdida de masa, la reinterpretacion dela ley de Jeans.

Tomando como punto de partida el problema deGM se considera su integracion sometido a dife-rentes perturbaciones. En primer lugar se anali-za de modo completo el denominado efecto perias-tro, un fenomeno que, no obstante haber sido su-gerido como explicacion a los aumentos de la ex-centricidad observados en sistemas binarios (Mar-tin 1964; Edwards y Pringle 1987; Valls-Gabaud1988; Soker 2000), nunca antes habıa sido formali-zado matematicamente. Basicamente, consiste enun aumento de la perdida de masa por interacciongravitatoria en las proximidades del periastro. Pa-ra cuantificar tal perdida de masa sugerimos unaley relativamente simple en funcion de la distan-cia (r), del momento angular (pθ) y de un pequenoparametro proximo a cero (β):

mEP (r; pθ) = −βpθ

r2, (1)

Se demostro (Andrade y Docobo 2003), integran-

do numericamente las ecuaciones del movimiento,que esta ley produce variaciones seculares en loselementos orbitales, notablemente en la excentrici-dad.

Los otros dos escenarios perturbados analizadosson los que surgen de considerar el achatamien-to polar de alguna de las componentes del sistemabinario y los efectos relativistas del potencial gra-vitatorio.

-0.03 -0.02 -0.01 0 0.01 0.02 0.03

-0.03

-0.02

-0.01

0

0.01

0.02

0.03 WDS 00568+6022

BAG 10 AaDocobo-Andrade 2006

E

N

Última observação: 1998.7770

Nodo ascendente

1000 2000 3000 4000

t

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

ei

1000 2000 3000 4000t

6.05

6.15

6.20

ai

Figura 1 — Izquierda: Evolucion temporal de laexcentricidad y del semieje mayor de la orbita in-terna para BAG 10 Aa sin perdida de masa (negro),con perdida temporal (gris oscuro) y con efecto pe-riastro anadido (gris claro). Derecha: Nueva orbitavisual de la binaria BAG 10 Aa.

Con el fin de integrar sistemas hamiltonianos deeste tipo se obtiene un metodo canonico de per-turbaciones N–parametrico, el cual constituye unageneralizacion completa a un numero arbitrario deparametros del metodo de Lie–Deprit —las teorıasde perturbaciones basadas en transformaciones deLie, desarrolladas en la segunda mitad del siglo pa-sado (Hori 1966, Deprit 1969), utilizan una fami-lia de difeomorfismos dependiente de un pequenoparametro que permite obtener soluciones aproxi-madas de sistemas de ecuaciones diferenciales nolineales que pueden ser tomados como una pertur-bacion de un sistema integrable.

En lo que se refiere a la estabilidad, diversos crite-rios para sistemas triples jerarquizados (Harring-ton 1972; Graziani y Black 1981; Eggleton y Kise-


Tesis doctorales

leva 1995; Aarseth y Mardling 1999) son aplicadospor primera vez al problema de GM con y sin efec-to periastro. Con el fin de visualizar las regionesde estabilidad se construyen mapas de estabilidadad hoc en funcion de la excentricidad y del semie-je mayor de la orbita externa. Estas herramientasson aplicadas a dos sistemas planetarios, en orbi-tas tipo P (γ Cephei) y tipo S (ejemplo hipoteticobasado en el anterior), y a un sistema estelar triple(BU 1099 AB, cuya binaria interna es BAG 10 Aa).

Se demuestra la disminucion de la estabilidad enescenarios con perdida de masa, sobre todo, porefecto periastro. Ademas, se obtienen variaciones

seculares producidas por este ultimo en la excen-tricidad y en el semieje mayor. En sistemas estela-res triples en configuraciones tales que el mecanis-mo de Kozai es importante se observa un refuerzodel efecto periastro que conduce a notables incre-mentos del semieje mayor de la orbita interna (verFigura 1).

Finalmente, se proporciona un modelo de vientoscargados de masa basado en una funcion de distri-bucion de masa definida a partir de tres factoresde forma del viento estelar. Este modelo se utilizapara la integracion de cierta configuracion orbitalhipotetica en un sistema binario Wolf–Rayet.

DISEÑO Y CARACTERIZACIÓN DEL SISTEMA FOTOMÉTRICO DE LAMISIÓN Gaia DE LA AGENCIA ESPACIAL EUROPEA

Jose Manuel Carrasco Martınez [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Carme Jordi NebotCentro: Dept. Astronomıa y Meteorologıa de la Universidad de BarcelonaFecha de lectura: 11 de diciembre de 2006

El proposito de esta tesis es disenar el sistema fo-tometrico de la mision espacial Gaia, de la ESA,con fecha de lanzamiento prevista para finales de2011. Estos filtros deben permitir la clasificacionde los objetos observados por Gaia, parametrizar-los en terminos de sus propiedades fısicas y ademaspermitir la evaluacion de los efectos cromaticos enlas medidas astrometricas.

El diseno del satelite (Gaia-2) considerado en estatesis contempla la inclusion de filtros fotometricosde banda ancha e intermedia. El reciente cambioen el modelo de instrumento (Febrero de 2006), enel que los filtros fotometricos se han sustituido porespectrofotometrıa de baja resolucion, se ha he-cho de forma que se asegure una correcta medidade las regiones espectrales de los filtros fotometri-cos propuestos en esta tesis doctoral y aceptadoscon anterioridad al cambio de diseno, de forma queGaia-3 implementa el mismo sistema fotometricopero con prismas, en vez de con filtros.

Los filtros de banda intermedia son mas efectivos ala hora de medir en detalle ciertas trazas espectra-les. Pero para aquellas estrellas demasiado debilespara proporcionar suficiente senal en los filtros es-trechos o de campos estelares demasiado densospara la resolucion angular del instrumento, se dis-pone de los filtros de banda ancha del instrumentoastrometrico, con mayor resolucion angular.

Existen multitud de sistemas fotometricos peroninguno de ellos es optimo para la implementacion

en el espacio en una mision como Gaia, debido ala gran variedad y cantidad (∼ 109) de objetos yal amplio rango de luminosidades aparentes quepretende observar.

En el diseno del sistema fotometrico se hubo de te-ner presente en todo momento cuales son sus obje-tivos cientıficos. Se creo la lista de objetos clave pa-ra Gaia (Scientific Photometric Targets, ST), prio-rizandolos por orden de importancia en el contextoglobal de la mision y optimizando el sistema fo-tometrico de acuerdo a dichas prioridades. Asımis-mo, se decidio optimizar el sistema fotometrico pa-ra estrellas aisladas, sin multiplicidades; y entreestas, las estrellas cruciales para entender la VıaLactea. La metodologıa utilizada ha sido examinarlas estrellas utiles para el estudio de cada pobla-cion galactica, identificando los trazadores de cadaobjetivo cientıfico y seleccionando las estrellas re-presentativas en diferentes direcciones, distancias,enrojecimientos, etc. La lista completa final de STconsta de 9183 estrellas. Se consideraron tambienobjetos no prioritarios y, en la medida de lo posible,se anadieron posteriormente algunos cambios en elsistema fotometrico sin degradar la caracterizacionde los ST (como por ejemplo la optimizacion de laanchura del filtro Hα, para la deteccion de estrellasde emision).

Durante la tesis hemos desarrollado una herra-mienta de simulacion de las observaciones fo-tometricas que producira Gaia. Este simulador es


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suficientemente flexible para adaptar cambios delinstrumento y de los filtros. El objetivo es simularel numero de cuentas detectadas y su error asocia-do, tanto para un solo transito como para el finalde la mision. Estos errores permiten estimar lasprecisiones en la determinacion de los parametrosfısicos.

Las diferentes propuestas fueron evaluadas obje-tivamente mediante un ente matematico, llamado“figura de merito” (FoM), para indicar cuan bue-nos eran los resultados obtenidos con cada sistemafotometrico de forma independiente a los metodosde clasificacion, y poder ası compararlos entre sı.De esta manera, se pueden proponer modificacio-nes en el sistema de filtros optimizando la FoM,hasta conseguir ası el sistema optimo para Gaia.El concepto de FoM se basa en caracterizar la sen-sibilidad de los filtros a cambios en los parametrosastrofısicos de la fuente. Los cambios en los flu-jos se comparan con los errores observacionales,pudiendose introducir tambien cierto conocimien-to “a priori” sobre la fuente, como por ejemplo, laparalaje.

El resultado de todo este proceso fue la creacion

de los sistemas C1M y C1B, de banda intermediay ancha y con 14 y 5 filtros, respectivamente. Amodo de breve resumen, 3 de los filtros de C1Bse encuentran a la izquierda de la lınea Hβ , sobrela lınea Hα y a la derecha del salto de Paschen.Los otros 2 filtros de C1B cubren los huecos en-tre filtros. En el sistema C1M, se mide el salto yla serie de Balmer, la lınea de CaII H, el tripletede MgI+MgH, bandas de TiO para estrellas frıas ybandas de CN para estrellas de tipo R y N, ademasde un filtro adicional dedicado a la medida del flujoen el rango del espectrometro de velocidades radia-les.

Una vez definido el sistema fotometrico de la mi-sion, queda invertir el proceso e intentar recuperarlos parametros astrofısicos a partir de las observa-ciones. Esta labor la lleva a cabo el grupo de cla-sificacion de la mision (ICAP) pero en esta tesisdamos unas guıas para llevar a cabo este proce-so, en base a los criterios que hemos utilizado paraproponer los filtros. Los diagramas color-color mos-trados pueden ser aprovechados en el futuro paracrear los algoritmos de clasificacion.

HISTORIA DEL ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO Y GRADIENTES DEMETALICIDAD EN LAS NUBES DE MAGALLANES

Ricardo Carrera Jimenez [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Carme Gallart GallartCentro: Instituto de Astrofısica de CanariasFecha de lectura: 18 de diciembre de 2006

¿Como se forman las galaxias? ¿Como evolucio-nan? Estas son cuestiones fundamentales que losestudios profundos de galaxias a alto desplaza-miento al rojo tratan de resolver. Una segundaaproximacion es reconstruir la historia de forma-cion estelar (HFE) de las galaxias a traves de suspoblaciones estelares resueltas. La HFE de una ga-laxia viene caracterizada principalmente por la ta-sa de formacion estelar y la ley de enriquecimien-to quımico (LEQ). La primera de ellas se obtienea partir de los diagramas color-magnitud (DCM),mientras que la LEQ se ha caracterizado en mu-chas ocasiones a partir de la distribucion en co-lor de las estrellas en la Rama de Gigantes Rojas(RGB), a pesar de la dificultad que supone la dege-neracion edad-metalicidad presente en la RGB. Elobjetivo principal de este trabajo ha sido obtenerla LEQ para las Nubes de Magallanes combinan-do la informacion sobre la metalicidad de estrellas

individuales obtenida a partir de la espectroscopıacon la contenida en el DCM. La vıa mas precisapara medir abundancias quımicas es la espectros-copıa de alta resolucion. Sin embargo, esta tecnicarequiere de un tiempo de telescopio desmesurado.La alternativa es la espectroscopıa de baja resolu-cion, que junto con los modernos espectroscopiosmultiobjeto, permite observar un gran numero deestrellas en un tiempo razonable.


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Figura 1 — Anchura equivalente reducida de laslıneas del CaT frente a [Fe/H] en la escala deCG97. La lınea continua es el mejor ajuste a losdatos. Las lıneas discontinuas representan el in-tervalo del 90 % confianza del ajuste. Los cumulosencerrados en un cırculo son los mas jovenes de 4Ga. Los residuos del ajuste lineal se muestran enel panel inferior. Notese que los errores en W’I y[Fe/H] son menores en algunos casos que el tamanodel punto.

En las galaxias, unicamente podemos observarespectroscopicamente las estrellas mas brillantes,que en la mayorıa de los casos son las estrellas Gi-gantes Rojas. El ındice adecuado para medir la me-talicidad de estas estrellas es el triplete infrarrojodel Ca II (CaT, de sus siglas en ingles) a ∼ 8500 A,que domina la parte infrarroja de su espectro. Larelacion entre la anchura equivalente de las lıneasdel CaT y la metalicidad se ha estudiado principal-mente en sistemas viejos y pobres en metales. Sinembargo, las galaxias presentan, en general, am-plios rangos de edades y metalicidades. El primerobjetivo de este trabajo fue estudiar el comporta-miento de las lıneas del CaT con la edad y la me-talicidad. Para ello se midieron las lıneas del CaTen estrellas de cumulos abiertos y globulares quecubren los mas amplios rangos de edad y metalici-dad, 0.25≤(Edad/Ga)≤13 y -2.2≤[Fe/H]≤+0.47,en los cuales se ha investigado el comportamientode las lıneas del CaT hasta el momento. Hemosencontrado una correlacion lineal entre la anchuraequivalente reducida de cada cumulo y la metali-cidad, independientemente de su edad (Figura 1)

El siguiente paso ha sido utilizar el CaT para medirmetalicidades de estrellas resueltas en las Nubes deMagallanes y de este modo estudiar su evolucionquımica. Por su proximidad, estas galaxias son un

excelente laboratorio para probar la potencia deeste metodo. Son facilmente observables desde tie-rra y presentan poblaciones estelares con un am-plio rango de edades y metalicidades. En la LMChemos determinado metalicidades para mas de 400estrellas en cuatro campos situados a 3, 5, 6 y8 al Norte de la barra. Las observaciones fueronrealizadas con HYDRA en el telescopio de 4 m deCerro Tololo. Encontramos que la metalicidad pro-medio de los campos es constante hasta 6, siendoun factor dos menor a 8. En el caso de la SMC,observamos cerca de 300 estrellas en 13 campos re-partidos en diferentes posiciones del cuerpo de lagalaxia, situados a una distancia entre 1 y 4 de sucentro. Estas observaciones se llevaron a cabo conFORS2 instalado en uno de los telescopios VLT.Encontramos que aquellos campos situados a unamisma distancia del centro tienen una metalicidadpromedio similar independientemente del angulode posicion. A medida que nos alejamos del cen-tro la metalicidad promedio disminuye suavemen-te. Existen dos posibles escenarios para explicar elhecho de que las regiones mas externas de ambasgalaxias sean menos metalicas. Por un lado, el en-riquecimiento quımico pudiera haber sido menoren las regiones mas externas, por lo que las estre-llas de una misma edad serıan menos metalicas alalejarnos del centro. La alternativa es que el ritmode enriquecimiento quımico haya sido el mismo entodas las posiciones, y por tanto, la menor meta-licidad de las regiones externas serıa debida a quelas distribuciones de edad de los campos son dife-rentes. En este caso, la mayor cantidad de estrellasricas en metales en las regiones centrales serıa debi-da a un mayor porcentaje de estrellas jovenes. Ob-viamente, la combinacion de ambos escenarios estambien posible. Combinando la metalicidad, ob-tenida a partir de la espectroscopıa, con la posicionde la estrellas en el DCM hemos podido estimar laedad de cada estrella, y de este modo obtener larelacion edad-metalicidad de cada campo (Figura2).


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5 1000.10.20.30.4

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Figura 2 — Relaciones edad-metalicidad de loscampos estudiados en la LMC. En los paneles in-teriores se ha representado la fraccion de estrellasen funcion de la edad teniendo en cuenta las in-certidumbres en la determinacion de la edad (enrojo) y sin tenerlos en cuenta (en verde). La edad

se calculo a partir de la posicion de la estrella en eldiagrama color-magnitud considerando la metali-cidad obtenida espectroscopicamente. En la partesuperior se ha representado el error de la edad encada intervalo, y a la derecha el error en cada in-tervalo de metalicidad.

Esto nos ha permitido discriminar que escenarioha tenido lugar en cada una de las dos galaxias.En ambos casos, el hecho de que las regiones masexternas sean menos metalicas se explica por laausencia de las poblaciones estelares mas jovenes,que a su vez son las mas metalicas. En ambas gala-xias hemos encontrado que para distintos campos,las estrellas de una edad similar tienen igual meta-licidad. Por lo tanto la evolucion quımica de cadagalaxia ha sido la misma en todas las posicionesestudiadas.

El espectroscopio OSIRIS instalado en el GTC per-mitira utilizar esta tecnica para determinar meta-licidades en estrellas de galaxias del Grupo Localhasta una distancia de ∼ 1 Mpc, lo que incluyeM31 y sus satelites, M33 y varias de las galaxiasenanas irregulares como NGC 6822 e IC 1613.

FUSIÓN GALÁCTICA: CONTEO DE FUENTES Y DINÁMICA DEACRECIMIENTOS DE SATÉLITES

Marıa del Carmen Eliche Moral [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Marc Balcells Comas y Mercedes Prieto MunozCentro: Instituto de Astrofısica de CanariasFecha de lectura: 5 de febrero de 2007

Tanto las observaciones como las simulaciones cos-mologicas indican que las fusiones de galaxias sonprocesos bastante frecuentes en el Universo. Sinembargo, aun se desconoce la relevancia de las fu-siones en la evolucion galactica y en la constitu-cion de los bulbos actuales, frente a otros posiblesprocesos de formacion. El objetivo de esta tesisha consistido en estudiar el papel de las fusionestanto en la aparicion de la poblacion galactica detipo temprano, como en la evolucion de los bulbosgalacticos, a nivel observacional y computacional.

Hemos analizado la relevancia de los ritmos de fu-sion mediante el estudio de las cuentas diferencia-les de galaxias en U , B y Ks. Hemos obtenido nues-tras propias cuentas en las bandas U y B sobre uncampo de ∼900 arcmin2 del muestreo GOYA queabarca la tira de Groth-Westphal. Las magnitudeslımites alcanzadas han correspondido a U = 24,8mag y B = 25,5 mag en el sistema de Vega (al 50 %

de eficiencia de deteccion para las fuentes puntua-les). Las pendientes de las cuentas obtenidas soncompatibles con los resultados de otros autores.Hemos desarrollado modelos de cuentas de galaxiasque, por primera vez, son capaces de reproducir si-multaneamente las cuentas observacionales en U yB en un rango de 15 magnitudes y las de Ks en unrango de 10 magnitudes, empleando unicamenteparametros medidos observacionalmente y sin ne-cesidad de introducir poblaciones exoticas de ori-gen desconocido o diferentes ritmos de fusion paracada banda (Eliche-Moral et al. 2006, ApJ, 639,644). Nuestros modelos requieren la imposicion deun desplazamiento al rojo de formacion relativa-mente reciente de las galaxias elıpticas (zf ∼ 1,5,lo que equivale a una edad de ∼ 9 Ganos) para re-producir el cambio de la pendiente que se observaen las cuentas infrarrojas en Ks = 17,5 mag. Unaprofundidad optica moderada para todos los tipos


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galacticos (galaxias tempranas inclusive) aseguraque las cuentas en U y B no presenten ningun in-cremento repentino asociado a la formacion recien-te que se ha impuesto en las elıpticas. Los ritmos defusion utilizados en los modelos han sido extraıdosdirectamente de trabajos observacionales.

La formacion hace ∼ 9 Ganos de las galaxias E/S0no se contrapone a que sus poblaciones se hayanpodido constituir mucho antes en el Universo, az ∼ 4, puesto que el nacimiento estructural de unaelıptica podrıa ser posterior a la formacion de lamayorıa de las estrellas que la van a configurar,debido a las fusiones. Por otra parte, este zf de losmodelos se refiere al perıodo de formacion de lamayorıa de las elıpticas, lo que no es incompati-ble con que se formasen algunas a z ∼ 4, ni conque existan otros procesos de formacion de elıpti-cas aparte de los que dan lugar a las que aparecena z ∼ 1,5. Nuestros modelos de cuentas en azule infrarrojo parecen sugerir que una gran propor-cion de las elıpticas actuales han debido formarseen epocas intermedias, hace ∼ 9 Ganos, a traves delas fusiones de los discos galacticos ya existentes.Otra ventaja de estos modelos es que son capacesde explicar el origen y la evolucion de las galaxiasdebiles azules hasta z ∼ 1,5 − 2, sin tener que re-currir a poblaciones exoticas de evolucion y origendesconocidos. Estas surgen a partir de la evolucionnatural de la mezcla local, la cual viene inducidapor la formacion jerarquica inherente a un Univer-so ΛCDM.

Tambien hemos estudiado la influencia de las fu-siones en el crecimiento de la estructura centralde las galaxias, mediante simulaciones no colisio-nales de N -cuerpos de acrecimientos de satelitessobre galaxias de disco (Eliche-Moral et al. 2006,A&A, 457, 91). Para asegurar que los cocientes dedensidad entre la galaxia principal y la satelite en

cada experimento (crıticos en el resultado final dela fusion) son realistas, hemos empleado un esca-lado basado en la relacion observacional de Tully-Fisher (M ∝ V αTF

rot ). Hemos explorado los resul-tados imponiendo diferentes cocientes de densida-des centrales entre el satelite y la galaxia principal(αTF = 3,0, 3,5, 4,0), cocientes de masas lumino-sas (1:6, 1:9, 1:18) y orbitas. Los remanentes detodos los experimentos de acrecion muestran unaclara estructura bulbo-disco, con curvas de rota-cion normales. Tanto la razon bulbo-disco comoel ındice n de Sersic del bulbo crecen como resul-tado del acrecimiento en todos los modelos, mos-trando valores moderados al final de la simulacion(n = 1,0 – 1,9). El bulbo crece independientemen-te de si el satelite (que se destruye completamenteen todos los experimentos) llega al centro del re-manente (casos con αTF = 3,5 o 4,0) o no (casoscon αTF = 3,0 y con razones de masas luminosas1:18). Los parametros estructurales globales evolu-cionan de forma sistematica, siguiendo tendenciascoherentes con las observacionales. El mecanismodominante en el crecimiento del bulbo es el flu-jo hacia el centro de material del disco primariodurante el decaimiento del satelite. Los modelosque hemos presentado demuestran que la evolucionsecular de los bulbos galacticos, que actualmentese considera resultado de inestabilidades de tipobarra en el disco de la galaxia, puede ser inducidatambien a traves de acrecimientos galacticos, me-diante el transporte de material del disco hacia laregion central del bulbo que la fusion induce. Da-do que, segun los modelos vigentes de formacionjerarquica, las fusiones menores fueron mecanismosmuy relevantes en etapas tempranas del Universo(incluso mas que las mayores), los acrecimientosgalacticos han podido constituir un proceso claveen la configuracion actual de la Secuencia de Hub-ble.

ABUNDANCIAS QUÍMICAS EN REGIONES H II Y FLUCTUACIONES DETEMPERATURA

Jorge Garcıa Rojas [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Dr. Cesar Esteban LopezCentro: IAC (Instituto de Astrofısica de Canarias)Fecha de lectura: 18 de diciembre de 2006

Las regiones H II son objetos fundamentales parael conocimiento de la composicion y la evolucionquımica en el Universo, especialmente en el domi-nio extragalactico. Debido a esto, es fundamental

conocer si los metodos tradicionales de determina-cion de abundancias en nebulosas ionizadas (basa-dos en el analisis de lıneas de excitacion colisional,LEC) son fiables o no.


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El objetivo principal de esta tesis es determinar deforma alternativa la abundancia de ciertos iones(O++, C++, O+ y Ne++) a partir de la intensi-dad de lıneas de recombinacion (LR), mucho masdebiles que las LEC pero medibles en espectros losuficientemente profundos. Resultados previos ob-tenidos para las regiones H II galacticas y extra-galacticas mas brillantes indicaban que las abun-dancias calculadas a partir de LR son sistematica-mente mayores (hasta un factor 2–3) que las de-terminadas a partir de LEC. Este problema (cono-cido como “discrepancia de abundancias”) puedeestar relacionado con la presencia de fluctuacionesde temperatura en las nebulosas.

En esta tesis se presenta un analisis en detalle dedatos espectrofotometricos de zonas brillantes de8 regiones H II galacticas. Los datos han sido ad-quiridos con el espectrografo echelle UVES (Ul-traviolet Visual Echelle Spectrograph) del telesco-pio Kueyen del VLT (Very Large Telescope), enel Observatorio de Cerro Paranal, Chile, durantedos campanas de observacion. En cada uno de losobjetos se ha cubierto un amplio rango de longi-tud de onda (3100–10400 A), con una resolucionespectral efectiva de R = λ/∆λ ∼ 8800. Hemosdetectado varios cientos de lıneas de emision encada region (en total se han medido mas de 2600lıneas), conformando el conjunto mas detallado deobservaciones de este tipo realizadas hasta la fe-cha en regiones H II. Gracias a la enorme cantidadde informacion disponible se han podido determi-nar las condiciones fısicas del gas (temperatura ydensidad electronica) a partir de gran cantidad dediagnosticos que involucran relaciones entre lıneasde emision o entre el continuo y lıneas de emision.A partir de estas condiciones fısicas, hemos deter-minado las abundancias de un gran numero de io-nes usando LEC. La profundidad de los espectrosdisponibles tambien nos ha permitido determinarlas abundancias de O++, C++ y, en algunos casosO+ y Ne++ a partir de LR.

Se ha obtenido el parametro t2 (fluctuacion cua-dratica media de la temperatura) usando dife-rentes metodos: a) comparando las temperaturaselectronicas obtenidas a partir de los saltos de Bal-mer y/o Paschen de H I y a partir de cocientes deLEC; b) comparando las abundancias ionicas deO++ (y en algunos casos de C++, O+ y Ne++) ob-tenidas a partir de LR y LEC; y c) a partir delespectro de recombinacion de He I. Los resultadosobtenidos usando los distintos metodos son, por logeneral, consistentes entre sı. El parametro t2 me-dio para cada objeto ha sido utilizado para calcularlas abundancias de numerosos iones en presenciade fluctuaciones de temperatura.

La medida de LR de O++ y C++ en todos los obje-

tos ha permitido la determinacion del gradiente deO y C en el disco galactico. La obtencion de estosgradientes con precision es una de las restriccionesmas importantes para los modelos de formacion yevolucion quımica del disco de la Galaxia y de lavecindad solar. Esta es la primera vez que se deter-mina el gradiente de C para un numero importantede regiones H II distribuidas en un rango tan am-plio de distancias galactocentricas. El valor de lasabundancias de O y C en la vecindad solar coinci-de con los valores mas recientes de las abundanciasde O y C en el Sol, teniendo en cuenta la evolucionquımica experimentada en esta zona de la Galaxiadesde la formacion de nuestra estrella.

Figura 1 — Cociente de las lıneas de O IIλ4089.29/λ4649.14 como funcion de la tempera-tura. La lınea continua es el cociente teorico parane=104 cm−3. Los datos se representan como ca-jas de error. Mostramos las regiones H II de nues-tra muestra para las que ha sido posible medir latransicion 3d–4f de O II λ4089.29: NGC 3576 ytres posiciones de rendija en la Nebulosa de Orion.Las temperaturas obtenidas son consistentes conlas determinadas a partir de diagnosticos de LEC.

Finalmente, realizamos el analisis global de lamuestra en el que hemos comparado los distintosdiagnosticos de temperatura y densidad, y dondehemos realizado un estudio comparativo entre dosde los escenarios propuestos para explicar la dis-crepancia de abundancias en nebulosas planetarias(NP) y regiones H II: la existencia de fluctuacionesde temperatura y la presencia de inhomogeneida-des quımicas mas frıas y densas que el medio in-terestelar circundante. En esta tesis hemos encon-trando que hay una diferencia significativa entrelos resultados obtenidos en NP y regiones H II. Enparticular, hemos encontrado que el ADF esta re-lacionado con la energıa de excitacion y con la den-sidad crıtica (al contrario que lo observado en NP).


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Por otro lado, las temperaturas electronicas deter-minadas a partir de LR con buena senal a ruidoson consistentes dentro de las incertidumbres, conlas determinadas a partir de LEC, LR de H I o LRde He I, lo cual entra en contradiccion con el mode-lo de dos fases propuesto habitualmente para NPy recientemente propuesto por Tsamis & Pequig-not (2005) para una region H II de la Gran Nube

de Magallanes, en el que se supone la existenciade una fase mas fria de la que provendrıa el grue-so de la emision de las LR de metales (ver Figura1). Estos resultados sugieren que, con los datos ob-servacionales disponibles, el fenomeno que producela discrepancia de abundancias podrıa ser diferen-te en NP y en regiones H II, lo cual debe de sertenido en cuenta en posteriores analisis.

COMPOSICIÓN QUÍMICA DE ESTRELLAS QUE ORBITAN ALREDEDORDE AGUJEROS NEGROS Y ESTRELLAS DE NEUTRONES

Jonay Isaı Gonzalez Hernandez [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Dr. Rafael Rebolo Lopez y Dr. Garik IsraelianCentro: IAC (Instituto de Astrofısica de Canarias)Fecha de lectura: 7 de noviembre de 2006

Los sistemas binarios de rayos-X de masa pequena(LMXBs) estan formados por estrellas de tipotardıo que orbitan alrededor de objetos compactos,tanto agujeros negros como estrellas de neutrones.Los objetos compactos en estos sistemas probable-mente se originaron durante una explosion de su-pernova que eyecto cantidades significativas de ma-terial procesado en la nucleosıntesis de sus estrellasprogenitoras. Las estrellas secundarias estuvieronlo suficientemente cerca de la estrella progenito-ra cuando se produjo la explosion y por tanto, esposible que hayan podido capturar parte del mate-rial eyectado, y presenten, por tanto, anomalıas ensus abundancias como reflejo de la explosion de su-pernova. El estudio de la composicion quımica deestas estrellas nos permitira extraer informacionsobre propiedades de las estrellas progenitoras delos objetos compactos, ası como los parametros quecaracterizan las explosiones de supernova.

Hemos llevado a cabo el analisis de abundan-cias de las estrellas secundarias en los siste-mas A0620–00, Centaurus X-4, XTE J1118+480 yNova Scorpii 1994. Las estrellas secundarias en es-tos sistemas llenan sus respectivos lobulos de Ro-che y transfieren masa a los objetos compactos,dando lugar a la formacion del disco de acrecionresponsable de la emision en rayos X. Ambas com-ponentes del sistema, separadas por distancias depocos radios solares, poseen movimientos orbitalescirculares en torno al centro de masas del sistema.Hemos realizado observaciones espectroscopicas deresolucion intermedia-alta de estos sistemas en es-tado de quietud, haciendo uso de telescopios declase 8–10 metros, obteniendo una amplia muestrade espectros en distintas fases orbitales. El analisis

espectroscopico de estos datos nos ha permitido ca-racterizar los parametros dinamicos de los sistemasconfirmando resultados de trabajos anteriores.

Se ha desarrollado una tecnica, basada en la com-paracion de χ2 de una red de espectros sinteticoscon el espectro promedio de la estrella secundaria,que permite obtener sus parametros estelares (Teff

y log g), junto con su metalicidad, [Fe/H], tenien-do en cuenta el disco de acrecion. El flujo del con-tinuo del disco produce un velado en el espectronormalizado debilitando las lıneas estelares. Lastemperaturas efectivas encontradas son consisten-tes con previas clasificaciones espectrales de estasestrellas, mientras que la gravedad superficial escompatible con la que se obtiene de suponer que laestrella secundaria esta llenando su lobulo de Ro-che. Adoptando estos valores para los parametrosestelares y el velado, se determinaron las abundan-cias de elementos quımicos pesados como el Mg,Al, Ca, Ti, Fe y Ni, en las estrellas secundarias detipo espectral K, salvo en XTE J1118+480 dondeno pudo determinarse la abundancia de Ti. En elsistema Nova Sco 94, cuya estrella secundaria esde tipo espectral F, se midieron ademas las abun-dancias de O, Na, Si y S.

La abundancia de Li ha sido tambien determina-da en las estrellas secundarias, resultando inusual-mente alta en comparacion con estrellas de tipo es-pectral K de masa similar. Este resultado sugiereque los sistemas podrıan ser suficientemente jove-nes para haber preservado la cantidad de Li ob-servado o que la gran velocidad de rotacion de laestrella secundaria haya inhibido parcialmente elproceso de destruccion, aunque otros autores hansugerido la existencia de un mecanismo de produc-


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cion de Li.

La abundancia de Fe es tıpicamente consistente yen algunos casos ligeramente mayor que la solar.Las razones de abundancias de los elementos estu-diados con respecto al Fe en Cen X-4 son consis-tentes con las tendencias de estos elementos en laGalaxia. Se encuentran ligeras anomalıas de Mg enA0620–00 y Al en XTE J1118+480, mientras quelos elementos O, Mg, S, Si y Na resultan significati-vamente sobreabundantes en la estrella secundariaen Nova Sco 94.

Estas abundancias han sido discutidas en el con-texto de los posibles escenarios evolutivos de cadasistema. Una comparacion con modelos de explo-siones de supernova de tipo II y Ib que se encuen-tran en la literatura ha permitido estudiar propie-dades que caracterizan las explosiones de superno-va que dieron lugar a los objetos compactos. Enel sistema Nova Sco 94, se ha confirmado el origendel agujero negro en un evento explosivo, proba-blemente de tipo hipernova. En A0620–00 no po-

demos descartar que el agujero negro se formara apartir del colapso directo de su estrella progenito-ra.

En Cen X-4 se ha llevado a cabo ademas un es-tudio cinematico para determinar su orbita galac-tocentrica. Las abundancias observadas en este sis-tema y en XTE J1118+480, junto con sus carac-terısticas cinematicas han permitido concluir quelos objetos compactos, una estrella de neutronesy un agujero negro respectivamente, se originarontambien en explosiones de supernova o hipernova.Estos sistemas estan situados actualmente en re-giones del halo o disco grueso de la Galaxia peroprobablemente se originaron en el disco fino de laGalaxia y han sido propulsados lejos de su regionde formacion como consecuencia de estas explosio-nes.

Finalmente, este estudio nos ha permitido estable-cer, de forma preliminar, una relacion entre las ma-sas de los objetos compactos y las masas de susestrellas progenitoras.

NON-RADIAL PULSATIONS IN BE STARS. PREPARATION OF THECOROT SPACE MISSION

Juan Gutierrez-Soto [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Juan FabregatCentro: Observatori Astronomic. Universitat de ValenciaFecha de lectura: 15 de diciembre de 2006

Las estrellas Be son estrellas de tipo B que mues-tran emision en las lıneas de Balmer debido a lapresencia de una envoltura circunestelar. Los me-canismos que producen este disco no son todavıabien conocidos, siendo los mas probables la com-binacion de la alta velocidad de rotacion (90 % dela velocidad crıtica) y la presencia de modos depulsacion no radiales y/o campos magneticos.

La mision COROT (COnveccion, ROtacion yTransitos planetarios), lanzada con exito el 27 deDiciembre de 2006, obtendra fotometrıa de muyalta precision (hasta 1 ppm en los campos de aste-rosismologıa y hasta 10−4 en los campos de exopla-netas) y de muy larga duracion (hasta 150 dıas).El analisis de sus datos nos permitira mejorar cua-litativamente el conocimiento de las propiedadespulsacionales de las estrellas Be y su relacion conlos outbursts observados.

El objetivo de esta tesis es la preparacion y el es-tudio de una muestra de estrellas Be que seranobservadas por COROT. Con este fin hemos rea-lizado un analisis fotometrico de todas las estre-

llas Be que se encuentran en los campos de aste-rosismologıa de COROT con magnitudes entre 5.4y 9.5, basandonos en observaciones realizadas pornosotros mismos en el Observatorio de Sierra Ne-vada con el fotometro instalado en el telescopio de90 cm y extraidas de grandes proyectos fotometri-cos (HIPPARCOS y ASAS-3). Hemos detectado 4estrellas Be multiperiodicas, 20 monoperiodicas y27 no variables. La posicion de las estrellas estu-diadas en el diagrama HR sugiere que las estrellasBe son las contrapartidas de alta velocidad de ro-tacion de las estrellas pulsantes β Cephei y SPB(Slowly Pulsating B stars).

En el estudio de esta muestra fotometrica se hanobservado dos estrellas Be (NW Ser y V1446 Aql)cuyas curvas de luz presentan un cambio de am-plitud en cuestion de dıas. Esto es indicativo demultiperiodicidad. Se ha realizado un analisis es-pectral, detectando cuatro frecuencias en cada es-trella que han sido modelizadas y asociadas a mo-dos de pulsacion no radiales. Ademas, NW Ser esuna candidata a pulsador hıbrido de β Cephei y


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SPB.

Asımismo, hemos realizado un analisis espectros-copico de la estrella NW Ser con el fin de estudiarla variacion del perfil de lıneas y ası poder iden-tificar con mas precision los modos de pulsacionde esta estrella Be. Se ha detectado claramente lafrecuencia 1.35 c/d que hemos asociado a un modocon grado ` = 2 o 3 y un orden azimutal m = −2o −3 (ver Figura 1).

Figura 1 — En estas dos graficas mostramos el mo-vimiento de las regiones de la estrella que se acer-can o alejan de nosotros debido a la pulsacion, a lolargo del tiempo (eje Y, en fase con la frecuencia1.35 c/d) y de la longitud de onda (eje X, centra-da en la lınea HeI 4387). La figura de la izquierdarepresenta las observaciones y la de la derecha elmodelo para un modo con ` = 3 y m = −3.

Ademas de las estrellas Be brillantes que seranmonitorizadas en los campos de asterosismologıa,COROT tambien observara estrellas Be debiles

(magnitudes entre 12 y 16) en los campos de exo-planetas. Sin embargo, no se conocen estrellas Bedebiles en esos campos y por tanto un trabajo pre-liminar de identificacion es necesario. Con este fin,hemos desarrollado una tecnica fotometrica que sebasa en la utilizacion de dos filtros estrechos cen-trados en Hα y en los filtros Stromgren. Las obser-vaciones se han realizado en el telescopio INT conla camara WFC durante Agosto y Diciembre 2005.Hemos desarrollado una pipeline para la reduccionde los datos que nos permite obtener resultados deuna forma rapida y casi automatica. De esta forma,hemos detectado 43 estrellas Be en los dos prime-ros campos de exoplanetas que seran observadospor COROT.

Por ultimo, hemos analizado las propiedades pulsa-cionales de una muestra de estrellas Be en la NubePequena de Magallanes. En este trabajo presenta-mos la primera deteccion de multiperiodicidad enestrellas Be no binarias fuera de la Galaxia. Estosresultados prueban claramente que las estrellas Been la Nube Pequena de Magallanes son pulsadoresno radiales. Sin embargo, pulsaciones en estrellasmasivas de tipo espectral B en regiones de bajametalicidad no son predichas por los modelos es-telares actuales basados en las opacidades comun-mente aceptadas. Por tanto, nuestro estudio apun-ta hacia la necesidad de nuevos modelos o de unamejor determinacion de opacidades.

HOST GALAXIES AND ENVIRONMENTS OF COMPACTEXTRAGALACTIC RADIO SOURCES

Alvaro Labiano Ortega [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Prof. Dr. P.D. Barthel (U. Groningen), Dr. C.P. O’Dea (STScI, RIT),Dr. R.V. Vermeulen (ASTRON)Centro: Universidad de Groningen, Paıses Bajos; Space Telescope Science Institute (EEUU)Fecha de lectura: 24 de febrero de 2006

Esta tesis estudia la relacion entre los nucleosgalacticos activos y su relacion con la galaxia an-fitriona, combinando espectrometrıa y fotometrıaen ultravioleta, optico y radio frecuencias, ası co-mo estudios morfologicos de fuentes de radio jove-nes (GHz Peaked Spectrum, GPS y Compact SteepSpectrum, CSS) y de sus galaxias anfitrionas.

Las fuentes GPS y CSS son compactas (< 1 kpclas GPS, < 15 kpc las CSS) pero muy potentes(log P1,4 > 25 W HZ−1). Su espectro en radio sue-le ser bastante simple y presenta un pico alrededorde 1 GHz (GPS) o 100 MHz (CSS). Los ultimosestudios indican que estas fuentes son las progeni-

toras de las fuentes de radio de gran tamano (tipoFanaroff-Riely, FR), aunque los modelos de evolu-cion presentan problemas y se desconoce la rela-cion entre las propiedades de la fuente de radio ylas de la galaxia anftriona.

Debido a su pequeno tamano y su alta emision enradio, las fuentes GPS y CSS son excelentes sondasde las regiones internas de sus galaxias anfitrionas.Mas aun, su corta edad permite compararlas confuentes viejas de mayor tamano y estudiar la evo-lucion temporal de la relacion entre la fuente deradio y la galaxia anfitriona, ası como de sus pro-piedades.


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Mediados los 90, se empezaba a intuir que la ex-pansion de la fuente de radio tenıa que afectar asu anfitriona mediante interacciones. Los primerosestudios sobre interaccion se centraron en el gasionizado. Se vio que el gas estaba alineado con lafuente de radio y que esta controlaba la cinemati-ca de dicho gas. Esta tesis utiliza espectroscopıade rendija larga con el espectrografo STIS del Te-lescopio Espacial Hubble (HST) para estudiar losmecanismos de ionizacion del gas en galaxias confuentes CSS. Mediante diagramas de diagnostico ymodelos de ionizacion, se ve que todas las fuentesestudiadas presentan, en mayor o menor medida,ionizacion debida a las ondas de choque producidaspor la interaccion entre la fuente radio en expan-sion y el medio circundante.

Se ha visto que las galaxias anfitrionas de fuen-tes de radio suelen presentar altas concentracionesde gas en las regiones centrales. En 2003, estudiosde interferometrıa baja resolucion encontraron queaproximadamente el 50% de las fuentes GPS yCSS presentaban la lınea de absorcion de hidroge-no atomico (HI) a 21 cm, en lugar del 10% espe-rado para galaxias elıpticas. Ademas, las fuentesGPS presentaban columnas de densidad mayoresque las fuentes CSS. Esta tesis utiliza la red euro-pea de interferometrıa de larga base (EVN) paraobtener mapas de alta resolucion espacial y espec-troscopıa de fuentes GPS y CSS. Las fuentes es-tudiadas presentan absorcion HI en los lobulos deradio mas cercanos al nucleo de la fuente y mas bri-llantes, estos lobulos no estan polarizados y estanasociados al gas ionizado de la galaxia anfitriona.Consistente todo ello con la presencia de iteraccionentre la fuente de radio y su galaxia anfitriona.

Diversos estudios parecen indicar que el fenomenoAGN y los estallidos de formacion estelar, star-bursts, pueden estan relacionados: los procesos in-teraccion y de fusion de galaxias pueden activarAGN en sus nucleos; simulaciones numericas y di-versos modelos predicen que la expansion de cho-rros (jets) a traves de una galaxia puede activarformacion estelar; estudios en el ultravioleta han

visto que las fuentes de radio de mayor tamanopresentan rastros de formacion estelar alrededorde la epoca en la que se activo el AGN. Al ser lasfuentes GPS y CSS las progenitoras de las ante-riores, cabe esperar que exhiban formacion estelarreciente.

Esta tesis presenta el primer estudio de la emi-sion en ultravioleta cercano de galaxias anfitrio-nes de fuentes GPS y CSS, en busca de episodiosde formacion estelar reciente. Mediante fotometrıaultravioleta con la Advanced Camera for Surveys(ACS), a bordo del HST, estudia la morfologıay propiedades de dichas fuentes en el ultravioletacercano. Comparando con muestras de fuentes deradio de mayor tamano y con modelos de sıntesisde poblaciones estelares, se ve que tanto las fuentesGPS como las CSS presentan episodios de forma-cion estelar reciente. En las primeras, esta forma-cion estelar no esta relacionada directamente conla fuente de radio y podrıa ser debida al mismofenomeno que dio lugar al AGN. En las fuentesCSS, las regiones de formacion estelar reciente pa-recen estar asociadas a los chorros de la fuente deradio.

Resumiendo, todos los capıtulos de la tesis en-cuentran fuertes evidencias de interaccion entre lafuente de radio y la galaxia anfitrona. Mas aun,tanto la fuente de radio como la galaxia anfitrionapueden afectar significativamente la evolucion dela otra. Dependiendo del contenido, distribucion ydensidad del gas en la galaxia anfitrona, la fuentede radio se apagara, se expandira y crecera hastaconvertirse en una fuente FR, o permanecera con-finada en el interior de su anfitriona. La influenciade la fuente de radio sobre su anfitriona es mu-cho mas directa y ocurre durante la expansion deesta en el interior de la anfitriona: la fuente deradio afectara a la cinematica e ionizacion del gasionizado, y puede llegar a cambiar la historia deformacion estelar de su galaxia anfitriona.

Tesis disponible on-line:http://irs.ub.rug.nl/ppn/29144461X

AN OBSERVATIONAL AND THEORETICAL STUDY OF THE POTENTIALINSTABILITY OF O-TYPE HOT SUBDWARF STARS

Cristina Rodrıguez Lopez [email protected]

Tesis doctoral dirigida por Ana Ulla Miguel y Rafael Garrido HabaCentro: Universidad de Vigo e Instituto de Astrofısica de Andalucıa-CSICFecha de lectura: 5 de marzo de 2007


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Las estrellas subenanas calientes de tipo O, tam-bien llamadas estrellas sdO, son objetos azulessubluminosos considerados la conexion evolutivaentre las etapas de rama asintotica de gigantes yrama horizontal extendida, con la fase de enanablanca, el ultimo estadio en la evolucion de unaestrella de baja masa.

Dado que aun persisten grandes incognitas sobresus orıgenes y destino, estos podrıan ser escla-recidos si las sdOs fuesen estrellas pulsantes. Lapropagacion de ondas en el interior estelar puedeprovocar cambios en la temperatura superficial,que se traducen en cambios periodicos en el bri-llo de la estrella. Ya que los modos de oscilacionestan ıntimamente relacionados con la estructurainterna, se podrıa conocer la distribucion de losparametros fısicos en el interior de la estrella y asıponer a prueba las teorıas de evolucion estelar.

Teniendo en cuenta el descubrimiento previo deoscilaciones en objetos relacionados evolutivamen-te, como las subenanas calientes de tipo B (sdB)y las estrellas GW Virginis, nuestro objetivo fuela busqueda de pulsaciones en estrellas sdO desdeun punto de vista observacional y teorico.

Ası , realizamos una busqueda fotometrica de sdOspulsantes usando fotometrıa rapida CCD en estre-llas de los hemisferios norte y sur. Se observaronun total de 56 sdOs, cuyo resultado fue el descubri-miento de dos candidatas pulsantes muy probables(Figura 1). Debido a la baja amplitud de oscilaciondetectada, los objetos seran observados de nuevopara confirmar las oscilaciones fuera de toda duda.

Desde el punto de vista teorico, exploramos laposibilidad de excitar pulsaciones en modelos deequilibrio teoricos de sdOs. La estabilidad de losmodelos se determino con un codigo no adiabaticode oscilaciones. Analizamos 27 modelos de equili-brio de sdOs pertenecientes a 16 secuencias evo-lutivas diferentes, y descubrimos el primer modelode equilibrio de una sdO capaz de excitar modos-gde alto orden radial debido a la presencia de unclasico mecanismo κ causado por las zonas de io-nizacion parcial o bien de los elementos pesados, obien del C/O en la envoltura de la estrella (Figu-ra 2).

Ademas damos la primera interpretacion prelimi-nar del espectro de frecuencias encontrado para laprimera sdO pulsante descubierta en 2006 por un

grupo de astronomos sudafricanos: proponemos elmecanismo κ causado por la zona de ionizacionparcial de los elementos pesados, y un mecanis-mo de seleccion de modos excitados causado por elatrapamiento de modos debido a las discontinuida-des de la frecuencia de Brunt-Vaisala en las tran-siciones carbono-oxıgeno/helio y helio/hidrogeno.

Figura 1 — Curva de luz y espectro de amplitudesde uno de los objetos candidatos a pulsantes. Laslıneas horizontales en el espectro de amplitudes re-presentan 3 (...) y 4 (-.-) veces el nivel de ruido, σ,calculado como la media de las amplitudes en todoel rango de frecuencias. Una senal sera significativacuando supere el nivel de 4σ.

Figura 2 — Ritmo de crecimiento o growth ratevs. frecuencia de un modelo inestable para modosl=1, 2, 3. Valores positivos del growth rate indi-can inestabilidad. Las lıneas verticales delimitanlas zonas encontradas inestables. Dichas zonas secorresponden con modos-g de alto orden radial, yen este caso la inestabilidad esta causada por elincremento de la opacidad asociado con la zona demetales pesados.


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