ESPECTROSCOPIA ASTROFISICA

Autor: ASENSIO RAMOS ANDRES.
Año: 2003.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.
Centro de realización: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Resumen: Esta tesis presenta el desarrollo de una serie de métodos y técnicas para resolver problemas de transporte radiativo en líneas moleculares y su aplicación en algunos campos de investigación en astrofísica molecular. Por ejemplo, investigamos la formación de las líneas rotacionales de agua en el complejo molecular gigante SgrB2, la formación de las líneas vibro-rotacionales de CO en la envoltura circunestelar de la supergigante VY CMa, el enigma de las "nubes frías" en la atmósfera solar y los efectos Zeerman y Hanle en líneas moleculares en la atmósfera solar. Nuestro objetivo ha consistido en el desarrollo de un eficiente código de transporte radiativo para líneas moleculares en atmósferas con geometría esférica y campos de volocidad macroscópicos sin suponer Equilibrio Termodinámico Local (ETL). Para resolver tales problemas de transporte radiativo, es necesario primero calcular las concentraciones moleculares en cada punto de la atmósfera. Para tal fin, hemos desarrollado un código que permite obtener las abundancias moleculares suponiendo la aproximación de equilibrio químico instantáneo. Como en plasmas astrofísicos las escalas de tiempo dinámicas suelen ser menores que los tiempos de formación de moléculas, hemos desarrollado también un código que permite obtener la variación en el tiempo de las abundancias moleculares mediante la resolución de las ecuaciones de evolución química. Este tipo de ecuaciones deben estar basadas en una red de reacciones suficientemente realista para cada problema particular. Hemos aplicado estas técnicas para investigar algunos problemas clave en física solar, como el enigma del gas frío en la atmósfera solar o la importancia de la fotodisociación en el establecimiento de la abundancia de CH en los puntos brillantes observados en la banda G, los cuales se piensa están asociados con diminutas concentraciones de flujo magnético en la fotosfera solar. Mostramos en eta tesis cómo generalizar a geometría esférica los métodos iterativos más rápidos de solución deproblemas de transporte radiativo para líneas atómicas y moleculares. En particular, mostramos la generalización de los métodos basados en la iteración Lambda acelerada (basada en el método de Jacobi) y los métodos iterativos desarrollados por Trujillo Bueno & Fabiani Bendicho (1995), los cuales están basados en la iteración Gauss-Seidel y SOR. Mostramos que las excelentes propiedades de convergencia de tales métodos en atmósferas plano-paralelas se mantienen en geometría esférica. El método basado en la iteracción Gauss-Seidel es hasta 4 veces más rápido que la iteración Lambda acelerada, mientras que SOR ofrece un orden de magnitud de mejora. La tasa de convergencia es muy alta, con un tiempo de cómputo por iteración semejante al de la iteración Lambda, y no requieren ni la construcción ni la inversión de ninguna gran matriz. El código que hemos desarrollado mediante la implementación de estos métodos de transporte radiativo constituye una herramienta muy poderosa para una gran variedad de aplicaciones en astrofísica molecular, incluyendo el problema particularmente complejo del transporte radiativo en máseres astronómicos. Por ejemplo, nos ha permitido calcular elestado de excitación de los niveles rotacionales de H2O en el complejo molecular gigante SgrB2,incluyendo la modelización del espectro emergente en líneas de H2O. Adicionalmente, hemos investigado la formación de la banda fundamentalmente rotacional del CO en la envoltura circunestelar de VY CMa. Una parte significativa de esta tesis se centra en la investigación de las propiedades espectro-polarimétricas de las líneas moleculares, con el objetivo de desarrollar nuevas herramientas para la investigación empírica del magnestismo solar y estelar. Para ello, hemos investigado las señales de polarización producidas por el efecto Zeeman o por procesos de dispersión incluyendo el efecto Hanle. Presentamos un método muy general para calcular el efecto de un campo magnético sobre los niveles rotacionales de las moléculas diatómicas mediante la diagonalización numérica del Hamiltoniano efectivo. En lo que concierten a las señales de polarización en líneas moleculares producidas por el efecto Zeeman, hemos investigado el origen físico de perfiles de polarización anómaleos observados en manchas solares, mostrando que son producidos por líneas infrarrojas de CN, las culaes muestran un patrón Zeeman muy particular. Para extraer información empírica de este tipo de observaciones espectropolarimétricas, hemos desarrollado un código de inversión de perfiles de Stokes moleculares inducidos por el efecto Zeeman, lo cual permite inferir la estratificación de la temperatura, densidad y vector campo magnético en regiones fuertemente magnetizadas de la atmósfera solar. Hemos investigado en detalle el espectro de polarización circular producido por la molécular de CH en la banda G y hemos realizado observaciones que corroboran nuestras predicciones teóricas. Por último, hemos observado por primera vez las señales de polarización producidas por el efecto Zeeman en líneas de FeH en manchas solares, resaltando su potencial interés para explorar empíricamente el magnetismo solar y estelar. Finalmente, hemos investigado las señales de polarización lineal producidas por procesos de dispersión en líneas de MgH, C2 y CN, las cuales han sido descubiertas recientemente mediante observaciones espectropolarimétricas realizas muy cerca del borde del disco solar. Hemos realizado un análisis exhaustivo de laspropiedades de las bandas moleculares que producen señal de polarización lineal. Mediante la aplicación de la teoría cuántica de la polarización, investigamos cómo los procesos de bombeo óptico inducen desequilibrios en las poblaciones de los subniveles magnéticos pertenecientes a cada nivel molecular e interferencias mecano-cuánticas entre ellos y cómo la presencia de débiles campos magnéticos modifican esta polarización atómica (y la polarización lineal emergente) a través del efecto Hanle. Enfatizamos que una interpretatación rigurosa de la polarización por dispersión observada en las líneas moleculares requiere abandonar el uso de modelos unidimensionales de la atmósfera solar y utilizar en su lugar modelos hidrodinámicos tridimensionales que describen la inhomogeneidad y el estado dinámico del plasma de la fotosfera solar. Teniendo en cuenta la diferente sensibilidad magnético que tienen las líneas de C2 obsrvadas, hemos sido capaces de poner algunas restricciones a las distribuciones de campo magnético turbulento en las zonas granulares, constatando que los campos en tales zonas de la superficie solar deben ser muy débiles.

Autor: MERÍN MARTÍN BRUNO.
Año: 2003.
Universidad: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS.

Resumen: Se presenta una nálisis de datos multirrango de estrellas de pre-secuencia principal (PMS y MS en sus siglas en inglés). Este trabajo se encuadra dentro de la colaboración internacional EXPORT, que tiene como objetivo el estudio observacional de la evolución de los discos cirunestelares (CS) desde la fase PMS hasta la fase de discos tipo-Vega alrededor de estrellas MS. La mayoría de las observaciones analizadas en este trabajo fueron obtenidas por dicho grupo en el Tiempo Internacional de 1998 de los observatorios de las Islas Canarias. Las observaciones de 70 estrellas son procesadas homogéneamente y se presentan como un catálogo de estrellas con exceso infrarrojo (IR) y distintos estados evolutivos. El primer paso es la clasificación espectral de las estrellas de la muestra con espectros ópticos de Export. El segundo es la construcción de las distribuciones espectrales de energía (SED en sus siglas en inglés) con fotometría simultánea en óptico y cercano IR de EXPORT más datos desde el ultravioleta hasta radio tomadas de archivos de satélites científicos y de la literatura. Presentamos las SEDs más completa sdisponibles para muchas de las estrellas de la muestra. Calculamos los excesos IR de la muestra y señalamos los objetos cuyas SEDs pueden estar afectadas por binarias no resueltas o emisión IR de fondo. Encontramos cuatro grupos de estrellas con distribuciones de energía muy parecidas, lo que apunta a similitudes en sus discos CS. Más aún, encontramos parecidos entre las SEDs de estrellas con discos CS bien conocidos y otras aún no observadas con alta resolución espacial. Determinamos los parámetros estelares de las estrellas PMS de la muestra colocándolas en un diagrama HR y confirmamos su naturaleza pre-secuencia principal. No se observa ninguna tendencia de los excesos IR de las estrellas PMS de la muestra con la edad. Para analizar las SEDs de las estrellas PMS usamos los modelos físicos de disco de acrecimiento irradiado de D'Alessio et al. Hemos creado una librería de más de 3000 SEDs sintéticas calculadas para diferentes valores de los parámetros físicos de la estrella central y del disco. Este catálogo se ofrecerá a la comunidad científica a través de Internet para posibilitar la caracterización física de discos CS alrededor de estrellas PMS. Finalmente, se presenta el estudio detallado de los parámetros estelares, las distancias y las SEDs de HD 34282 y HD 141569, dos estrellas PMS de tipo A con discos CS detectados en radio y óptico respectivamente y que aparecían por debajo de la Secuencia Principal en el diagrama HR. La SED de HD 34282 es compatible con un disco denso mientras que la de HD 141569 apunta a un disco menos denso en estado evolutivo intermedio hacia los discos tipo Vega. Encontramos que las dos estrellas son deficientes en metales y solucionamos el problema de sus posicione sen el diagrama HR. Las distribuciones energéticas son ajustadas con modelos físicos de disco y se estudia la posible conexión evolutiva entre ambas.

Autor: DOMINGO BELTRAN MANUEL.
Año: 2002.
Universidad: POLITECNICA DE VALENCIA.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: UNIVERSIDAD POLITÉCNICA DE VALENCIA.

Resumen: Uno de los campos de estudio de la Astrofísica es el estudio de la materia condensada. Es conocida la presencia de hielos en diversas regiones del espacio: en el medio interestelar denso, en los planetas y satélites de la parte más externa del Sistema Solar así como en los cometas. En ellas los hielos se pueden ver sometidos a la influencia de diferentes agentes energéticos como son rayos cósmicos, fotones UV, viento solar e iones de las magnetosferas. Por medio de experimentos de laboratorio en condiciones similares a las atrofísicas, se pretende caracterizar a las sustancias que constituyen los hielos, a partir de la medición de su densidad e índice de refracción, estudio de su espectro infrarrojo y cálculo de la absorbancia integrada de sus bandas principales, así como el efecto de la irradiación con iones energéticos. Las sustancias estudiadas en esta tesis han sido hidrocarburos C2Hn (n=2,4,6), CH4 (puro y en mezclas con agua y nitrógeno) y CH3OH. Los experimentos han permitido, además de la obtención de los valores de las magnitudes físicas anteriores, averiguar las nuevas moléculas que se forman a partir de los fragmentos en los que quedan divididas las del hielo original como consecuencia de la irradiación. Estos mismos productos se deben encontrar en las regiones donde las mismas moléculas se ven sometidas a un procesamiento energético. Particularmente importante ha sido la obtención de las molécula HCN tras la irradiación de compuestos C2Hn (n=2,4,6) con 15 keV de N+, por el hecho de que el ión incidente sea reactivo y haya quedado implantado en el hielo.

Autor: TRIGO RODRÍGUEZ JOSEP M..
Año: 2001.
Universidad: VALENCIA.
Centro de lectura: FÍSICA .
Centro de realización: UNIVERSIDAD VALENCIA.

Resumen: Se analiza el origen y composición de la materia interplanetaria a partir de una perspectiva nueva bajada en el estudio astromético y espectroscópico de los fenómenos luminosos que producen estas partículas a su entrada a la atmósfera terrestre. Se obtienen las órbitas heliocéntricas de 24 meteoroides y su parentesco con cometas y asteroides del sistema solar. Además se estudian los espectros de 15 bólidos para determinar los parámetros físicos y las abundancias químicos y compararlos con las típicas de meteoritos conoríticos y partículas de polvo interplanetario.

Autor: MAIZ APELLANIZ JESUS.
Año: 1998.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: El objetivo de este trabajo es el estudio de las propiedades físicas y cinemáticas de los brotes de formación estelar, prestando especial atención a sus variaciones espaciales y a cómo esas variaciones afectan al resultado global cuando se prescinde de un análisis espacial detallado. Para ello se han utilizado datos espectroscópicos bidimensionales obtenidos por medio de rendijas largas múltiples. El rango de longitudes de onda empleado abarca tanto la parte roja como la parte azul del espectro visible, por lo que tenemos información sobre algunas de las líneas de emisión más importantes de las emitidas por el gas templado ionizado: Halfa, Hbeta, (O III) 5007, (N II) 6584, (S II) 6717 y (S II) 6731. También se han medido los continuos rojo y azul y la intensidad de la banda WR 4686. La información disponible en nuestros datos nos ha permitido realizar mapas detallados de algunas propiedades físicas como la densidad, la presencia de polvo o la excitación y concluir que algunos de los resultados obtenidos por medio de espectroscopía en un único o en unos pocos puntos son claramente erróneos. Además, la elevada resolución de nuestros espectros ( 0,4 /píxel) nos ha permitido analizar la cinemática de las regiones estudiadas. Además de los datos espectroscópicos, hemos utilizado en este trabajo imágenes de alta resolución espacial obtenidas por el HST. La muestra elegida consta de dos objetos de muy distintas características: NGC 4214 y NGC 604, NGC 4214 es una galaxia aparentemente parecida a la Gran Nube de Magallanes, rica en gas y con varios brotes de formación estelar. Por su parte, NGC 604 es una región H II gigante situada en la tercera galaxia más grande del grupo local, M33. Al escoger dos objetos aparentemente tan distintos pretendemos analizar las diferencias existentes entre los distintos tipos de starbursts. El número de rendijas largas utilizadas es de 12 para NGC 4214 y de 10 para NGC 604. Entre las conclusiones obtenidas se encuentran las siguientes: En NGC 4214 se han producido tres grandes brotes de formación estelar intensa. Dos de ellos, los asociados a los nodos del continuo A y B, tuvieron lugar hace 3,0-3,5 Ma mientras que el del complejo SE es algo más joven, siendo su edad de 2,5-2,8 Ma. El brote del nodo A es el de mayor intensidad de los tres y ha dado lugar a un supercúmulo estelar. Los otros dos son de una intensidad algo menor y han dado lugar a superasociaciones. En NGC 604 se produjo un brote de formación estelar hace 3,0-3,5 Ma que dio lugar a una superasociación. La intensidad de este starburst es similar a la del nodo B de NGC 4214. Tanto para NGC 4214 como para NGC 604 los modelos de síntesis evolutiva permiten obtener una edad coherente con todos los observables analizados: W(Hbeta), población de estrellas Wolf-Rayet y Teff del continuo estelar. Algunas de las discrepancias apuntadas por otros autores se deben en realidad a la necesidad de corregir los efectos de la población antigua subyacente y de la extinción diferencial. La geometría observada en los brotes de formación estelar depende fuertemente de la edad. En los starbursts más jóvenes el continuo y las líneas de emisión se originan en puntos muy cercanos. Por el contrario, en los más viejos el gas se encuentra desplazado con respecto a las estrellas, situándose el máximo del continuo en el centro de una depresión en intensidad de las líneas de emisión. De nuestras observaciones se deduce que esta evolución de los puede provocar una extinción diferencial entre el continuo estelar y las líneas de emisión. La causa de este fenómeno es que las estrellas masivas limpian su entorno no solamente de gas sino también de polvo, reduciendo así la extinción a la que se ve sometido el continuo. A pesar de que parte del polvo mezclado con el gas parece haber sido destruido también, este efecto es menor que el anterior por lo que el gas puede sufrir una extinción apreciable. La escala de tiempo para que ocurra este fenómeno es de aproximadamente 3 Ma. La deposición de energía mecánica en el ISM circundante por parte de los vientos estelares y de las explosiones de supernova es la causa principal de la variación de la geometría de los brotes de formación estelar. El efecto de los vientos estelares se ve muy atenuado durante los primeros 2,5 Ma de la vida del brote, por lo que sus consecuencias no son visibles hasta mucho tiempo después del esperado. La causa probable de este retraso es la tardanza de las estrellas más masivas en acumular suficiente masa y en salir de las zonas densas de la nube molecular. NGC 4214 es una galaxia irregular con un disco aparentemente más delgado de lo habitual en este tipo de objetos, lo que inhibe la formación de estructuras cinemáticas de gran tamaño. En NGC 4214 y en NGC 604 la deposición de energía mecánica por parte de las estrellas masivas ha alterado ya substancialmente la morfología del gas templado ionizado. No obstante, la cinemática del gas no ha pasado todavía a estar dominada por esa deposición de energía sino que el perfil de las líneas de emisión indica que las fuerzas gravitatorias siguen siendo las que controlan el movimiento de la mayor parte del gas.

Autor: SOCAS NAVARRO HECTOR DAVID.
Año: 1998.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: En la tesis se presenta un método para la inversión de los perfiles de Stokes de lineas espectrales para lasque la aproximación de Equilibrio Termodinámico Local no es adecuada. Este método es aplicado a observaciones espectro-polarimétricas realizadas con vistas al estudio de la dinámica y el magnetismo de la cromosfera sobre laumbra de las manchas solares. Bajo las suposiciones de atmósfera unidimensional plano-paralela, redistribución completa, y poblaciones calculadas despreciando efectos de polarización atómica, el código de inversión obtiene la estratificación de la temperatura, densidad, velocidad, microturbulencia y vector campo magnético que de un mejor ajuste a los perfiles observados. Esta nueva herramienta de diagnóstico es aplicada a observaciones reales, esto es, series temporales de perfiles de Stokes I y V emergentes de la umbra de una mancha solar. El análisis de estos datos revela un comportamiento, hasta ahora desconocido, de los perfiles de Stokes V en las líneas cromosféricas. Estos adoptan periódicamente una forma "anomala", fuertemente asimétrica, volviendo más tarde a su estado "normal" antisimétrico. Tras explorar varios escenarios posibles, se concluye que los perfiles anómalos están causados por la aparición de una componente atmosférica no resuelta que denotamos por "activa", frente a la componente "tranquila" que produce los perfiles normales. El estudio también revela que los destellos umbrales(UF por su designación en ingles, "umbral flashes") que se ven en algunas manchas aparecen cuando la componente activa tiene un factor de llenado mayor. Este resultado sugiere que el mecanismo fisico que produce los Ufs en algunas manchas podría estar, en realidad, funcionando en todas ellas. Sólo serían detectables en Stokes I (como emisiones en el centro de las líneas) cuando el factor de llenado fuese lo suficientemente grande. En otro caso sólo serían detectables como perfiles de Stokes V anómalos, como los observados e interpretados en el marco de esta tesis. La aplicación del código de inversión a la serie temporal descrita en el párrafo anterior permite inferir un modelo de atmósfera dependiente del tiempo tanto para la componente tranquila como para la activa. Basándose en este modelo, se propone una nueva visión del origen de la oscilación umbral cromosférica. En este marco, eyecciones periódicas de masa provenientes de la fotosfera aumentarían la opacidad cromosférica. Con este escenario tan simple se explican todas las propiedades observacionales de la oscilación umbral cromosférica(desplazamientos en los mínimos de las lineas, cambios en la intensidad del centro de las líneas, aparición de perfiles de V anómalos, Ufs,etc). El modelo no necesita cambios dramáticos en la termodinámica cromosférica, contrariamente a lo que se había venido suponiendo hasta ahora.

Autor: WESTENDORP PLAZA CARLOS.
Año: 1998.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: En esta Tesis se analiza la estructura de una mancha solar tipica, redonda, aislada y situada cerca del centro del disco solar, para 25 capas en profundidad óptica. Los datos fueron obtenidos con el "Advanced Stokes Polarimeter", uno de los mejores instrumentos disponibles, y la estratificación de los diferentes parámetros a lo largo de la atmósfera solar se ha recuperado usando el método de inversión basado en funciones respuesta desorrado en el Instituto de Astrofisica de Canarias. De esta manera se obtiene la estratificación de la temperatura, intensidad del campo magnético, inclinación del campo magnético, azimut del campo magnetico, velocidad en la linea de visión,velocidades micro y macroturbulenta, y un parámetro que comprende los efectos de luz difusa y/o el factor de llenado. Ajustando los perfiles de Stokes completos con una calidad sin precedentes, y tras un análisis en profundidad de los errores, se obtienen muchos aspectos novedosos de la estratificación de los diferentes parámetros. En particular, se pone de manifiesto que es posible obtener información de capas tan profundas como las de profundidad óptica unidad, usando líneas espectrales visibles. Se ha obtenido una imagen excepcionalmente coherente del vector campo magnético, teniendo en cuenta que ha sido construida con más de 4000 inversiones independientes. La variación con la profundidad del campo magnético sigue el comportamiento esperado, desvelando la existencia de la "canopy" superpenumbral, dentro de la cual se muestran muchos casos en los cuales hay grandes saltos a lo largo de linea de visión. El alavamiento del campo ya detectado por otros autores(y denominado "espinas") ha sido confirmado, sugiriendo una clara separación entre la penumbra interior y la exterior. Esta separación, junto con la detección generalizada de transiciones bruscas a lo largo de la línea de visión y la gran dispersión encontrada en las temperaturas, sugiere la existencia de estructura no resuelta. En opinión del autor del trabajo, es en la zona intermedia de la penunbra donde emerge una nueva familia de tubos de flujo(algunos llevando el flujo Evershed) entremezclados con el campo magnético de fondo. En las capas más profundas y en límite penumbral externo se encuentran zonas con un campo muy horizontal , que incluso invierte su polaridad. Como estas zonas se encuentran localizadas justo donde existen flujos descendientes mayores, se propone una nueva explicación para el efecto Evershed. Estos resultados vienen confirmados por la inversión de otra marcha diferente, más alejada del centro del disco. La información sobre el campo magnético, la velocidad a lo largo de la linea de visión y la temperatura favorecen la teoria del flujo sifónico como el mecanismo responsable del efecto Evershed. Este flujo parece estar concentrado en canales elevados no más anchos que una escala de alturas y localizados mayoritariamente en el espacio entre las espinas magnéticas, es decir, sitios donde el campo magnético está mas inclinado, es más debil en la penumbra interna pero más intenso en la externa y más allá del límite visible de la mancha. La distinta situación observada en el lado más cercano al centro del disco, junto con la variación con la profundidad de este efecto, lleva al autor a la conclusión de que se observan capas geométricamente más profundas en el lado cercano al borde solar. Después de una estimación cualitativa del balance de flujo de masa, se encuentra que el problema del déficit de masa ya no existe desde un punto de vista observacional para el efecto Eversehd.

Autor: FABIANI BENDICHO M. PEÑA.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN EL MARCO DE ESTA TESIS SE RESUELVE EL PROBLEMA DE DETERMINAR EL ESTADO DE EXCITACION O IONIZACION DE UNA ESPECIE QUIMICA DADA, CONSISTENTE CON EL CAMPO DE RADIACION GENERADO EN PLASMAS INHOMOGENEOS CON MODELOS ATOMICOS COMPLEJOS. EL PROBLEMA SE SOLUCIONA CON DOS METODOS DIFERENTES: ITERACION LAMBDA ACELERADA Y EL METODO DE LOS ATOMOS EQUIVALENTES DE DOS NIVELES. ESTE TRABAJO PERMITE REALIZAR INVESTIGACIONES EN CONDICIONES ALEJADAS DEL EQUILIBRIO TERMODINAMICO LOCAL CONSIDERANDO MODELOS INHOMOGENEOS EN PLASMAS ASTROFISICOS. ASIMISMO SE INVESTIGAN LOS EFECTOS DEL TRANSPORTE RADIATIVO HORIZONTAL TENIENDO EN CUENTA EL ACOPLAMIENTO EXISTENTE ENTRE LAS LINEAS H Y K Y EL TRIPLETE INFRARROJO DEL CA II. SE CUALIFICA Y CLARIFICA LA IMPORTANCIA DE TALES EFECTOS DE TRANSPORTE HORIZONTAL Y SE MUESTRAN LOS ERRORES QUE INTRODUCIRIA LA SUPOSICION DE GEOMETRIA PLANO-PARALELA AL INTERPRETAR OBSERVACIONES ESPECTROSCOPICAS DE ALTA RESOLUCION ESPACIAL.

Autor: GENOVA GALVAN RICARDO.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: ESTA DISERTACION SE DIVIDE EN DOS PARTES, CLARAMENTE DIFERENCIADAS. UNA PRIMERA PARTE, BIBLIOGRAFICA, COMPRENDE LOS CAPITULOS PRIMERO Y SEGUNDO. LA SEGUNDA PARTE -LOS CAPITULOS TERCERO, CUARTO Y QUINTO -RESUME EL TRABAJO DE INVESTIGACION. TRES APENDICES COMPLEMENTAN LO EXPUESTO EN LA SEGUNDA PARTE DE LA TESIS. EN EL CAPITULO PRIMERO, SE RESUME LO QUE HOY CONOCEMOS SOBRE EL MEDIO INTERESTELAR. SE EXPLICA LA MORFOLOGIA DEL GAS QUE OCUPA LA VECINDAD SOLAR, SE DESCRIBE ESTE ULTIMO VOLUMEN, Y SE EXPLICAN LOS MODELOS QUE TRATAN DE EXPLICAR LO QUE EN EL SE OBSERVA. EL GAS INTERESTELAR MAS PROXIMO AL SOL SE DESCRIBE EN EL CAPITULO SEGUNDO. SE EXPLICAN LAS INTERACCIONES ENTRE EL SOL Y EL GAS QUE LO CIRCUNDA, SE DESCRIBEN LAS TECNICAS QUE PERMITEN DETECTAR EL GAS INTERESTELAR CUANDO PENETRA EN LA HELIOSFERA, Y SE EXPLICAN LAS CARACTERISTICAS DEL GAS, SEGUN LO QUE PONEN DE MANIFIESTO ESAS OBSERVACIONES. EL CAPITULO TERCERO, PRESENTA LOS RESULTADOS DE UN PROGRAMA, DEDICADO A EXPLORAR EL GAS DEL MEDIO INTERESTELAR LOCAL, MEDIANTE LA OBSERVACION DE ABSORCIONES INTERESTELARES DE MGII, EN LOS ESPECTROS DE ESTRELLAS TARDIAS, SITUADAS EN LAS PROXIMIDADES DEL SOL. LA CINEMATICA DEL GAS LOCAL SE ESTUDIA EN EL CAPITULO CUARTO. EN EL, SE HA HECHO UNA RECOPILACION DE LAS OBSERVACIONES DE ABSORCIONES, PRODUCIDAS POR EL GAS INTERESTELAR, EN LAS VISUALES DIRIGIDAS HACIA LAS ESTRELLAS MAS PROXIMAS AL SOL. UTILIZANDO LOS METODOS QUE SE DESCRIBEN EN LOS APENDICES, SE IDENTIFICAN LAS VELOCIDADES VECTORIALES DEL GAS LOCAL. LA PROGRESIVA APROXIMACION AL SOL, QUE SE HA HECHO EN LOS CAPITULOS PRECEDENTES, CULMINA EN EL CAPITULO QUINTO, CON EL ESTUDIO DE LO QUE SE HA VENIDO A DENOMINAR NUBE LOCAL. EN ESTE CAPITULO, SE UTILIZA TODO LO QUE SE HA EXPUESTO EN EL RESTO DE LA TESIS, PARA EXPLICAR COMO PENETRA EL GAS LOCAL EN LA HELIOSFERA, Y PARA DISCERNIR, A PARTIR DE LA IDENTIFICACION DE LA VELOCIDAD VECTORIAL DE DICHO GAS, LA MORFOLOGIA DEL GAS EN LAS INMEDIACIONES DEL SOL.

Autor: TRAPERO LIENER JOAQUIN.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: UTILIZANDO ESPECTROS DE ALTA RESOLUCION (LAMDA/INCREMENTO LAMDA = 810 ELEVADO A 4) DE LA LINEA KI DE ABSORCION INTERESTELAR, SE ESTUDIAN LAS NUBES FRIAS (T = 100 K) DEL MEDIO INTERESTELAR LOCAL (MIL). SE ESTIMAN DISTANCIAS, TAMAÑOS, DENSIDADES, TEMPERATURAS Y MASAS DE LAS NUBES. UNA DE LAS NUBES, SITUADA EN PERSEO, SE ESTUDIA MAS DETALLADAMENTE CON OBSERVACIONES EN RADIO 21 CM, DEDUCIENDO UNA MASA = 1300 MO, T = 35 PC Y UNA DISTANCIA MENOS DE 100 PC AL SOL. ADEMAS SE UTILIZAN OBSERVACIONES EN LA LINEA NA I DE ESTRELLAS EN LA REGION ESCORPION-CENTAURO LO QUE PERMITE IDENTIFICAR NUBES TIBIAS (T = 8000 K), DEDUCIENDO SUS PARAMETROS FISICOS. SE DISCUTE EL SENTIDO DE LA VARIACION DE N(NAI)/N(CAII), EFECTO ROUTLY-SPITZER, CON UNA INTERPRETACION DISTINTA DE LA HABITUAL.

Autor: CARBALLO FIDALGO RUTH.
Año: 1989.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: EL TRABAJO PRESENTA UN ESTUDIO DE 6 REGIONES DE FORMACION ESTELAR ASOCIADAS A ALGUNAS NEBULOSIDADES CANDIDATAS A OBJETOS HERBIG-HARO (NEBULOSIDADES GGD) Y LOS OBJETOS ESTELARES JOVENES (OEJS) ASOCIADOS A ESTAS. ESTE ESTUDIO ESTA BASADO EN NUMEROSAS OBSERVACIONES ORIGINALES EN EL INFRARROJO Y EL OPTICO QUE INCLUYEN FOTOMETRIA, ESPECTROSCOPIA E IMAGEN DIRECTA, COMPLETADAS CON DATOS DE LA LITERATURA CUANDO ES NECESARIO. EN EL TRABAJO SE DETERMINA LA DISTANCIA A LA QUE SE ENCUENTRAN LAS REGIONES ESTUDIADAS. AUN CUANDO ESTAS DETERMINACIONES ESTAN BASADAS EN UN NUMERO DE OBJETOS EXCESIVAMENTE REDUCIDO, LOS RESULTADOS SON EN GENERAL COHERENTES CON LOS DE OTROS AUTORES. DEBE RESALTARSE, ADEMAS, LA IMPORTANCIA EN ASTROFISICA DE CUALQUIER DETERMINACION INDEPENDIENTE DE LA DISTANCIA. EL NUCLEO DE LA PRIMERA PARTE DE LA TESIS LO CONSTITUYE EL ESTUDIO DE LA NATURALEZA DE LAS NEBULOSIDADES GGD, ASI COMO LA IDENTIFICACION DE LOS OEJS ASOCIADOS Y EL ESTADO EVOLUTIVO DE ESTOS. ESTE ANALISIS INDIVIDUAL PORMENORIZADO CONDUCE FINALMENTE A CONCLUSIONES ACERCA DE LAS PROPIEDADES GLOBALES DE LAS NEBULOSIDADES GGD Y LOS OEJS ASOCIADOS, ASI COMO A PROPONER UNA SECUENCIA EVOLUTIVA PARA ESTOS ULTIMOS QUE PUEDE SER CONTRASTADA CON LAS OBSERVACIONES. LA PARTE SEGUNDA DEL TRABAJO ES LA IDENTIFICACION DE 168 FUENTES IRAS PARA, A PARTIR DE ESTA MUESTRA, BUSCAR NUEVOS OEJS, LO QUE FUE POSIBLE EN 33 CASOS. LA TESIS PRESENTADA CONSTITUYE EN SU CONJUNTO UNA CONTRIBUCION SIGNIFICATIVA AL ENTENDIMIENTO DE LOS OBJETOS Y PROCESOS ESTUDIADOS.

Autor: CABEZA VEGA M. ISABEL.
Año: 1985.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: ESPECTROS ATOMICOS Y OPTICA CUANTICA INSTITUTO DE OPTICA DAZA DE VALDES (C.S.I.C.) MADRID..

Resumen: SE HA LLEVADO A CABO EL ESTUDIO TEORICO DE LA ESTRUCTURA ELECTRONICA DEL ION MO4+ EFECTANDO EN PRIMER LUGAR LOS CALCULOS AB-INITIO A PARTIR DE LOS PARAMETROS DE LA APROXIMACION HARTREE-FOCK. UNA VEZ OBTENIDOS LOS NIVELES EXPERIMENTALES DE ENERGIA SE HAN AJUSTADO LOS PARAMETROS POR MINIMOS CUADRADOS OBTENIENDOSE ASI LA DIFERENCIA ENTRE LOS VALORES DE LOS NIVELES CALCULADOS Y OBSERVADOS ASI COMO SU COMPOSICION EN ACOPLAMIENTO LS. EL ANALISIS DEL ESPECTRO MOV SE HA BASADO EN LAS OBSERVACIONES EXPERIMENTALES REALIZADAS ENTRE 300 Y 6000 A Y EN EL ESTUDIO TEORICO DE LA ESTRUCTURA ELECTRONICA DEL ION MO4+. COMO RESULTADO DEL ANALISIS SE HAN ESTABLECIDO LOS NIVELES DE ENERGIA CORRESPONDIENTES A LAS CONFIGURACIONES: PARES: 4D2 4D5S 4D5D 4D6S E IMPARES: 4DKP 4D4F 5S5P 4D6P. CON LOS 82 NIVELES DE ENERGIA OBSERVADOS SE HAN CLASIFICADO 363 LINEAS QUE CORRESPONDEN A TRANSICIONES ENTRE DICHOS NIVELES. SE HA CALCULADO TAMBIEN EL POTENCIAL DE IONIZACION A PARTIR DE LOS TERMINOS DE LAS SERIES 4DNS Y 4DNP.