ESTRELLAS, 2

Autor: RODRIGUEZ FRANCO ARTURO.
Año: 1994.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA Y CIENCIAS DE LA ATMOSFERA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN ESTE TRABAJO SE REALIZAN NUEVAS APORTACIONES AL CONOCIMIENTO DE LA INFLUENCIA DE LAS ESTRELLAS RECIEN FORMADAS EN LAS CONDICIONES FISICAS Y QUIMICAS Y LA EVOLUCION DE LAS NUBES MOLECULARES QUE PRESENTAN FORMACION DE ESTRELLAS MASIVAS. POR PRIMERA VEZ SE PRESENTA UN ESTUDIO CON ALTA RESOLUCION TANTO ESPACIAL COMO EN VELOCIDADES DEL COMPLEJO MOLECULAR DE ORION A. A PEQUEÑA ESCALA SE REALIZA UN ESTUDIO DE LA INTERACCION ENTRE LOS OBJETOS JOVENES EN FASE DE PERDIDA DE MASA CON SU NUBE MATERNA. ENTRE OTROS RESULTADOS CABE DESTACAR LA REALIZACION DE UN NUEVO MODELO PARA EL FLUJO BIPOLAR ASOCIADO A IRC2, ASI COMO LA PRIMERA DETECCION DE PROYECTILES DE MUY ALTA VELOCIDAD ASOCIADOS CON UN OBJETO MASIVO. LA CARTOGRAFIA A GRAN ESCALA DE LA REGION HA PERMITIDO ESTUDIAR COMO AFECTAN LAS ESTRELLAS JOVENES MAS EVOLUCIONADAS AL MATERIAL AMBIENTE. LA INTERACCION DE GAS IONIZADO INFLUYE DE MANERA FUNDAMENTAL EN LA MORFOLOGIA, CINEMATICA Y EN LAS CONDICIONES FISICAS Y QUIMICAS DE LA NUBE MOLECULAR. POR PRIMERA VEZ SE HA DETECTADO Y CARACTERIZADO FISICAMENTE EL MATERIAL DENSO QUE CONFINA A LA REGION HIIM42 Y SE HA ESTUDIADO LOS EFECTOS DEL GAS IONIZADO SOBRE EL MISMO. LA GENERACION DE INESTABILIDADES DINAMICAS SOBRE LA DELGADA CAPA DE INTERFASE GAS IONIZADO-GAS NEUTRO PODRIA SER LA RESPONSABLE DE LA ESTRUCTURA FILAMENTOSA QUE SE OBSERVA EN NUMEROSAS REGIONES HII DE NUESTRA GALAXIA.

Autor: CALBET ALVAREZ XAVIER.
Año: 1993.
Universidad: LA LAGUNA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN ESTE TRABAJO SE PRESENTAN LOS RESULTADOS DEL CARTOGRAFIADO DE 225 GRADOS 2 DEL PLANO GALACTICO EN 2.2 MICRAS. ESTOS MUESTRAN LA EXISTENCIA DE UNA GRAN CONCENTRACION DE ESTRELLAS BRILLANTES EN EL CENTRO GALACTICO CON UN RADIO DE 500 PC, QUE SE HA DENOMINADO BULBO INTERNO. SU FUNCION DE LUMINOSIDAD NO TIENE UNA FORMA SUAVE, SINO QUE ESTA DOMINADA POR UN PICO ABRUPTO EN MK=-9. ESTE CARTOGRAFIADO APOYA LA HIPOTESIS DE QUE NUESTRA GALAXIA ES BARRADA. ESTE RESULTADO ESTA BASADO EN LA EXISTENCIA DE UNA DENSA NUBE DE EXTINCION CERCANA AL PLANO GALACTICO (ASIMETRICA EN 1) Y UNA GRAN DENSIDAD DE ESTRELLAS EN 1=27 Y 1=21 QUE PROBABLEMENTE ESTA ASOCIADA CON LA FORMACION DE ESTRELLAS EN EL EXTREMO DE LA BARRA, DONDE INTERACCIONA CON EL DISCO. SE HAN DETERMINADO LOS PARAMETROS ESTRUCTURALES EN K DEL DISCO FINO Y GRUESO, DISTINGUIENDOSE LOS BRAZOS COMO COMPONENTES SEPARADOS. SE PRESENTA UNA NUEVA TECNICA, BASADA EN LAS CUENTAS DIFERENCIALES DE ESTRELLAS, PARA EXAMINAR LA ESTRUCTURA DE LA GALAXIA.

Autor: FUENTE JUAN ASUNCION.
Año: 1991.
Universidad: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: FISICA TEORICA PROGRAMA DE DOCTORADO: FISICA TEORICA.

Resumen: ESTA TESIS CONSTITUYE UN ESTUDIO OBSERVACIONAL DE LA INFLUENCIA QUE LAS ESTRELLAS PRESECUENCIA-PRINCIPAL TIENEN EN LA NUBE EN LA QUE SE HAN FORMADO. LAS CONCLUSIONES MAS IMPORTANTES SON: 1) LA EMISION DEL POLVO A 25 M EN REGIONES CON UN CAMPO UV DE 102 O 10 AL CUBO EN UNIDADES DEL CAMPO DE HABING, SOLO PUEDE SER EXPLICADA SI SUPONEMOS LA EXISTENCIA DE UN NUEVO TIPO DE GRANOS DIFERENTE DE LOS GRANOS CLASICOS Y DE LOS PAHS, O SI SUPONE QUE ES EMITIDA POR LOS PAHS PERO TIENE UN TIPO DE EXCITACION DIFERENTE DE LA QUE ES RESPONSABLE DE LA EMISION A 12 M. 2)LA QUIMICA DE LAS MOLECULAS NITROGENADAS SE VE FUERTEMENTE AFECTADA POR LA RADIACION UV, VARIANDO LAS RAZONES CN/HCN, HNC/HCN Y CN/AMONIACO MAS DE UN FACTOR 10 AL ACERCARNOS A LA ESTRELLA. 3) LAS ABUNDANCIAS DE CS, C2S Y C3S ENCONTRADAS EN UNA MUESTRA DE NUBES MOLECULARES SON CONSISTENTES CON EL MODELO SEGUN EL CUAL ESTOS COMPUESTOS SE FORMAN AL REACCIONAR EL ION S+ CON CADENAS HIDROCARBONADAS NEUTRAS. 4) LA ABUNDANCIA DE SIO EN EL MEDIO INTERESTELAR SE VE AUMENTADA AL MENOS EN UN FACTOR 10 ELEVADO A 4 EN LAS ZONAS "POST-SHOCK" ASOCIADAS A LOS FLUJOS BIPOLARES RESPECTO DE LA ABUNDANCIA MEDIDA EN LAS NUBES QUIESCENTES.

Autor: MAMPASO RECIO ANTONIO.
Año: 1991.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: PRESENTAMOS LOS RESULTADOS DE UN ESTUDIO COMBINADO EN EL OPTICO, INFRARROJO CERCANO E INFRARROJO LEJANO (IRAS) DE VEINTE REGIONES HII GALACTICAS DONDE YA EXISTIA INFORMACION BASTANTE COMPLETA EN ONDAS DE RADIO-MILIMETRICAS.LA MUESTRA DE REGIONES HII PRESENTA PROPIEDADES INFRARROJAS MUY BIEN DEFINIDAS: I) LA TEMPERATURA DE LOS GRANOS DE POLVO MAS CALIENTES ES MODERADA (TP=500 K), MUY INFERIOR A LA TEMPERATURA DE SUBLIMACION DE GRAFITO O SILICATOS; II) LA DISTRIBUCION DE ENERGIA EN EL INFRARROJO LEJANO ES EXTRAORDINARIAMENTE HOMOGENEA. LA DISPERSION TIPICA EN LAS TEMPERATURAS ES = 10%; III) TODAS LAS REGIONES HII ESTUDIADAS MUESTRAN EMISION EN 12 MICROM ANOMALAMENTE EXTENSA, Y CON INTENSIDADES DE EMISION VARIAS ORDENES DE MAGNITUD POR ENCIMA DE LO ESPERABLE DE GRANOS DE POLVO CON TEMPERATURAS DEDUCIDAS DE LOS FLUJOS EN LAMDA MAYORES. LA RELACION GAS/POLVO SE DETERMINA EN LOS CATORCE COMPLEJOS DONDE EXISTEN DATOS MOLECULARES, RESULTANDO UN VALOR PROMEDIO SIMILAR AL ESTABLECIDO EN LA VECINDAD SOLAR, MG/MP=160. LA RELACION GAS/POLVO NO APARECE POSITIVAMENTE CORRELACIONADA CON LA DISTANCIA GALACTOCENTRICA, CONTRARIAMENTE A LAS EXPECTATIVAS. FINALMENTE, SE DISCUTE LA EFICIENCIA DE FORMACION ESTELAR EN LOS COMPLEJOS ASOCIADOS CON REGIONES HII. EL VALOR MEDIO OBTENIDO, EFE=0.1, SE SITUA A MEDIO CAMINO ENTRE LAS ESTIMACIONES "GLOBALES" PREVIAS EN COMPLEJOS MOLECULARES Y CUMULOS GALACTICOS BIEN DESARROLLADOS (EFE=0.02), Y LAS EXPECTATIVAS TEORICAS PARA CUMULOS GRAVITACIONALMENTE LIGADOS (EFE=0.3 A 0.5). POR PRIMERA VEZ SE ESTUDIA LA POSIBLE DEPENDENCIA DE LA EFICIENCIA DE FORMACION ESTELAR CON LA DISTANCIA GALACTOCENTRICA, LA LUMINOSIDAD INFRARROJA Y EN RADIO DEL COMPLEJO, LA EDAD DINAMICA DE LA REGION HII Y LA MASA DE LA NUBE MOLECULAR. EN ESTE ULTIMO CASO, SE ENCUENTRA UNA CLARA INDICACION DE QUE LAS NUBES MENOS MASIVAS (=3500 MO) FORMAN ESTRELLAS MUCHO MAS EFICIENTEMENTE QUE LAS NUBES MAS MASIVAS (MUCHO MAYOR QUE 10 ELEVADO A 4 MO), LO QUE PARECE CONFIRMAR LAS IDEAS TEORICAS EXISTENTES.

Autor: CORTES RIUS PERE.
Año: 1990.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: MATEMATICAS.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: DEPARTAMENTO DE ASTRONOMIA Y METEOROLOGIA. FACULTAD DE FISICA. UNIVERSIDAD DE BARCELONA.

Resumen: DENTRO DE LA TEORIA DE CHANDRASEKHAR, DESARROLLAMOS UNOS MODELOS CON LAS HIPOTESIS: SIMETRIA RESPECTO AL PLANO Z=0, SIMETRIA AXIAL RESPECTO AL EJE OZ, CARENCIA DE MOVIMIENTOS MACROSCOPICOS Y ESTACIONARIEDAD. ESTOS MODELOS SON APLICABLES AL ESTUDIO DE ALGUNAS GALAXIAS ELIPTICAS. A PARTIR DE UN MODELO ESTACIONARIO Y A SIMETRIA CILINDRICA, CUYO POTENCIAL ES DE LA FORMA DE EDDINGTON, ANALIZAMOS LAS REGIONES DE ACCESIBILIDAD, ASI COMO SU ESTABILIDAD DE LAS POSIBLES ORBITAS. OBTENEMOS PROPIEDADES DE LAS ORBITAS ACOTADAS, Y EN PARTICULAR DE LAS ORBITAS TIPO TUBO ALREDEDOR DEL EJE MENOR, ENVOLTURA Y CIRCULAR. PARA UNA DETERMINACION DE ESTE POTENCIAL, ESTUDIAMOS EL COMPORTAMIENTO DE LAS ESTRELLAS DEL ENTORNO SOLAR, CALCULANDO LOS PERICENTROS, APOCENTROS, DISTANCIAS MAXIMAS AL PLANO GALACTICO, PERIODOS DE OSCILACION Y REVOLUCION DE SUS ORBITAS. TAMBIEN DAMOS UN ESTUDIO DETALLADO DE LA ORBITA DEL SOL. FINALMENTE, EXPLICAMOS LA ZONA DE AUSENCIA EN LA DISTRIBUCION DE LOS CUMULOS GLOBULARES COMO UNA CONSECUENCIA DE SU MOVIMIENTO, DANDO UNAS EVALUACIONES DE LA DISTANCIA GALACTOCENTRICA DEL SOL.

Autor: RIO SANTOS GERARDO DEL.
Año: 1990.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: FISICA DE LA TIERRA. ASTRONOMIA Y ASTROFISICA II PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA Y CIENCIAS DE LA ATMOSFERA..

Resumen: HEMOS PROCEDIDO AL ESTUDIO DEL CAMPO ESTELAR PLAUT II POR MEDIO DE TECNICAS FOTOMETRICAS MULTICOLOR EN EL SISTEMA DE BANDA ANCHA RGU. EL CAMPO, QUE CONTIENE 2000 ESTRELLAS APROXIMADAMENTE, ESTA SITUADO EN UNA DIRECCION PROXIMA AL CENTRO GALACTICO Y A UNA LATITUD GALACTICA DE +12. A PARTIR DE LA ELABORACION DE LOS DIAGRAMOS DE DOS COLORES FRACCIONADOS EN INTERVALOS DE MAGNITUD APARENTE G, HEMOS DETERMINADO LA FUNCION DE ENROJECIMIENTO; HEMOS ASIGNADO A CADA ESTRELLA, A NIVEL ESTADISTICO, LA POBLACION ESTELAR, CLASE DE LUMINOSIDAD Y MAGNITUD ABSOLUTA CORRESPONDIENTES. CON ESTOS DATOS, HEMOS OBTENIDO LOS GRADIENTES DE DENSIDAD ESPACIAL ESTELAR PARA DISTINTOS INTERVALOS DE LUMINOSIDAD ABSOLUTA PARA LAS POBLACIONES DEL DISCO Y HALO GALACTICOS, ESTANDO NUESTROS RESULTADOS DE ACUERDO CON LOS OBTENIDOS PARA 2 CAMPOS ESTELARES PROXIMOS ESTUDIADOS PREVIAMENTE (SA 133 Y SA 158). POR VEZ PRIMERA HEMOS EFECTUADO UNA COMPARACION ENTRE LOS GRADIENTES DE DENSIDAD COMBINADOS (DISCO+HALO) OBTENIDOS POR NOSOTROS Y LAS PREDICIONES PROPORCIONADAS POR UN CONJUNTO DE MODELOS MULTICOMPONENTE DE LA GALAXIA REPRESENTATIVO, OBTENIENDO EL MEJOR AJUSTE PARA EL MODELO DE GILMORE Y WYSE DE 4 COMPONENTES QUE INCLUYE UN DISCO GRUESO.

Autor: BERNABEU PASTOR JOSE GUILLERMO.
Año: 1989.
Universidad: VALENCIA .
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: DEPARTAMENTO FISICA APLICADA. UNIVERSIDAD POLITECNICA DE VALENCIA.

Resumen: HEMOS ESTUDIADO EL VIENTO ESTELAR SOBRE UN CONJUNTO DE 110 ESTRELLAS O CUBRIENDO EL RANGO ESPECTRAL ENTRE O3 Y BO, Y PASANDO POR TODAS LAS CLASES DE LUMINOSIDAD. LA MOTIVACION DEL TRABAJO ES LA DE CONTRIBUIR A UNA COMPRENSION DEL FENOMENO A PARTIR DE LA DETERMINACION DE LA VELOCIDAD DEL VIENTO. NOS HEMOS CENTRADO EN LAS ESTRELLAS O PORQUE EN ESTOS OBJETOS LA PERDIDA DE MASA ES CONSIDERABLE -ENTRE 10 - Y ESTE FLUJO DE MATERIA SE PUEDE DETECTAR PARTIENDO DEL ESTUDIO DE LOS PERFILES DE LAS LINEAS DE RESONANCIA ULTRAVIOLETA (PERFILES P CYGNI). EN ESTE TRABAJO HEMOS UTILIZADO DATOS IUE PARA EL ESTUDIO DE LAS LINEAS DEL SI IV (1398-1403) CIV (1548-51 ) Y NV (1239-43 ). SE HA IDENTIFICADO LA PRESION DE RADIACION POR "SCATTERING" EN LINEAS COMO EL MECANISMO QUE CONTROLA LA PERDIDA DE MASA. HEMOS ENCONTRADO UNA DEPENDENCIA ENTRE LA "VELOCIDAD TERMINAL" DEL VIENTO Y LA LUMINOSIDAD. SE HA UTILIZADO EL VALOR DE LA "VELOCIDAD TERMINAL" COMO INDICADOR DE POBLACION ESTELAR. SOLO HEMOS ENCONTRADO UNA EVIDENCIA MARGINAL DE UN MENOR VALOR EN LAS ESTRELLAS DE POBLACION II QUE EN LAS ESTRELLAS PERTENECIENTES A CUMULOS O ASOCIACIONES (POBLACION I EXTREMA).

Autor: DIAZ CORDOVES LANSEROS JESUS .
Año: 1989.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: SE HAN OBTENIDO COEFICIENTES LINEALES TEORICOS MONOCROMATICOS DE OSCURECIMIENTO HACIA EL BORDE PARA 279 MODELOS DE ATMOSFERA ESTELAR PUBLICADOS POR R.L. KURUCZ EN 1979. TAMBIEN SE HAN CALCULADO COEFICIENTES CUADRATICOS DE OSCURECIMIENTO Y COEFICIENTES PARA UNA NUEVA LEY EMPIRICA DE OSCURECIMIENTO QUE INCLUYE UN TERMINO CON RAIZ. LA LEY CUADRATICA ES LA MAS ADECUADA PARA ATMOSFERAS CON CONVECCION IMPORTANTE, Y LA NUEVA LEY CON RAIZ ES LA MEJOR PARA ATMOSFERAS PREDOMINANTEMENTE RADIATIVAS. EL METODO DE MINIMOS CUADRADOS ES EL MAS ADECUADO PARA OBTENER COEFICIENTES DE OSCURECIMIENTO DESTINADOS A UTILIZARSE EN EL ANALISIS DE CURVAS DE LUZ DE SISTEMAS BINARIOS ECLIPSANTES. EL USO DE LA LEY LINEAL DE OSCURECIMIENTO PARA ANALIZAR CURVAS DE LUZ, NO PRODUCE GRANDES EFECTOS EN LOS VALORES DE LOS PARAMETROS DEL SISTEMA SIENDO LA INCLINACION EL MAS AFECTADO. LOS ACTUALES ERRORES DE OBSERVACION ENMASCARAN LAS DESVIACIONES SISTEMATICAS O-C. AL ANALIZAR CURVAS DE LUZ, LOS MEJORES RESULTADOS SE OBTIENEN UTILIZANDO LA LEY NO LINEAL DE OSCURECIMIENTO MAS ADECUADA. LOS COEFICIENTES LINEALES DE OSCURECIMIENTO OBTENIDOS A PARTIR DE OBSERVACIONES DE SISTEMAS ECLIPSANTES, SON POCO FIABLES. DEFECTOS EN EL TRATAMIENTO DADO A LA CONVECCION EN LOS MODELOS DE KURUCZ, SE REFLEJAN EN LA DEPENDENCIA DE LOS COEFICIENTES DE OSCURECIMIENTO RESPECTO A LA TEMPERATURA EFECTIVA. SE HAN OBTENIDO POLINOMIOS EN LOG TE Y LOG G QUE PERMITEN INTERPOLAR VALORES DE LOS COEFICIENTES LINEALES DE OSCURECIMIENTO. EXISTEN DISCREPANCIAS ENTRE LOS COEFICIENTES DE OSCURECIMIENTO INTEGRADOS EN LAS BANDAS U Y U Y LOS CORRESPONDIENTES MONOCROMATICOS.

Autor: FERNANDEZ CASTRO TELMO.
Año: 1987.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPTO. ASTROFISICA UNIV. COMPLUTENSE, ESTACION DE VILLAFRANCA DEL CASTILLO (MADRID).

Resumen: EN ESTA TESIS SE HAN ESTUDIADO TANTO SISTEMAS PARTICULARES COMO SE HAN DEDUCIDO CARACTERISTICAS GENERALES DE UNA MUESTRA SIGNIFICATIVA DE ESTRELLAS SIMBIOTICAS, A PARTIR DE OBSERVACIONES ORIGINALES EN DIFERENTES RANGOS ESPECTRALES (UV, OPTICO, IR PROXIMO Y LEJANO) OBTENIDAS CON LOS MEJORES DETECTORES DISPONIBLES EN LA ACTUALIDAD. LAS ESTRELLAS SIMBIOTICAS SON FACILMENTE CLASIFICABLES, SOLO SI SE DISPONE DE SUS DISTRIBUCIONES ENERGETICAS COMBINADAS EN UN AMPLIO RANGO ESPECTRAL. HEMOS REALIZADO OBSERVACIONES MULTIESPECTRALES SIMULTANEAS EN LOS RANGOS UV, OPTICO E IR DE UN GRUPO DE ESTRELLAS SIMBIOTICAS DE TIPOS, S, D Y D', Y SE HAN COMBINADO CON OBSERVACIONES TOMADAS POR EL SATELITE INFRARROJO IRAS. EN VARIOS CASOS, SE PUEDE VER COMO LA DISTRIBUCION ENERGETICA ES PERFECTAMENTE EXPLICABLE CON MODELOS CONCEPTUALMENTE SENCILLOS EN LOS QUE SE COMBINAN VARIAS COMPONENTES: UNA ESTRELLA COMPACTA Y CALIENTE, UNA NEBULOSA QUE EMITE CONTINUO DE RECOMBINACION DE GAS Y UNA ESTRELLA DE LOS ULTIMOS TIPOS ESPECTRALES O UNA VARIABLE TIPO MIRA. EN EL CASO DE LAS SIMBIOTICAS DE TIPO D, LOS EXCESOS EN EL IR PROXIMO SE PUEDEN AJUSTAR MEDIANTE LA ADICION DE UNA CUARTA COMPONENTE DEBIDA A LA EMISION DE POLVO. SE HAN DETERMINADO CON PRECISION LOS TIPOS ESPECTRALES Y CLASES DE LUMINOSIDAD DE UNA MUESTRA DE 25 ESTRELLAS SIMBIOTICAS. HAN SIDO REALIZADAS ESTIMACIONES DE PARAMETROS FUNDAMENTALES A PARTIR DE LA EMISION DE LAS ENVOLTURAS DE POLVO ASOCIADAS A LAS ESTRELLAS SIMBIOTICAS, QUE RESULTAN ESENCIALES YA QUE CONSTITUYEN UNA BASE MUY IMPORTANTE SOBRE LA QUE SE APOYAN LOS MODELOS FISICOS.

Autor: LOPEZ ORTI JOSE ANTONIO.
Año: 1987.
Universidad: VALENCIA.
Centro de lectura: MATEMATICAS.
Centro de realización: OBSERVATORIO ASTRONOMICO DE LA UNIVERSIDAD DE VALENCIA.

Resumen: LA PRESENTE TESIS ABORDA EL ESTUDIO DEL PROBLEMA DE LA DETERMINACION DE LA FORMAGEOMETRICA DE LAS COMPONENTES DE UN SISTEMA BINARIO PROXIMO ASI COMO LA OBTENCION DE LAS ECUACIONES DE ESTRUCTURA EN FORMA COHERENTE CON LAS QUE DETERMINACION SU GEOMETRIA. EN ESTE SENTIDO SE DEDUCE EN PRIMER LUGAR UN ALGORITMO PARA LA MANIPULACION DE LOS PRODUCTOS DE ARMONICOS ESFERICOS. EN SEGUNDO LUGAR SE DETERMINAN LOS DISTINTOS TERMINOS DEL POTENCIAL EN COORDENADAS DE CLAIRAUT CON LO QUE SE OBTIENE UN CONJUNTO DE ECUACIONES INTEGRALES LAS CUALES SE REDUCEN POSTERIORMENTE A ECUACIONES DIFERENCIALES ORDINARIAS DE SEGUNDO ORDEN CON SUS RESPECTIVAS CONDICIONES DE CONTORNO. A CONTINUACION SE TRANSFORMAN LAS ECUACIONES CLASICAS DE ESTRUCTURA PARA EXPRESARLAS EN FUNCION DE LA VARIABLE DE CLAIRUT. FINALMENTE SE COMPRUEBA LA BONDAD DE METODO APLICANDO LAS ECUACIONES OBTENIDAS A UNA ESTRELLA AISLADA EN ROTACION OBTENIENDO LAS ECUACIONES CLASICAS PARA TAL CASO.

Autor: MONTESINOS COMINO BENJAMIN.
Año: 1986.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE FISICA ATOMICA Y ASTROFISICA. FACULATAD DE CIENCIAS FISICAS UNIVERSIDAD COMPLUTENSE 28040 MADRID..

Resumen: LA PRINCIPAL FINALIDAD DEL TRABAJO ES EL ESTABLECIMIENTO DE UN ENLACE ENTRE LA ACTIVIDAD CROMOSFERICA Y LOS FENOMENOS ORIGINADOS EN EL INTERIOR DE LAS ESTRELLAS DE ULTIMOS TIPOS (F O MAS TARDIAS). SE HA CONSTRUIDO UN MODELO DE ACCION DINAMO MEDIANTE EL CUAL EN FUNCION DE PARAMETROS ESTELARES Y MODELOS DE INTERIORES ES POSIBLE ESTIMAR LOS VALORES DE LOS CAMPOS MAGNETICOS EN LA ZONA CONVECTIVA Y EL PORCENTAJE DE SUPERFICIE ESTELAR CUBIERTA POR CAMPOS INTENSOS. SE ENCUENTRA UNA CORRELACION ENTRE ESTE PARAMETRO Y LOS FLUJOS EMITIDOS EN LAS LINEAS DE CA II Y MG II DOS DE LOS INDICADORES CROMOSFERICOS MAS IMPORTANTES. EL TRABAJO SE COMPLETA CON LA PRESENTACION Y ANALISIS DE OBSERVACIONES ESPECTROSCOPICAS INEDITAS DE DIEZ SISTEMAS RS CUN JUNTO CON UN ANALISIS ESPECIFICO DE LAS ESTRELLAS DE ESTA FAMILIA DE BINARIAS ACTIVAS.

Autor: TORRA ROCA JORGE.
Año: 1983.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE FISICA DE LA TIERRA Y DEL COSMOS. FACULTAD DE FISICA. UNIVERSIDAD DE BARCELONA..

Resumen: A PARTIR DE LOS DATOS CONTENIDOS EN UN CATALOGO COMPILADO A PARTIR DE DIVERSAS FUENTES SE DETERMINAN ALGUNOS PARAMETROS QUE PERMITEN ANALIZAR EL CAMPO DE VELOCIDADES ESTELARES EN NUESTRA VECINDAD. PARA ELLO SE RECURRE A LA DETERMINACION DE LOS MOMENTOS CENTRADOS DE LA DISTRIBUCION DE VELOCIDADES HASTA EL CUARTO ORDEN ANALIZANDOSE EL CAMPO DE VELOCIDADES CON EL DESARROLLO LINEAL DE OGORODNIKOV-MILNE. SE DETERMINAN LOS GRADIENTES DE LA VELOCIDAD DEL CENTROIDE Y LOS DE LOS MOMENTOS HASTA EL CITADO ORDEN CUARTO POR MUESTREO DIRECTO SOBRE EL CATALOGO Y POSTERIOR AJUSTE LINEAL. LOS VALORES OBTENIDOS SE INCORPORAN A LAS ECUACIONES HIDRODINAMICAS DE LA DINAMICA ESTELAR DETERMINANDOSE DE ESTA FORMA VALORES PARA LOS GRADIENTES DEL POTENCIAL Y LA VELOCIDAD GALACTOCENTRICA DEL CENTROIDE.

Autor: CORNIDE CASTRO PIÑEIRO MANUEL.
Año: 1982.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA. UNIVERSIDAD COMPLUTENSE FACULTAD DE CIENCIAS FISICAS .

Resumen: SE ABORDA LA DISCUSION DE LOS DISTINTOS METODOS DE OBTENCION DE ABUNDANCIAS Y DE LOS MECANISMOS FISICOS Y CONDICIONES DE EQUILIBRIO QUE INTERVIENEN EN LA FORMACION DE LA LINEA ESPECTRAL ASI COMO LA POSIBLE CONEXION ENTRE LA ABUNDANCIA Y LA ACTIVIDAD CROMOSFERICA EN EL CONTEXTO DEL ANALISIS DE ESTRELLAS DE TIPO SOLAR PARA LAS CUALES SE HAN OBTENIDO ADEMAS DE LAS ABUNDANCIAS POR DISTINTOS METODOS LOS PARAMETROS ATMOSFERICOS Y LOS CORRESPONDIENTES MODELOS DE ATMOSFERA.

Autor: CASTRO RUBIO ELISA DE.
Año: 1981.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FISICAS UNIVERSIDAD COMPLUTENSE .

Resumen: EN ESTE TRABAJO SE HA ESTUDIADO LA ESTRUCTURA FISICA DE LAS REGIONES ATMOSFERICAS MAS EXTERNAS (CROMOSFERAS Y CORONAS) EN ESTRELLAS DE LOS ULTIMOS TIPOS ESPECTRALES UTILIZANDO PARA TAL FIN LOS ESPECTROS DEL ULTRAVIOLETA OBTENIDOS CON EL IUE (INTERNATIONAL ULTRAVIOLET EXPLORER). LOS ANALISIS DE LAS LINEAS DE EMISION PRESENTES EN DICHO RANGO ESPECTRAL HAN PERMITIDO OBTENER UNA RED DE MODELOS FISICOS PARA UN GRUPO DE ESTRELLAS ENANAS.

Autor: REGLERO VELASCO VICTOR EMILIO.
Año: 1981.
Universidad: VALENCIA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS MATEMATICAS DE LA UNIVERSIDAD LITERARIA DE VALENCIA..

Resumen: SE ESTABLECE UN MODELO DE DISTRIBUCIONES SUPERFICIALES BASADO EN LAS PROPIEDADE S INTEGRALES DE LA SERIE DE LAPLACE PARA RESOLVER LAS CURVAS DE LUZ EXPERIMENTALES DE ESTRELLAS CON ACTIVIDAD SUPERFICIAL TIPO SOLAR SPOTS . EL MODELO TIENE EN CUENTA DIVERSOS COLORES O BANDAS FOTOMETRICAS SIMULTANEAMENTE PARA DEDUCIR LAS DIFERENCIAS DE TEMPERATURA ENTRE LAS MANCHAS Y LA FOTOSFERA. SE APLICA A RSCUN ESTRELLA DE LA QUE PREVIAMENTE SE REALIZA UN ESTUDIO FOTOMETRICO CLASICO CON LOS DATOS DE LA U. DE CATANIA Y U. DE FLORIDA DE LOS AÑOS 1963-81. SE DEDUCE LA EXISTENCIA DE CICLOS ANALOGOS A LOS SOLARES E INDICACIONES SOBRE LA EXISTENCIA DE ROTACION DIFERENCIAL EN ESTA ESTRELLA.

Autor: GIMENEZ CAÑETE ALVARO.
Año: 1980.
Universidad: GRANADA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE ANDALUCIA (CSIC).

Resumen: SE HAN ESTUDIADO LAS ECUACIONES QUE LOGRAN LA DISTORSION ESTELAR POR ROTACION Y MAREAS AL MOVIMIENTO SECULAR DE LA LINEADE LOS APSIDES INCLUYENDO LOS EFECTOS DE LA RELATIVIDAD GENERAL Y LA POSIBLE EXISTENCIA DE UN TERCER CUERPO. DESDE EL PUNTO DE VISTA OBSERVACIONAL SE HAN FIJADO LOS NECESARIOS CRITERIOS DE SELECTIVIDAD Y SE FORMO UN CATALOGO DE CANDIDATOS. EL DESARROLLO DE UN PROGRAMA COMPLETO DE OBSERVACIONES PERMITIO LA DETERMINACION DE LAS CONSTANTES DE ESTRUCTURA INTERNA CON SUFICIENTE PRESION EN UNA AMPLIA MUESTRA DE ESTRELLAS. SE HA DESARROLLADO ASIMISMO UN NUEVO METODO DE ANALISIS SECUENCIAL Y MINIMIZADO LOS ERRORES MEDIOS. COMO RESULTADO SE ELIMINO LA APARENTE DISCREPANCIA ENTRE OBSERVACIONES Y METODOS TEORICOS Y ADEMAS SE OBTUVO UNA RELACION LINEAL ENTRE LA EVOLUCION DE LA DISTRIBUCION INTERNA DE DENSIDADES Y EL VALOR SUPERFICIAL DE LA GRAVEDAD DE FORMA TAL QUE K2R2 SE MANTIENE CONSTANTE CON EL TIEMPO.

Autor: SAEZ CANO MANUEL.
Año: 1980.
Universidad: GRANADA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE ANDALUCIA (CSIC).

Resumen: LA EXISTENCIA EN LA PARTE ROJA DE LA BANDA DE INESTABILIDAD DE ESTRELLAS PULSANTES DEL TIPO DELPHINI QUE PRESENTAN ANOMALIAS DE ABUNDANCIA ESTA EN CONTRADICCION CON LA TEORIA DE LA DIFUSION QUE PREDICE LA TOTAL DESAPARICION DEL HELIO DE LAS CAPAS EXTERNAS. PROPONEMOS QUE LAS ENVOLTURAS DE LAS ESTRELLAS DEL NO ESTAN COMPLETAMENTE DESPROVISTAS DE HELIO. UN MECANISMO DE MEZCLA PARCIAL PODRIA MANTENER UNA ABUNDANCIA INTERMEDIA DE HE PERIMITIENDO LAS SOBREABUNDANCIAS METALICAS Y RESTABLECIENDO UNA ABUNDANCIA NORMAL DE CA. LOS MODELOS DE ENVOLTURA QUE HEMOS CALCULADO CON IMPORTANTES MEJORAS EN LA FISICA (PRINCIPALMENTE EN LAS OPACIDADES) MUESTRAN QUE PARA UN LOG TC X 3.9 LA VARIABILIDAD SE OBTIENE PARA Y=0.18 LOS ESCASOS DATOS OBSERVACIONALES DISPONIBLES APOYAN LA HIPOTESIS DE QUE TODAS LAS DEL SON VARIABLES Y QUE ESTAS GIRAN MAS RAPIDAMENTE QUE LAS AN CLASICAS

Autor: DOCOBO DURANTEZ JOSE ANGEL.
Año: 1976.
Universidad: ZARAGOZA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: DEPARTAMENTO DE FISICA DE LA TIERRA Y DEL COSMOS (FACULTAD DE CIENCIAS).

Resumen: SE ESTUDIA EL MOVIMIENTO EN CADENA BARICENTRICA DE UNA ESTRELLA E1 RELATIVO A OTRA E0 PERTURBADO POR UNA LEJANA E2 CUYO MOVIMIENTO REFERIDO AL CENTRO DE GRAVEDAD DE E0 Y E1 SE SUPONE ELIPTICO KEPLERIANO./LAS ECUACIONES DEL MOVIMIENTO ESCRITAS EN FORMA HAMILTONIANA SON INTEGRADAS POR MEDIO DEL METODO DE PERTURBACIONES DE ADEPRIT Y POR LA VARIANTE DE ESTE METODO DADA POR V. CAMARENA Y OTROS./ EL PROBLEMA DE PEQUEÑOS DIVISORES SE RESUELVE APLICANDO LA INVARIANCIA DEL METODO DE ADEPRIT O BIEN TOMANDO LA ORBITA DE E1 EN TORNO ADREPIT O BIEN TOMANDO LA ORBITA DE E1 EN TORNO A E0 COMO CIRCULAR./ POR ULTIMO TODA LA TEORIA OBTENIDA EN LA MEMORIA ES APLICADA AL SISTEMA ADS-1631 TOMANDO COMO ESTRELLA TRIPLE CON RESULTADOS SATISFACTORIOS