EVOLUCION ESTELAR Y DIAGRAMA HR

Autor: MORA FERNÁNDEZ ALCIONE.
Año: 2003.
Universidad: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS.

Resumen: En esta tesis se presentan los resultados de un estudio, basado en espectros de alta resolución (***=49000), del gas circunestelar (CircumStellar, CS) en las estrellas UXOR de masa intermedia BF Oris, SV Cep, UX Ori, WW Vul y XY Per. Las observaciones empleadas son un conjunto de 38 espectros échelle, obteniendo en el rango espectral 3800-5900A, con los que se ha efectuado un seguimiento de las estrellas en escalas temporales de meses, días y horas. Todos los espectros muestran un gran número de componentes de absorción desplazadas al rojo y al azul superpuestas sobre el espectro fotosférico estelar, en líneas de Balmer y metálicas. Se han utilizado espectros sintéticos, generados a partir de los programas y modelos de atmósfera de Kurucz, para estimar velocidades de rotación, temperaturas efectivas y gravedades estelares. Se han sustraído los mejores modelos fotosféricos de cada espectro observado para determinar las componentes de absorción variables debidas al gas circunestelar. Dichas componentes han sido caracterizadas, mediante ajustes gaussianos multicomponente, en términos de su velocidad, v, dispersión de velocidades, Av, y absorción residual, Rmax. Las componentes de absorción detectadas en cada espectro se pueden agrupar en eventos de acuero a la similitud de velocidades radiale,s lo cual es interpretado como la huella de la evolución dinámica de condensaciones de gas. La mayoría de los eventos experimentan aceleraciones/desaceleraciones del orden de décimas de ms-2. El tiempo de vida típico de estos eventos es de unos pocos días. Ni la dispersión de velocidades ni la intensidad relativa de las absorciones de las componentes muestran cambios drásticos durante el tiempo de vida de los eventos. Esto sugiere que son originados por pequeñas nubes de gas que mantienen su identidad geométrica y física. El estudio de las relaciones de intensidad entre distintas líneas para los distintos eventos sugiere una composición similar a la solar para la mayor parte del gas CS. Esto confirma algunos resultados previos y excluye un medio ambiente muy rico en metales como el origen común de las componentes transitorias en estrellas UXOR. Los datos obtenidos suponen restricciones o validaciones observacionales que pueden ser aplicadas en los modelos teóricos de condiciones físico-químicas del gas CS en estrellas jóvenes. En particular, se sugiere que la presencia simultánea de gas en caída y eyectado por la estrella debería ser investigado con el contexto de modelos detallados de acreción magnetosférica, similares a los propuestos para las estrellas T Tauri de baja masa. Se ha descubierto que WW Vul es una estrella peculiar porque, además de mostrar gas en caída y eyección con propiedades similares a las observadas en las otras estrellas, presenta también componentes de absorción transitorias en líneas metálicas sin contrapartida obvia en las líneas de hidrógeno. Este hecho podría, en principio, sugerir la presencia de nubes de gas CS de metalicidad elevada alrededor de WW Vul. La existencia de una componente de gas rico en metales debe, sin embargo, ser confirmada mediante observaciones adicionales y una análisis cuantitativo detallado. Todos estos resultados han sido publicados por Mora et al. (2002, capítulo 5) y Mora et al. (2004, capítulo 6). También se han determinado velocidades de rotación para una gran muestra de estrellas PMS y de tipo Vega mediante espectros échelle de alta resolución (*** = 49000). Para determinar las velocidades se ha utilizado el primer mínimo de la transformada de Fourier de diversos perfiles de línea fotosféricos. Las velocidades obtenidas han sido publicadas por Mora et al. (2001, ver capítulo 4), junto con determinaciones de tipos espectrales realizadas por otros coautores.

Autor: CASTRO CARRIZO ARÁNZAZU.
Año: 2002.
Universidad: COMPLUTENSE DE MADRID.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.

Resumen: Las nebulosas planetarias y sus progenitores más inmediatas, las proto-nebulosas planetarias, son algunos de los objetos celestes más espectaculares, y representan las últimas fases en la vida de muchas estrellas. Estas nebulosas circunestelares con objetos en transición, y por ello se caracterizan por sufrir enormes cambios en su morfología, cinemática, química y condiciones de excitación. En esta tesis se estudian algunos de los cambios que se llevan a cabo durante la formación de las nebulosas planetarias, en particular con respecto a las condiciones de excitación del gas nebular y a su dinámica. En primer lugar se estudia, en una muestra amplia de objetos que evolucionan hacia la fase de nebulosas planetarias, el gas atómico en estado de baja excitación. Se investiga acerca de su origen (ya sean regiones de fotodisociación o regiones excitadas por choques), sus condiciones físicas y su relevancia en las diferentes fases de estas nebulosas. Este trabajo se ha llevado a cabo a partir de numerosas observaciones de transiciones de estructura fina (entre las que destacamos (OI) 63 um y (CII) 158 um) con el telescopio espacial infrarrojo ISO. Por otro lado, se estudia la dinámica nebular a partir de la emisión del gas molecular de todos los objetos (bien identificados) que se encuentran en fase de evolución hacia nebulosas planetarias, y se establece una estadística amplia sobre sus características. Se parte de observaciones realizadas por la doctoranda de las transiciones rotacionales J=2-1 y 1-0 de la molécula 12CO y de su isótopo 13CO, con el radiotelescopio de 30m de Pico de Veleta, y se amplia el estudio con datos encontrados en la bibliografía. Se estiman por primera vez de manera sistemática los parámetros dinámicos (la masa, el momento lineal y la energía) de las diferentes componentes cinemáticas que se identifican en las proto-nebulosas planetarias. Por último, se ha estudiado en profundidad la estructura y la dinámica de tres nebulosas particulares, las proto-nebulosas planetarias M 2-56 y Frosty Leo, y la hipergigante amarilla IRC+10420 (ya que se piensa que podría dar lugar a una nebulosa planetaria). Para ello se han realizado observaciones de gran resolución espacial y espectral de la emisión procedente del gas molecular nebular (con el radiointerferómetro de Planteau de Bure, Francia), así como imágenes de luz en el visible (realizadas con el satélite espacial Hubble).

Autor: MARIN FRANCH ANTONIO.
Año: 2002.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: La tesis doctoral presentada por Antonio Marín, trata sobre la técnica de las fluctuaciones de brillo superficial. Se fundamenta en el estudio detallado de una fuente de varianza concreta. A partir del análisis de la varicuza se puede obtener propiedades de la población de los objetos bajo estudio. Los campos astrofísicos a los cuales se ha aplicado esta técnica en este trabajo han sido aquellos para los cuales esta técnica había sido poco o nada desarrollada, siendo esto una novedad en esta tesis. En particular, se ha aplicado un estudio de -- globales en elipticos e intergalácticos, determinación de la pendiente de la función de cuentos de galaxias, determinación de la edad, metalidad y distancia de galaxias --.

Autor: RECIO BLANCO ALEJANDRA.
Año: 2002.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE CANARIAS.

Resumen: El objetivo de la tesis es el estudio de las estrellas calientes de rama horizontal en cúmulos globulares. Estas estrellas aclanzan hasta 35000 k de temperatura y puede ser las responsables del escexo UV en galaxias elípticas. Se ha utilizado UVES+VLT para estudiar la velocidad de rotación de 61 estrellas en diferentes cúmulos utilizando espectroscopía de alta resolución. Según este estudio, las estrellas con Teff>11000 k presenta sólo velocidades de rotación lenta, mientras que las estrellas con Teff>11000 k pueden tener velocidades de rotación rápidas y lentas. Esta discontinuidad parece coincidir con el conocimiento de procesos difusivos en las estrellas que dan lugar a anomalías de abundancias en las estrellas más calientes. Se ha estudiado también la dependencia de la extensión en temperaturas de la rama horizontal con los distintos parámetros del cúmulo. Mediante un análisis estadístico multivariable se ha encontrado que dicha extensión viene determinada no sólo por la velocidad del cúmulo (lo que ya era conocido) sino también por la luminosidad total del mismo, pudiendo haber otras dependencias de menor grado. Como característica nueva, se ha encontrado un saldo de luminosidad en las estrellas del cúmulo MGC6752 más calientes que 23000 k.

Autor: LÓPEZ MARTÍ BELÉN.
Año: 2002.
Universidad: VALENCIA .
Centro de lectura: FÍSICA.
Centro de realización: THÜRINGER LANDESSTERNWARTE (TLS), TAUTUNBURG, ALEMANIA.

Resumen: Esta tesis presenta los resultados de un estudio de la población de enanas marrones en cuatro regiones centrales de formación estelar, llevado a cabo con la cámara WFI, instalada en el telescopio de 22 m del Observatorio de la Silla. Nuestro estudio ha relevado una notable población de enanas marrones en las nubes oscuras de Camaleón I y el lobo, mostrando que éstas pueden ser tan abundantes como las estrellas de baja masa. Ambas clases de objetos tienen una distribución especial parecida, evidencia de un mismo proceso de formación. No hay indicios de que los objetos menos masivos hayan sido expulsadas de sus lugares de formación. Las escasez de binarias visudes contradice una formación planetaria. Además, algunas enanas marrones tienen una intensa emisión en H2, indicativa de acreción. En Camaleón I, observaciones con ISOCAM muestran que esta emisión está relacionada con exceso en el infrarrojo medio, indicio de la presencia de un disco circunestelar. En Camaleón I, no se observa ningún descenso del nivel dde emisión en rayos X para tipos espectrales hata M7.5, bien entrado el régimen subestelar indicando que las enanas marrones jóvenes pueden ser tan activas como las estrellas. No hay correlación significativa entre la emisión en rayos X y en H2, un nuevo indicio de que esta última está cansad por la acreción y no por actividad cronosférica. En Camaleón II y Cornoa Astral encontramos un notable número de objetos de baja luminosidad que requieren confirmación espectroscópica. Pocos o ningún objeto de tipo espectral H7 - H9 fueron identificados, quizá evidencia de un déficit real de enanas marrones.

Autor: GIL PONS PILAR.
Año: 2002.
Universidad: POLITECNICA DE CATALUÑA.
Centro de realización: DEPTS. FISICA APLICADA Y FISICA I INGENIERIA NUCLEAR.

Resumen: Nuestro estudio se ha concentrado en el análisis de escenarios evolutivos de estrellas de masa intermedia en sistemas biinteractuantes, desde la secuencia principal, hasta los últimos estadios evolutivos. En una primera parte hemos hecho un breve repaso de la teoría de evolución estelar, hemos dado unas nociones de elementos básicos de sistemas binarios y hemos repasado el tipo de contrapartidas observacionales que son susceptibles de ajustarse modelos que proponemos. El segundo capítulo considera, en concreto, la evolución de una estrella de 10 Ms (primaria) y metalicidad solar, en presencia de una compañera cercana (secundaria) de masa baja o intermedia, y con un período inicial tal que permita un primer proceso de transferencia de masa de tipo B y con envoltura común. A pesar de perder aproximadamente 8 Ms, la primara es capaz de completar la combustión central del carbono en condiciones de degeneración parcial y dar lugar a un enana blanca de 1.1 M núcleo de oxígeno y neón (ONe) y envoltura de carbonon y oxígeno (CO). Los posibles destinos finales de la binaria, inversión de la transferencia de masa han sido considerados. En el tercer capítulo se realiza un estudio similar al primero, con una primaria de 9 Ms, pero además también se contempla el detalle las distintas posibilidades de evolución en función de los parámetros orbitales iniciales del sistema. Si se evita el --- de coalescencia de componentes, la primera evoluciona a enana blanca de Co de 0.98 Ms. Si la evolución previa no --- episodios de envoltura común, la secundaria sufrirá una explosión supernova y dará lugar a una estrella de neutrones. Evolución previa sí involucra episodio de envolutura común, la secundaria evolucionará a enanaa blanca de CO (rango de masas bajas) o de ONe (rango superior de masas). En el cuarto capítulo se utiliza resultados de los anteriores y cálculos de evolución análogos para reconsiderar el problema proporción de explosiones de nova que involucran enanas blancas de ONe. Nuestros cálculos no sólo añaden el efecto binariedad a los estudios previos, sino que además contemplan los efectos de selección observacional. Hemos obtenido aproximadamente un 32% de las novas pueden alojar enanas blancas de ONe para una muestra limitada en volumen, pero ésta proporción aumenta a un 42% si se tiene en cuenta una distribución conforma de disco, que se podría ajustar bien distribución de novas en la Galaxia. Hemos incidido en que la presencia de novas de ONe no han de implicar necesariamente detección de cantidades importantes de neón en el material eyectado durante la explosión. Y hemos justificado nuestra afirmación a partir de los perfiles de composición química de nuestras enanas blancas resultantes y la capa externa de CO que presenta. Finalmente, nos hemos ocupado del estudio de estrellas primordiales (Población III, de metalicidad cero y que, por lo tanto, se pueden identificar con las primeras estrellas del universo) en presencia de compañeras cercanas. A partir de un modelo de 9 Ms, hemos analizado por primera vez en este tipo de objetos el proceso de combustión de carbono en condiciones de degeneración parcial y hemos calculado los primeros pulsos de la llamada thermally pulsing asymptotic giant branch phase, (TP-AGB). Hemos estudiado la evolución de las abundancias de carbono, nitrógeno y oxígeno en la superficie a lo largo de las distintas fases de dragado de material procesado por reacicones nucleares en las regiones centrales de la estrella, y hemos analizado los efectos de la transferencia de masa sobre componentes secundarias (también de metalicidad cero) de distintas masas. La acreción sobre estos objetos, y, sobre todo, la contaminación con carbono, nitrógeno y oxígeno llegados con el material transferido por la estrella primaria, da lugar a su evolución como las estrellas llamadas de Población II. Hemos comentado las implicaciones de este tipo de estudios sobre las primarias fases de la evolución química de la Galaxia.

Autor: MARCO TOBARRA AMPARO.
Año: 2001.
Universidad: VALENCIA.
Centro de lectura: FÍSICA.

Resumen: El objetivo de la tesis es caracterizar la población estelar de cumulos abiertos jovenes para contrastar las teorias de formación estelar con hechos observacionales. Se ha obtenido fotometria uuhg-hp de 350 estrellas del cumulo hyx persei y 114 del NGC 1893. Se estudian las pertenecientes usando los diagramas fotometicos y de ellos se derivan los parámetros astrofísicos fundamentales: enrojecimiento y distancia. Con las isocronas se calculan las edades. Para hyx pensei tanto el enrrojecimiento como las distancias calculadas sugieren que ambut provienen de una misma región de formación estelar. Se detecta una pequeña discrepancia en el cálculo de edades del h persei entre las estrellas mas masivas y el resto sugiriendose la presencia de dos epocas de formación. En el NGC 1893 se calculan los mismos parámetros básicos con una distancia 6.010 Hpc lo que indica como poco probable su pertenencia a la asociación hur OB2. Se identifican 6 estrellas con lineas de emisión BO-F clasificandolas como objetos de pre-secuencia principal. Aparecen un número considerable de estrellas que se desvian en los diagramas fotometricos que podrían ser T-TAU- un estudio adicional incluyendo espectroscopia, esta en curso para confirmar la naturaleza de los objetos.

Autor: VILLAVER SOBRINO EVA.
Año: 2000.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: FACULTAD DE FISICA.

Resumen: Cuando la envoltura de una estrella en la rama asintontica de gigantes (RAG) es eyectada e inonizada por el nucleo estelar se produce la formacion de las nebulosas planetarias (NPs). La NPs representan un entorno inigualable para el estudio de procesos fisicos fundamentales como la evolucion estelar y la evolucion quimica del medio interestelar (MI) galactico ya que la historia del viento estelar permanente grabada en la morfologia, abundancia quimica y cinematica del gas nebular. Sin embargo no es posible calcular la evolucion temporal de la perdida de masa durante la RAG a partir de principios basicos y por tanto los modelos de evolucion estelar se basan en formulas de perdida de masa semi-empirica que necesitan ser probadas. En esta tesis he usado esta valiosa pieza de informacion para probar la formacion de las nPs. En esta tesis, se ha llevado a cabo una aproximacion al problema de la formacion de nebulosas planetarias desde dos frentes. Por un lado, se han observado las propiedades de una amplia muestra de objetos que morfologicamente presentan capas multiples, estudiando la cinematica de las diferentes capas mediante la obtecion y analisis de espectros echelle de alta resolucion. Por otro lado, se ha estudiado la evolucion del gas circumestelar desde la fase de pulsos termicos durante la rama asintotica de gigantes (RAG) hasta la formacion de la NP. Para ello, se han realizado simulaciones numericas de la hidrodinamica del gas, utilizando descripciones realistas del viento estelar en cada fase, tal y como predicen los modelos teoricos de evolucion estelar. Se ha investigado en un intento para obtener una vision completa del proceso de formacion de las NPs y de sus caracteristicas, la evolucion del gas eyectado para todo el rango de masas, que, de acuerdo con la teoria de evolucion estelar, dan origen a su formacion. Para ello, se han utilizado seis modelos con masas 1,1.5,2,2.5,3.5 y 5 masas solares y metalicidad solar. Se ha estudiado tambien, el efecto de la presion ejercida por el medio interestelar (MI) circundante en la evolucion dinamica del viento estelar, utilizando diferentes parametros para definir las caracteristicas del medio. La evolucion del gas circumstelar viene determinada, fundamentalmente por la energia, que en forma de viento y radiacion inyecta la estrella central, y dado que esta cambia radicalmente en cada estadio evolutivo considerado, se ha separado su descripcion en tres fases. La RAG, el tiempo de transicion y finalmente la formacion de la NP. En cada fase se ha realizado una comparacion con observaciones, lo cual, permite establecer restricciones sobre la informacion que se puede extraer de las observaciones acerca de cual ha sido la historia de perdida demasa sufrida por la estrella. A partir de los resultados de las simulaciones numericas se discuten las mejoras que podrian hacerse a los futuros moelos de evolucion estelar. Se ha incluido tambien un estudio de la interaccion de la perdida de masa de una estrella con el MI, asumiendo que la estrella evoluciona mientras se mueve a velocidad supersonica a traves de un MI homogeneo. Se han investigado las condiciones del MI y velocidad relativa de la estrella necesarias para que aparezcan asimetrias en las capas externas y las consecuencias que el movimiento relativo de la estrella tiene en la formacion de la NP.

Autor: MARTINEZ DELGADO DAVID.
Año: 1999.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: En esta tesis la población estelar de las galaxias enanas del Grupo Local NGC 185 y Phoenix es investigada a partir de fotometría obtenida en telescopios en tierra y usando diagramas color-magnitud sintéticos. El principal resultado de esta tesis es que ambas galaxias presentan periodos largos de actividad de formación estelar y gradientes en sus poblaciones estelares, lo que proporcionan nuevos indicios acerca de la formación y evolución de las galaxias enanas en general. Entre los resultados más interesantes se obtiene que la galaxia elíptica enana NGC 185 esta compuesta por una mezcla de estrellas viejas, de edad intermedia y jóvenes, y por tanto, no ajusta el concepto clásico de "sistema de población-II puro" atribuido históricamente a estas galaxias hasta hace pocos años. In Phoenix, una galaxia intermedia entre Irregular y esferoidal, se encuentra evidencias de esta galaxia podria haber expulsado todo su gas tras un episodio de formación estelar hace 100 Myr, proporcionando nuevas pistas acerca de la relación evolutiva entre estos dos tipos de galaxias. Otro resultado muy importante es el hallazgo de una población subyacente en Phoenix distribuida en una componente esferoidal externa similar a los halos de las galaxias espirales. Este resultado es consistente con la hipótesis de que estas galaxias son los objetos "primeval" del Universo, tal como predicen los escenarios modernos de formación jerarquizada de galaxias.

Autor: ROSENBERG GONZALEZ ALFREDO RAFAEL.
Año: 1999.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Resumen: El objetivo de esta tesis es el estudio de la historia de formación de nuestra Galaxia. Para ello, hemos analizado los sistemas estelares más viejos, los cúmulos globulares, obteniendo como resultado principal el que esa formación e produjo mediante un colapso rápido del halo. La tesis se presenta en tres bloques principales. -En el primero se estudian dos cúmulos en gran detalle: Palomar 1 y Palomar 12. Para el primero se ha realizado tanto fotometría como espectroscopía, habiéndose hecho así un estudio total del mismo, y siendo el resultado más relevante el hecho de que es el cúmulo globular más joven descubierto hasta el momento. El segundo cúmulo, Palomar 12, ha sido observado por tratarse de un cúmulo joven, y además, porque nos servirá para comprobar los métodos y calibrar cuantitativamente los resultados obtenidos en el tercer bloque. Determinados en nuestro estudio, para este cúmulo, una edad de un 68+- 10% de la de los cúmulos 47 Tucanae y M 5. -En el segundo bloque se presenta el catálogo de diagramas color magnitud que constituye la base observacional de la tesis. El catálogo está compuesto por cincuenta y dos cúmulos globulares que hemos observado en ambos hemisferios, y representa la base da datos más amplia y homogénea existente en la actualidad. Los cúmulos estudiados fueron seleccionados bajo un criterio de proximidad, ya que se pretendía muestrear los diagramas desde las estrellas más brillantes de la rama de gigantes, hasta algunas magnitudes bajo el turn-off. -En el tercer bloque se presenta el principal resultado de esta tesis: un estudio de la edades realtivas de treinta y cinco cúmulos de nuestra muestra, mediante el cual hemos estudiado el proceso de formación de la Vía Láctea. De los resultados obtenidos llegamos a la conclusión de que halo Galáctica(hasta 20Kpc) se formó en un proceso rápido, del orden de 10º años o menos. Además existen algunos (pocos)cúmulos globulares que resultan ser más jóvenes de media. Se apuntan la posibilidad de que estos cúmulos puedan proceder de galaxias enanas destruidas por el pozo de potencial de la Vía Láctea e incorporadas a la misma.

Autor: SUSO LOPEZ M. JULIA.
Año: 1998.
Universidad: VALENCIA .
Centro de lectura: MATEMATICAS.

Autor: RIBAS CANUDAS IGNASI.
Año: 1998.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: En este trabajo hemos utilizado datos fundamentales de binarias eclipsantes con líneas dobles para estudiar las incertidumbres más importantes que afectan a la actural teoría de evolución estelar. Hemos recopilado una muestra de sistemas de la literatura, que ha sido completada con tres nuevos sistemas provenientes del análisis de nuestras propias observaciones. La comparación de las predicciones de los modelos y las observaciones se llevó a cabo mediante un algoritmo, basado en que los modelos evolutivos deberían ajustar una isocrona a las dos componentes para una cierta composición química. EL análisis detallado de algunos sistemas críticos nos ha permitido proponer la primera calibración empírica de la dependencia del overshooting convectivo en función de la masa estelar. Además, hemos hallado evidencias que apuntan hacia una pérdida de la eficacia del overshooting al disminuir la metalicidad. A partir de los valores intrínsecos de Z e Y, obtenidos del algoritmo, hemos llevado a cabo una estimación de la ley de enriquecimiento químico y de la abundancia primordial de helio. Paralelamente, otros temas tales como el análisis de los modelos evolutivos para masas subsolares y la determinación de la distancia a la LMC han sido también estudiados.

Autor: MOITINHO ALMEIDA SILVA DIAS ANDRE M..
Año: 1998.
Universidad: GRANADA.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE ANDALUCIA/UNIV. GRANADA.

Resumen: La formación estelar en galaxias espirales e irregulares ocurre en complejos con dimensiones típicas de 1 Kpc. Uno de los aspectos más relevantes de estos complejos en la vecindad solar es que están asociados los picos y valles destectados en la topografía del disco Galáctico. En particular se ha identificado una gran depresión a la que se ha llmado Big Dent(Alfaro y col. 1991) que coincide con el complejo estelar III detectado por Efremov & Sitnik(1988). El análisis de la estructura espacio-temporal de los cúmulos jóvenes asociados al Big Dent ha revelado una estractificación Z-edad en el sentido que los cúmulos cuanto más jóvenes más abajo se encuentran del plano Galáctico. Esta estratificación Z-edad puede ser explicada por la colisión de una nube de alta velocidad con el disco Galáctico(Cabrera-Caño y col. 1995). Sin embargo estos resultados se han basado en datos de catálogos no homogéneos, por lo que pueden resultar de algún artefacto. Así, y dado el interés del problema,nos hemos propuesto analizar la estructura espacio-temporal de la región donde se ha indicado la existencia del Big Dent. Para alcanzar estos objetivos hemos realizado observaciones CCD en el sistema UBVRI de 30 cúmulas en y alrededor de la región del Big Dent. Como resultado de las observaciones realizadas se ha construido un catálogo de fotometría homogénea y precisa de 64.619 estrellas, alcanzando una magnitud limite de V-21. Esta fotometría ha sido utilizada en la determinación de las distancias y edades de los cúmulos observados. El conjunto de distancias y edades ha permitido realizar el estudio espacio-temporal de la región del Big Dent. Como resultado, se ha confirmado la existencia de esta depresión y de la estratificación en edad anteriormente indicadas. Con estos resultados se han cumplido los objetivos científicos de esta tesis. Además hemos contribuido con un catálogo fotométrico de aproximadamente 65.000 estrellas que será utilizado en investigaciones posteriores.

Autor: ORTIZ GARCIA ELENA.
Año: 1997.
Universidad: AUTONOMA DE MADRID.
Centro de lectura: CIENCIAS.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: FISICA TEORICA PROGRAMA DE DOCTORADO: FISICA TEORICA.

Resumen: Del estudio crítico de los indicadores de vientos y discos en estrellas pre-secuencia principal y de las relaciones de dichos indicadores entre sí y con la propia estrella se puede concluir que los apoyos observacionales al modelo en el que el origen del viento está en el disco no son tan concluyentes como se ha venido afirmando. Los diagnósticos de viento y disco que se han empleado hasta ahora para analizar esta hipótesis no son apropiados. En primer lugar, la línea de Halfa no es un indicador sin ambiguedad ni de viento ni de acreción. Además, el tipo de perfil en esta línea no tiene relación directa con la distribución energética característica, debida al polvo circunestelar. La evolución de este polvo circunestelar y de la región emisora de Halfa tiene lugar de forma independiente. Por otro lado, la emisión Halfa y la de (OI) -trazadora del viento- están directamente relacionadas con la propia estrella, pese a lo afirmado en trabajos anteriores, que empleaban muestras muy pequeñas. Dichos trabajos no tenían en cuenta todos los factores que intervienen en el origen de los indicadores empleados. Los excesos de luminosidad y color infrarrojos también están relacionados con la propia estrella. De esta forma, la relación entre éstos y la emisión de líneas puede deberse a una relación de ambos con la estrella y no necesariamente a que el origen de las líneas esté en la acreción del disco. Esto se ve reforzado por el hecho de que ALir/Lph -parámetro que, además de eliminar la relación del exceso de luminosidad en el IR con la luminosidad fotosférica de la estrella, mide la importancia de procesos extras al reprocesado, en particular de la acreción -no tiene relación con la emisión de líneas. De cualquier forma, no es descartable una relación entre viento y acreción, pero se han de buscar indicadores adecuados de ambos.

Autor: ASIAIN GARCIA RICARD.
Año: 1997.
Universidad: BARCELONA.
Centro de lectura: FISICA.

Resumen: Este trabajo doctoral ha sido dedicado al estudio de la detección, caracterización y evolución de los grupos móviles, sistemas de estrellas no ligadas gravitatoriamente que comparten aproximadamente las mismas propiedades cinemáticas y que, en general, ocupan extensos volúmenes del entorno solar. Hemos desarrollado un método robusto que permite separar las estrellas de grupos móviles de las de campo sin suponer para ello ningún conocimiento a priori sobre sus principales propiedades cinemáticas. Este método ha sido aplicado a una muestra de estrellas tempranas del entorno solar cuidadosamente seleccionadas para garantizar una buena estimación de sus edades y velocidades. Hemos utilizado en nuestro estudio los datos astrométricos de gran precisión obtenidos por la misión HIPPARCOS y recientemente publicados. Como resultado hemos encontrado algunos de los grupos móviles clásicos y, a su vez, otras corrientes estelares correspondientes a subestructuras en el espacio de (U,V,W,log edad). Hemos analizado distintas cuestiones abiertas sobre el origen, evolución y persistencia de los grupos móviles, para lo cual hemos desarrollado un algoritmo que nos ha permitido determinar las trayectorias estelares mediante el uso de un potencial de la galaxia realístico, y hemos encontrado la ley empírica de calentamiento del disco y sus efectos sobre las trayectorias estelares.

Autor: ZAPATERO OSORIO M. ROSA.
Año: 1996.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: EN ESTA TESIS PRESENTAMOS LA BUSQUEDA, DETECCION Y CARACTERIZACION DE LAS ENANAS MARRONES EN EL CUMULO ABIERTO JOVEN DE LAS PLEYADES. PARA ELLO HEMOS REALIZADO DOS EXPLORACIONES FOTOMETRICAS CCD EN LOS FILTROS RI E IZ QUE HAN CUBIERTO 0.16 GRADOS 2 Y 1 GRADO 2 EN EL CENTRO DEL CUMULO, Y ALCANZADO MAGNITUDES LIMITE I= 21.0 Y 22.2, RESPECTIVAMENTE. ESTAS EXPLORACIONES HAN PERMITIDO DESCUBRIR CANDIDATOS A ENANAS MARRONES CON MAGNITUDES 17.8

Autor: GALLART GALLART M. CARMEN.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: LA TESIS PRESENTADA EXPONE UN NUEVO METODO PARA DERIVAR LA HISTORIA DE LA FORMACION ESTELAR EN GALAXIAS IRREGULARES ENANAS. INTENTOS ANTERIORES SE HAN VISTO SIEMPRE MUY LIMITADOS DEBIDOS A LA DIFICULTAD DE SEPARAR LOS EFECTOS DE LA EDAD Y LA METALICIDAD DE LAS ESTRELLAS, JUNTO CON LAS INCERTIDUMBRES EN DIFERENTES PARAMETROS (EL RITMO DE FORMACION ESTELAR, LA LEY DE ENRIQUECIMIENTO DE METALICIDAD, ETC.). TODO ELLO SE HA VISTO ADEMAS COMPLICADO POR LAS DIFICULTADES INTRODUCIDAS POR EL ANALISIS DE LAS OBSERVACIONES. LA TESIS PRESENTADA COMIENZA POR ANALIZAR EN DETALLE TODOS LOS EFECTOS QUE PUEDEN AFECTAR AL RESULTADO FINAL. EL CUIDADOSO ANALISIS REALIZADO, DONDE DESTACA EL ORIGINAL TRATAMIENTO DE LOS EFECTOS DE ABIGARRAMIENTO DE LAS ESTRELLAS Y EL DETALLADO ANALISIS DE LAS FUENTES DE ERROR, PERMITEN SIMULAR CON GRAN REALISMO LOS DIAGRAMAS OBSERVADOS, EN FUNCION DE LOS PARAMETROS QUE DEFINEN LA HISTORIA DE FORMACION ESTELAR DE LA GALAXIA. ES ASI POSIBLE DERIVAR DICHOS PARAMETROS. LA UNICA LIMITACION SERIA EN EL TRABAJO PRESENTADO LO CONSTITUYE LA ADOPCION DE UNA LEY DE INCREMENTO LINEAL DE LA METALICIDAD CON EL TIEMPO. LA TESIS PRESENTADA, PUES, ABRE UNA NUEVA PUERTA AL ESTUDIO DE LA HISTORIA DE FORMACION ESTELAR DE GALAXIAS IRREGULARES ENANAS, Y CONSTITUYE UN ESTUDIO ORIGINAL DE GRAN IMPORTANCIA.

Autor: GUERRERO RONCEL MARTIN ANTONIO.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: SE HAN REALIZADO OBSERVACIONES ESPECTROSCOPICAS CON RESOLUCION ESPACIAL Y RESOLUCION ESPECTRAL INTERMEDIA PARA UNA MUESTRA DE NEBULOSAS PLANETARIAS (NP) EXTENSAS REPRESENTATIVAS DE DIFERENTES CLASES. SE HAN INCLUIDO NP CON MULTIPLES CAPAS (M 1-46, NGC 2438, NGC 5882 Y NGC 6720), BIPOLARES (K 4-55, M 1-75, NGC 2440 Y NGC 2818) Y DEFICITARIAS EN HIDROGENO (A 30 Y A 58). ESTA INFORMACION HA PERMITIDO UN ANALISIS DE LAS VARIACIONES ESPACIALES DE LA COMPOSICION QUIMICA DEL GAS IONIZADO, HACIENDO ESPECIAL ENFASIS EN EL ESTUDIO DE LOS COCIENTES HE/H, N/O Y NE/O. SE HA REALIZADO UN ESTUDIO COMPARATIVO DE LAS ABUNDANCIAS QUIMICAS Y CONDICIONES FISICAS DE LOS HALOS Y NEBULOSAS CENTRALES DE LAS NP CON MULTIPLES CAPAS. LAS ABUNDANCIAS OBTENIDAS PARA LAS NEBULOSAS CENTRALES ESTAN DE ACUERDO CON LAS PREDICCIONES QUE LOS MODELOS DE NUCLEOSINTESIS PARA ESTRELLAS DE MASAS BAJA E INTERMEDIA DAN PARA ESTRELLAS PROGENITORAS CON MASA INICIAL EN EL RANGO 1-2.5 M.. PARA M 1-46 Y NGC 6720, ADEMAS SE HAN OBTENIDO OBSERVACIONES ESPECTROSCOPICAS CON RESOLUCION ESPACIAL Y RESOLUCION ESPECTRAL ALTA QUE HAN PERMITIDO LLEVAR A CABO UN ANALISIS DE LA CINEMATICA Y ESTRUCTURA TRIDIMENSIONAL, PERMITIENDO LA RECONSTRUCCION DE LA HISTORIA DE LA PERDIDA DE MASA. LAS EDADES CINEMATICAS CALCULADAS PARA CADA CAPA ESTAN EN ACUERDO CON LAS PREDICCIONES QUE LOS MODELOS DAN PARA LA EYECCION DE MATERIAL EN SUCESIVOS PULVOS. NGC 6720, A PESAR DE SU APARIENCIA ANULAR, ES UNA CAPA EN EXPANSION QUE ESTA SIENDO DESPEDAZADA POR ALGUN TIPO DE INESTABILIDADES. EN M 1-46 SE PRESENTAN DIFERENTES VELOCIDADES QUE HACEN QUE NO SEA VALIDA LA DESCRIPCION COMO UNA CAPA EN EXPASION A UNA FIJA VELOCIDAD. LAS ABUNDANCIAS QUIMICAS DE LAS REGIONES CENTRALES DE A 30 Y A 58 HAN SIDO ESTUDIADAS EN DETALLE EN ESTE TRABAJO, HALLANDOSE QUE ENTRE EL 75 Y EL 95% DE HIDROGENO SE HA TRANSFORMADO EN HELIO. ADEMAS, LOS GRUMOS DE A 30 APARECEN SEGREGADOS EN DOS GRUPOS SEGUN SU COMPOSICION QUIMICA, MIENTRAS QUE LA REGION CENTRAL DE A 58 APARECE CLARAMENTE EXCITADA POR UNA ONDA DE CHOQUE. LAS NP BIPOLARES MUESTRAN ELEVADAS ABUNDANCIAS DE HELIO Y ALTOS COCIENTES DE N/O, INDICATIVOS DE CORRESPONDER CON ESTRELLAS PROGENITORES INICIALMENTE MASIVAS (4-8 M.). EN ESTE SENTIDO, CABE DESTACAR LA PRESENCIA DE REGIONES ANULARES DE INTENSA EMISION DONDE LOS COCIENTES DE N/O HALLADOS DIFICILMENTE PUEDEN EXPLICARSE EN EL CONTEXTO DE LOS ACTUALES MODELOS DE NUCLEOSINTESIS PARA ESTRELLAS DE MASA BAJA E INTERMEDIA.

Autor: RODRIGUEZ GASPAR JOSE ANGEL.
Año: 1995.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA.
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: LA TESIS PRESENTADA COMBINA ECUACIONES DE FOTOIONIZACION E HIDRODINAMICOS PARA DETERMINAR LA ESTRUCTURA DE NEBULOSAS IONIZADAS. EL CODIGO INCLUYE LA DEPENDENCIA TEMPORAL DE DICHAS ECUACIONES, CON LO QUE ES POSIBLE ESTUDIAR LA EVOLUCION DE LA NEBULOSA. EL TRABAJO INCLUYE COMPARACIONES CON RESULTADOS PREVIOS HASTA DONDE ES POSIBLE, LO QUE PERMITE ESTABLECER LA VALIDADEZ DE LOS NUEVOS RESULTADOS, PRESENTADOS EN FORMA DE DIAGRAMAS DE DIAGNOSTICO Y COCIENTES DE LINEAS. POR TODO ELLO LA TESIS PRESENTADA CONSTITUYE UN TRABAJO ORIGINAL, DE ALTO INTERES CIENTIFICO, Y CON PROMETEDORAS POSIBILIDADES DE FUTURO.

Autor: ALONSO SANCHEZ ANGEL.
Año: 1994.
Universidad: LA LAGUNA.
Centro de lectura: FISICA .
Centro de realización: DEPARTAMENTO: ASTROFISICA PROGRAMA DE DOCTORADO: ASTROFISICA.

Resumen: ESTA TESIS DOCTORAL CONTIENE LOS RESULTADOS DE UN PROGRAMA DE INVESTIGACION EN EL QUE SE HAN DETERMINADO EMPIRICAMENTE LAS RELACIONES TEMPERATURA EFECTIVA-COLOR-METALICIDAD PARA ESTRELLAS DE SECUENCIA PRINCIPAL CON TIPOS ESPECTRALES COMPRENDIDOS EN EL RANGO F0-K5. PARA LLEVAR A CABO ESTA CALIBRACION HA SIDO NECESARIO DESARROLLAR UNA SERIE DE PROGRAMAS ESPECIFICOS QUE PERMITIESEN SUPERAR ALGUNOS DE LOS INCONVENIENTES Y LIMITACIONES PRESENTES EN TRABAJOS PREVIOS SOBRE EL MISMO TEMA: - SE HA REALIZADO UNA SERIE DE CAMPAÑAS DE OBSERVACION QUE HAN PROPORCIONADO FOTOMETRIA EN LAS BANDAS J, H Y K PARA 360 ESTRELLAS QUE FORMAN PARTE DE LA MUESTRA GLOBAL CONSIDERADA EN EL TRABAJO. LA INFORMACION FOTOMETRICA PARA EL RESTO DE ESTRELLAS DE LA MUESTRA FUE TOMADA DE LA LITERATURA. - SE HA ESTABLECIDO LA CALIBRACION ABSOLUTA DE LA ESTRELLA VEGA EN LAS LONGITUDES DE ONDA EFECTIVAS DE LAS BANDAS FOTOMETRICAS CONSIDERADAS. PARA ELLO SE HA EMPLEADO UN METODO SEMIEMPIRICO BASADO EN LAS MEDIDAS DIRECTAS DE LOS DIAMETROS ANGULARES DE ALGUNAS ESTRELLAS. - HACIENDO USO DE LOS DOS PUNTOS ANTERIORES, SE DETERMINARON LOS FLUJOS MONOCROMATICOS INFRARROJOS DE LAS ESTRELLAS DEL PROGRAMA. - SE HA ESTUDIADO EL EFECTO DE LA METALICIDAD SOBRE LOS FLUJOS BOLOMETRICOS DE LAS ESTRELLAS ENANAS CON TIPOS ESPECTRALES F, G Y K. LOS RESULTADOS HAN SERVIDO PARA DETERMINAR LOS FLUJOS BOLOMETRICOS DE LAS ESTRELLAS DE LA MUESTRA. - HACIENDO USO DEL METODO DEL FLUJO INFRARROJO SE HA DETERMINADO LA TEMPERATURA DE UNAS 500 ESTRELLAS, UTILIZANDO UNA RED HOMOGENEA DE MODELOS DE ATMOSFERA TEORICOS QUE INCLUYEN NUEVAS OPACIDADES ASOCIADAS A LINEAS METALICAS DEBILES. EL NUMERO DE ESTRELLAS CONSIDERADAS AQUI ES APROXIMADAMENTE UN ORDEN DE MAGNITUD SUPERIOR A LAS UTILIZADAS EN TRABAJOS SIMILARES PRECEDENTES. LAS RELACIONES DERIVADAS FINALMENTE FUERON EMPLEADAS PARA ILUSTRAR SU APLICACION AL ANALISIS DE DOS PROBLEMAS ASTROFISICOS IMPORTANTES: LA COMPROBACION DE LOS MODELOS DE ATMOSFERAS ESTELARES, Y EL ESTUDIO DE LOS DIAGRAMAS COLOR-MAGNITUD PARA SISTEMAS ESTELARES Y SU RELACION CON LA HISTORIA EVOLUTIVA DE NUESTRA GALAXIA.