Astronomía

Ocupación de halos y propiedades de las galaxias en la Red Cósmica : análisis en nodos y filamentos de Illustris TNG

2026-03-12T11:02:23Z

Ocupación de halos y propiedades de las galaxias en la Red Cósmica : análisis en nodos y filamentos de Illustris TNG Pérez, Noelia Rocío Abstract The distribution of galaxies that we observe in the current universe is the result of a hierarchical evolution process, driven by the growth of small primordial perturbations inthe density field ofthe early universe.Asmatter collapses underthe influence of gravity, the large structures of the cosmos are formed: filaments, nodes, and voids, which constitute the Cosmic Web. Understanding the connection between the properties of galaxies and the environment in which they are found is key to unraveling the mechanisms that regulate their formation and evolution. This thesis studies various properties of the distribution of galaxies within these cosmic structures, using the Illustris TNG 300 hydrodynamic simulations. In particular, it analyzes how the Halo Occupation Distribution (HOD) varies depending on the environment, and how observable properties of galaxies, such as stellar mass, color, and star formation rate, relate to the characteristics of their surrounding environment. Another central focus of the work is the study of galactic conformity, i.e., the correlation between the properties of central galaxies and those of their neighbors, and how this signal is modulated by the environment. Likewise, the temporal evolution of the clustering and some galactic properties between z = 2 and z = 0 is investigated. To address these issues, a parametric model of the HOD is implemented, whose evolution is analyzed as a function of different parameters, and alternative methodologies for its adjustment are explored, including optimization techniques and Bayesian methods. The results obtained show significant differences in the HOD and in the evolution of galaxies depending on the type of environment, as well as a signal of conformity that is reinforced under certain conditions. Taken together, these findings provide a deeper understanding of the role played by the cosmic environment in the evolution of galaxies. The thesis is organized into six chapters. Chapter 1 presents the necessary theoretical framework, including the formation of large-scale structures and the concept of HOD. Chapter 2 describes the simulations and data used. Chapter 3 analyzes halo occupation in different environments, while Chapter 4 focuses on galactic conformity. Chapter 5 addresses the temporal evolution of clustering and galactic properties. Finally, Chapter 6 presents the implementation and analysis of the fiveparameter model for the HOD. The general conclusions close the work in Chapter 7, with a final reflection on the main contributions made and possible future lines of research.

Explorando escenarios de formación de estrellas λ Bootis

2026-02-04T15:41:11Z

Explorando escenarios de formación de estrellas λ Bootis Alacoria, José Alberto Las estrellas λ Boo son un grupo de estrellas químicamente peculiares pertenecientes a la secuencia principal superior, caracterizadas por abundancias aproximadamente solares de C, N, O y S, mientras que los demás elementos químicos muestran fuertes deficiencias (entre 1–2 dex) respecto al Sol. Al día de la fecha, se desconoce cuál es el mecanismo principal que da origen a esta peculiaridad química. Por ejemplo, algunos autores proponen procesos tales como la acreción de gas pobre en elementos refractarios desde una nube difusa del medio interestelar o desde un disco circunestelar (Venn & Lambert, 1990; Andrievsky et al., 2002), mientras que otros sugieren la ingestión de material proveniente de planetas tipo Júpiter caliente (Hot-Jupiter) (Jura, 2015). Sin embargo, ningún modelo explica de forma completa y satisfactoria el patrón químico observado. En particular, el estudio de sistemas múltiples que contengan estrellas λ Boo puede proveer información importante acerca del origen de estas estrellas. Esto se debe a que los sistemas que han nacido de una misma nube molecular presentan la misma composición química inicial y la misma edad (estrellas “conatales”). Como parte de este trabajo doctoral, se llevaron a cabo dos estudios de estrellas λ Boo miembros de sistemas múltiples, los cuales explicamos a continuación. En un primer trabajo, se evaluó el escenario de acreción como posible explicación del fenómeno λ Boo. Brevemente, si dos estrellas tempranas atraviesan una nube del medio interestelar (ISM), entonces ambas estrellas deberían mostrar un patrón del tipo λ Boo una vez que abandonan la nube (Paunzen et al., 2012a). A fin de probar esta hipótesis, se analizó un sistema triple (HD 15164/165/165C) y dos sistemas binarios (HD 193256/281; HD 198160/161). El resultado más importante de este trabajo es que ninguno de los sistemas analizados parece mostrar dos componentes bona fide λ Boo, lo cual da muy poco soporte al modelo de acreción desde una nube del ISM. Además, se obtuvo una abundancia solar para la estrella tardía HD 15165C, lo cual puede tomarse (por primera vez) como indicador de la composición original de las estrellas λ Boo. Este trabajo fue recientemente publicado en la revista Astronomy & Astrophysics (Alacoria et al., 2022). En un segundo estudio, se buscaron estrellas λ Boo en sistemas binarios mediante el cruce de una lista homogénea de candidatas con un catálogo de binarias resueltas del Gaia eDR3, identificando 19 nuevos sistemas binarios que incluyen al menos una candidata λ Boo. Estos nuevos sistemas permitieron doblar el número de sistemas λ Boo conocidos. Luego, se seleccionaron tres parejas para un análisis detallado (HD 98069 + UCAC4 431-054639; HD 87304 + CD−33 6615B; HD 153747 + TYC 7869-2003-1). En cada caso, la componente temprana confirmó su naturaleza λ Boo, mientras que la compañera tardía presentó composición solar, sirviendo como proxy de la química inicial de las λ Boo y aportando una restricción crucial para los modelos de formación. Esto permite obtener, por primera vez, tres ejemplos numéricos concretos de composiciones iniciales y finales para testear escenarios de formación. Los resultados de este trabajo fueron publicados recientemente en la revista Astronomy & Astrophysics (Alacoria et al., 2025). Los estudios mencionados constituyen un aporte significativo para comprender el origen de las estrellas λ Boo, ofreciendo un marco observacional sólido para testear teorías sobre el origen de sus peculiaridades químicas, y al mismo tiempo destacan el valor de los sistemas conatales como laboratorios astrofísicos.; Abstract: λ Boo stars are a class of chemically peculiar objects on the upper main sequence, characterized by near-solar abundances of C, N, O, and S, while other elements exhibit pronounced underabundances (1–2 dex) relative to the Sun. To date, the primary mechanism responsible for this chemical anomaly remains unknown. Some authors have invoked selective accretion of refractory-depleted gas from a diffuse interstellar cloud or a circumstellar disk (Venn & Lambert, 1990; Andrievsky et al., 2002), whereas others have proposed the engulfment of material from hot-Jupiter planets (Jura, 2015). However, no single model to date fully and satisfactorily reproduces the observed abundance pattern. In particular, the study of multiple systems that host λ Boo stars can provide crucial insights into their origin. This is because stars born from the same molecular cloud are expected to share a common chemical composition and age, making them ço-natalçompanions. As part of this doctoral research, two studies were conducted on λ Boo stars within multiple systems, which are outlined below. In the first study, the accretion scenario was evaluated as a possible explanation for the λ Boo phenomenon. Briefly, if two early-type stars cross a diffuse interstellar cloud (ISM), both should display a λ Boo-like abundance pattern after leaving the cloud (Paunzen et al., 2012a). To test this hypothesis, a detailed analysis was carried out on one triple system (HD 15164/165/165C) and two binary systems (HD 193256/281 and HD 198160/161). The most significant result from this work is that none of the systems analyzed appear to contain two bona fide λ Boo stars, providing little support for the accretion-from-ISM model. Furthermore, a solar composition was derived for the latetype component HD 15165C, which can be interpreted (for the first time) as a proxy for the original chemical composition of λ Bootis stars. This study was recently published in Astronomy & Astrophysics (Alacoria et al., 2022). In a second study, λ Boo stars in binary systems were identified by cross-matching a homogeneous list of λ Boo candidates with the Gaia eDR3 catalog of resolved binaries, resulting in the discovery of 19 new systems hosting at least one λ Boo candidate. These new systems effectively doubled the number of known λ Boo binaries. Three representative systems were selected for detailed chemical analysis (HD 98069 + UCAC4 431-054639; HD 87304 + CD−33 6615B; HD 153747 + TYC 7869-2003-1). In each case, the early-type component confirmed its λ Boo nature, while the late-type companion exhibited a solar composition. These companions thus served as empirical proxies for the initial chemical composition of the λ Boo stars, providing a key constraint for formation models. This yielded, for the first time, three examples of initial and final abundance patterns to test formation scenarios. The results were recently published in Astronomy & Astrophysics (Alacoria et al., 2025). Together, these studies represent a significant contribution to the understanding of the λ Boo phenomenon, offering a robust observational framework for testing theoretical models of chemical peculiarities and highlighting the value of co-natal systems as astrophysical laboratories.

Búsqueda de la marca química de formación de planetas en sistemas binarios

2025-11-06T11:34:21Z

Búsqueda de la marca química de formación de planetas en sistemas binarios Miquelarena Hollger, Paula Andrea En las ´ultimas d´ecadas, el n´umero de exoplanetas detectados ha crecido de forma expo- nencial, superando actualmente los 7340 casos confirmados1. Este notable incremento ha sido posible gracias al desarrollo y perfeccionamiento de m´etodos observaciona- les, entre los que destacan la t´ecnica de velocidad radial y la detecci´on por tr´ansitos, responsables de la mayor´ıa de los descubrimientos actuales. Estudios espectrosc´opicos anteriores, como los de Gonzalez (1996, 1997), mostra- ron que estrellas con planetas gigantes (de tipo Hot Jupiter2) presentan un exceso de metales, lo que sugiere que la migraci´on de estos planetas hacia ´orbitas m´as cercanas podr´ıa haber empujado material circundante hacia la estrella. Estudios posteriores, co- mo los de Santos et al. (2004, 2005), confirmaron que la formaci´on de planetas es m´as probable en estrellas con alta metalicidad, un resultado que Fischer y Valenti (2005) cuantificaron al encontrar que un 25 % de las estrellas con metalicidad superior a 0.3 dex albergan planetas gigantes. Sin embargo, la formaci´on de planetas no solo afecta la abundancia de metales en las estrellas que albergan gigantes gaseosos. Mel´endez et al. (2009) descubrieron que el Sol, comparado con 11 gemelas solares, presenta una deficiencia en elementos refractarios, lo que sugiere que estos elementos fueron secuestrados en planetas roco- sos durante la formaci´on del sistema solar. Este patr´on de abundancias, correlacionado con la temperatura de condensaci´on de los elementos, implicar´ıa que la formaci´on de planetas terrestres tambi´en puede dejar una marca qu´ımica en la estrella anfitriona. El inter´es en los sistemas binarios ha crecido como objetos clave para estudiar di- ferencias qu´ımicas, debido a la suposici´on de que ambas componentes nacen de la misma nube molecular (conatal), compartiendo la qu´ımica inical y la ´epoca de naci- miento (coeval). Estos sistemas permiten un an´alisis diferencial de alta precisi´on entre componentes f´ısicamente similares, minimizando errores sistem´aticos (por ejemplo, Saffe et al., 2015; Teske et al., 2016; Liu et al., 2018; Saffe et al., 2019; Jofr´e et al., 2021; Flores et al., 2024; Miquelarena et al., 2024). En particular, la idea de homoge- neidad qu´ımica en estos sistemas es esencial para comprender c´omo la formaci´on de planetas y otros fen´omenos, como la difusi´on o las diferencias de origen primordial, podr´ıan influir en las abundancias estelares. Este trabajo se centr´o en principio en el sistema binario HD 240429/30, conocido como Krios y Kronos, que presenta una de las mayores diferencias en metalicidad de- tectada en sistemas de componentes similares. Se realiz´o un an´alisis diferencial de alta precisi´on para medir las abundancias de 26 elementos en ambas estrellas, utilizando espectros de alta resoluci´on del espectr´ografo MAROON-X (R ∼ 85000). Los resul- tados de este trabajo fueron recientemente publicados en la revista Astronomy & Astrophysics (Miquelarena, P., et al., 2024, A&A 688, A73). Los resultados mostraron que Kronos es significativamente m´as rico en metales que Krios por aproximadamente 0.23 dex, desafiando el concepto de homogeneidad qu´ımi- ca en sistemas binarios conatales. Se identific´o una diferencia notable en la abundancia de Litio (Li), con Kronos presentando un exceso de 0.56 dex respecto a Krios, adem´as de un incremento en los elementos refractarios. Varios escenarios fueron explorados para explicar esta disparidad, aunque ninguno pudo explicar completamente la diferencia observada. Uno de los mecanismos pro- puestos fue la ingesti´on planetaria, sugiriendo que Kronos podr´ıa haber ingerido hasta 27.8 M⊕ de material rocoso, lo que explicar´ıa tanto el exceso de metales como de Li. El estudio de estrellas gigantes ofrece una ventaja significativa en la investigaci´on de diferencias qu´ımicas en sistemas binarios (por ejemplo, Bovy, 2016; Ness et al., 2018), debido a que sus amplias zonas convectivas las vuelven menos susceptibles a los efectos de difusi´on y contaminaci´on externa que las estrellas de secuencia princi- pal (por ejemplo, Korn et al., 2007). Esto las convierte en excelentes candidatas para explorar eventos como la ingesti´on planetaria o la existencia de inhomogeneidades primordiales, que podr´ıan explicar las diferencias en abundancias elementales entre estrellas conatales. Otro estudio llevado a cabo durante este trabajo es el presentado en Saffe, Miquela- rena et al. (2024), donde se analiz´o en detalle el sistema binario HD 138202 + CD-30 12303, compuesto por dos estrellas gigantes con una separaci´on proyectada de 38575 UA. Se encontr´o una diferencia significativa en la metalicidad de las dos estrellas de aproximadamente 0.08 dex en [Fe/H]. Adem´as, se realiz´o un an´alisis diferencial de alta precisi´on utilizando espectros de alta resoluci´on obtenidos con el espectr´ografo GHOST (R ∼ 50000). A trav´es de este an´alisis, se exploraron diversos escenarios para explicar las diferencias observadas, incluyendo la posible ingesti´on de planetas y las diferencias primordiales en la nube molecular de formaci´on. Sin embargo, se descart´o la ingesti´on planetaria como causa de la discrepancia, debido a que las estrellas gigan- tes poseen zonas convectivas demasiado profundas, lo que diluir´ıa cualquier material ingerido. Se concluye, a partir de este estudio, que la explicaci´on m´as probable para las diferencias qu´ımicas observadas es la presencia de inhomogeneidades primordia- les en la nube molecular original de formaci´on de las estrellas. Los sorprendentes resultados de este trabajo fueron recientemente publicados como Letter en la re- vista Astronomy & Astrophysics (Saffe, C., Miquelarena, P., et al., 2024, A&A 682, L23). Adicionalmente, se est´a llevando a cabo un an´alisis estad´ıstico en una muestra m´as amplia de sistemas binarios con estrellas gigantes (Miquelarena et al. in prep), con el objetivo de evaluar si las inhomogeneidades primordiales son una explicaci´on recurrente en estos sistemas. Este enfoque permitir´a no solo confirmar la frecuencia de estas diferencias qu´ımicas, sino tambi´en explorar otros posibles mecanismos que influyan en la qu´ımica de estrellas conatales. 1Fuente: https://exoplanet.eu/home/ 2Planetas gigantes que, seg´un modelos de migraci´on orbital, se desplazan hasta ubicarse a unas pocas cent´esimas de unidad astron´omica de su estrella; el material ubicado entre el planeta y la estrella se presume que es finalmente acretado Pollack et al. (1996)

Develando galaxias y estructuras de galaxias detrás de la región central de la Vía Láctea

2025-06-04T12:19:56Z

Develando galaxias y estructuras de galaxias detrás de la región central de la Vía Láctea Galdeano Mantiñán, María Daniela A lo largo de la esfera celeste hay una región poco explorada, en términos de astronomía extragaláctica, debido a la alta extinción por parte de nuestra Galaxia. La extinción se debe a los granos de polvo que tienen diámetros cercanos a la longitud de onda de la luz. Las partículas interestelares pueden causar la extinción de dos maneras: absorción, en la cual la energía se transforma en calor, que se irradia de nuevo en longitudes de onda infrarrojas correspondientes a la temperatura de las partículas de polvo; y dispersión, en la cual varía la dirección de propagación de la luz, por lo que se reduce la intensidad original. Este efecto produce la extinción de las longitudes de onda ópticas de las fuentes extragalácticas, por esto, dicha región es comúnmente denominada ZOA, Zone Of Avoidance. A lo largo de esta tesis se adopta el término en español "Zona de Oscurecimiento Óptico". La ZOA cubre alrededor del 25 % de la esfera celeste y está centrada a lo largo del ecuador galáctico. Para detectar fuentes extragalácticas en la ZOA se debe observar en longitudes de onda que no se vean afectadas por la extinción. De esta manera, se utilizan observaciones infrarrojas, por lo que el relevamiento infrarrojo VISTA Variables in the Vía Láctea (VVV) y su extensión (VVVx) ofrecen la posibilidad de descubrir y catalogar estas fuentes que han sido invisibles hasta entonces. El área de cobertura de este relevamiento es de 562 deg2 del bulge y disco de nuestra Galaxia. Recientemente se realizó la versión extendida del relevamiento, VVVx, la cual cubre cerca de 1700 deg2, convirtiéndolos en la principal fuente de datos utilizada en este trabajo. Con el fin de explorar la ZOA, se realizó una búsqueda de fuentes extragalácticas en una región de baja extinción, el tile b204. Para ello se generó un catálogo propio de fuentes astronómicas mediante el uso del software SExtractor en las bandas J, H y Ks. Se realizaron las comparaciones fotométricas y astrométricas con el objetivo de corroborar que los datos obtenidos sean consistentes con los estándares del sistema VVV. Además se aplicaron correcciones por apertura y extinción teniendo en cuenta el modelo de Gonzalez et al. (2012). Luego se definieron como candidatas a galaxias aquellos objetos que poseen CLASS_STAR < 0, 5, r1/2 > 0, 7 segundos de arco y color (J − Ks > 0, 97, J − H > 0 y H − Ks > 0). Posteriormente se realizó la inspección visual de las fuentes obtenidas en imágenes en falso color RGB. Con este procedimiento se detectaron 624 candidatas a galaxias, de las cuales 607 fueron detectadas por primera vez, demostrando el potencial del VVV para realizar estudios de fuentes extragalácticas en la ZOA. Finalmente se realizaron análisis de contaminación y completitud, obteniendo así, un catálogo de potenciales fuentes extragalácticas en el tile b204 que posee una completitud del 87 %. Por otro lado, se analizó la distribución espacial de las candidatas a galaxias detectadas en el área estudiada, encontrando una pequeña región con una marcada sobredensidad de fuentes. Con el objetivo de analizar y comparar este hallazgo, se construyeron catálogos sintéticos a partir de dos modelos semianalíticos: SAG y LGalaxies. En ambos modelos, se dirigió la línea de visión hacia regiones de densidad media y alta respectivamente. Además, con el objetivo de comparar los datos, se aplicaron dos mapas de extinción diferentes: Gonzalez et al. (2012) y Schlafly & Finkbeiner (2011). Los resultados obtenidos a partir de este estudio revelan la existencia de una significativa sobredensidad en el tile b204 del relevamiento VVV. Tomando como base esta sobredensidad detectada de candidatas a galaxias confirmadas visualmente, se solicitó turno de observación en el Observatorio Gemini sur, particularmente con el instrumento FLAMINGOS-2. El área de estudio se restringió a los seis minutos de arco de radio respecto del centro geométrico de la región. Se seleccionaron cinco galaxias para realizar espectroscopía con ranura larga. Los datos espectroscópicos se correlacionaron de forma cruzada con un conjunto de espectros estelares usando el código starlight para lograr la identificación correcta de las líneas espectrales. Los redshifts espectroscópicos medidos de las galaxias resultaron ser bastante similares entre si, con un valor medio de z = 0, 225 ± 0, 014. Este resultado fue complementado con el cálculo de redshift fotométricos de las galaxias, utilizando el código EAZY. Este resultado sugiere fuertemente la existencia de un cúmulo de galaxias detrás de la región central de la Vía Láctea, detectado por primera vez. Además se analizó el diagrama colormagnitud utilizando la información fotométrica VVV de las galaxias inmersas en la región de sobredensidad. Se aplicó el modelo de Stott et al. (2009) considerando el redshift espectroscópico medido y se encontró la totalidad de la muestra dentro de ±3σ alrededor del modelo. Por otro lado, aplicando los conocimientos adquiridos, se realizó un estudio detallado del cúmulo Ophiuchus. A partir de imágenes del relevamiento VVVx se obtuvo un catálogo multibanda. Se seleccionaron las galaxias candidatas aplicando los criterios mencionados, luego se realizó la inspección visual y clasificación morfológica de cada una de las mismas. El catálogo final de candidatas a miembro del cúmulo Ophiuchus contiene 537 fuentes, en promedio 7 veces más galaxias que las conocidas para ese cúmulo. Además se analizaron diagramas color-magnitud, perfil de densidad y relación morfología-densidad, obteniendo resultados concordantes en todos los casos. De esta forma, con la experiencia desarrollada a partir del estudio de tiles individuales, se realizó un mapeo sistemático del bulge, a través del cual lograron detectarse 14479 galaxias, de las cuales el 98 % fueron catalogadas por primera vez como parte de esta tesis. Además, en este nuevo catálogo se incorpora información sobre la clasificación morfológica de las galaxias y aspectos relacionados con la densidad del entorno, lo que permitirá continuar con investigaciones futuras utilizando esta base de datos que estará disponible para toda la comunidad astronómica. Los resultados analizados a lo largo de esta tesis han demostrado que el relevamiento VVV y su extensión VVVx poseen potencial y capacidad para detectar y catalogar un gran número de fuentes extragalácticas ocultas por la región central de la Vía Láctea brindando una excelente oportunidad para el estudio del ZOA.