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Tesis > TEMA

Física [ 418 tesis ]

Astrofísica [ 35 tesis ]

Fontenla, Juan Manuel. "Transporte en atmósferas estelares" (1985) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Colombo, Eduardo Hector. "Investigación de emisión de radiación gamma en el rango de 1 TeV de la variable cataclísmica AE AQUARII" (1995) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El estudio de la radiación γ en el rango de energías alrededor de los 10¹² eV (1 TeV) se ha convertido en un campo de la Física de gran actividad con la instalación y puesta en funcionamiento de nuevos y más sensibles instrumentos y se encuentra en posición de responder algunas de las más importantes preguntas acerca del origen del flujo observado de radiación cósmica, la naturaleza de los procesos que permiten acelerar las partículas hasta veolcidades relativísticas y de las fuentes generadoras de fotones energéticos y las interacciones que ellos sufren, así como muchas otras. Conocer y entender esta nuva banda del espectro electromagnético nos proveerá nuevas ideas de la forma en que el universo funciona y cómo estos objetos son capaces de producir tales energías dentro del marco de las teorías fisicas actuales y los límites que ellas imponen. Es en este marco que la detección de cualquier fuente emisora de radiación γ en el rango de los TeV adquiere singular importancia y la validación por grupos independientes, altamente prioritaria. Existen numerosos reportes de fuentes que no han sido confirmados posteriormente, aunque muchas de ellas fueron intensivamente observadas por otros instrumentos; sin embargo, existen unas pocas fuentes que tienen confirmación independiente de más de un grupo, como la Nebulosa del Cangrejo y AE Aquarii. Este último sistema, una variable cataclísmica, ha sido detectado por dos grupos, Durham y Potchesftroom, ambos ubicados en el hemisferio sur; pero también es visible desde el hemisferio norte, lo que motivo que sea observada por el Observatorio Whipple en un intento de determinar la validez de los resultados anteriores y poder comparar el comportamiento de los tres detectores. En el Capítulo 1 se encontrará una revisión de la astronomía de radiación γ en Alta y Muy Alta Energía, así como las técnicas de detección y producción y absorción de fotones γ. También se desarrollan los principios físicos de la radiación Cerenkov, así como su detección. En el Capítulo 2 se encontrará la Técnica Atmosférica Cerenkov, el Observatorio Whipple, donde las observaciones que componen esta tesis fueron obtenidas, la Técnica de Imágenes y Métodos de Análisis utilizados en este trabajo. En el Capítulo 3 se introduce un nuevo método para evaluar el espectro de energías de una fuente, la Relación de Dureza. En el Capítulo 4 se desarrolla todo lo concerniente a AE Aquarii, previas detecciones y los resultados obtenidos en esta tesis. El Capítulo 5 desarrolla las conclusiones generales y se hace una breve revisión del futuro de la Astronomía de Radiacion γ y de MAE. Se desarrollan una serie de Apéndices: El Apéndice I define los parámetros utilizados para analizar los datos; el Apéndice II resume las observaciones obtenidas sobre AE Aquarii; el Apéndice III es un estudio preliminar sobre un nuevo púlsar, PSR1951 +32 y el Apéndice IV muestra los gráficos resultantes de los extensos análisis realizados sobre AE Aquarii.

Giménez de Castro, Carlos Guillermo. "Interacción del viento estelar de estrellas masivas con el medio interestelar" (1996) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En esta tesis se estudian las condiciones físicas en las nebulosas de anillo originados por el material circumestelar barrido por los fuertes vientos de las estrellas WR. El estudio se basa en observaciones realizadas en los observatorios de CTIO, Córdoba y CASLEO. Se analizan las primeras imágenes digitales de la nebulosa de anillo alrededor de la estrella theta Mus de tipo espectral WC. Las imágenes directas obtenidas a través de filtros interferenciales, muestran que la nebulosa de anillo alrededor de theta Mus tiene una morfología filamentosa, particularmente en O^++. Esta morfología es común en los remanentes de Supernova. Las imágenes también muestran que ciertas zonas de la nebulosa en O^++ y en H^+ aparecen espacialmente separados. El análisis de las condiciones físicas se realizó mediante el estudio de los flujos de las líneas espectrales observadas considerando procesos de ionización radiactiva y excitación colisional. Las imágenes espectrales muestran que la nebulosa es de baja densidad y excitación intermedia. Se derivan valores de temperatura y densidad electrónicas, así como también de las abundancias de los elementos químicos nebulares en distintos lugares dentro de la nebulosa. Los valores de las abundancias son comparados con las abundancias galácticas a la distancia del Centro Galáctico a la que se encuentra theta Mus observándose que son comparables dentro de los límites de los errores.% Mediante el cociente de los flujos de líneas de recombinación y colisionales se determina que el principal mecanismo de excitación es la fotoionización. Por ultimo se encuentra que las líneas espectrales no parecen estar ensanchadas como producto de una agitación no-térmica. También se analizan las observaciones digitales con cámara directa y con espectrógrafo de la nebulosa de anillo NGC2359 alrededor de la estrella HD56925 de tipo espectral WN. En base a los flujos de las líneas de las imágenes espectrales, se derivan parámetros físicos dentro de la nebulosa los que se encuentran en excelente acuerdo con valores previamente publicados. En ultimo lugar estudiamos el viento de las estrellas masivas en el marco de la teoría magnetohidrodinámica (MHD). Resolvemos las ecuaciones MHD combinándolas con el formalismo de eyección radiactivo establecido por Castor, Abbott y Klein (1975).

Abstract:
This thesis comprises a study of the physical conditions inside ring nebulae blown by the strong stellar winds of WR stars. The study is based on observations made at CTIO, Cordoba and CASLEO, with direct camera and spectrographs with CCD detectors. We analyze the first digital images of the ring nebula around the star theta Mus of spectral type WC obtained through narrow band filters centered at O^++ and H_alpha. These images show that the nebula has a filamentary structure, mainly in O^++, as also seen in supernova remnants. A spatial detachment between O++ and H_alpha is observed. An analysis of physical conditions was preformed by means of spectral lines fluxes considering radiative ionization and collissional excitation. The results of the analysis of the spectral images show that the nebula is of low density and medium excitation. We have determined the electronic temperature and density, and chemical abundances at differente sites within the nebula. Nebular chemical abundances are found to be similar with the Galactic abundances at the distance from the Galactic Center where the nebula is located. By means of quotients of recombination and collisional spectral line fluxes we determine that the principal excitation mechanism is photoionization. Finally, we did not find a non-thermal line widths enhancement. Also digital images with direct camera and with spectrograph of the ring nebula NGC2359 around the star HD56925 of spectral type WN are studied. Based on the spectral line fluxes, we determine physcal parameters inside the nebula. The results are in excelent agreement with previous published values. Finally we study the winds of massive stars within the framework of the magnetohydrodynamic (MHD) theory. We solve the (MHD) equations combined with the radiatively driven outflow formalism as stated by Castor, Abbott and Klein (1975).

Surpi, Gabriela Clara. "Efectos de estructuras a gran escala en lentes gravitacionales" (1997) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Estudiamos el efecto de fluctuaciones a gran escala en la distribución de materia y ondas gravitacionales de origen cosmológico, sobre la propagación de la luz en sistemas de lentes gravitacionales. Al actuar sobre imágenes múltiples de un mismo objeto encontramos que las estructuras a gran escala producen un cambio importante en la magnitud de los observables de la lente. Al orden más relevante, el mismo es formalmente equivalente a un cambio en la geometría del sistema y no compromete la determinación de la constante de Hubble ni la reconstrucción del potencial del deflector. Al orden siguiente, el efecto equivale a la presencia de un shear externo a la lente, pero tiene consecuencias observacionales pequeñas. Las fluctuaciones a gran escala en el potencial gravitatorio también operan como lentes gravitacionales débiles deformando la imagen de fuentes lejanas. Observando que el shear generado por inhomogeneidades de materia a gran escala da lugar a una significativa rotación aparente del ángulo de posición de fuentes elongadas, analizamos las implicancias de este efecto sobre las propiedades de polarización de radio galaxias. Proponemos que la dispersión que se detecta en la dirección de polarización lineal respecto de la perpendicular al eje mayor de la imagen en radio fuentes lejanas puede ser interpretada como una consecuencia del shear cosmológico.

Abstract:
We analyze the effects of large-scale density fluctuations and long-wavelength gravitational waves upon light propagation in gravitational lens systems. When the large-scale inhomogeneities act upon multiple images of a source they bring about an important change of magnitud in the lens observables. To the leading order, the effect is equivalent to a change in the geometry of the system which does not compromise the program to determine the Hubble constant and reconstruct the lens potential. The next to leading order correction results in the presence of shear external to the lens, but it has small observational consequences. Moreover, large-scale fluctuations in the gravitational potential behave like weak gravitational lenses distorting the images of distant sources. Taking notice of the cosmological shear produced by density fluctuations leads to a significant apparent rotation of the position angle in elongated sources, we analyze the consecuences of this effect upon the polarization properties of radio galaxies. We put forward the hypotesis that the dispersion observed in the direction of integrated linear polarization of cosmologically distant radio sources away from the perpendicular to their mayor axis may be caused by cosmic shear.

Bagalá, Liria Gabriela. "Las fulguraciones solares como manifestación de reconexión magnética" (1997) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Se acepta generalmente que el campo magnético juega un rol fundamental en la física del Sol y de otros objetos astrofísicos, confinando el plasma y acumulando enormes cantidades de energia que luego será liberada en los llamados eventos catastróficos. Las fulguraciones solares son fenómenos que nos brindan una gran oportunidad para comprender cómo actúa el campo magnético durante estos eventos. La comparación entre las manifestaciones de estos fenómenos impulsivos y el modelado del campo magnético de la región activa donde tuvieron lugar, es uno de los tópicos fundamentales de la física solar. Este trabajo nos lleva a analizar las diferentes señales de la actividad de la fulguración, usando observaciones simultáneas en un amplio rango del espectro electromagnético como rayos X, ultravioleta (UV), y diferentes lineas espectrales en el visible, así como magnetogramas vectoriales. Para entender las condiciones que conducen a una dada región activa a producir una fulguración, hemos considerado en esta Tesis el modelado del campo magnético, analizando luego la relación entre su topología y las emisiones radiativas en las diferentes regiones espectrales. La visión convencional de la reconexión magnética está basada principalmente en el estudio en dos dimensiones (2-D) de un punto neutro del tipo X, o en la extensidn de este estudio a 3-D, suponiéndose que en este punto se produce el transporte de flujo magnético a través de las separatrices (lugares donde el mapeo de las líneas de campo es discontinuo). Esta visión resulta demasiado restrictiva cuando se observa la gran variedad de configuraciones magnéticas que se han visto abrillantar. En esta Tesis hemos diseñado un algoritmo, llamado Método de Fuentes (MF), para determinar la topología del campo magnético de las Regiones Activas (ARs). El campo fotosférico observado fue extrapolado hacia la corona usando fuentes magnéticas subfotosféricas, y la topología fue definida a través de la conexión entre las fuentes. Hemos encontrado que los abrillantamientos en Ha, UV y'rayos X estaban ubicados en la intersección de la cromósfera con las separatrices ya definidas. Estos resultados y el conocimiento adquirido sobre las propiedades de la conexión de las líneas de campo, nos permitió generalizar el concepto de separatrices al de "cuasi-separatrices" (CS), y diseñar el nuevo Método de las Cuasi-Separatrices (MCS) para determinar la topología del campo magnético de las ARs. Las CS son regiones donde el mapeo de las líneas de campo cambia drásticamente (y en forma discontinua para el caso particular en el que se comportan como separatrices). El MCS puede ser aplicado a las ARs cuando el campo magnético fotosférico ha sido extrapolado a través de cualquier clase de técnica. Hemos aplicado el MCS a varias fulguracioncs, ocurridas en regiones activas que presentaban muy diferentes configuraciones magnética. Hemos encontrado que la ubicación de los abrillantamientos de la fulguración están relacionados con las propiedades de las conexiones entre las líneas de campo de la configuración magnética subyacente, como se esperaba a través de los desarrollos teóricos en reconexión magnética en 3-D. Las líneas de campo coronal extrapolado que representan a las estructuras involucradas en los eventos analizados tienen sus extremos fotosféricos localizados a ambos lados de las CS. Nuestros resultados apoyan categóricamente que la reconexión magnética es la responsable de este fenómeno coronal.

Abstract:
It is widely admitted that the magnetic field plays a fundamental role in the physics of the Sun and other astrophysical objects, confining the plasma an storing huge amounts of energy that is released in the so called catastrophic events. Solar flares give us the best opportunity to understand how the magnetic field acts during such events. The comparision between observations of these impulsive phenomena, and modeling the magnetic field of the active region is a central topic. This leads us to analyze different manifestations of flare activity using simultaneous observations in a wide range of the electromagnetic spectrum as x-rays, UV (ultraviolet), and different spectral lines in the visible, as well as vector magnetograms. To understand the conditions that lead to flare activity in a given active region, we have considered in this Thesis the modeling of its magnetic field, analyzing afterwards the relationship between its topology and the radiative emissions in different spectral regions. A conventional view of magnetic reconnection is mainly based on dhe two dimensional (2-D) picture of an x-type neutral point, or on its extension to 3-D, and it is thought to be accompanied by flux transport across separatrices (places where the field-line mapping is discontinuous). This view is too restrictive when we realize a variety of solar magnetic configurations that have been seen flaring. We have designed an algorithm, called Source Method (Método de Fuentes, MF), to determine the magnetic topology of Active Regions (ARs). The observed photospheric field was extrapolated to the corona using subphotospheric sources, and the topology was defined by the link between these sources. Hα, UV and X-ray flare brightenings were found to be located at the intersection with the chromosphere of the separatrices previously defined. These results and the knowledge we adquired on the properties of magnetic field-line linkage, led us to generalize the concept of separatrices to "quasi-separatrix layers" (quasi-separatrices, CS), and to design a new method (Método de las Cuasi-Separatrices, MCS) to determine the magnetic topology of ARs. CS are regions where the magnetic field-line linkage changes drastically (and discontinuously when the field-lines behave like separatrices). The MCS can be applied to ARs when the photospheric fields has been extrapolated using any kind of technique. We have applied the MCS to observed flaring regions presenting very different magnetic configurations. We have found that the locations of flare brightenings are related to the properties of the field-line linkage of the underlying magnetic region, as expected from the recent development in 3-D magnetic reconnection. The extrapolated coronal field lines representing the structures involved in the analyzed events have their photosperic footpoints located at both sides of the CS. Our results strongly support the idea that magnetic reconnection is at work in this coronal phenomena.

Contin, Julia E.. "Inestabilidad de láminas de corriente con flujos de plasma y aplicaciones a la magnetopausa diurna" (1999) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Se estudia la influencia de flujos de plasma sobre la estabilidad de láminas de corriente en el marco de la teoría magnetohidrodinámica. Se obtienen ecuaciones perturbativas generales para un modelo plano que incluye efectos de resistividad, viscosidad y densidad estratificadas en la configuración de orden cero, cizallas de la velocidad y del campo magnético, y la presencia de un campo gravitatorio. En las aplicaciones específicas de la teoría, se enfoca la atención sobre las inestabilidades de la magnetopausa terrestre diurna, y la propagación de las perturbaciones hacia los flancos, en condiciones de campo magnético inter-planetario orientado norte. Se analiza el desarrollo de inestabilidades Kelvin-Helmholtz, sin excluir la consideración de otros mecanismos de interacción, como por ejemplo cambios bruscos en la presión dinámica del viento solar. Se estudia la estabilidad de una estructura que representa la magnetopausa en condiciones estacionarias normales, sin compresión. También se analiza una configuración excepcional de flujo de plasma, con movimientos en contracorriente de capas de la magnetovaina y de la magnetosfera adyacentes a la magnetopausa, utilizando datos de observación de un cruce del ISEE 2 el 11/XI/79. Finalmente se presenta un estudio combinado de teoría, observaciones, e interpretación de las inestabilidades y ondas excitadas sobre una región del flanco ecuatorial cercano de la magnetopausa, durante el pasaje del final de la nube magnética del 11/1/97 a partir de datos satelitales de alta resolución (WIND e INTERBALL Tail) y de registros de magnetómetros terrestres.

Abstract:
The effect of plasma flows on the stability of current sheaths with the magnetohydrodinamíc theory is considered. General perturbation equations are derived for a plane model that includes effects of resistivity, viscosity and density stratification in the zero order configuration, velocity and magnetic shear and the presence of a gravitational field. Specific applications of the theory are focussed on the Earth dayside magnetopause instabilities and the propagation of perturbations towards the flanks, for northward interplanetary magnetic field. The development of Kelvin-Helmholtz instabilities are analyzed, without excluding other perturbative effects, such as sudden changes in the dynamical pressure of the solar wind. The stability of structure representing the magnetopause under normal Steady state conditions is studied. An unusual configuration of plasma flow, with a counter streaming flow in the magnetosheath and magnetosphere adjacent to the magnetopause is also analyzed using observational data of a crossing of ISEE 2 of XI/11/79. Finally a study combining theory, observational data, and interpretation of the instabilities and excited waves in a near equatorial flank of the magnetopause during the trailing edge of the 1/11/97 magnetic cloud, based on high resolution spacecraft data (WIND and INTERBALL Tail) and ground magnetograms, is presented.

Velázquez, Pablo Fabián. "Interacción de remanentes de Supernova con el medio interestelar circundante" (1999) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El presente trabajo estudia la interacción de remanentes de supernova (RSN) con el medio interestelar circundante como así también la generación y el desarrollo de inestabilidades hidrodinámicas que pueden darse en tales escenarios. Esta tarea se llevó a cabo tanto desde el punto de vista teórico como observacional. Una supernova es un evento que se produce y desenvuelve en escalas de tiempo sumamente cortas (la explosión en sí se da en cuestión de segundos y la supernova pueden ser visible hasta unos años después de la explosión). Sin embargo sus restos pueden mantenerse durante aproximadamente cientos de miles de años, modificando drásticamente su entorno y emitiendo energía en todo el espectro electromagnético, aunque la característica que identifica unívocamente los restos de supernova es que son fuentes extendidas (no puntuales) de radiación en radiofrecuencias de origen no térmico (emisión sincrotrónica). A los remanentes se los puede calificar como “laboratorios naturales” donde es posible estudiar diversos fenómenos, entre ellos física de ondas de choque y la evolución de inestabilidades en condiciones imposibles de reproducir en laboratorios terrestres. Estos objetos astrofísicos evolucionan pero la forma en que lo hacen depende de factores tanto endógenos como exógenos. Hasta el momento se supone que la dinámica de un remanente “joven” se encuentra gobernada por las características propias de la explosión mientras que en un remanente más desarrollado en el tiempo, son las características del medio las que priman. Para investigar la influencia de los factores internos y externos en la evolución de los RSN, en la presente tesis doctoral se abordó el estudio de cinco remanentes de supernova: Tycho, W28, W30, W50 y CTB80, los cuáles se encuentran en diferentes estados evolutivos y poseen distintas morfologías y características internas. Se realizaron observaciones en continuo de radio de W28, W30 y CTB80 utilizando el interferómetro del Very Large Array (Socorro, New Mexico, EUA) y se utilizaron imágenes de radio existentes de Tycho y W50. Debido a la extensión angular de las fuentes observadas fue necesario aplicar técnicas de mosaico en radio, para obtener imágenes de muy buena resolución angular en la frecuencia de 1465 MHz. Además se complementaron con observaciones en 328 MHz para W28 y W30. Estas observaciones permitieron obtener las mejores imágenes conocidas hasta el presente de estos remanentes en la banda espectral de radio, con una resolución angular nunca alcanzada previamente y con excelente sensibilidad. En base a estos datos en dos frecuencias se pudo investigar los índices espectrales a (Sυ α υ-α, donde Sυ es el flujo) para W28 y W30. En los casos de los RSNs de Tycho y W28 se llevó a cabo un examen de la distribución y Cinemática del gas en su entorno explorándolo a través de la línea de λ 21 cm del hidrógeno neutro. Los datos fueron adquiridos con el VLA y el radiotelescopio de Parkes (Australia), respectivamente. Para el caso de Tycho se encontró una nubecita o grumo muy denso, parcialmente embebida/o en el frente de choque, posicionalmente coincidente con la región donde la expansión de este remanente está más desacelerada. En el estudio del entorno de W28, se han hallado aglomeraciones de gas que pueden dar cuenta de la compleja morfología de esta fuente en la frecuencia de 328 y 1465 MHz. También se realizó un estudio de inestabilidades fluidodinámieas (del tipo de Rayleigh-Taylor y Kelvin Helmholtz entre otros) que se pueden desarrollar en la expansión de los remanentes de supernova, con el fin de encontrar una explicación a ciertas estructuras que son visibles en las imágenes en radio de estos remanentes. Los resultados de los modelos analíticos y numéricos implementados fueron comparados con las observaciones. De esta manera fueron analizados los RSN de Tycho y W50. Hacia el NE del RSN de Tycho se observa una estructura periódica la que fue interpretada como evidencia del desarrollo de la inestabilidad de Rayleigh-Taylor considerando efectos viscosos y magnéticos. Por otro lado, el sistema W50-SS433 muestra en su lóbulo oriental una formación helicoidal. La misma puede ser explicada como resultado de la inestabilidad de Kelvin Helmholtz en simetría cilíndrica y contemplando jets o chorros con velocidades iniciales relativistas.

Abstract:
This research deals with the interaction between supernova remnants (SNR) and the surrounding interstellar medium, as well as with the developement of hydrodynamical instabilities that may arise in such processes. This work involves both a theoretical and an observational approach. A supernova is an event that occurs in extremely short timescales (the explosion itself takes just a few seconds, and the supernova can be visible even years after the explosion). However, their remnants can hold on for hundreds of thousand years, drastically modifying their environs and emitting energy in the whole electromagnetic spectrum, although the characteristic feature of SNR is that they are strong sources of radio emission of non-thermal origin (synchrotronic radiation). SNR can be regarded as “natural laboratories” in which it is possible to study a variety of phenomena, as for instance shock-wave physics and plasma instabilities under conditions that would be impossible to reproduce in terrestrial laboratories. The way in which these astrophysical objects evolve, depends both on endogenous and exogenous factors. So far, it is accepted that the dynamics of a “young” remnant is governed by the intrinsic characteristics of the explosion, while in a more evolved remnant, the characteristics of the ambient medium are dominant. In order to disclose the influence of intrinsic and extrinsic factors in the evolution of SNRs, in this PhD Thesis, I have carried out the study of five SNR: Tycho, W28, W30, W50 and CTB80, which are in different evolutive phases and possess different morphologies and internal features. Radio emission was analyzed through high resolution radiocontinuum images obtained with the Very Large Array (VLA; Socorro, New Mexico, USA). For the present research I have conducted multifrequency radioobservations of W28, W30 and CTB80. Due to the large angular extension of the same, it was necessary to make use of radio mosaicing techniques in order to achieve high resolution images at 1465 MHz. In addition, observations at 328 MHz were performed for W28 and W30. These observations allowed to obtain the best images ever produced for these rcmnants in the radio band, with unprecedented angular resolution and with excellent sensitivity. Based on these data in two frequencies, it was possible to investigate the spectral index distribution (α, defined as Sυ α υ-α,where S, is the frequency-dependant flux density) for W28 and W30. Moreover, for W28 and Tycho’s SNR, the distribution and kinematics of the surrounding gas was explored using the λ 21 cm line of neutral hydrogen. The data were acquired with the Parkes (Australia) radiotelescope and the VLA, respectively. In the case of Tycho’s SNR, a dense clump was found in positional coincidence with the region where this remnant shows the lowest expansion velocity. The clump appears as partially embedded inside the shock front. The study of the environs of W28, has allowed to detect gas concentrations that may account for the complex morphology this remnant exhibits at the frequencies of 328 and 1465 MHz. Besides, I have investigated the fluid-dynamic instabilities likely to develop during the expansion of SNR (such as Rayleigh-Taylor and Kelvin Helmholtz instabilities, for instance), with the aim of explaining certain structures that appear in the radio images of these remnants. Analytical and numerical models were compared with observations of W50 and Tycho’s SNR. Toward the NE of Tycho’s SNR, a quite periodic structure is observed that is interpreted as the developement of Rayleigh-Taylor instabilities including viscous and magnetic effects. The W50-SS 433 system shows a helicoidal formation in its eastern lobe, which can be explained as arising in the Kelvin Helmholtz instability in cylindrical symmetry, taking relativistic jets into account.

Milano, Leonardo Julio. "Mecanismos estacionarios e impulsivos de disipación de energía en la Corona Solar" (1999) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La corona solar está formada por un plasma de alta temperatura cuya dinámica da lugar a una rica variedad de eventos de disipación de energía. Por un lado, las fulguraciones, capaces de liberar cantidades enormes de energía (hasta 10(32)erg) en tiempos del orden de minutos. Por el otro, el calentamiento estacionario de las regiones activas, con una tasa de 10(5)—10(7)erg cm (-2) s (-1), que las mantiene a una temperatura dos órdenes de magnitud mayor que la de la capa atmosférica inmediatamente inferior (la fotósfera). Estos fenómenos pueden ser descriptos, al menos parcialmente, en la marco de la magnetohidrodinámica. El problema principal al que se enfrenta esta descripción es que los coeficientes moleculares de disipación en la corona son lo suficientemente pequeños como para que los fenómenos disipativos solo puedan ser explicados en presencia de estructuras de escala pequeña. En ese sentido, la turbulencia magneto hidrodinámica y la reconexión magnética resultan tal vez los candidatos naturales a describir, respectivamente, el calentamiento estacionario de la corona y la disipación impulsiva en fulguraciones. Un estudio teórico-numérico de intermitencia magneto hidrodinámica nos permite relacionar las propiedades estadísticas de la turbulencia con la geometría (asintoticamente fractal) de las zonas de disipación, y afirmar que la disipación estacionaria en la corona solar se encuentra sumamente concentrada en zonas distribuidas en forma aleatoria. La aplicación de una teoría de clausura turbulenta a dos puntos indica que los arcos magnéticos son esencialmente calentados por corrientes eléctricas cuasi-estacionarias, inyectadas por el campo de velocidades fotosférico. Estudiamos, tanto en forma numérica como teórica, un caso de reconexión magnética turbulenta entre dos tubos de flujo dentro de un arco coronal, obteniendo una tasa de disipación acorde a la de las microfulguraciones. Por último, una serie de estudios observacionales de la dinámica de las estructuras coronales en la línea espectral Hα nos permite conjeturar que el aumento de la vorticidad de esas estructuras, presuntamente ligado a la evolución de los campos dinámicos, puede constituir una herramienta útil para la predicción de fulguraciones.

Abstract:
The hot plasma in the solar corona shows a very rich variety of energy dissipation events. On one hand, the solar flares release enormous amounts of energy (up to 10(32) erg) in typical times of the order of minutes. On the other hand, the steady heating in active regions, with rates within 10(5)—10(7) erg cm(-2) s(-1) maintain these regions at a temperature two orders of magnitude higher than that of the photosphere. These phenomena can be described, at least partially, within the framework of magneto hydrodynamics. The main problem faced by this description is that the molecular dissipation coefficients in the corona are so small that the previously described dissipation phenomena can only be explained if small scale structures are present. It is in this sense that magneto hydrodynamic turbulence and magnetic reconnection seem to be the natural candidates to describe, respectively, the steady heating of the corona and the impulsive energy release in flares. A numerical-theoretical study of magneto hydrodynamic intermittence allows us to relate the statistical properties of the turbulence to the geometry of the (asymptotically fractal) geometry of the dissipation regions, and state that the steady dissipation in the solar corona is highly concentrated in randomly distributed zones. Application of a two-point turbulent closure theory indicates that coronal loops are primarily heated by quasi-steady electrical currents pumped by the photospheric velocity field. We study, both by theoretical and numerical means, the turbulent magnetic reconnection between two flux tubes inside a coronal loop, obtaining a dissipation rate consistent with those observed for microflares. Finally, a series of observational studies in the Hα spectral line leads us to argue that the enhancement of the vorticity of these structures, presumably linked to the evolution of the dynamical fields, might be a useful tool for flare prediction.

López Fuentes, Marcelo. "Regiones activas solares : origen y evolución" (2002) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Estudiamos la evolución de regiones activas solares (RA) para inferir las propiedades de los tubos de flujo que las originan y analizar la relevancia que los movimientos del plasma, tanto en la zona convectiva como en la fotósfera, tienen sobre su evolución. Analizamos RA cuyas polaridades principales rotan una alrededor de la otra a lo largo de varias rotaciones solares, e interpretamos este comportamiento peculiar como la emergencia de tubos de flujo magnético deformados. A partir de las propiedades de las RA discutimos cuáles podrían ser los mecanismos causantes de la deformación y, luego de descartar a la inestabilidad de kink y la acción de la fuerza de Coriolis, concluímos que el más probable es la interacción de los tubos de flujo con el plasma en la zona convectiva. A continuación analizamos la inyección de helicidad magnética en configuraciones magnéticas sintéticas y en una RA observada. Comparamos esta inyección con la helicidad coronal calculada a partir de modelos del campo libre de fuerzas lineal y con la helicidad expulsada por las eyecciones coronales de masa (ECM) originadas en la RA. Nuestros resultados muestran que la helicidad inyectada por movimientos fotosféricos de pequeña escala y por rotación diferencial no alcanzan para explicar, ni el contenido de helicidad coronal de la RA, ni la cantidad eyectada por las ECM. Por lo tanto, la principal fuente de helicidad en la corona es la torsión inherente al tubo de flujo que forma la RA.

Abstract:
We study the evolution of solar active regions (ARs) to infer the properties of the flux tubes forming them and to analyze the role that convective and photosferic plasma motions may have in their evolution. We study a set of ARs in which the main polarities are observed to rotate one around the other along several solar rotations. We interpret this peculiar evolution as due to the emergence of distorted magnetic flux tubes. From the observed ARs properties we discuss the possible mechanisms at the origin of the deformation and, after discarding the kink instability and the Coriolis force, we conclude that the most likely mechanism is the interaction of the flux tubes with the convective zone plasma. Next, we analyze the magnetic helicity injection on synthetic magnetic configurations and in an observed AR. We compare this injection to the coronal helicity computed using a linear force free field approximation and to the helicity ejected by coronal mass ejections (CMEs) inferred from magnetic clouds observations. Our results show that the helicity injected by photospheric shearing motions and by the differential rotation are not enough to explain, neither the content of coronal helicity nor the amount of helicity ejected by CMES. Therefore, the main source of coronal magnetic helicity is the twist inherent to the flux tube forming the AR.

Arazi, Andrés. "Medición de la reacción 25Mg(p, gamma )" (2003) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La reacción 25Mg(p,γ) es el principal mecanismo de producción estelar del radioisótopo 26Al. Dada la vida media del 26Al(τ~ 10 6 a), este radioisótopo puede escapar de la estrella que lo origina y decaer en el medio interestelar. La detección de la radiación gamma generada en este decaimiento permite rastrear los sitios de producción de 26 Al en la Vía Láctea y ajustar así los modelos de nucleosíntesis. Para esto último es necesario, además, precisar la tasa de producción de la reacción resonante 25Mg(p,γ)26 Al en el rango de energías estelares. Previo a este estudio, las intensidades de las resonancias de esta reacción se determinaron mediante la detección en línea de rayos gamma de desexcitación del núcleo compuesto 26Al. Sin embargo, a las energías estelares, muy por debajo de la barrera coulombiana, la reacción tiene una producción en extremo baja y su medición se dificulta por causa del fondo gamma ambiental y el fondo producido por reacciones en elementos contaminantes. Para eludir estos inconvenientes, en este trabajo se desarrolló un método de medición alternativo, basado en la alta sensibilidad de la espectrometría de masas con aceleradores (AMS). En este método, se bombardean blancos de MgO con un gran número de protones (del orden de 10 19)a las energías de resonancia. A continuación, estos blancos son tratados químicamente, agregando y homogeneizando una cantidad bien determinada del isótopo estable 27 Al y eliminando el Mg que lo componía originalmente. Las muestras así generadas contienen el 26Al producido en la reacción p + 25Mg y la cantidad de los mismos se determina midiendo la concentración 26Al/27Al mediante la técnica AMS. La pequeña cantidad de 26Al presente en las muestras (del orden de 10 6 - 10 7 átomos) hizo necesario optimizar la eficiencia de detección. A estos efectos, las mediciones de concentración de las muestras se realizaron extrayendo es estas el ion molecular 26AlOˉ de la fuente de iones. Dado que el ion molecular es hasta 25 veces más prolífico que el ion atómico Alˉ utilizado usualmente, su empleo permitió incrementar la eficiencia de detección hasta un valor de 4 x 10ˉ5. Como contrapartida, el ion molecular 26AlOˉ sufre la interferencia del ion isobárico 26MgOˉ. Por lo tanto, la aplicación de este método requirió la supresión del 26Mg, la cual se efectuó mediante la técnica de imán con gas y una separación química muy selectiva. A este fin se desarrolló un procedimiento químico que redujo la presencia de 26Mg a niveles del orden de 5 ppm en muestras de 500 μg de Al. Esta supresión de la interferencia isobárica, conjuntamente con la eficiencia de detección lograda, permite detectar la presencia de 26Al en muestras conteniendo tan sólo 10 5 átomos de este isótopo. Mediante este nuevo método se determinó la intensidad de tres resonancias de la reacción 25Mg(p,γ)). Estas resonancias, con energías E lab p = 316,1; 389,0 y 434,5 keV dominan la producción estelar de 26Al en novas y presupernovas (0,1 GK <~ T <~ 1,5 GK). Los resultados los obtenidos en este trabajo coinciden con las mediciones más recientes de estas resonancias.

Abstract:
The 25Mg(p,γ) reaction is the main mechanism for the stellar production of the radioisotope 26Al. Due to its long mean life (τ(26Al)~10 6 a) this radioisotope may escape from its originating star and decay in the interstellar medium. The detection of the radiation generated by its decay allows to trace the 26Al-producing spots within the Milky Way, and hence to impose constrains on nucleosynthesis models. For this purpose, it also necessary an accurate knowledge of the production rate of the 25Mg(p,γ)26Al 9 resonant reaction at the stellar energy range. Previous to this work, the resonance strenghts of this reaction were determined by online detection of the prompt gamma-ray from the deexcitation of the compound nucleus 26Al. However, at stellar energies, far below the Coulomb barrier, the reaction has an extremely low production rate and its measurement is hindered by room gamma background and background produced by reactions on contaminating elements. To overcome this hindrance, in this work an alternative method based on the high sensitivity of the accelerator mass spectrometry (AMS) was developed. In this method, MgO targets are proton-bombarded (in amounts of 10 19)at each resonance energy. Subsequently, these targets are chemically treated, adding and homogenizing a well-determined amount of the stable 27Al isotope and eliminating the original Mg from the sample. The samples generated in this way contain the 26Al produced in the p + 25Mg reaction, and their amount is determined measuring the 26Al/27Al concentration by means of the AMS technique. The small amount of 26Al contained in the samples (in the order of 10 6 - 10 7 atoms) required an optimization of the detection efficiency. To this end, concentration measurements on samples were done extracting molecular 26AlOˉ from them. The use of the molecular ion, about 25 times more prolific than the commonly-used atomic Alˉ ion, yielded an improvement in the detection efficiency up to a value of 4 x 10ˉ5. However, the molecular ion 26AlOˉ suffers the drawback of 26MgOˉ interference. Therefore, this method requires the suppression of the 26Mg isobar, which was achieved by means of a gas-filled magnet and a highly selective chemical separation. To this end, a chemical procedure was developed which is capable of suppressing 26Mg down to contamination levels of about 5 ppm from small (500 μg) Al samples. This background suppression, combined with the achieved detection efficiency, allows to trace 26Al nuclei in samples containing amounts down to 10 5 atoms of this isotope. By means of this new method, the strength of three resonances of the reaction 25Mg(p,γ) were determined. These resonances, with energies of E lab p = 316.1, 389.0 and 434.5 keV, dominate the stellar production of 26Al in novae and presupernovae (0.1 GK <~ T <~ 1.5 GK). Results obtained in this work agree with most recently obtained values for these resonances.

Bonifazi, Carla Brenda. "Instrumentación, calibración y simulación de detectores de superficie del observatorio Pierre Auger" (2004) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El entendimiento de la física de los rayos cósmicos es aún una de las metas más importantes de la comunidad científica para construir su conocimiento acerca del Universo. Su estudio a lo largo de los años ha permitido avances importantes tanto en las ramas de la física de partículas como de la astrofísica. Para su estudio se han desarrollado muchas técnicas experimentales desde las primeras cámaras de niebla utilizadas en los ascensos en globo hasta el desarrollo de observatorios gigantes dedicados al estudio de las partículas de más alta energía. El espectro de energías de los rayos cósmicos va desde los ~ 100keV hasta ~ 10^20 eV. Estos inciden sobre la tierra en todas las direcciones y con un flujo constante en el tiempo. Los rayos cósmicos de energía superior a los PeV que inciden en la atmósfera producen una cascada de partículas secundarias. Estas partículas inducen la emisión de luz de fluorescencia por parte del nitrógeno atmosférico, que puede ser registrada para la detección del chubasco producido. A su vez, las partículas secundarias que alcancen la Tierra pueden ser registradas por detectores ubicados al nivel del suelo. El observatorio Pierre Auger, que actualmente se encuentra en construcción y funcionamiento parcial, tiene por objetivo el estudio de los rayos cósmicos de energía ultra elevada, mayor a 10^19 eV. Para ello utiliza un sistema híbrido de detección de las partículas secundarias formado por un detector de superficie (detectores de efecto Čerenkov en agua) y telescopios de fluorescencia. En este trabajo se realiza una descripción completa de ambos detectores. Para el detector de fluorescencia se presentan estudios de la luz de fondo de noche que sirvieron para el diseño de la electrónica de los mismos. Para el detector de superficie se presentan trabajos realizados con el objetivo de contribuir con su montaje, instalación y puesta en funcionamiento. Durante la primera etapa de construcción del Observatorio se desarrollaron las técnicas y procedimientos para garantizar el correcto funcionamiento del mismo. Previamente al comienzo de la construcción del Observatorio se realizaron estudios sobre un detector prototipo de efecto Čerenkov en agua emplazado en el Laboratório TANDAR, tales como la caracterización de respuesta frente a distintas direcciones de ingreso de las partículas y el desarrollo de un método de calibración del detector. A continuación se montó un conjunto de cuatro detectores para la medición de rayos cósmicos con energías del orden de ~10^15 eV. En este trabajo se describen el diseño, la construcción y la operación de este arreglo de detectores. También se incluye el desarrollo del sistema de toma de datos y los análisis de estabilidad de su funcionamiento. Finalmente se muestran algunos eventos típicos registrados. Se presenta además el desarrollo del actual método de calibración de los detectores de superficie del Observatorio Pierre Auger. Junto a éste, las diferencias técnicas y estudios realizados para garantizar el correcto funcionamiento de los detectores y para validar el sistema de adquisición de los datos. Finalmente, toda la experiencia adquirida se volcó en un programa de simulaciones del detector de efecto Čerenkov en agua, que esta disponible para ser utilizado pela Coloaboración Pierre Auger.

Abstract:
Understanding the physics of cosmic rays is still a major goal of science in order to build our knowledge of the Universe. Research on Cosmic Rays over the last years has provided important improvements in particle physics and astrophysics by making use of different experimental techniques from the early cloud chambers carried in airborne ballon experiments to gigantic observatories specifically designed to study cosmic rays of the highest energies. The cosmic ray energy spectrum ranges from ~ 100 keV to ~10^20 eV, impinging on the top of the Earth atmosphere from all directions with a constant flux. Those with energy in excess to ~1 PeV produce, when traversing the atmosphere, a cosmic air-shower of secondary particles. These particles induce fluorescence light emission from the atmosphere nitrogen, which may be detected. They may as well be directly detected on reaching the Earth surface by the so-called surface detectors. The Pierre Auger Observatory, which is presently under construction and data taking, has as prime objective to detect cosmic rays with energy in excess to 10^19 eV. In order to achieve this aim it makes use a hybrid detection technique: a surface detector array (water Čerenkov detectors) and fluorescence telescopes. A complete description of both detector systems is performed in this thesis work. For the fluorescence detector, background light measurements were done in order to help designing the telescope electronic system. A further and exhaustive work has been performed for the surface detectors, geared towards their deployment, installation and commissioning. Related to this latter point and during the initial phases of the Project construction, techniques and procedures were developed in order to guarantee the correct functioning of the detector system. In the years prior to commencing the Observatory construction, efforts were committed in experiments with a prototype water Čerenkov detector emplaced at the TANDAR Laboratory, such as the characterization of the detector response to different entry points of impinging particles and the development of an innovative calibration method. At a later stage, an array of four water Čerenkov detectors, was instrumented with a view on the detection of cosmic rays of energy ~10^15 eV. The design, construction and commissioning of this array is described in this thesis. Reference is made to the development of its data acquisition system and to its operation stability analyses. Some typical detected events are shown. Also shown in this thesis are the different surface detector calibration approaches, with special emphasis on the one currently adopted at the Observatory. In adition to contributing towards the development of this calibration procedure, different techniques and studies were performed in an effort to assure the correct detector functioning and to validate the data acquisition system. Finally, all the acquired expertise provided a solid basis on which a water Čerenkov detector simulation computer code was written, which is available to the Auger Collaboration.

Kaufman Bernadó, María Marina. "Emisión de rayos gamma en microcuásares" (2004) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los microcuásares son sistemas de binarias de rayos x que pueden generar jets relativistas y que fueron descubiertos en nuestra Galaxia en la última década del sigle XX. Su nombre indica que junto con los cuásares son manifestaciones de la misma física pero en una escala muy diferente. Paralelamente a este descubrimiento, el instrumento EGRET a bordo del Observatorio Compton de Rayos Gamma, detectó 271 fuentes puntuales de rayos gamma de las cuales 170 no pudieron ser claramente identificadas con ningún objeto conocido. Esto marcó el comienzo del estudio de poblaciones de rayos gamma en nuestra Galaxia. En esta tesis se presentan modelos para la producción de rayos gamma en microcuáceres, con el objetivo de mostrar que pueden ser responsables de algunos subgrupos de fuentes EGRET no identificadas. Estos modelos son desarrollados para una variedad de escenarios posibles tomando en cuenta distintas combinaciones, i.e. agujeros negros o estrellas de neutrones como el objeto compacto, estrellas compañeras de baja y alta masa, así como también procesos de producción de rayos gamma leptónicos o hadrónicos. Los modelos de emisión de rayos gamma en microcuásares aquí presentados, pueden ser usados para explicar también obsrvaciones en fuentes conocidas detectadas en rangos de energías diferentes que las de EGRET. Se incluye al final, una situación de producción de rayos gamma alternativa en objetos compactos que no involucra a los microcuásares, estudiándose una fuente EGRET no identificada en particular, a la que proponemos como asociada a un pulsar magnetizado con acreción.

Abstract:
Microquasars, X-ray binary systems that can generate relativistic jets, were discovered in our Galaxy in the last decade of the XXth century. Their name indicates that they are manifestations of the same physics as but on a completely different scale. Parallel to this discovery, the EGRET instrument on board of the Compton Gamma Ray Observatory, detected 271 points like gamma-ray sources from which 170 were not clearly identified with known objects. This marked the beginning of gamma-ray source population studies in our Galaxy. We present in this thesis models for gamma-ray production in microquasars with the aim to propose them as possible parent populations for different groups of EGRET unidentified sources. These models are developed for a variety of scenarios taking into account several possible combinations, i.e. black holes or neutron stars as the compact object, low mass or high mass stellar companion, as well as leptonic or hadronic gamma-ray production processes. We also show that the presented models for gamma-rays emitting microquasars can be used to explain observations from well known sources that are detected in energy ranges other than EGRET´s. Finally, we include an alternative gamma-ray producing situation that does not involve microquasars but a specific unidentified EGRET source possibly linked to a magnetized accreting pulsar.

Vigh, Carlos Donato. "Modelado numérico de flujos astrofísicos" (2010) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los flujos astrofísicos juegan un rol esencial en muchos de los fenómenos observados en el Universo. Para una comprensión detallada de estos fenómenos, es necesario combinar adecuadamente los enfoques observacional y teórico. En este contexto, el modelado numérico aparece como una herramienta muy poderosa y complementaria entre las dos primeras. En esta tesis, se estudió la dinámica asociada a la explosión de supernovas y de sus remanentes. En particular, se llevó a cabo un estudio de la dinámica de remanentes de supernova jóvenes desde un punto de vista hidrodinámico. Más específicamente, se analizaron posibles causas de asimetría en estas explosiones y en las primeras fases de evolución de sus remanentes. En condiciones ideales, se espera que la evolución inicial de un remanente de supernova sea un proceso esféricamente simétrico. Sin embargo, muchos remanentes jóvenes muestran diversas asimetrías que no pueden ser explicadas por ejemplo, en términos de inhomogeneidades del medio interestelar. En este contexto, se propuso investigar posibles causas alternativas de ruptura de la isotropía las cuales han sido divididas para su mejor estudio en causas cinemáticas y dinámicas. En el estudio general de causas de asimetría en remanentes jóvenes se consideraron la presencia de obstáculos, gradientes de densidad en el medio interestelar y el movimiento propio de las estrellas progenitoras. Se tomaron como casos testigos los llamados remanentes históricoso de Kepler y Tycho. En el caso particular del remanente de Kepler, se encontró que la causa principal de asimetría se debió al movimiento propio que el progenitor poseé respecto al medio circundante. Se supuso que la progenitora se trataba de una estrella evolucionada, con un viento denso y lento. Debido al alto movimiento propio de la progenitora, la burbuja generada por la acción de este viento adquiere la forma de un choque a proa. Cuando la estrella explota como supernova, su remanente evoluciona en este medio perturbado, el que tiene una fuerte asimetría en su distribución de densidad. De acuerdo a los resultados obtenidos, la colisión entre el choque principal del remanente y la estructura cometaria producida por el viento de la progenitora, puede explicar las características morfológicas y distribución de brillo que este objeto exhibe en imágenes en radio y rayos X. En el caso particular del remanente de Tycho, se encontró que la causa principal de asimetría se debió a que en el momento de la explosión incorporó material de las capas externas de la atmósfera de su estrella compañera. Este exceso de masa, que está en el rango de 0.3 y 0.6 masas solares ocasiona una evolución más lenta que la región donde no la incorporó ́dando así lugar a un frente de choque que puede describirse aproximadamente como dos semi-esferas de distinto radio. Dentro del margen de error y suponiendo una distancia de 3 kpc, se observa un buen grado de coincidencia morfológica. Además, los mapas sintéticos en rayos X son cualitativamente similares a lo observado por distintos instrumentos. Estos resultados son tendientes a un escenario de una supernova tipo Ia, aportando evidencia sobre el origen de Tycho y de su posible compañera.

Abstract:
Astrophysical flows play an esential role in many observed phenomena in the Universe. For a detailed understanding of these phenomena, it is important to combine observational and theoretical viewpoints. In this context, the numerical modelling is a powerful tool which complements the aforementioned points of view. In the present thesis, we study the dynamic evolution associated to supernova explosions and their corresponding supernova remnants. In particular, we carried out a dynamical study of young supernova remnants within the framework of hydrodynamics. More specifically, we analyzed possible source of asymmetry in these explosions and during the first stages of evolution of their remnants. Under ideal conditions, the initial stages of a supernova remnant are expected to be spherically symmetric. However, many of the observed young supernova remnants show different types of asymmetries which cannot be explained in terms of inhomogeneities of the interstellar medium. In this context, we decided to address the study of possible causes of departure from isotropy which, to organize our analysis, we separated into kinematic and dynamic causes. For a general overview of causes of asymmetry in young supernova remnants, we considered the presence of obstacles, density gradients in the interstellar medium and the proper motions of the progenitor starts. For the particular case of Kepler’s supernova remnant, we found that the main cause of asymmetry is the proper motion of the progenitor star with respect of the surrounding interstellar medium. We assumed the progenitor to be an evolved star with a dense and slow stellar wind. Because of the fast proper motion of the progenitor, the expanding bubble generated by this wind adopts the form of a bow shock. When the star explodes as a supernova, its remnant evolves in this highly perturbed environment, with a strong asymmetry in its density distribution. According to the results obtained in our numerical simulations, the impact of the main shock on the pre-existing cometary structure gene- rated by the stellar wind, can explain the overall morphology as well as the emissivity observed in radio and X-ray images. For the particular case of Tycho’s supernova remnant, we found that the main cause of asymmetry is due to the interaction between the explosion and the atmosphere of a companion star. The outer layers of the companion are swept by the expanding shock, thus producing an excess of mass on one of its sides and breaking the isotropy. Mass excesses within 0.3 and 0.6 solar masses can cause a slower expansion in the heavier side, giving rise to an expanding shock that can be approximately described by two semi-spheres with different radii. Assuming a distance of 3 kpc, our simulations show a good morphological resemblance with the observed images. Moreover, our synthetic X-ray maps are qualitatively similar to those observed with different instruments. Our results support the scenario of a type Ia supernova, and providing valuable evidence on the origin of Tycho and its possible companion.

Tamashiro, Alejandro Andrés. "Espectro y composición de los rayos cósmicos en el rango de energía de la transición galáctica-extragaláctica" (2010) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La atmósfera terrestre está siendo continuamente bombardeada por partículas que viajan a gran velocidad, las cuales contribuyen a la radiactividad observada en la superficie terrestre. A principios del siglo pasado, se pensó que esta radiación era originada por rayos gamma, ya que éstos constituían la radiación extraterrestre más energética y penetrante conocida en aquella época. Es por ello que los entes responsables de generar esta radiación fueron bautizados como “Rayos Cósmicos”. Hoy en día se sabe que la mayoría de estos rayos, son núcleos de átomos y sólo una pequeña porción son rayos gamma y electrones. Su espectro de energía se extiende a lo largo de once décadas desde 10 E9 eV hasta energías del orden de 10 E20 eV, energías mucho mayores a las alcanzadas por partículas en cualquier acelerador creado por el hombre. La zona de los rayos cósmicos con energías mayores a ~ 10 E 17 eV es objeto de estudio en la actualidad, debido a que todavía existen muchas preguntas sin responder acerca de su naturaleza, su composición química y espectro, los mecanismos que les permiten alcanzar energías macroscópicas, la ubicación y característica de los objetos astrofísicos donde se generan, su propagación a través del espacio, e inclusive cuestiones más trascendentales para la física, como su sección eficaz con nucléolos y fotones, temas aún cuestionados para estas energías tan elevadas. El Observatorio Pierre Auger es un experimento actualmente activo dedicado al estudio de los rayos cósmicos altamente energéticos, cuyo objetivo es brindar información destinada a responder los enigmas aún vigentes para estas energías. El observatorio fue originalmente diseñado para detectar rayos cósmicos aproximadamente mayores a 10 E18 eV. El flujo de los rayos cósmicos en este rango de energías es muy bajo (aproximadamente menor a una partícula/Km2 /sr/año). Es por ello que se planificó que el área de colección del Observatorio Pierre Auger alcance los 6000 Km2, para poder disponer de una cantidad de eventos con una estadística sin precedentes en este rango de energías. La característica distintiva de este observatorio es la de ser híbrido, disponiendo de dos tipos de detectores: el detector de telescopios de Fluorescencia y el arreglo de estaciones Cherenkov de Superficie, que le permite registrar el desarrollo longitudinal y las partículas al nivel de la superficie terrestre respectivamente, pertenecientes a la lluvia de partículas generadas por los rayos cósmicos en la atmósfera terrestre. El Observatorio Pierre Auger consta de un sitio en el hemisferio sur y otro en el norte. El Observatorio norte está en la fase de investigación y desarrollo y será construido en Larmar en el estado de Colorado en Estados Unidos. El observatorio sur se ubica en el departamento de Malargüe en la provincia de Mendoza y está formado por un arreglo triangular de 1600 estaciones Cherenkov de superficies espaciadas a 1500 metros, cubriendo un área de 3000 Km2, y por 24 telescopios de fluorescencia apuntando hacia el interior del arreglo de superficie distribuidos en cuatro emplazamientos en su perisferia. La etapa de construcción del Observatorio sur ha finalizado y ahora se encuentra en una etapa de incorporación de extensiones para bajar el umbral de detección a energías del orden del ~ 10 E17 eV, con el fin de poder estudiar la zona del espectro de energía donde existe una gran riqueza física, ya que se supone se encuentra la transición galáctica-extragaláctica del origen de los rayos cósmicos. Las extensiones mencionadas son dos, AMIGA y HEAT. La primera consiste en agregar dos nuevos arreglos más pequeños de estaciones de superficie con espaciamientos de 433 metros y 750 metros. La segunda de las extensiones ya está en funcionamiento y consiste en el agregado de tres telescopios de fluorescencia apuntando a la parte más alta del desarrollo de las lluvias atmosféricas. Las estaciones Cherenkov de los nuevos arreglos estarán acompañadas por contadores de muones que serán enterrados a sus lados. Esto permitirá medir directamente la componente muónica de las lluvias, información que será destinada a realizar estudios de composición del rayo cósmico primario. La calibración del Observatorio es fundamental para obtener el espectro de energía de los rayos cósmicos detectados. Durante mi tesis doctoral he trabajado en la calibración tanto de los detectores de fluorescencia como así también de las estaciones Cherenkov de superficie. La calibración absoluta del detector de fluorescencia consiste en excitar cada uno de los telescopios mediante una fuente de luz artificial extensa que se coloca sobre su apertura. He caracterizado esta fuente determinando el grado de uniformidad de su emisión de luz. Mediante el desarrollo de una simulación de trazado de rayos he estudiado los efectos de la desviación respecto de la emisión perfectamente uniforme y he desarrollado un método para corregir estos efectos. La calibración del detector de superficie se realiza utilizando la información de las señales generadas por los muones atmosféricos de fondo. Para ello he participado en estudios que utilizan cálculos de Monte Carlo y semi-analíticos para reproducir y entender estas señales. Explotando la característica híbrida del Observatorio Pierre Auger he desarrollado un método para obtener la aceptancia del detector de superficie a través de la utilización de datos reales del detector de fluorescencia, como alternativa a los métodos tradicionales que se basan en resultados obtenidos a través de simulaciones numéricas, las cuales dependen de los modelos de interacción hadrónica adoptados. Las simulaciones del proceso de adquisición y reconstrucción de los eventos producidos por los rayos cósmicos involucran: la generación de la lluvia, la respuesta de los instrumentos del observatorio, y la reconstrucción de los parámetros del evento. Disponer de una cadena de simulación y reconstrucción de los eventos es fundamental para entender y evaluar el comportamiento del Observatorio. Por ello implementé una simulación completa del Observatorio, que contempla los telescopios de HEAT, las estaciones del nuevo arreglo AMIGA, y la propagación de las partículas a través de la tierra hasta llegar a la profundidad de los contadores de muones. Los estudios realizados con este programa de simulación han contribuido con la etapa de investigación y desarrollo de los contadores de muones de la extensión AMIGA, proporcionando información para la determinación del lugar óptimo para la instalación de los nuevos arreglos de superficie, como así también para determinar a que profundidad deben ser enterrados los contadores de muones. Finalmente he realizado un estudio para determinar los observables más relevantes para la discriminación de la composición de los rayos cósmicos, basados en técnicas del análisis estadístico multivariado y del ámbito de la inteligencia artificial, hasta ahora no muy difundidos en el campo de la astrofísica. Con este análisis pude evaluar la importancia de los observables aportados por distintos tipos de detectores, el de fluorescencia, el de superficie y los contadores de muones, a la hora de distinguir la composición química del rayo cósmico primario.

Gulisano, Adriana María. "Evolución de estructuras MHD helicoidales en la heliósfera" (2011) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En esta Tesis doctoral se estudia una clase de fenómenos transitorios en el viento solar, denominados nubes magnéticas (NMs). Estos eventos son expulsados por el Sol y se componen de masa más fría que el plasma del viento solar estacionario. Son objetos que contienen campo magnético con gran intensidad y con una estructura que conforma tubos de flujo magnético enroscados alrededor de un eje principal; contienen así cantidades importantes de Flujo (F ) y Helicidad magnética (H), que son transportadas desde su fuente solar durante su viaje en la heliósfera. Se realiza un modelado teórico de NMs en el marco de la magnetohidrodinámica. Se revisan y desarrollan diversas técnicas y metodologías para su estudio, que permiten determinar sus propiedades a partir del análisis de las observaciones magnéticas y del plasma realizadas in situ por sondas espaciales. Se estudian tres muestras de eventos: (a) en la heliosfera interna (desde 0.3 hasta 1 unidades astron ́ micas), (b) a 1 unidad astronómica del Sol y (c) en la heliosfera externa (desde 1.5 hasta 5 unidades astron ́ micas). Se caracterizan propiedades de la estructura magnética y de su evolución. Los resultados del modelado son usados para cuantificar F y H en nubes, y encontramos valores típicos de F ∼ 1020 − 1021 Mx y H ∼ 1041 − 1042 Mx2 . Encontramos que el par ́ metro de impacto (mínima distancia de aproximación entre la sonda y el eje de la nube) es uno de los parámetros mas cr ́ticos para modelar correctamente las NMs y hallamos un método para mejorar significativamente su estimación. Se introduce y se estudia un coeficiente de expansión adimensional, que permite cuantificar la evolución del tamaño de las NMs en función de la distancia al Sol y puede medirse a partir del perfil de velocidad observado in situ para una nube dada. Encontramos que las NMs pueden clasificarse en dos subclases, aquellas que son perturbadas significativamente por el viento solar de su entorno, y aquellas que siguen una evolución natural, dada por el decaimiento de la presión del viento solar ambiente.

Abstract:
In this PHD Thesis we study a class of transient phenomena in the solar wind, the so called magnetic clouds (MCs). These events are ejected from the Sun and are composed by plasma, which is cooler than the one in the stationary solar wind. They contain intense magnetic field which is formed by magnetic flux tubes twisted around a main axis; in this way they contain an important amount of magnetic Flux (F ) and magnetic Helicity (H) that are transported from their solar sources through their journey along the heliosphere. We develope a theoretical description of MCs in the frame of magnetohydrodynamic. We revise and develop several methods and techniques for the study of MCs, which allow us to determine MCs properties from the analysis of magnetic and plasma ’in situ’ observations made by spacecraft. We study three samples of events: (a) in the inner heliosphere (from 0.3 to 1 astronomical units), (b) at one astronomical unit, and (c) in the outer heliosphere (from 1.5 to 5 astronomical units). We characterize properties of their magnetic structure and of their dynamical evolution. Results from models are used to quantify F and H in MCs, and we find typical values: F ∼ 1020 − 1021 Mx and H ∼ 1041 − 1042 Mx2 . We find that the impact parameter (minimum distance approach between the cloud axis and the spacecraft) is one of the more critical parameters for making correct modelization of MCs, and we find a method to significantly improve its estimation. We introduce and study a dimensionless expansion coefficient, that allow us to quantify the evolution of the size of MCs in function of the distance to the Sun, and then can be obtained from the in situ observed velocity profile for a given event. We find that MCs can be classified in two sub-classes, those which are significantly perturbed by the solar wind environment, and those which follow a natural evolution, given by the decay of the ambien solar wind pressure.

Tiffenberg, Javier. "Búsqueda de neutrinos cósmicos ultra energéticos con el observatorio Pierre Auger" (2011) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El Detector de Superficie del Observatorio Pierre Auger es sensible a neutrinos de todos los sabores con energía por encima de 0,1 eV. Estos interactúan en la atmósfera mediante corrientes cargadas y neutras, iniciando cascadas atmosféricas extendidas. Al interactuar profundo en la atmófera a incidencia casi horizontal, los neutrinos pueden ser distinguidos del fondo producido por rayos cósmicos de origen hadrónico gracias a la estructura temporalmente extendida de las señales que producen en los detectores Che- renkov de agua. En este trabajo se presenta por primera vez un análisis basado en neutrinos descendentes. Se describe el procedimiento de búqueda, las posibles fuentes de fondo, el método desarrollado para calcular la exposición y las incertezas sistemáticas asociadas. Ningún candidato a neutrino fue encontrado en los datos adquiridos entre 1-Ene-2004 hasta 31-May-2010. Asumiendo un flujo diferencial típico Φ(Eν ) = k · EνE-2 , se fijo un límite sobre el flujo de neutrinos de cada sabor de k <1.65 × 10E−7 GeV cmE−2 sE−1 srE−1 con un nivel de confianza del 90 %.

Abstract:
The Surface Detector of the Pierre Auger Observatory is sensitive to neutrinos of all flavours above 0.1 EeV. These interact through charged and neutral currents in the atmosphere giving rise to extended air showers. When interacting deeply in the atmosphere at nearly horizontal incidence, neutrinos can be distinguished from regular hadronic cosmic rays by the broad time structure of the signals in the water-Cherenkov detectors. In this paper we present for the first time an analysis based on down-going neutri- nos. We describe the search procedure, the possible sources of background, the method to compute the exposure and the associated systematic uncer- tainties. No candidate neutrinos have been found in the data collected from 1 January 2004 to 31 May 2010. Assuming a differential flux Φ(Eν ) = k · EνE-2 in the energy range from 0.1 to 10 EeV, we place a 90 % CL upper limit on the single flavour neutrino flux of k < 1.65 × 10E−7 GeV cmE−2 sE−1 srE−1

Tecce, Tomás Enrique. "Efectos del entorno sobre la formación y evolución de galaxias" (2011) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En el presente trabajo se estudia la influencia del medio ambiente en el que se encuentran las galaxias sobre su formación y evolución, a través de la interacción entre la galaxia y el gas caliente y difuso del medio intracúmulo (intracluster medium, ICM). Las galaxias en cúmulos pueden moverse a velocidades casi supersónicas, experimentando una considerable presión dinámica ejercida por el ICM sobre el medio interestelar de la galaxia en movimiento. Este efecto se denomina ram pressure stripping (RPS), y puede remover una fracción significativa del contenido de gas frío de la galaxia. Implementamos este proceso dentro de un modelo híbrido de formación de galaxias, que combina simulaciones hidrodinámicas no disipativas de cúmulos de galaxias con un modelo semianalítico de formación y evolución de galaxias que contempla los procesos físicos que afectan a los bariones. Para ello fue necesario desarrollar un método para calcular los tamaños de los discos galácticos, teniendo en cuenta los efectos del halo de materia oscura anfitrión y la presencia de bulbos galácticos. Una importante innovación respecto a trabajos anteriores es el uso de las partículas de gas de las simulaciones hidrodinámicas para obtener las propiedades cinemáticas y termodinámicas del ICM, logrando así un método autoconsistente. Caracterizamos las distribuciones de RP obtenidas con nuestro nuevo modelo para cúmulos de galaxias simulados de distintas masas, encontrando que la RP media crece con la masa del cúmulo y la edad del Universo. Los perfiles de RP en función de la distancia al centro del halo obtenidos con nuestra nueva implementación pueden aproximarse mediante perfiles analíticos, con parámetros que dependen de manera sencilla de la masa del halo y el corrimiento al rojo. Los ajustes determinados serán de gran utilidad para incluir RPS en otros modelos de formación de galaxias. Finalmente, cuando se considera la posibilidad de que las galaxias conserven su halo de gas caliente al convertirse en satélites, mostramos que la implementación de RPS como un proceso de dos etapas, afectando en primer lugar al halo de gas caliente y luego al gas frío, permite obtener una distribución de colores para las galaxias simuladas en mejor acuerdo con las observaciones, resolviendo un defecto común a los modelos semianalíticos actuales.

Abstract:
In this work we study the influence of the ambient medium in which a galaxy resides on its formation and evolution, through the interaction between the galaxy and the hot, diffuse gas of the intracluster medium (ICM). Galaxies in clusters can move through the ICM at velocities close to supersonic, and thus experience a considerable ram pressure (RP) exerted by the ICM on the interstellar medium of the moving galaxy. This effect is called ram pressure stripping (RPS), and it can remove a significant fraction of the cold gas content of a galaxy. We implement the RPS process within a hybrid model of galaxy evolution, which combines hydrodynamical non-radiative simulations of galaxy clusters with a semi-analytic model of galaxy formation and evolution which handles the baryonic physics. This required the development of a method to calculate the sizes of galactic discs, taking into account the effects of their host dark matter halo and the presence of galactic bulges. An important innovation with respect to previous works is the use of the gas particles in the hydrodynamical non-radiative simulations to obtain the kinematical and thermodynamical properties of the ICM. This allows a self-consistent estimation of the RPS experienced by satellite galaxies. We characterize the distributions of RP obtained with our new model in simulated galaxy clusters of different masses, and we find that the mean RP grows with the cluster mass and the age of the Universe. The RP profiles as a function of distance to the centre of the system obtained with our new implementation can be well fitted by analytic profiles, with parameters that depend on system mass and redshift in a simple fashion. The fits provided here will prove very useful to include RPS in galaxy formation models which do not include gas physics. Finally, considering the possibility that galaxies keep their hot gas reservoir when becoming satellite systems, we show how implementing RPS as a two-stage process, which affects first the hot gas haloes of galaxies and then the cold disc gas, allows to recover a distribution of simulated galaxy colours which is in better agreement with observations, solving a defect common to current semi-analytic models.

Vila, Gabriela Soledad. "Modelos radiativos para jets en binarias de rayos X" (2012) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Una propiedad notable de los sistemas astrofísicos acretantes a toda escala en el Universo es la producción de jets - flujos colimados, bipolares y extendidos de materia y campo electromagnético eyectados desde las cercanías de un objeto en rotación. Los microcuasares son binarias de rayos X con jets. Los jets en microcuasares emiten a lo largo de todo el espectro electromagnético. La radiación es no térmica, lo que indica que los jets aceleraran partículas hasta energías relativistas. Comprender el origen de la emisión electromagnética es, entonces, una de las maneras de explorar el interior de los jets. En esta tesis se desarrolla un modelo lepto-hadrónico para la radiación electromagnética de jets en microcuasares con estrellas compañeras de baja masa. Se considera la interacción entre las partículas relativistas con materia, radiación y campo magnético para obtener espectros de banda ancha. Se investiga cómo se modifica la forma de los espectros al variar los valores de los parámetros que modelan las condiciones físicas en los jets, dentro de las cotas impuestas por teoría y observaciones. Se presentan resultados generales y aplicaciones a sistemas específicos. En vista de la creciente calidad y cantidad de los datos que es actualmente posible obtener a altas y muy altas energías, se analizan en detalle las predicciones del modelo en la banda de rayos gamma. Los resultados podrán ser directamente contrastados en el futuro cercano con las observaciones de telescopios de rayos gamma espaciales y terrestres de presente y futura generación.

Abstract:
An outstanding feature of astrophysical accreting sources at all scales in the Universe is the production of jets - collimated, bipolar, extended flows of matter and electromagnetic field ejected from the surroundings of a rotating object. Microquasars are X-ray binaries that produce relativistic jets. Jets in microquasars emit along the whole electromagnetic spectrum. The radiation is non-thermal; this reveals that jets accelerate particles up to relativistic energies. Understanding the origin of the emission is, then, one way to probe the interior of jets. In this thesis we develop a lepto-hadronic model for the electromagnetic radiation from jets in microquasars with low-mass companion stars. We consider the interaction of relativistic particles with matter, radiation, and magnetic field, and obtain broadband spectral energy distributions. We investigate how the shape of the spectrum changes as the parameters that model the conditions in the jet are varied within the constraints imposed by theory and observations. We present general results, as well as applications to some specific systems. Motivated by the growing volume and quality of the data now becoming available at high and very high energies, we carefully analyse the predictions of the model in the gamma-ray band. The results will be directly tested in the near future with the present and forthcoming space-borne and terrestrial gamma-ray telescopes.

Figueira, Juan Manuel. "Estudio de la tasa de reacción 30P(alfa, p)33S de interés astrofísico en erupciones de rayos X" (2012) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los procesos que ocurren en la superficie de una estrella de neutrones durante erupciones de rayos X incluyen cientos de reacciones (p, γ) y (α, p) diferentes, la mayoría de las cuales involucran núcleos radiactivos de corta vida media. Las estimaciones de la mayoría de las tasas de reacción están aún basadas en cálculos realizados utilizando el modelo estadístico de Hauser-Feshbach, ya que en el pasado no eran posibles las mediciones directas de estas reacciones. Sin embargo, la aplicabilidad de un tratamiento estadístico con núcleos de masa liviana y media es cuestionable. Unicamente en los ultimos años los haces de núcleos radioactivos se han vuelto accesibles experimentalmente y se han llevado a cabo las primeras mediciones directas de este tipo de reacciones. Debido a que las intensidades de los haces disponibles en las instalaciones actuales de haces radiactivos siguen siendo 3–5 órdenes de magnitud menores que las disponibles con haces estables, estas mediciones no pueden aún llevarse a cabo en el rango de energías astrofísicas. En consecuencia los experimentos son realizados a mayores energías y luego se extrapolan a la región de interés. Otras dificultades se originan debido la a presencia de impurezas en el haz, que a veces pueden incluso ser la parte dominante del mismo. Por estas razones es necesario que sean desarrolladas técnicas experimentales novedosas. En este trabajo se desarrolló una nueva técnica utilizando un espectrómetro magnético lleno de gas, la cual permite el estudio de reacciones (α, p) de interés astrofísico en cinemática inversa y por medio de las reacciones temporales inversas. Además se midieron las secciones eficaces de la reacción 30 P(α, p)33 S, de relevancia en modelos de nucleosíntesis en explosiones de rayos X, en el rango de energía Ec.m. = 2,83 a 4,38 MeV y se compararon con cálculos de Hauser-Feshbach. Las secciones eficaces experimentales resultaron ser un factor de alrededor de 7 a 8 menores que los resultados teóricos. A partir de estas secciones eficaces experimentales, se calculó la tasa de reacción estelar en función de la temperatura en el rango de aproximadamente 0,1–10 GK relevante para las erupciones de rayos X. Se discuten las posibles consecuencias para la nucleosíntesis en ese tipo de erupciones

Abstract:
The processes occurring on the surface of a neutron star during X-ray bursts usually include hundreds of different (p, γ) and (α, p) reactions, the majority involving short-lived radioactive nuclei. The estimates of most reaction rates are based on statistical Hauser-Feshbach calculations since direct measurements of these reactions were not possible in the past. The applicability of a statistical treatment for light and medium mass nuclei, however, is questionable. Only in recent years have beams of short-lived nuclei become experimentally accessible and the first direct measurements of these reactions been performed. Because the beam intensities available at existing radioactive beam facilities are still 3–5 orders of magnitude smaller than what is available with stable beams, these measurements can not yet be done at astrophysical energies. Consequently experiments are usually studied at higher energies, which are then extrapolated into the region of interest. Other difficulties originate from the presence of beam impurities which sometimes can be the dominant part of the incident beam. For these reasons novel experimental techniques need to be developed. In this work, a new technique has been developed using a gas-filled magnetic spectrograph which enables the study of (α, p) reactions of astrophysical interest in inverse kinematics and by means of the time-reverse reactions. Using this technique, cross sections of the 30 P(α, p)33 S reaction, relevant to X-ray burst nucleosynthesis models, were measured in the energy range Ec.m. = 2.83–4.38 MeV and compared with Hauser-Feshbach calculations. The experimental cross sections were found to be a factor of around 7–8 smaller than the theoretical results. From these experimental cross sections, the stellar reaction rate was calculated as a function of temperature in the range relevant to X-ray bursts of about 0.1–10 GK. Possible implications for nucleosynthesis in X-ray bursts are discussed

Bejarano, Cecilia Soledad. "Estudio teórico y numérico de inestabilidades Hall-MHD en flujos tipo shear" (2012) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La presente Tesis se propone, como objetivo general, contribuir al estudio de los plasmas astrofísicos que conforman diversas configuraciones en el Universo; mientras que, como objetivo específico, se plantea investigar el desarrollo de inestabilidades en la microescala de plasmas completamente ionizados. En concreto, se analiza el rol del efecto Hall en la dinámica microscópica asociada a pequeñas parcelas de fluido inmersas en un flujo macroscópico tipo shear. A tal fin, se utiliza como marco teórico las ecuaciones de la teor´ıa magnetohidrodinámica, en la aproximación shearing-box, teniendo en cuenta los términos adicionales correspondientes a las corrientes de Hall. Puntualmente, se estudia la evolución de una nueva inestabilidad a la cual se nombra Hall-MSI (Hall Magneto-Shear Instability). Con este propósito, se desarrolla un modelo analítico que proporciona una descripción del comportamiento de esta inestabilidad en el régimen lineal. Los resultados teóricos obtenidos se corroboran a su vez mediante cálculos numéricos. Asimismo, las simulaciones numéricas son fundamentales para abordar el estudio de la evolución no lineal del sistema. La comprensión de los procesos físicos involucrados en la microescala, responsables de los mecanismos de transporte, presumiblemente permitirá desarrollar modelos macroscópicos que profundicen los conocimientos de distintos fenómenos astrofísicos. En este contexto, el trabajo efectuado en esta Tesis resulta especialmente importante en el análisis de los procesos de acreción y de los mecanismos de eyección, sustentación y colimación de los denominados jets. Por un lado, el efecto Hall ciertamente modifica la inestabilidad magneto-rotacional, principal candidato para explicar el origen de la microturbulencia en discos de acreción. Por el otro, el desarrollo de la inestabilidad Hall magneto-shear podría afectar la evolución de la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz, particularmente relevante en la interfaz entre jet y medio circundante.

Abstract:
The present Thesis aims to contribute to the study of astrophysical plasmas which are ubiquitous in the Universe in several configurations, dealing with the development of micro instabilities in fully ionized plasmas. It specifically adresses the role of the Hall effect in the dynamics of the micro-scale associated to small parcels of fluids embedded in a macroscopic shear flow. For this purpose, the framework of magnetohydrodynamics in the shearing-box approximation is adopted, with additional terms related to the Hall currents. Moreover, it studies the evolution of a new instability called Hall-MSI (Hall Magneto-Shear Instability). To this end, an analitical model is developed in order to describe the linear behavior of this instability. Furthermore, the theoretical results are corroborated by numerical simulations. In addition, the numerical approach allows to extend the evolution into the non-linear regime. The comprehension of the physical processes involved in the microscopic scales, which are responsible for the transport mechanisms, will hopefully contribute to develop macroscopic models to improve the knowledge of many astrophysical phenomena. In this context, the results reported in this Thesis may be important to enhance the understanding of the physics regarding accretion processes and launching, collimation and sustain mechanisms of astrophysical jets. On the one hand, the Hall effect certainly modifies the magneto-rotational instability, which is the main candidate to explain the origin of the microscopic turbulence in accretion disks. On the other hand, the Hall magneto-shear instability might affect the development of the Kelvin- Helmholtz instability, which is relevant at the interface between the jet and the surrounding environment.

Romero, Alejandra Daniela. "Astrosismología de estrellas enanas blancas variables ZZ Ceti" (2012) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Las estrellas enanas blancas constituyen la etapa final más común de la evolución estelar en la Vía Láctea. Por lo tanto, la población actual de estos objetos contiene valiosa información acerca de la historia de nuestra Galaxia. A lo largo de su evolución, las estrellas enanas blancas atraviesan varias etapas de inestabilidad pulsacional. Esto permite estudiarlas usando la Astrosismología, que estudia las propiedades evolutivas y estructurales de las estrellas pulsantes a partir del espectro de períodos observado. En particular, la astrosismología de enanas blancas es la única herramienta conocida para estimar la masa de las envolturas de hidrógeno y helio, y determinar la masa estelar con gran presición. en esta Tesis realizamos un estudio astrosismológico aplicado a estrellas enanas blancas variables de tipo DA conocidas como ZZ Ceti. Para ello, calculamos una grilla de modelos evolutivos representativos de estrellas enanas blancas DA, caracterizados por una estructura química interna detallada. También, realizamos un estudio de las propiedades evolutivas y estructurales de estos modelos, en particular la relación masa inicial-masa final. Luego, calulamos el espectro de períodos adiabáticos de pulsación de los modelos evolutivos, en un rango de temperatura efectiva suficiente para cubrir ampliamente la banda de inestabilidad observada (~ 12500 - 10500 K). Luego realizamos ajustes astrosismológicos período a período sobre una muestra de 45 estrellas ZZ Ceti. Comenzamos con un conjunto de 44 ZZ Ceti clásicas, que cuentan con determinaciones precisas de la temperatura y gravedad superficiales. En particular se realiza un análisis astrosismológico detallado del arquetipo de la clase, G117-B15A. También realizamos un estudio detallado de WD J1916+3938, la primera enana blanca DA variable descubierta en el campo de la misión Kepler. Finalmente, realizamos un análisis de las propiedades pulsacionales globales de la clase de ZZ Cetis. Estudiamos la distribución en masa, temperatura y masa de hidrógeno, para la muestra analizada. En particular, encontramos que el espesor de la envoltura de hidrógeno adopta diferentes valores con masas de hidrógeno en el rango 10ֿ4 - 10ֿ10 M*, con un valor medio más pequeño que aquel predicho por la teoría de evolución estándar. Este resultado implica la existencia de un escenario de formación que da lugar a envolturas de hidrógeno más delgadas. Aquí proponemos un posible escenario, relacionado con un episodio de un pulso térmico tardío (Althaus et al. 2005b).

Sidelnik, Iván Pedro. "Estudio de rayos cósmicos de muy alta energía con AMIGA, una extensión del Observatorio Pierre Auger: detectores de superficie y contadores de muones para estudiar la composición, dirección de arribo y espectro de los rayos cósmicos" (2012) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los rayos cósmicos son partículas que llegan a nuestro planeta desde el espacio exterior, con energías comprendidas entre 109 eV y 1020 eV, siendo los más energéticos un gran enigma, ya que no conocemos cuales son sus fuentes, su composición química ni cómo son acelerados. El Observatorio Pierre Auger (PAO) fue dise~nado y construido para estudiar los rayos cósmicos a energías mayores de 1018 eV. El mismo se encuentra en la zona de Pampa Amarilla, próximo a la ciudad de Malargüe, en la provincia de Mendoza. Su tamaño gigante de aproximadamente 3000 km2 y el concepto híbrido de detección, proporcionado por detectores de superficie y de fluorescencia atmosférica, confieren al PAO capacidad suficiente para evaluar el espectro de energía, direcciones de arribo y composición química de los rayos cósmicos. Estos observables son los más importantes y el PAO los mide con altísima resolución y una estadística sin precedentes, utilizando las lluvias atmosféricas extensas que estos generan cuando ingresan a la atmósfera. Para bajar la energía umbral de detección del PAO a valores de 1017 eV, distintas extensiones fueron elaboradas en los últimos años. Uno de estos proyectos es Auger Muons and Infill for the Ground Array (AMIGA), que reduce la energía de detección en una década respecto a la energía original del PAO, posibilitando estudios en la región del espectro donde se cree encontrar una transición en el origen de los rayos cósmicos desde fuentes galácticas a extra galácticas. AMIGA posee dos tipos de detectores: por un lado detectores de superficie con separación de 750 m, menor que la del PAO de 1500 m, generando una región más densa de detectores denominada infill. Por otro lado contadores de muones que funcionan con la técnica de centelleo, que comenzaron a instalarse junto al arreglo denso de detectores, con el objetivo de determinar la composición química de los rayos cósmicos a partir del contenido muónico de las lluvias. Esta tesis esta abocada al estudio de los detectores y la física que posibilita AMIGA. La primer parte de la tesis esta dedicada al estudio de los contadores de muones de AMIGA. Se presenta la caracterización del primer prototipo del contador, a partir de la cual se entendió el funcionamiento del contador en condiciones de laboratorio y en el campo. Estos resultados fueron de suma importancia para establecer los parámetros finales de diseño del contador. También se detallan las tareas realizadas en la etapa de construcción e instalación de los primeros contadores de muones, indicando los primeros resultados que fueron obtenidos por estos detectores. Posteriormente se estudió la respuesta de los detectores de superficie utilizando la configuración infill y la original del PAO. Esta tarea fue realizada utilizando los primeros datos registrados por el infill, junto a la previa modificación de la reconstrucción estándar de eventos de superficie para considerar el caso en que los detectores se encuentran ubicados a menor distancia. Se caracterizó el infill para comprender su funcionamiento dentro de la estructura del detector de superficie del PAO, estudiando sus incertezas y comparándolas con las del arreglo principal. Luego se modificó la cadena de reconstrucción de eventos para el detector de superficie del PAO de forma tal de reconstruir los eventos del infill con el programa oficial Auger Offline Software. Para esto se determinó la distancia óptima que minimiza las incertezas de la reconstrucción y se optimizó la función de distribución lateral que mejor ajusta las se~nales de las estaciones que participan en cada evento. Se determinó el ángulo de referencia y la curva de atenuación con el método del Constant Intensity Cut, a fin de establecer el mejor estimador para la energía de los eventos del infill. Luego se realizó la calibración en energía del infill utilizando los eventos híbridos que fueron registrados por el detector de fluorescencia. Finalmente utilizando esta reconstrucción se determinó el espectro de energía de los rayos cósmicos en la zona donde el arreglo tiene máxima eficiencia de detección (2 x 1017 eV) y se obtuvo un índice espectral, cuyo resultado es compatible con el proporcionado por el PAO y otros experimentos que exploran las mismas regiones de energía. Por otro lado no se observó la presencia de una segunda rodilla en la zona del espectro explorada. En la última parte de esta tesis se presenta un estudio detallado de las anisotropías a gran escala con el método East-West utilizando eventos del infill. En el rango de energías explorado, entre 1016 eV y 1019 eV, no se observó una señal significativa que indique anisotropías, sin embargo se encontró una constancia en la fase del primer armónico en ascensión recta que sugiere fuertemente una orientación del dipolo en la dirección del Centro Galáctico.

Abstract:
Cosmic rays are particles that arrive at Earth from outer space with energies that span from 109 eV to 1020 eV, being the most energetic an enigma because of the lack of knowledge of their sources, chemical composition, or the acceleration mechanism. The Pierre Auger Observatory (PAO) was designed and built to study cosmic rays with energy larger than 1018 eV. It is located in the region of Pampa Amarilla, next to Malargue, Mendoza. Its giant size of 3000 km2 and the hybrid concept given by the surface and uorescence detectors, gives to the PAO the capacity to evaluate the energy spectrum, arrival direction and chemical composition of cosmic rays. These observables are the most important to characterize cosmic rays and the PAO measures them with high resolution and a very large statistics using the extended air showers that are generated when they enter in to the atmosphere. To lower the energy threshold of detection to values of 1017 eV different enhancements started in the latests years. One of those is Auger Muons and Infill for the Ground Array (AMIGA), that reduce the detection energy in one decade giving the chance to study the region in the energy spectrum where it can occur the transition from galactic to extra galactic cosmic ray sources. AMIGA is composed by two kind of detectors: on one hand surface detectors with a separation of 750 m, less than the PAO of 1500 m, generating a small and denser region called infill. On the other hand muon counters that work with the scintillator technique, that are being installed next to the denser surface array with the purpose of determine the chemical composition of cosmic rays trough the detection of the muonic content of the shower. This thesis is dedicated to the study of the detectors and the physics attained by AMIGA. The first part of this thesis shows a study of the AMIGA muon counter prototypes. A characterization of the first counter prototype is presented from which the performance of the detector in laboratory conditions and in the field was understood. This results were of paramount importance to establish the final design of the muon counter detector. Also the task involving the construction and deployment phase of the first muon counters are detailed, indicating the firsts results. Then the study of the surface detector performance of the PAO using infill and original configuration is shown. This task was done using the first infill data available, with the modification of the standard event reconstruction to consider the denser array case. The infill was characterized to understand its behaviour inside the structure of the PAO surface array detector, studying its uncertainties and making a comparison with the main array. Then the reconstruction chain was modified for the PAO surface detector, in a way that allows the reconstruction of infill data with the official program Auger Offline Software. In order to do this, the optimal distance that minimize the uncertainties of the reconstruction was calculated, and then the lateral distribution function that fit better the signal of the stations that participate in the event was optimized. The reference angle and the curve with the Constant Intensity Cut method were determined, to establish the best energy estimator for infill events. The energy calibration was performed using hybrids events that were also registered by the fluorescence detector. Finally, using this reconstruction the energy spectrum of cosmic rays was determined in the region were the array has full detection efficiency (2x 10 *27 eV) and an spectral index was calculated, which result turns out to be compatible with the given by the PAO and other experiments that explore the same energy regions that the infill. On the other hand no presence of the second knee was observed in the explored energy region. The last part of this thesis shows a detailed study of large scale anisotropy using the East-West method with infill events. In the explored energy range between 1016 eV and 1019 eV, no significant signal that indicates anisotropy was found, however a constant first harmonic phase in right ascension was measured that suggest a dipole orientation towards the Galactic Center direction.

Pichel, Ana Carolina. "Observaciones multifrecuencia de blazares TeV con datos del telecospio Whipple y VERITAS" (2012-03-19) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En este trabajo se presenta un estudio multi-frecuencia sobre los blazares Mrk 421 y Mrk 501, realizado a partir de tres campañas multi-frecuencia llevadas a cabo durante las temporadas de observación 2007-08 y 2008-09. Los datos analizados incluyen mediciones realizadas en el Observatorio Whipple para rayos gamma de muy alta energía (VHE), por Fermi-LAT para rayos gamma de alta energía, por Swift y RXTE para rayos X, y con varios telescopios en la banda óptica y de radio-frecuencias. El telescopio Whipple estuvo dedicado a monitorear las fuentes Mrk 421 y Mrk 501 durante meses, todas las noches en que fuera posible. Estas observaciones, sumadas a las realizadas con VERITAS, de mayor sensibilidad y menor umbral de energía de detección, permitieron lograr un excepcional muestreo para la banda VHE de rayos gamma. Los comportamientos observados para estas fuentes durante las campañas fueron muy diferentes entre sí, presentándose períodos de baja y alta actividad en casi todas las bandas del espectro, incluyendo episodios de alta actividad en la banda VHE. Se estudió la correlación en el flujo y la energía espectral entre la banda VHE y el resto de las bandas de energía. Tam- bién se analizó la variabilidad en tiempos largos y cortos. Se obtuvo la distribución espectral de energía para los distintos estados de actividad, para las dos fuentes, observándose un buen acuerdo entre los datos y los ajustes realizados empleando el modelo synchrotron-self-Compton. Estos resultados son compatibles con que los electrones acelerados son los responsables de la emisión gamma de muy altas energías en estos blazares.

Abstract:
In this work, a multi-wavelength study of the TeV blazars Mrk 421 and Mrk 501 is reported. The survey comprehends three multi-wavelength campaigns performed during two observing seasons: 2007-08 and 2008-09. Analyzed data include observations from the Whipple Observatory for very-high-energy (VHE) gamma-rays, Fermi-LAT for high-energy gamma-rays, Swift and RXTE for X-rays, and various instruments covering the optical and radio bands. The Whipple 10m telescope was dedicated to monitoring Mrk 421 and Mrk 501; conducting observations every night it was possible. By combining Whipple data with observations performed by VERITAS (with higher sensitivity and lower energy threshold for detection) an outstanding coverage for months in the VHE band was obtained. The behavior observed during the campaigns was substantially different for each source. Periods of low and high activity were observed for almost all the energy bands, even including VHE flares. Correlations between VHE gamma-rays and the other bands in flux and spectral energy were analyzed, and searches for short/long term variability were conducted. The spectral energy distribution for each campaign, and for different periods of activity in each source, was obtained, being well described by the one-zone synchrotron-self-Compton model. These results are compatible with the explanation that accelerated electrons are responsible for the VHE gamma-ray emission in these blazars.

Petriella, Alberto. "Efectos de ondas de choque en el medio interestelar" (2013) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En esta Tesis, se estudian desde el punto de vista observacional algunos de los efectos que producen sobre el medio interestelar las ondas de choque asociadas con estrellas de gran masa en diferentes etapas de su vida. Se investiga la interacción de regiones HII, burbujas interestelares y remanentes de supernova con el entorno y se analiza la actividad de formación estelar en sus alrededores con el objetivo de establecer si son agentes disparadores del nacimiento de estrellas nuevas. A partir del estudio de la distribución del gas molecular alrededor de los remanentes de supernova G20.0-0.2 y G24.7+0.6, se encuentran nubes moleculares posiblemente afectadas por los frentes de choque y que presentan actividad de formación estelar. El estudio del medio interestelar alrededor de tres regiones HII (un complejo de regiones HII cercano al remanente de supernova G18.8+0.3, y las regiones HII N65 y G35.673-0.847) muestra la presencia de cáscaras de gas molecular barridas por sus frentes de choque y sobre las cuales se están formando estrellas. Por último, se halla evidencia de la interacción entre los vientos estelares de las estrellas LBV G24.73+0.69 y G26.47+0.02 en distintas etapas de su evolución y el gas molecular circundante. Esta investigación fue realizada analizando observaciones dedicadas de varias transiciones moleculares obtenidas con el Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE) y a través del procesamiento de observaciones de archivo no publicadas obtenidas con el telescopio espacial de rayos X Chandra y con el interferómetro en ondas de radio VLA. Estas observaciones se complementaron con datos de relevamientos públicos en las bandas de radio, infrarroja, milimétrica y submilimétrica del espectro.

Abstract:
In this Thesis, we study the effects on the interstellar medium of shock waves produced by massive stars during different stages of their evolution.We investigate the interaction between HII regions, interstellar bubbles, and supernova remnants and the surrounding medium and we analize the star forming activity to establish if they can trigger star formation around them. We study the distribution of the molecular gas around the supernova remnants G20.0-0.2 y G24.7+0.6 and we find molecular clouds probably shocked by the remnants. These clouds host star forming regions, which suggest a connection between the birth of the new stars and the expansion of the supernova remnants. We analyze the distribution of the interstellar medium around three HII regions (an HII region complex near the supernova remanant G18.8+0.3 and the HII regions N65 and G35.673-0.847) and we find shells of molecular material swept up by their front shocks. These shells show signs of star forming activity probably triggered by the expanding HII regions. Lastly, we find evidence of the interaction between the stellar winds of the LBV stars G24.73+0.69 y G26.47+0.02 and the surrounding molecular gas. The data used in this Thesis were obtained through dedicated observations of several molecular transitions with the Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE) and through the calibration of unpublished archival observations of the Chandra X-ray telescope and the VLA interferometer. Additional data were extracted from public surveys in the radio, infrared, millimeter and submillimeter bands.

Amarilla, Leonardo. "Sombras de agujeros negros en teorías alternativas de gravitación" (2013) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La presente Tesis trata sobre la forma aparente de agujeros negros rotantes y sin discos de acreción, vista por un observador lejano, en el contexto de tres teorías de gravitación alternativas a la Relatividad General. La apariencia óptica de agujeros negros iluminados por fuentes extensas, o que poseen flujos de acreción geométricamente gruesos y ópticamente delgados, se caracteriza por la presencia de una región oscura, o sombra, rodeada por un fondo brillante. El contorno de la sombra depende de la geometría del espacio-tiempo alrededor del objeto compacto y su observación puede ser utilizada para poner a prueba diferentes teorías de gravitación. Las teorías abordadas en este trabajo son la modificación a la Relatividad General de Chern-Simons, la de Einstein-Maxwell acoplada con un campo escalar y el modelo de mundos brana de Randall-Sundrum. Para cada una de las correspondientes soluciones de agujero negro rotante se estudian las geodésicas nulas, se obtienen los parámetros de impacto asociados a la esfera de fotones y se calculan los contornos de las sombras. El tamaño y la deformación de las mismas (con respecto al caso no rotante) se describen en términos de dos observables. Se halla el comportamiento de los mismos en función de la masa y del momento angular del objeto, así como también de los parámetros propios de cada una de las teorías estudiadas. Para la solución rotante proveniente del modelo de Randall-Sundrum también se estudian las sombras de las singularidades desnudas, correspondientes a valores grandes del parámetro de rotación. El caso del agujero negro supermasivo del centro galáctico se discute a la luz de los resultados obtenidos.

Abstract:
This Thesis deals with the apparent shape of rotating black holes without accretion discs, as seen by a far away observer, in the context of three different theories of gravity, alternative to General Relativity. The optical appearance of black holes illuminated from behind by an extended source, or having accretion flows geometrically thick and optically thin, is characterized by the presence of a dark region, or shadow, sorrounded by a bright background. The contour of the shadow depends on the space-time geometry around the compact object and its observation can be used to test alternative theories of gravity. The theories addressed in this work are the Chern-Simons modification to General Relativity, the Einstein-Maxwell theory coupled to a scalar field, and the Randall-Sundrum braneworld model. For each of the corresponding rotating black hole solutions, the null geodesics are studied, the impact parameters associated to the photon sphere are obtained, and the contours of the shadows are computed. The size and the distortion (with respect to the non rotating case) of the shadow are described in terms of two observables. Their behaviour is found as a function of the black hole mass and angular momentum, as well as of the particular parameter related to the specific theory. The shadows of naked singularities-corresponding to large values of the rotation parameter-coming from the rotating solution of the Randall-Sundrum braneworld model, are also studied. Finally, the observational prospects corresponding to the supermassive black hole at the Galactic center is discussed in light of the results.

Guardincerri, Yann. "Medicion del flujo de neutrinos cósmicos ultra enérgeticos con el detector de superficie del Observatorio Pierre Auger" (2013) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
El Detector de Superficie del Observatorio Pierre Auger es sensible a tau neutrinos que cruzan la Tierra de forma rasante interactuando en su corteza. Los leptones tau que surgen de las interacciones via corriente cargada pueden emerger de la Tierra y decaer en la atmósfera produciendo lluvias de partículas casi horizontales que contienen una componente electromagnética significativa. En esta tesis se diseñan técnicas de reconstrucción y de identificación que permiten distinguir estas lluvias de las producidas por rayos cósmicos iniciados por protones o núcleos de hierro, usando como observable la estructura temporal de las señales que se detectan en los detectores de agua que miden radiación de Cherenkov. Se describe el procedimiento de búsqueda de neutrinos, el método desarrollado para calcular la exposición del observatorio y las incertezas sistemáticas asociadas. Ningún candidato a neutrino fue encontrado en los datos adquiridos entre 1 de Enero del 2004 hasta 31 de Diciembre del 2012. Asumiendo un flujo diferencial ɸ(Ev) = k*Ev-2, se fija un límite superior con un nivel de confianza del 90% al flujo difuso de neutrinos de todos los sabores de k < 5 * 10ˉ8 GeV cmˉ² sˉ¹ srˉ¹ en el intervalo de energías de 10^17 eV a 10^19.1 eV. Se testean modelos astrofísicos concretos de producción de neutrinos, y se derivan límites a flujos de fuentes puntuales en función de su declinación.

Abstract:
The Surface Detector of the Pierre Auger Observatory is sensitive to Earth-skimming tau neutrinos that interact in Earth's crust. Tau leptons from charged-current interactions can emerge and decay in the atmosphere to produce a nearly horizontal shower with a significant electromagnetic component. In this thesis techniques are developed to reconstruct and distinguish these showers from the ones produced by regular hadronic cosmic rays by the broad time structure of the signals in the water- Cherenkov detectors. The neutrino search procedure, the method to compute the observatory exposure and the associated systematic uncertainties are described. No neutrino candidate has been found in data collected from 1 January 2004 to 31 December 2012. Assuming a differential flux ɸ(Ev) = k*Evˉ² in the energy range from 10^17 eV-10^19.1 eV, we place a 90% CL upper limit on the all flavour neutrino diffuse flux of k < 5 * 10^-8 GeV cmˉ² sˉ¹ srˉ¹. Concrete astrophysical neutrino models are tested and limits to point-like source fluxes are derived as a function of declination.

Pepe, Carolina. "Agujeros negros de masa intermedia: efectos sobre su entorno y detectabilidad" (2013) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Distintas observaciones han sugerido la existencia de agujeros negros con masas intermedias entre los agujeros negros de masa estelar y los supermasivos. Estudios teóricos y numéricos indican que los cúmulos globulares son los principales candidatos a albergar tales objetos, sin embargo su existencia es aún tema de debate. En esta tesis se investigan los efectos dinámicos que un hipotético IBMH genera en el medio circundante. Se desarrollan modelos hidrodinámicos para el proceso de acreción sobre el mismo, y se buscan observables que permitan establecer la presencia del IBMH y sus propiedades. Dichos modelos surgen de extender el de Bondi-Hoyle, con el fin de analizar el fenómeno en un escenario más realista. Se investiga la acreción de fluidos cosmológicos y del medio interestelar, buscando correlacionar los parámetros estructurales del cúmulo huésped con la tasa de acreción e investigar el impacto de los parámetros intrínsecos del modelo. Las predicciones de los modelos se contrastan con distintas observaciones disponibles en la literatura, entre ellas la luminosidad de las fuentes X en el centro de los cúmulos globulares, la densidad del medio interestelar de los mismos, y el enrojecimiento producido por el polvo presente en ellos.

Abstract:
During the last few years, different kind of observations have suggested the existence of black holes IMBHs. Furthermore, theoretical studies and numerical simulations indicate that globular clusters are the main candidates to host such IMBHs. In this thesis I investigated on the dynamical effects produced by the putative IMBH on its surrounding interstellar medium by studying the accretion onto it. I develop hydrodynamical models for the accretion process onto the IMBH and I search for observables from which I can state the presence of the black hola. Such models are an extension of the traditional Bondi-Hoyle model and they intend to study the accretion process in a more realistic scenario. I study the accretion of cosmological fluids and the interstellar medium in search for correlations between the structural parameters of the host clusters and the accretion rate/luminosity as well as I explore the impact of the model parameters on the results. The predictions are compared with available observations in the literature, such as the luminosity of the X-ray sources at the centre of globular clusters, their interstellar medium density and the reddening produced by the dust in these stellar systems.

Wundheiler, Brian. "Rayos cósmicos con energías entre 1E17 y 1E19 eV" (2013-03-25) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los rayos cósmicos llegan a la Tierra con un espectro de energía que cubre varios órdenes de magnitud. Su flujo sigue una ley de potencias, yendo de unos cientos de impactos por m2 por segundo a bajas energías (E ~ 10^9 eV) a unos pocos por km2 por siglo a las energías más extremas (E ~ 60 EeV). Si bien a partir de E ~ 10^11 eV el flujo decae con un índice espectral cercano a -3, a altas energías el espectro tiene zonas características donde se han medido variaciones respecto de este comportamiento: la “rodilla” (~ 4 x 10^15 eV), la aún imprecisa “segunda rodilla” (0,05 < E < 0,5 EeV), el “tobillo” (~ 3 EeV) y el “corte GZK” (~ 40 EeV). Se supone que hasta energías del orden de 10^15 eV, las fuentes de rayos cósmicos son de origen galáctico. Los aceleradores galácticos teóricamente se tornan ineficientes entre 10^15 y 10^18 eV. Se cree que las fuentes extragalácticas comienzan a contribuir al flujo en esta zona del espectro y su aporte podría producir cambios en el mismo. Estudios de composición en el rango de la segunda rodilla y del tobillo son de vital importancia para entender la transición de fuentes galácticas a extragalácticas. Los parámetros físicos más relevantes para estudios de composición, son los perfiles longitudinales y el número de muones presentes en los chubascos cósmicos. El Observatorio Pierre Auger fue originariamente diseñado para observar rayos cósmicos por encima de 10^18 eV, cuenta con la capacidad de registrar datos en forma híbrida, utilizando detectores de superficie y de fluorescencia a la vez. Terminada su construcción en 2008, se inició una segunda fase con la puesta en funcionamiento de HEAT (High Elevation Auger Telescopes), y con la construcción de AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), entre otros. Estos desarrollos apuntan tanto a mejorar la calidad de las observaciones, como a extender el rango de detección en energía para incluir la región del tobillo y de la segunda rodilla. El diseño de AMIGA está integrado por pares de detectores formados por un detector de superficie, como los instalados en el Observatorio Auger, más un contador de muones de 30m2 enterrado en sus cercanías a 2,25m de profundidad. Contará con un total de 85 pares de detección distribuidos en dos redes triangulares, separados por 433 y 750 m. Este trabajo se centra en el Detector de Muones de AMIGA. Su objetivo principal es aportar información sobre el contenido muónica de las cascadas de partículas secundarias que se generan tras el impacto de la partícula primaria en la atmósfera. Se presentará un estudio detallado del diseño del Detector, así como su caracterización experimental. Se analizarán los primeros datos de los detectores instalados en el Observatorio, y de las primeras lluvias de rayos cósmicos registradas en conjunto por los sistemas de fluorescencia, de superficie y de muones. Se presentará un modelo fenomenológico que posibilita la completa simulación del Detector de Muones. Se desarrollarán y analizarán las estrategias de conteo que habilitan el empleo del Detector como Contador de Muones.

Abstract:
Cosmic rays hit the Earth with an energy spectrum covering several orders of magnitude. Its flow follows a power law, ranging from a few hundred hits per m2 per second at low energies (E ~ 10^9 eV) to a few per km2 per century at extreme energies (E ~ 60 EeV). While from E ~ 10^11 eV the flow decays with an spectral index close to -3, at highest energies the spectrum has areas where variations of this behavior have been measured: the “knee” (~ 4 x 10^15 eV), the still vague “second knee” (0,05 < E < 0,5 EeV), the “ankle” (~ 3 EeV), and the “GZK cut” (~ 40 EeV). It is assumed that up to energies of about 10^15 eV, cosmic-ray sources are of galactic origin. Galactic accelerators theoretically become inefficient between 10^15 and 10^18 eV. It is believed that extragalactic sources begin to contribute to the flow in this region of the spectrum and its contribution could produce changes in it. Composition studies in the range of the second knee and the ankle are vital to understanding the transition from galactic to extragalactic sources. The physical parameters most relevant to composition studies are longitudinal profiles and the number of muons present in cosmic showers. The Pierre Auger Observatory was originally designed to observe cosmic rays above 10^18 eV, has the ability to record data in hybrid form, using surface detectors and fluorescence simultaneously. After completion in 2008, a second phase began with the commissioning of HEAT (High Elevation Auger Telescopes), and the construction of AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), among others. These developments point to both improve the quality of the observations, as to extend the energy range of detection to include the region of the ankle and the second knee. The AMIGA design consists of detector pairs formed by a surface detector, as those installed in the Auger Observatory, plus a 30m2 muon counter buried in its vicinity at 2,25m deep. It will have a total of 85 pairs of detectors distributed in two triangular arrays, separated by 433 and 750 m. This work focuses on the AMIGA Muon Detector. Its main purpose is to provide information about the muonic content of secondary-particle cascades that follow the impact of the primary particle in the atmosphere. A detailed study of the Detector design and its experimental characterization will be presented. The first data set from the Observatory will be analyzed, as the first cosmic rays showers recorded jointly by the Fluorescence, Surface and Muon Detectors. A phenomenological model that enables a full simulation of the Muon Detector will be presented. Counting strategies that allow the Detector to be used as a Muon Counter will developed and analyzed.

Artale, María Celeste. "Síntesis de poblaciones de fuentes de rayos X en galaxias" (2015-03-20) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Los sistemas binarios de rayos X de alta masa (en inglés denominados high mass X-ray binaries, HMXBs) son sistemas compuestos por un objeto compacto, ya sea un agujero negro o una estrella de neutrones, y una estrella compañera masiva (≥ 3Mʘ). En estos sistemas, el objeto compacto acreta materia de su estrella compañera, convirtiendo parte de la energía liberada en radiación electromagnética en el rango de los rayos X (0.1 − 100 keV). En la última década, distintos resultados observacionales y teóricos afirman que los sistemas HMXB serían más numerosos y luminosos cuando las estrellas progenitoras son de baja metalicidad. El camino libre medio largo de los fotones emitidos, junto con la dependencia química, sugieren que las HMXBs podrían jugar un rol importante como fuentes de inyección de energía al medio intergaláctico, principalmente en las primeras etapas de la formación de galaxias. Otros resultados también sugieren que podrían afectar al entorno de las HMXBs, proveyendo una cantidad significativa de energía térmica. La presente Tesis explora dos aspectos importantes en relación a las HMXBs. Por un lado, se investiga el rol de la metalicidad en la luminosidad y abundancia de fuentes HMXB en galaxias de alta formación estelar. Para ello, se utilizan catálogos pertenecientes a simulaciones numéricas de formación de galaxias, que describen de manera autoconsistente la evolución química y la formación estelar. Los resultados se comparan con los datos obsevacionales existentes a la fecha, hasta corrimientos al rojo de z ~ 4.0, encontrándose evidencia que apoya la hipótesis de la dependencia de las propiedades de estas fuentes con la metalicidad. El segundo aspecto estudiado, son los efectos de las HMXBs como fuentes de energía al medio. En este caso se consideran además, que su dependencia con las propiedades químicas harían de las mismas una fuente importante de energía que regularía la formación estelar de las primeras galaxias. Para llevar a cabo dicho estudio, se han incluído modelos semianalíticos dentro de las simulaciones hidrodinámicas cosmológicas de formación de galaxias. Las simulaciones incluyen además la inyección química y de energía al medio por supernovas tipo II y Ia. Los resultados muestran que la inyección de energía térmica al medio interestelar por las HMXBs, permite describir la tasa de formación estelar cósmica observada y retrasa la formación estelar en halos de baja masa (≤10¹ºMʘ). Por último, se estudia cómo la energía depositada por las HMXBs al medio, puede afectar las distintas propiedades de las galaxias simuladas. Estas propiedades se comparan con datos observacionales y otros resultados numéricos previos.

Abstract:
High mass X-ray binaries (HMXBs) are systems composed by a compact object (black hole or neutron star) and a massive companion star (≥ 3Mʘ). In these systems, the compact object accretes matter from its companion, transforming part of the released energy into electromagnetic radiation in the X-ray band (0.1 − 100keV). In the last decade, many observational and theoretical results claim that HMXBs would be more numerous and luminous when stellar progenitors are metal-poor. Their long mean free path, together with their chemical dependences, suggest that HMXBs could play an important role as feedback energy sources of the intergalactic medium, mainly at the first stages of galaxy formation. Other results suggest that HMXBs could affect their environment, providing a big amount of thermal energy. This Thesis explores two important aspects concerning HMXBs. First, we investigate the role of metallicity in determining the luminosity and abundance of HMXB sources in star-forming galaxies. For this purpose, we use galaxy catalogs from numerical simulations of galaxy formation, which describe the chemical evolution and star formation in a self consistent way. The results are compared to observational data available up to date, between redshifts z ~ 0 − 4, finding evidence that supports the hypothesis that HMXB properties depend on metallicity. The second issue studied is the effect of HMXBs as energy sources of the interstellar medium. For this point we consider that, due to their chemical dependency, HMXBs would be important energy sources for regulating the star formation in the first galaxies. We combine hydrodynamical cosmological simulations of galaxy formation with a semi-analytical model for HMXB feedback. The simulations also include energetic and chemical feedback by supernovae II and Ia. We show that the thermal feedback by HMXBs to the interstellar medium allow us to obtain a better description of the observed cosmic star formation rate. This energy also delays star formation in low massive halos (≤10¹ºMʘ). Finally, we study the effect of HMXB feedback in different properties of simulated galaxies. These properties are compared with observational results and other previous numerical results.

Romanelli, Norberto Julio. "Transferencia de energía y cantidad de movimiento en magnetósferas inducidas" (2015-12-04) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La presente tesis propone, como objetivo general, contribuir al estudio de los plasmas astrofísicos presentes en los alrededores y dentro de diferentes magnetósferas inducidas en el sistema solar, más específicamente las de Marte, Titán, Venus y el cometa P/Halley. Utilizando mediciones provistas por distintas misiones espaciales conjuntamente con herramientas teóricas, se estudian propiedades fundamentales de las mismas y su relación con los distintos fenómenos de transferencia de energía y cantidad de movimiento entre cada uno de dichos objetos y el plasma que los rodea. Específicamente, se determinan propiedades de ondas de plasma observadas en las cercanías de Marte y Venus por las sondas Mars Global Surveyor (MGS) y Venus Express (VEX) y su relación con inestabilidades microscópicas que derivan de la interacción de sus exósferas con el viento solar. A tal fin se utiliza como marco teórico general la descripción magnetohidrodinámica (MHD), aunque teniendo en cuenta también efectos adicionales tales como la corriente de Hall y otros derivados a partir de la teoría cinética. A partir de modelos teóricos advertimos que las ondas observadas proveen evidencia indirecta de la pérdida de neutros atmosféricos en ambos planetas. Asimismo, a partir de las ecuaciones MHD también modelamos la estructura global de las magnetósferas inducidas y su dependencia con las variaciones del medio circundante, obteniendo resultados concordantes con observaciones de la morfología magnética provistas por MGS en el entorno marciano. La morfología magnética es también estudiada en el entorno del cometa Halley (en estado activo) por medio de observaciones provistas por la sonda Vega-1, permitiendo complementar estudios previos acerca de las discontinuidades situadas dentro de esta clase de magnetósferas. Gracias a observaciones provistas por la sonda Cassini, se investigaron también los procesos de aceleración de partículas cargadas provenientes de la atmósfera de Titán. Dichos estudios muestran la importancia de las fuerzas de tensión magnética en estos entornos y nos permiten derivar estimaciones del flujo de partículas que pierde dicho satélite. En síntesis, el trabajo efectuado en esta tesis se ha centrado en la compleja interacci ón de los objetos atmosféricos mencionados con sus respectivos entornos de plasma magnetizados y ha permitido, entre otras cosas, evaluar distintos procesos de transferencia de energía y cantidad de movimiento.

Abstract:
The main goal of the present thesis is to contribute to the study of the astrophysical plasmas in the surroundings and within different induced magnetospheres (IMs) in the solar system, more specifically those of Mars, Titan, Venus and Halley's comet. By making use of measurements provided by different space missions together with theoretical tools, we study fundamental properties of these environments and their relationship with different phenomena of transfer of energy and linear momentum between each of these objects and the plasma around them. Specifically, we determine properties of the plasma waves observed by the Mars Global Surveyor (MGS) and Venus Express spacecrafts in the surroundings of Mars and Venus, and their relationship with microscopic instabilities that arise as a result of the interaction of their exospheres with the solar wind. To this end, we use the magnetohydrodynamic (MHD) description as a general theoretical framework, taking also into account additional effects such as the Hall current and other kinetic effects. From theoretical models, we find that these waves provide indirect evidence of the loss of neutral atmospheric particles in both planets. Additionally, by making use of the MHD equations, we model the global structure of the IMs and its response to variabilities on the surrounding medium. Our results are in agreement with observations of the magnetic field morphology obtained by MGS in the Martian environment. The magnetic field morphology is also studied in the surroundings of Halley's comet (in active state) by means of measurements provided by the Vega-1 spacecraft. This allows to complement previous works about the discontinuities located inside this kind of magnetospheres. Thanks to measurements provided by the Cassini spacecraft, we also investigate the acceleration processes of charged particles originated in the atmosphere of Titan. These studies show the importance of the magnetic tension forces in these environments and allow to derive estimates of the flux of particles that escape from this moon. In summary, the work performed in this thesis has been focused on the complex interaction between the previously mentioned atmospheric objects and their respective magnetized plasma environments. Among other things, the present study has allowed to evaluate different processes of transfer of energy and linear momentum.

Sendra, Carlos Maximiliano. "Modelos cosmológicos, agujeros negros y lentes gravitatorias" (2015-12-17) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
En la presente Tesis, se estudian agujeros negros no rotantes y con simetría esférica como lentes gravitatorias, en el contexto de diferentes modelos cosmológicos. Cuando un agujero negro se encuentra entre una fuente puntual y un observador, además de las imágenes primaria y secundaria, se forman dos conjuntos infinitos de imágenes, denominadas relativistas. Para realizar un estudio analítico se obtiene, en términos de los parámetros característicos de cada geometría, el ángulo de deflexión en los límites de deflexión débil y fuerte. El primero consiste en una aproximación de dicho ángulo a primer orden en la inversa de la coordenada radial con centro en la lente y corresponde al caso en que la luz se deflecta lejos de la esfera de fotones del agujero negro, dando lugar a las imágenes primaria y secundaria. El segundo es utilizado para estudiar el caso en que los rayos de luz pasan lo suficientemente cerca de la esfera de fotones, de modo que efectúan una o más vueltas (en cualquier sentido) alrededor del agujero negro antes de emerger y llegar al observador, produciéndose de este modo las imágenes relativistas. El ángulo de deflexión se calcula en este caso mediante una aproximación asintótica de tipo logarítmico que diverge en el radio de la esfera de fotones. A partir del ángulo de deflexión aproximado, se encuentran las posiciones y magnificaciones de las imágenes de manera analítica. En esta Tesis, utilizando los límites mencionados, se estudia en primer lugar un agujero negro sin masa en cosmologías con dimensiones extra en el marco del modelo de Randall-Sundrum tipo II. Luego, se considera una solución de agujeros negros regulares con un campo fantasma. Finalmente, se analiza una clase de agujeros negros cargados en gravedad escalar-tensorial. Los distintos campos que aparecen en estos últimos dos casos fueron propuestos originalmente con el fin de modelar la energía oscura. Se efectúan comparaciones con otras geometrías de interés y se presenta el caso del agujero negro supermasivo del centro galáctico.

Abstract:
In the present Thesis, non-rotating and spherically symmetric black holes are studied as gravitational lenses, in the context of different cosmological models. When a black hole is situated between a point source and an observer, besides the usual primary and secondary images, two infinite sets of relativistic images are formed. In order to carry out an analytical study, the deflection angle is obtained in terms of the characteristic parameters of each geometry in the weak and strong deflection limits. The first one corresponds to a first order expansion of the deflection angle in the inverse of the radial coordinate centered on the lens, and it is performed for the case in which the light rays pass far from the photon sphere of the black hole, giving place to the primary and secondary images. The second one is used to study the situation in which the light rays pass close enough to the photon sphere, so that they perform one or more loops (in either way) around the black hole, before they emerge to the observer, producing the relativistic images. In this case, the deflection angle is obtained by an asymptotical logarithmic approximation which diverges at the radius of the photon sphere. The positions and the magnifications of the images are found analytically from the approximated deflection angle. In this Thesis, using the above mentioned limits, massless black holes in the Randall- Sundrum type II braneworld scenario are studied firstly. Then, a regular phantom black hole solution is considered. Finally, a class of static and spherically symmetric charged black holes in scalar-tensor gravity is analyzed. The different fields appearing in the latter two cases were originally proposed in order to model dark energy. The results obtained are compared with other geometries of interest and the case corresponding to the galactic center supermassive black hole is presented.

Pieroni, Pablo Emanuel. "Medición del flujo de neutrinos cósmicos ultra energéticos mediante detectores de superficie" (2016-03-14) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Esta Tesis estudia la medición de neutrinos cósmicos ultra energéticos mediante detectores de superficie. Básicamente existen dos mecanismos a través de los cuales los neutrinos en el rango del EeV pueden inducir señales distinguibles a nivel de superficie. El primero consiste en la interacción de un neutrino en la atmósfera, via corrientes cargadas o neutras, y la subsiguiente producción de una cascada atmosférica extendida descendente. El segundo se basa en la interacción de un neutrino tau en la corteza terrestre al atravesarla de manera rasante. Este proceso da lugar a un leptón tau capaz de escapar hacia la atmósfera e iniciar en su decaimiento una lluvia extendida ascendente de alto ángulo. En ambos casos, cuando la cascada se inicia cerca del detector, existen características en la señal producida, relacionadas con la presencia de componente electromagnética en la lluvia, que permiten discriminar este tipo de eventos del fondo dominante debido a rayos cósmicos de origen hadrónico. Este trabajo se divide en dos partes, que abordan dos tecnologías diferentes para estudiar las lluvias atmosféricas producidas por neutrinos. La primera parte trata la búsqueda de neutrinos basada en la interacción de las partículas de la lluvia con el Detector de Superficie del Observatorio Pierre Auger. En particular se describe el procedimiento de identificación, las posibles fuentes de fondo, el método desarrollado para calcular la exposición y sus incertezas sistemáticas asociadas en la búsqueda. Asimismo, se presenta por primera vez la integración de los distintos análisis complementarios desarrollados en Auger, que incluyen dos criterios de reconocimiento de neutrinos descendentes y uno de neutrinos rasantes, en un único resultado, así como la inclusión del envejecimiento del detector en el cálculo de la exposición. Ningún candidato a neutrino fue encontrado en los datos adquiridos entre el 1 de enero de 2004 y el 20 de junio de 2013. Suponiendo un flujo diferencial típico ϕ(Ev) = k * Ev^-2 y una relación entre sabores de 1 : 1 : 1, se fijó un límite sobre el flujo de neutrinos de cada sabor, de k < 6,4*10^9 GeV cm^2 s^-1 sr^-1 con un nivel de confianza del 90% en el rango de 1,0*10^17 eV - 2,5*10^19 eV, el más estricto hasta la fecha. En la segunda parte de este trabajo se estudia el potencial de la detección de las ondas de radio producidas por lluvias atmosféricas para identificar aquellas producidas por neutrinos, y se investigan las capacidades y limitaciones de un arreglo de antenas de radio a la hora de detectar neutrinos ultra energéticos rasantes. Para ello se utilizaron simulaciones que incluyen la interacción del neutrino en la Tierra, el decaimiento del leptón tau en la atmósfera, el subsiguiente desarrollo de la lluvia atmosférica extendida con producción de radiación electromagnética en frecuencias de radio, y la generación de la señal en las antenas del detector. A partir de estas simulaciones se desarrollaron algoritmos de reconstrucción e identi ficación que permiten distinguir eventos iniciados por neutrinos de los generados por el fondo de lluvias hadrónicas. Se utilizaron estos criterios para calcular la exposición que podrían alcanzar detectores de diferentes tamaños y topologías, concluyendo que la técnica puede ser competitiva para la siguiente generación de detectores de neutrinos.

Abstract:
This Thesis studies the measurement of ultra energetic cosmic neutrino by means of surface detectors. There are basically two mechanisms by which neutrinos in the EeV range may induce surface level distinguishable signals. The first one consists in the interaction of a neutrino in the atmosphere, either through charged or neutral currents, and the subsequent production of a down-going extended air shower. The second one is based on the interaction of an earth skimming tau neutrino in the earth crust. This process gives rise to a tau lepton that can escape into the atmosphere and start in its decay a high angle extended air shower. In both cases, when the shower starts near the detector, characteristics related to the presence of an electromagnetic component allow to discriminate this kind of events from the dominant hadronic cosmic ray background. This work is divided in two parts, which address two different technologies to study atmospheric showers induced by neutrinos. The first one deals with neutrino searches based in the interaction of shower particles with the Surface Detector of the Pierre Auger Observatory. In particular a detailed description is presented of the identification procedure, the possible background sources, the method developed to compute the exposure and its systematic uncertanties. Additionally, the integration of the different complementary neutrino search analyses developed in Auger is presented for the first time, which include two criteria to recognise downgoing neutrinos and one for earth-skimming neutrinos, as well as the inclusion of detector ageing in the exposure calculation. No candidate neutrinos have been found in the data collected from 1 January 2004 to 20 June 2013. Assuming a differential flux ϕ(Ev) = k * Ev^-2 and a flavor relation of 1 : 1 : 1, we place a 90% CL upper limit on the single flavour neutrino flux of k < 6,4*10^9 GeV cm^2 s^-1 sr^-1 in the energy range from 1,0*10^17 eV - 2,5*10^19 eV, the most stringent to this date. The second part of this work studies the potential of the detection of the radio waves produced by atmospheric showers to identify those induced by neutrinos, as well as the capabilities and limitations of an antenna array to detect ultra high energy earth-skimming neutrinos. This involved simulations of the different intervening processes, including the neutrino interaction in the Earth, the tau lepton decay in the atmosphere, the subsequent development of the shower including the production of electromagnetic radiation in radio frecuencies, and the signal production in the detector antennas. From these simulations, reconstruction and identification algorithms were developed that allow to distinguish events initiated by neutrinos from the hadronic background. Finally these criteria were used to compute the exposure achieved by detectors with different sizes and topologies, concluding that the technique can be a competitive option in the next generation of neutrinos detectors.

Nuevo, Federico Alberto. "Modelado semiempírico de estructuras de la corona solar" (2017-03-21) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La corona solar está constituida por un plasma tenue y caliente, caracterizado por una conductividad eléctrica muy elevada. Así, el campo magnético que la atraviesa, generado por los movimientos convectivos del plasma del interior solar, se encuentra congelado a la materia y determina su carácter altamente estructurado e inhomogéneo. Esta tesis contribuye a la comprensión de la estructura 3D de la corona y aporta resultados de relevancia a la investigación de dos problemas aún abiertos en la física solar: el calentamiento del plasma coronal y el origen del viento solar lento. Se aborda el desarrollo de modelos semiempíricos de estructuras coronales de diversa escala espacial y temporal. A escala global, se estudia la estructura termodinámica 3D de la corona quiescente y su evolución en el entorno del último mínimo. A escala local, se realiza un análisis similar de los arcos magnéticos en regiones coronales activas y se estudia la topología de su campo magnético y su posible conexión con el viento solar lento. También desarrollamos un método para estimar la masa evacuada por las eyecciones coronales de masa y se lo aplica a casos particulares.

Abstract:
The solar corona is constituted by a low density and hot plasma, characterized by its very high electric conductivity. The magnetic field that permeates the corona, generated by the convective motions at the solar interior, is frozen to the plasma and determines its highly structured and inhomogeneous characteristics. This thesis contributes to the understanding of 3D structure of the solar corona, in particular to two still open problems in solar physics research: the heating of the coronal plasma and the origin of the slow solar wind. We develop semiempirical models of coronal structures in several spatio-temporal scales. In a global scale, we study the 3D thermodynamic structure of the quiescent solar corona and its evolution around the last solar minimum. In a local scale, we perform a similar analysis of magnetic loops in coronal active regions and study the topology of its magnetic field and its possible connection with the slow solar wind. We also design a method to estimate the mass evacuated by coronal mass ejections and apply it to particular events.

Poisson, Mariano. "Emergencia de tubos de flujo en la atmósfera solar: su impacto desde la fotósfera hasta la corona" (2017-03-22) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
La distribución fotosférica del campo magnético provee información sobre el proceso de formación en el interior solar de los tubos de flujo que dan origen a las regiones activas (RAs), así como de los efectos presentes durante su tránsito por la zona convectiva. Estudiamos la emergencia de RAs para determinar como la torsión del campo en los tubos de flujo afecta la evolución de las polaridades magnéticas fotosféricas observadas en magnetogramas longitudinales. Una de las manifestaciones observables de la torsión de los tubos de flujo que emergen atravesando la fotósfera, es la presencia de las llamadas "lenguas magnéticas". Estas son producidas por la proyección en la dirección de la visual de la componente azimutal del campo del tubo de flujo. Caracterizamos la evolución de las lenguas magnéticas en un conjunto de 187 RAs bipolares observadas a lo largo del Ciclo Solar 23 y el comienzo del Ciclo 24. Usando magnetogramas de estas RAs, determinamos y estudiamos la evolución de una serie de parámetros, como el ángulo de tilt, la orientación de la línea de inversión de polaridad (LIP), su flujo magnético, al igual que el tamaño y la forma de las polaridades y sus lenguas. Desarrollamos un procedimiento para identificar la LIP y usamos su inclinación como un indicador del signo de la helicidad magné- tica. Comparamos este método con la estimación de la helicidad obtenida a partir de extrapolaciones libres de fuerzas del campo coronal. También desarrollamos modelos analíticos de tubos de flujo toroidales, con torsión uniforme y no uniforme, para describir la evolución de los parámetros de las RAs afectados por la presencia de lenguas magnéticas intensas. Finalmente, encontramos que las lenguas modifican significativamente la determinación del ángulo de tilt durante la fase de emergencia y probamos diferentes métodos para reducir este efecto. Los resultados de este trabajo contribuyen a la comprensión de cómo la helicidad de los tubos en emergencia determinan la evolución del flujo magnético fotosférico observado y la formación de las RAs; por otra parte, condicionan a los modelos de generación del campo en el interior solar.

Abstract:
The photospheric magnetic-field distribution provides information about the generation in the solar interior of the flux tubes that originate the ARs, and the effects present during their transit through the convective zone. We study the emergence of ARs to determine how the twist of the magnetic field in these flux-tubes affect the evolution of the photospheric magnetic polarities observed in longitudinal magnetograms. One of the manifestations of these twisted flux-tubes, observed as they emerge through the photosphere, are the so called "magnetic tongues". They are produced by the line of sight projection of the azimuthal component of the magnetic field in the flux-tubes. We characterize the evolution of the magnetic tongues in a set of 187 bipolar ARs observed during the Solar Cycle 23 and the beginning of Cycle 24. Using magnetograms of these ARs we determine and study the evolution of a series of parameters, such as the tilt angle, the polarity inversion line (PIL) orientation, their magnetic flux, as well the size and the shape of the polarities and their tongues. We develop a procedure to identify the PIL and we use its inclination as a proxy of the magnetic helicity sign. We compare this method with the helicity estimation obtained from coronal force-free field extrapolations. We also develop analitical models of toroidal flux-tubes, with uniform and non-uniform twist, to describe the evolution of the AR parameters affected by the presence of strong magnetic tongues. Finally, we find that the tongues modify significantly the determination of the tilt angle during the emergence phase and we test several methods to reduce this effect. The results of this work contribute to the understanding of how the helicity of the emerging flux-tubes determines the evolution of the photospheric magnetic flux and the formation of ARs; moreover, they provide constraints to models of the generation of the magnetic field in the solar interior.

Izraelevitch, Federico H.. "Búsqueda de materia oscura mediante la medición de producción de ionización por retrocesos nucleares con el detector DAMIC" (2017-03-31) Facultad de Ciencias Exactas y Naturales. Universidad de Buenos Aires

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Resumen:
Desde su planteo inicial, alrededor del año 1930, el problema de la materia oscura permanece como uno de los mayores problemas abiertos en Física. Actualmente, existe un gran número de evidencias observacionales, astrofísicas y cosmológicas, que motivan la hipótesis de la existencia de una forma de materia distinta a la materia ordinaria, llamada materia oscura. A pesar del esfuerzo realizado para detectarla, su naturaleza permanece ignota. Las búsquedas por detección directa comenzaron enfocadas en extensiones supersimétricas mínimas del modelo estándar, que predicen partículas con masas de ~ 100 GeV/c². Los límites de exclusión impuestos por los experimentos de búsqueda, los nulos resultados de las búsquedas de supersimetría en el Large Hadron Collider, las afirmaciones de detección de algunas colaboraciones como DAMA, y el desarrollo de nuevos modelos de partículas de materia oscura liviana, motivó a la comunidad a buscar partículas de materia oscura con masas por debajo de los ~ 10 GeV/c². Se piensa que las partículas de materia oscura interactúan coherentemente (en forma elástica) con los núcleos produciendo retrocesos nucleares. Por consideraciones cinemáticas, cuanto menor sea la masa de la partícula de materia oscura, menor será la energía del retroceso nuclear a detectar. El experimento DAMIC, que enmarca este trabajo de tesis, utiliza sensores CCDs (Charge-Coupled Devices) de grado científico como detectores para la búsqueda de materia oscura. En su programa de R&D, entre 2011 y 2015, ha demostrado la operación de los CCDs con el umbral más bajo alcanzado por la comunidad de detección directa. Esto ha motivado el desarrollo de un detector masivo, llamado DAMIC100, que buscará materia oscura de baja masa en una zona del espacio de fases no explorada aún. En los detectores semiconductores, un retroceso nuclear deposita su energía produciendo ionización y fonones. Dado que el detector DAMIC solo es capaz de medir la señal de ionización, resulta fundamental determinar la ionización producida por los retrocesos nucleares para la interpretación de los datos adquiridos en los experimentos de búsqueda de partículas de materia oscura. En este trabajo describimos el problema de la materia oscura, detallando la evidencia experimental que motiva su hipótesis. Explicamos los métodos utilizados para su búsqueda y discutimos el estado actual de estos efuerzos. Describimos el experimento DAMIC, su principio de funcionamiento, características y el arreglo experimental utilizado en el laboratorio subterráneo SNOLAB. Discutimos la importancia de la calibración del detector mediante la medición de la ionización producida por retrocesos nucleares y revisamos los antecedentes en la literatura. Finalmente, describimos un experimento de dispersión elástica de neutrones realizado para medir la eficiencia de ionización a bajas energías, y discutimos los resultados obtenidos.

Abstract:
The dark matter problem is one of the major open questions in Physics, since its conception around 1930. Vast astrophysical and cosmological observational evidence motivates the hypothesis of the existence of a form of matter distinct to the ordinary one, called dark matter. Despite the efforts to detect it, its nature remains unknown. Direct detection searches began focused in minimal supersymmetric extensions of the standard model, predicting particles with masses of ~ 100 GeV/c². Exclusion limits of search experiments, null results of supersymmetry searches at the Large Hadron Collider, detection claims of some collaborations, and the development of low-mass dark-matter models, motivated the community to search for dark matter particles with masses below ~ 10 GeV/c². It is thought that dark matter particles interact coherently (elastically) with nuclei producing nuclear recoils. For kinematics reasons, the lighter the dark matter particle the lower the energy of the nuclear recoil. The DAMIC experiment, the framework of the present thesis, uses scientific grade Charge-Coupled Devices as detectors for the dark matter search. In the R&D phase (2012-2015) the collaboration demonstrated the operation of the CCDs with the lowest threshold achieved by the direct-detection community. This motivated the development of a massive detector, DAMIC100, that will search for low-mass dark matter particles in an unexplored phase-space region. In semiconductor detectors, a nuclear recoil deposits its energy producing ionization and phonons. The DAMIC detector is only capable to measure ionization. Thus, it is crucial to determine the ionization produced by nuclear recoils to interpret the data acquired in the dark matter search experiments. In this work we describe the dark matter problem, detailing the evidence that motivates its hypothesis. We explain the methods used for the searches and we discuss the actual state of these efforts. We describe the DAMIC experiment, its working principle, characteristics and the setup deployed in the deep underground laboratory SNOLAB. We discuss the importance of the calibration of the detector by measuring the ionization production by nuclear recoils and we review past studies found in the literature. Finally, we describe a neutron elastic-scattering experiment performed to measure the ionization efficiency of nuclear recoils at low energies and we discuss the results.

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