ASESOR: M. Velázquez y E. Aguilar
Las estrellas se forman en los núcleos densos de las nubes moleculares gigantes las cuales están formadas por grandes cantidades de polvo frío y gas molecular. La molécula de CO es el principal trazador de la masa total de gas molecular en las galaxias, el cual está dominado por hidrógeno molecular (H_2). En este trabajo se analizarán los datos tomados con RSR/GTM de la galaxia tipo "dropout SPIRE" a la cual llamaremos NGP6 y que se espera tenga un alto z. Tiene una alta luminosidad en el FIR (>10^12 Lsol) por lo que se espera tenga líneas intensas de CO. La primer etapa es la reducción de datos con DREAMPY para producir el espectro. En la segunda etapa se hará un análisis de ruido para distinguir las candidatas a líneas. La tercera etapa será para comparar los valores de luminosidad de CO inferidos del espectro con diferentes poblaciones de galaxias. En la cuarta etapa se tratará de sacar conclusiones a partir del trabajo anterior. Cabe resaltar que el espectro no presenta líneas robustas, sin embargo podemos sacar información que nos puede servir para restringir los valores de luminosidad de CO y masa del gas molecular en esta galaxia.
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ASESOR: A. Montaña
La fracción de gas molecular que se convierte en estrellas, también llamada la eficiencia de formación estelar, es un importante parámetro en el estudio de la formación y evolución de galaxias. Este proyecto pretende estudiar la eficiencia de formación en galaxias lejanas. La distancia de estos objetos es tal, que su luz ha viajado por más del ~75% de la edad del Universo hasta llegar a nosotros, o en otras palabras, los fotones que detectamos fueron emitidos cuando el Universo tenía menos del ~25% de su edad actual. Esto nos abre una venta única para estudiar las etapas más tempranas del Universo. Para lograr nuestro objetivo, analizaremos observaciones obtenidas con el GTM de galaxias sub-milimétricas brillantes detectadas por el telescopio espacial Herschel, y seleccionadas por ser candidatas a estar a grandes distancias. Los datos del GTM incluyen espectros del RSR para estudiar las líneas de emisión del gas molecular, así como imágenes de la cámara AzTEC que trazan la emisión del polvo calentado por las estrellas recién formadas.
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ASESOR: A. Montaña (+ colaboradores).
Las galaxias sub-mm (SMGs) son una población de galaxias muy luminosas, con tasas de formación estelar extremas (> 100 masas solares por año), y fuertemente obscurecidas por polvo. Este tipo de galaxias se descubrieron hace apenas ~20 años, y su estudio es crucial para entender los procesos de formación y evolución de galaxias, así como para entender la historia de formación estelar en el Universo. Aunque en un principio el estudio de estas galaxias estuvo limitado a mapas pequeños, recientemente una nueva generación de telescopios sub-mm (e.g. South Pole Telescope, Atacama Cosmology Telescope y los telescopios espaciales Herschel y Planck) han realizado censos de áreas extensas del cielo y sin sesgo, abriendo una nueva ventana al estudio de la población de SMGs. Un resultado importante de estas observaciones fue el descubrimiento de una población de SMGs extremadamente brillantes, las cuales no se ajustan a las predicciones de los modelos actuales de formación y evolución de galaxias, y solo pueden explicarse considerando efectos de magnificación por lentes gravitacionales. Dichas observaciones no cuentan con la resolución angular suficiente para permitir la identificación precisa de contrapartes de las SMGs en otras longitudes, ni para garantizar que se trata de fuentes individuales. En este proyecto analizaremos observaciones realizadas con la cámara AzTEC del GTM (con alta resolución angular) de una muestra de SMGs extremadamente brillantes detectadas por el telescopio espacial Herschel y estudiar cuál es la fracción de fuentes individuales (e.g. intrínsecamente brillantes) y fuentes múltiples, cuyo flujo combinado en las observaciones de baja resolución angular se detecta como una fuente brillante.
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ASESOR: D. Sánchez-Argüelles y A. Montaña.
Las observaciones científicas con la cámara AzTEC del GTM, siempre van acompañadas de una serie de observaciones para asegurar el correcto apuntado del telescopio. Estas observaciones se hacen, en general, hacia radio galaxias extremadamente brillantes. En este proyecto proponemos combinar las observaciones de apuntado, tomadas durante las temporadas ES3 y ES4, con el objetivo de generar imágenes profundas de estas radio-fuentes brillantes y sus regiones aledañas. Estas imágenes profundas nos permitirán explorar el entorno de estas fuentes extremas e identificar galaxias sub-milimétrcias débiles en sus alrededores. El principal objetivo del proyecto será, por lo tanto, descubrir si existe una población de galaxias débiles en los entornos de radio-galaxias extremas y, en dado caso, estimar su densidad superficial para compararla con la de campos sin sesgo. Las observaciones de apuntado con AzTEC se hacen utilizando el modo de observación de fotometría (e.i. mapas pequeños con un diámetro menor a 1 minuto de arco y siguiendo un patrón de Lissajous). Un resultado directo y complementario del proyecto será la caracterización de distintas propiedades de este modo de observación (e.g. comportamiento del ruido en función del tiempo de integración y área del mapa).
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ASESOR: W. F. Wall, A. Gómez-Ruiz, T. Paglione
Hay que entender mejor las condiciones físicas en el gas molecular en galaxias espirales, los ambientes en dónde se encuentran el gas, y cómo los anteriores pueden afectar la evolución de esas galaxias. Hemos usado el receptor de banda ancha, el Redshift Receiver (RSR), del GTM para observar muchas líneas espectrales simultaneamente en la banda de 3-mm hacia las galaxias espirales M66 y M83 en sus centros y en sus discos. Hemos detectado muchas moléculas en esas galaxias, como CO, HCO+, HCN, CS y otras. La combinación de líneas espectrales observadas nos permiten entender mejor los procesos químicos y los ambientes físicos en las escalas grandes dentro de estos discos. Este estudio nos proveerá pistas importantes para entender los procesos de la formación estelar dentro de los discos de galaxias espirales que no se pueden obtener de otros métodos. Lo más importante para empezar es identificar las líneas espectrales en los espectros observados. Entonces el estudiante va a usar una herramienta en el web para identificar moleculas en otras galaxias. Eso, en si, es resultado interesante. En el largo plazo, se usa ese resultado para calcular las intensidades y cocientes de las líneas para comparar con los modelos astroquímicos para inferir propiedades físicas como el flujo de rayos cósmicos y del campo interestelar en esas galaxias. Con el GTM, usando su apertura llenada, podremos seguir mapeando la emisión muy extendida del brillo superficial muy debil de las líneas espectrales de otras galaxias. Tambien en el largo plazo, este proyecto va a producir estudiantes graduados con maestría o doctorado.
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ASESOR: D. Rosa-Gonzalez y O. Vega
A partir de espectros observados con el GTM de una muestra de galaxias que incluye todos los tipos espectrales, construiremos y analizaremos diferentes diagramas de diagnóstico con la intención de separar las galaxias con formación estelar de aquellas que presentan un núcleo activo. Se analizarán los espectros para identificar las líneas moleculares, medir sus flujos y relacionar estos con las propiedades de la galaxia. También trabajaremos con modelos teóricos sencillos con la idea de interpretar los resultados obtenidos.
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ASESOR: V. Chavushyan, Anna Lia Longinotti y O. Vega
Los jets relativistas aparecen como consecuencia de la acreción de materia dentro de un agujero negro supermasivo. Sin embargo, no cualquier galaxia puede producir un jet de esas características. La evidencia observacional muestra que son las galaxias elípticas gigantes rojas las que poseen ese tipo de jets, sugiriendo que la formación de estrellas en el bulbo está íntimamente ligada con la construcción del agujero negro supermasivo y el jet relativista. Sin embargo, la reciente detección de emisión variable y brillante en rayos gamma en seis galaxias NRSy1 por FERMI, ha desvelado la presencia de poderosos jets en galaxias espirales. Estos objetos se cree que tiene agujeros negros en una fase evolutiva muy temprana, por lo que serían los objetos ideales para estudiar cuál es el impacto de los jets en el medio, cómo afecta a las condiciones del gas molecular ligado a la formación estelar, y en última instancia, nos ayudaría a explorar y obtener detalles sobre la conexión agujero negro supermasivo - formación estelar. En 2016 se observó durante 8 horas con el RSR en el GTM uno de estos objetos. En este proyecto proponemos la reducción y análisis del espectro obtenido. Se calculará la distancia al objeto, se identificaran las líneas observadas, se calcularan las intensidades, la masa de gas molecular, la eficiencia de la formación estelar, y se comparará con los valores esperados. Una vez calculados estos valores podremos extraer conclusiones sobre la influencia del jet en el medio molecular y cómo afectaría a la formación estelar.
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ASESOR: R. Retes y A. Luna
Un parámetro fundamental en Astrofísica es la masa de los objetos. En este proyecto se calcula la masa de la nube molecular asociada a NGC3324 que es parte de la región molecular Galáctica de Carina, en donde se encuentra una de las estrellas de mayor masa de la Vía Láctea (eta Carina). Para ello usaremos una aproximación física de equilibrio termodinámico local (LTE) y los espectros integrados de las líneas de las transiciones rotacionales 13CO(J=1-->0) y 12CO(J=1-->0), líneas que caen en el rango milimétrico. Calcularemos la masa a través de la densidad de columna, el factor de conversión “X” y la suposición de equilibrio virial, los métodos estándar en la literatura.
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ASESOR: A. Porras y D. Sánchez
Las nebulosas obscuras se descubrieron desde el siglo XIX como parches obscuros carentes de estrellas visibles en el óptico. Hoy se sabe que están formadas por gas denso y polvo que absorben la luz de las estrellas del fondo, y que son sitios candidatos para llevar a cabo nueva formación de estrellas. El proceso de formación estelar puede darse después de que el material pasa por una etapa de incremento en su densidad, formando gas molecular (CO, CS, NH_3, etc.) hasta alcanzar la densidad necesaria para formar granos de polvo que ayudan a seguir incrementando la densidad y promoviendo el colapso gravitacional que dará lugar a una nueva estrella. Estudios recientes, basados en observaciones de gas ionizado y gas molecular, muestran que la densidad media de H_2 en la Nebulosa Cabeza de Caballo (Horsehead Nebula), es de ~6x10^3 cm^(-3), con un incremento hacia el oriente (la "cresta" de la cabeza) de (2-6)x10^4 cm^(-3) (Bally et. al 2018). Contamos con una imagen de emisión milimétrica, reducida en 2015 con el método PCA (Principal Component Analysis), de datos obtenidos con la cámara AzTEC en el GTM (30~m). El objetivo general de esta práctica es analizar la imagen milimétrica con herramientas astronómicas y aprender a deducir dónde se lleva a cabo la formación estelar en esta región. Los objetivos específicos son: 1) Analizar la imagen con ayuda de DS9; 2) cambiar unidades en el mapa de Jy/beam a MJy/sr con el fin de comparar éste con el obtenido en Hily-Blant et. al 2005; 3) calcular la masa del polvo en las regiones mas prominentes de la icónica nebulosa; y (si el tiempo lo permite) 4) generar un mapa de densidad de polvo y compararlo con mapas de densidad de gas molecular de diferentes trazadores con el fin de identificar los posibles sitios de futura formación estelar.
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ASESOR: A. Gómez-Ruiz
Determinar las propiedades físicas de flujos de muy alta velocidad encontrados en transiciones moleculares con observaciones GTM hacia proto-nebulosas planetarias. El estudiante aprenderá los conceptos básicos para entender lo que son estos objetos y la importancia de observaciones de moléculas en estos ambientes. Se le introducirá en los detalles de las observaciones con el GTM, en particular sobre el instrumento utilizado, y en el procesamiento de los datos. El estudiante será instruido sobre los conceptos físicos necesarios para la determinación de las propiedades a través de observaciones de moléculas. Los conceptos aprendidos serán llevados a la práctica con los datos ya procesados. El estudiante estimará entonces las cantidades físicas que al final pondrá en el contexto de los esquemas de evolución de estos objetos astronómicos. Al término del taller, el estudiante será capaz de reconocer la importancia de observaciones de moléculas para la determinación de las propiedades físicas en los objetos astronómicos donde éstas se encuentran presentes.
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ASESOR: M. Chávez Dagostino y E. Bertone
El 20% de estrellas de tipo solar presentan un exceso infrarrojo (IR) que se interpreta como la emisión de material circunestelar, constituido principalmente por polvo y distribuido en forma de disco o anillo alrededor de la estrella. En nuestro sistema solar, este material está principalmente localizado en el cinturón de asteroides, entre Marte y Jupiter, y en el Cinturón de Kuiper, más allá de la orbita de Neptuno. Vega fue, en los años '80 del siglo pasado, la primera estrella en la cual se detectó este exceso IR con el telescopio espacial IRAS. Los diversos procesos físicos que disipan el gas circunestelar y el polvo en la etapa de formación estelar tienen escalas de tiempo más breve que la edad actual de Vega, por lo tanto el polvo que sigue rodeando este objeto tiene que ser de segunda generación, renovándose a través de cascadas colisionales. La baja temperatura del polvo (20-150 K) implica que para estudiar sus propiedades (masa, temperatura, etc.) las ventanas espectrales óptimas sean el IR, los submilímetros y los milímetros. Además, la distribución espacial del material circunestelar y, en particular, la presencia de inhomogenaidades permiten de inferir la presencia de cuerpos planetarios masivos. El Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM) es entonces una herramienta ideal para la observación de este tipo de objetos. En este proyecto analizaremos las observaciones del disco de Vega, observado con la cámara de continuo AzTEC acoplada al GTM. Se reducirán los datos, se obtendrá una imagen de todo el sistema y se estudiará la distribución espacial del material circunestelar, para discutir la potencial presencia de planetas. Además, se aplicará un modelo de cuerpo gris para derivar cantidades físicas del polvo (temperatura y luminosidad fraccional).
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ASESOR: A. Luna Castellanos
La eficiencia de antena es uno de los parámetros fundamentales de cualquier radiotelescopio, este parámetro nos define las capacidades efectivas de una antena como son su rango de frecuencia de trabajo y resolución espacial. En este proyecto se usarán las técnicas convencionales para la caracterización de una antena parabólica fuera de eje de 80cm de diámetro. Otros temas que se revisarán serán la polarización del receptor, la relación RMS de superficie Vs eficiencia y se calculará el diámetro solar a 12 GHz.
ASESOR: A. Luna Castellanos
Los instrumentos de un radio-telescopio pueden ser clasificados sencillamente como fotómetros o espectrómetros. La mayor cantidad de información que se obtiene de un espectrómetro radica en la habilidad que tenga este para separar la radiación detectada en “sub-bandas angostas” de frecuencia (resolución espectral). En este proyecto se acoplará a la antena de 5mts del Millimeter Wave Observatory (MWO) un Espectrómetro Acusto-Óptico (AOS) en versión laboratorio, con el objetivo de que se entienda este tipo de tecnología y se diferencie de otras técnicas usadas como son los bancos de filtros y autocorreladores.
ASESOR: A. Luna Castellanos
Una apertura circular genera una función de iluminación tipo Bessel, en este proyecto se muestra que la implementación de carga topológica a la función de reflexión de la superficie primaria de un radiotelescopio produce una redistribución de la energía típicamente conocida como “vórtice”. Se medirá dicha re-distribución de energía para una antena fuera de eje de 80cm con una fuente incoherente como el Sol.
ASESOR: M. Velázquez y A. Luna
Un sistema de observación astronómica se compone de dos sistemas escenciales: 1) La instrumentación para la recolección de fotones, i.e. telescopio; 2) sistema de detección. Este proyecto radio-astronómico instrumental involucra la construcción de un detector de /4 acoplado a un colector cilíndrico. Se realizaran pruebas y calibraciones básicas de todo el sistema de recepción acoplado una antena de 5 m, con el fin de integrar un radio telescopio que permita mediciones de radiación de longitud de onda de 21 cm (línea de hidrógeno).
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