ASESOR: David Sánchez, Iván Rodriguez, Alfredo Montaña
El efecto Sunyaev-Zel’dovich (SZE) consiste en la modificación del espectro del fondo cósmico de radiación de microondas al pasar a través de plasma ionizado a temperaturas de millones de grados Kelvin. Debido a su firma espectral única, el SZE se utiliza para la detección ciega de cúmulos de galaxias, así como para la obtención de los valores de masa total y velocidad peculiar de los mismos. La cámara AzTEC ha realizado observaciones profundas en el incremento del SZE en la dirección del cúmulo de galaxias RX J1347.5-1145. Las observaciones en una longitud de onda tienden a tener dificultades para extraer el brillo superficial del cúmulo y separarlo de las fuentes contaminantes (radio galaxias, galaxias sub-milimétrica, emisión atmosférica, etc.). En este contexto se puede emplear el análisis de componentes independientes (ICA) para intentar separar la señal del cúmulo de galaxias de las fuentes de contaminación. El objetivo de este proyecto es aplicar la técnica AzTICA para recuperar la señal del SZE para RX J1347.5-1145. Con el análisis realizado se recuperará el parámetro de comptonización del medio intra-cúmulo y el valor de la masa total del cúmulo de galaxias.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: E. Aguilar y M. Velázquez
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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: I. Aretxaga y A. Montaña.
Las galaxias submilimétricas, que se encuentran a grandes distancias cósmicas (z~1-5, d~3000- 8000 Mpc), suelen tomarse como las más exitosas candidatas a progenitores de galaxias elípticas del entorno local (z~0). Las galaxias descubiertas por la combinación de los telescopios JCMT y GTM en el Extended Groth Strip son el objetivo de nuestro estudio. Este proyecto utiliza las medidas no-paramétricas de la morfología de las contrapartes ópticas de galaxias submilimétricas tal y como son vistas por el Telescopio Espacial Hubble, para derivar estadísticamente la cantidad de transformación morfológica que sufren las galaxias submilimétricas entre z~1 y z~5.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: D. Rosa-Gonzalez, Divakara Mayya 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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: Manuel Zamora y Abraham Luna
Los núcleos densos son los lugares donde nacen las estrellas. Son objetos muy densos, compuestos de gas y polvo e inmersos en nubes moleculares. Además, están permeados por campos magnéticos y están posiblemente en un estado de colapso gravitacional. Aunque han sido muy estudiados en los últimos años, aún hay debate sobre el estado dinámico de estos núcleos y en particular el papel que juega la autogravedad y el campo magnético. La falta de un consenso se debe, en parte, a las limitaciones observacionales, de las cuales obtenemos en general una imagen en dos dimensiones (2D) del cielo y usualmente una componente de velocidad. Sin embargo, con esta información es difícil inferir la morfología 3D del núcleo y su campo magnético ó su dinámica. Para llenar este vacío, se usan observaciones sintéticas de simulaciones numéricas en 3D. Las observaciones sintéticas representan un modelado cuantitativo de la emisión producida por una simulación numérica, suponiendo que la simulación es un objeto real en cierto punto del cielo. El objetivo de este proyecto es el de modelar numéricamente un núcleo denso con geometría esférica e incluyendo campo magnético. Se realizarán simulaciones sintéticas y se compararán los resultados simulados con observaciones reales obtenidas con SEQUOIA, un instrumento de GTM. Finalmente, se repetirá el mismo procedimiento, pero ahora usando un núcleo simulado auto-consistentemente, como el que se muestra en la figura. A partir de estos resultados, sacaremos conclusiones sobre la morfología espacial y del campo magnético, así como de la dinámica del núcleo.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: D. Sánchez, A. Gómez y A. Porras
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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Gómez-Ruiz
Entender el proceso de la formación de las estrellas más masivas que nuestro sol es uno de los problemas más importantes a resolver de la astrofísica moderna. Muestras de candidatos a protoestrellas masivas han sido determinadas mediante observaciones en el lejano/mediano infrarrojo y submilimétrico. Seguimientos de estas observaciones a diversas longitudes de onda se han llevado acabo para caracterizar tales objetos. En particular, se ha encontrado que máseres de metanol aparecen casi exclusivamente al rededor de estas proto-estrellas masivas. Mediante observaciones interferométricas a 7mm hemos localizado con precisión los sitios de emisión máser, que por lo común están relacionados a regiones de gas chocado. En un proyecto GTM hemos observado con RSR estos sitios de emisión máser, en la region de frecuencia entre 73-111 GHz. El objetivo de las observaciones GTM con RSR es estudiar la composición química de estas regiones de gas chocado en proto-estrellas masivas. En este proyecto el estudiante identificará las especias moleculares incluidas en la banda de RSR en las diferentes regiones observadas y estudiará correlaciones entre los diferentes trazadores moleculares.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Gómez-Ruiz y Sergio Rojas
En este proyecto se trabajará en la obtención de mapas de la molécula de SiO a través de datos del telescopio IRAM-30m. Los mapas serán comparados con sus contrapartes en el mediano infrarrojo y se determinarán las propiedades físicas de los flujos moleculares.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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).
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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: D. Sánchez
El detector de corrimientos al rojo (RSR por sus siglas en inglés) es un espectrómetro que opera en la ventana atmosférica de 3mm (77-111 GHz). El RSR logra una línea de base estable empleando un solenoide polarizado que permite sustraer la contribución del cielo a una frecuencia de 1kHz. El proceso de sustracción dentro del instrumento no es perfecto y por ello acopla la emisión atmosférica en ondulaciones de la línea de base de gran escala. En este proyecto, se desarrollará un filtro basado en técnicas de Fourier (filtro de blanqueado espectral o “spectral whitening”). Se aplicará este filtro a las observaciones de galaxias submilimétricas de alto corrimiento al rojo. De este análisis se comparará los valores obtenidos para la luminosidad de CO entre la reducción estándar y los resultados del filtro.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: E. Colín
La detección espectral en radio astronomía utiliza receptores heterodinos. Uno de los elementos fundamentales de este tipo de receptores es un dispositivo de tres puertos no lineal llamado “mezclador”. Se puede ver como un dispositivo de dos entradas y una salida, las entradas son la señal con frecuencia de radio frecuencia (u observación en el caso de astronomía, RF) y otra señal bien conocida llamada de oscilador local (LO); la salida se conoce como frecuencia intermedia (IF), que para el caso de receptores (o de conversión de bajada) será la señal con un frecuencia igual a la resta entre RF y LO; es decir, la información original se trasladará a frecuencias bajas para su posterior procesamiento. En algunos casos este proceso se repite más de una vez. Cuando la señal de entrada tiene frecuencias que se acerca a las ondas milimétricas, la implementación de un mezclador que funciona con un armónico de menor frecuencia para el LO es más conveniente, ya que crear osciladores a frecuencias tan altas es altamente costoso y además, en términos de desempeño, este oscilador disminuye la pérdida que introduce el dispositivo gracias a la supresión del componente fundamental. En pocas palabras, la frecuencia LO deberá ser la mitad de la que se utilizaría en un mezclador de frecuencia fundamental, f_LO = 1/2 (f_RF - f_IF). Objetivo: que el estudiante caracterice cada una de las etapas del mezclador subarmónico y construya el módulo detector (diodos antiparalelos [Infineon BAT15-04W]) en una placa PBC. Y al final obtenga una medición del sistema completo que le ayudará en la comprensión de este dispositivo. Usará el software ADS para la simulación numérica de los componentes y el sistema; y en el laboratorio el VNA y analizador de espectros para la verificación experimental. Las frecuencias de estos experimentos son puestas arbitrariamente a 1.03 GHz, 450 MHz, y 100 MHz de RF, LO e IF respectivamente. Aprendizaje: el estudiante conocerá dispositivos comunes en instrumentación de radioastronomía como filtros, amplificadores, osciladores y por su puesto el mezclador. Para hacer las mediciones, el estudiante aprenderá el uso de los instrumentos de medición en microondas más comúnmente usados, el VNA (Vector Network Analyzer), Generador de señales y Analizador de espectros.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA: