TesisTesis de grado, de posgrado y trabajos finaleshttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/162024-03-19T07:21:17Z2024-03-19T07:21:17ZEvaluación de potenciales pronósticos de rendimiento de cultivos en la provincia de Buenos Aires basados en variabilidad climáticaMaisonnave, Thomashttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1639442024-03-19T04:06:41Z2024-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Hurtado, Santiago Ignacio; Aldeco, Laura
Licenciado en Meteorología y Ciencias de la Atmósfera; Universidad Nacional de La Plata
La variabilidad climática afecta a la producción agropecuaria, siendo un factor determinante en el rendimiento de los cultivos. Por este motivo, en esta tesis se desarrollaron modelos de pronóstico basados en variables del sistema acoplado océano-atmósfera con el fin de predecir el rendimiento de los principales cultivos de la provincia de Buenos Aires, Argentina. Para lograr esto, primero se caracterizaron los rendimientos de los cultivos de girasol, maíz y trigo durante el periodo 1981-2021, encontrando una tendencia lineal positiva asociada al avance tecnológico. Luego, se regionalizó el comportamiento de cada cultivo para desarrollar modelos de pronóstico para cada una de estas regiones. Posteriormente, se desarrollaron distintos tipos de modelos de pronóstico de los cultivos donde se varió el tipo de modelo, el criterio de selección de predictores y los predictores. Se consideraron como predictores por un lado índices climáticos, y por el otro, variables meteorológicas medidas por estaciones. Los modelos de pronóstico desarrollados fueron evaluados utilizando diferentes metodologías para evaluar su desempeño. Se encontraron distintos modelos de pronóstico con potencial de aplicación para los tres cultivos considerados (trigo, maíz y girasol). Los resultados de la evaluación sugieren que las regresiones lineales múltiples (MLR) y regresión logística multinomial (MULTI) son modelos con buen desempeño, que logran capturar la interacción entre las variables meteorológicas de estación y los índices climáticos con el rendimiento de cada cultivo. Por otra parte, no se destaca ningún criterio de selección sobre otro en cada uno de los modelos.
2024-01-01T00:00:00ZLa variabilidad climática afecta a la producción agropecuaria, siendo un factor determinante en el rendimiento de los cultivos. Por este motivo, en esta tesis se desarrollaron modelos de pronóstico basados en variables del sistema acoplado océano-atmósfera con el fin de predecir el rendimiento de los principales cultivos de la provincia de Buenos Aires, Argentina. Para lograr esto, primero se caracterizaron los rendimientos de los cultivos de girasol, maíz y trigo durante el periodo 1981-2021, encontrando una tendencia lineal positiva asociada al avance tecnológico. Luego, se regionalizó el comportamiento de cada cultivo para desarrollar modelos de pronóstico para cada una de estas regiones. Posteriormente, se desarrollaron distintos tipos de modelos de pronóstico de los cultivos donde se varió el tipo de modelo, el criterio de selección de predictores y los predictores. Se consideraron como predictores por un lado índices climáticos, y por el otro, variables meteorológicas medidas por estaciones. Los modelos de pronóstico desarrollados fueron evaluados utilizando diferentes metodologías para evaluar su desempeño. Se encontraron distintos modelos de pronóstico con potencial de aplicación para los tres cultivos considerados (trigo, maíz y girasol). Los resultados de la evaluación sugieren que las regresiones lineales múltiples (MLR) y regresión logística multinomial (MULTI) son modelos con buen desempeño, que logran capturar la interacción entre las variables meteorológicas de estación y los índices climáticos con el rendimiento de cada cultivo. Por otra parte, no se destaca ningún criterio de selección sobre otro en cada uno de los modelos.Imagen sísmica en profundidad: análisis de la migración poststack por ecuación de onda en frecuenciaPáez Gayone, Lucíahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1636082024-03-08T20:07:50Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Sabbione, Juan Ignacio; D'Biassi, Tomás
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
La migración sísmica es la etapa del procesamiento que busca relocalizar la energía difractada medida en superficie a su verdadera posición en el subsuelo. El objetivo es revertir los efectos de la propagación de ondas para obtener una mejor imagen de la subsuperficie. Este proceso es especialmente necesario en áreas geológicamente complejas, con presencia de estratos buzantes, fallas y pliegues. Existen diversos tipos de migración, así como también de algoritmos para su implementación. En esta tesis nos proponemos contrastar dos algoritmos de migración en profundidad aplicados a los mismos conjuntos de datos post-stack y modelos de velocidad. Uno de estos algoritmos es el método split-step (SS), que está basado en la ecuación de onda y contempla las variaciones laterales de velocidad. Por otro lado, la migración Kirchhoff (K), también basada en la solución de la ecuación de onda, es un método ampliamente utilizado en la industria cuyo funcionamiento se fundamenta en la suma de amplitudes a lo largo de las curvas de difracción. En el marco de este trabajo el método split-step es implementado en un código en lenguaje Julia mientras que Kirchhoff es aplicado a través de un software comercial, EPOS™. Tres conjuntos de datos son migrados mediante estos algoritmos: un conjunto de datos sintéticos y dos conjuntos de datos reales. Los resultados de implementar estos algoritmos muestran que en general ambos métodos logran migrar correctamente las secciones post-stack de entrada. Por la naturaleza de los algoritmos, split-step reconstruye de forma más nítida los estratos buzantes. Por su parte, en la implementación de Kirchhoff se logra resolver de mejor manera los problemas de borde.
2023-01-01T00:00:00ZLa migración sísmica es la etapa del procesamiento que busca relocalizar la energía difractada medida en superficie a su verdadera posición en el subsuelo. El objetivo es revertir los efectos de la propagación de ondas para obtener una mejor imagen de la subsuperficie. Este proceso es especialmente necesario en áreas geológicamente complejas, con presencia de estratos buzantes, fallas y pliegues. Existen diversos tipos de migración, así como también de algoritmos para su implementación. En esta tesis nos proponemos contrastar dos algoritmos de migración en profundidad aplicados a los mismos conjuntos de datos post-stack y modelos de velocidad. Uno de estos algoritmos es el método split-step (SS), que está basado en la ecuación de onda y contempla las variaciones laterales de velocidad. Por otro lado, la migración Kirchhoff (K), también basada en la solución de la ecuación de onda, es un método ampliamente utilizado en la industria cuyo funcionamiento se fundamenta en la suma de amplitudes a lo largo de las curvas de difracción. En el marco de este trabajo el método split-step es implementado en un código en lenguaje Julia mientras que Kirchhoff es aplicado a través de un software comercial, EPOS™. Tres conjuntos de datos son migrados mediante estos algoritmos: un conjunto de datos sintéticos y dos conjuntos de datos reales. Los resultados de implementar estos algoritmos muestran que en general ambos métodos logran migrar correctamente las secciones post-stack de entrada. Por la naturaleza de los algoritmos, split-step reconstruye de forma más nítida los estratos buzantes. Por su parte, en la implementación de Kirchhoff se logra resolver de mejor manera los problemas de borde.Detección automática de martemotos ante la presencia de diferentes tipos de ruidoZampieri, Emiliano Jairhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1635842024-03-08T20:07:54Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Velis, Danilo Rubén; Sabbione, Juan Ignacio
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
Este trabajo de tesis se centra en el procesamiento y picado automático de eventos en datos sísmicos marcianos obtenidos por la misión InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) de la NASA. Los datos están contaminados por distintos tipos de ruido que provienen de múltiples fuentes y se caracterizan por su alta energía y, en algunos casos, por presentar una significativa polarización. A su vez, los eventos marcianos presentan baja relación señal-ruido, por lo que su detección resulta desafiante. El objetivo de este trabajo es desarrollar e implementar estrategias para el filtrado de la energía de señales indeseadas y la posterior detección de eventos. Dicha detección se realiza mediante cuatro algoritmos de detección automática previamente utilizados en Sismología global. En un primer paso, el procesamiento propuesto se basa en el análisis de la variación de la energía presente en los sismogramas a lo largo de cada día marciano con el fin de discriminar los períodos exentos de variaciones causadas por los vientos y las altas temperaturas. Más allá de los ruidos de tipo climático, una de las principales dificultades está dada por la presencia de ruidos instrumentales de alta energía conocidos como glitches, que enmascaran significativamente las señales de interés, impidiendo su correcta detección. Teniendo en cuenta la alta polarización lineal de este tipo de ruido, el método propuesto permite discriminarlo a través de la rotación del dato de manera tal que su energía quede contenida en una sola de las componentes. Esto se lleva a cabo mediante el uso de ventanas móviles que recorren el dato muestra a muestra. Como resultado, se logra que los glitches concentren la mayor parte de su energía en una única componente y las señales de interés en otra. En esta última se aplican cuatro métodos de detección automática de eventos: (1) el método de Allen (RAM), (2) el método de Earle Shearer (ESM), (3) el método de Baer y Kradolfer (BKM), y (4) el método de Allen modificado (MAM). Los resultados permiten concluir que el proceso de rotación facilita la detección de los eventos marcianos independientemente de la presencia de glitches. Esto, a su vez, favorece una eficaz comparación entre cada uno de los algoritmos de picado automático utilizados, permitiendo finalmente seleccionar el método más apropiado para procesar los datos marcianos.
2023-01-01T00:00:00ZEste trabajo de tesis se centra en el procesamiento y picado automático de eventos en datos sísmicos marcianos obtenidos por la misión InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) de la NASA. Los datos están contaminados por distintos tipos de ruido que provienen de múltiples fuentes y se caracterizan por su alta energía y, en algunos casos, por presentar una significativa polarización. A su vez, los eventos marcianos presentan baja relación señal-ruido, por lo que su detección resulta desafiante. El objetivo de este trabajo es desarrollar e implementar estrategias para el filtrado de la energía de señales indeseadas y la posterior detección de eventos. Dicha detección se realiza mediante cuatro algoritmos de detección automática previamente utilizados en Sismología global. En un primer paso, el procesamiento propuesto se basa en el análisis de la variación de la energía presente en los sismogramas a lo largo de cada día marciano con el fin de discriminar los períodos exentos de variaciones causadas por los vientos y las altas temperaturas. Más allá de los ruidos de tipo climático, una de las principales dificultades está dada por la presencia de ruidos instrumentales de alta energía conocidos como glitches, que enmascaran significativamente las señales de interés, impidiendo su correcta detección. Teniendo en cuenta la alta polarización lineal de este tipo de ruido, el método propuesto permite discriminarlo a través de la rotación del dato de manera tal que su energía quede contenida en una sola de las componentes. Esto se lleva a cabo mediante el uso de ventanas móviles que recorren el dato muestra a muestra. Como resultado, se logra que los glitches concentren la mayor parte de su energía en una única componente y las señales de interés en otra. En esta última se aplican cuatro métodos de detección automática de eventos: (1) el método de Allen (RAM), (2) el método de Earle Shearer (ESM), (3) el método de Baer y Kradolfer (BKM), y (4) el método de Allen modificado (MAM). Los resultados permiten concluir que el proceso de rotación facilita la detección de los eventos marcianos independientemente de la presencia de glitches. Esto, a su vez, favorece una eficaz comparación entre cada uno de los algoritmos de picado automático utilizados, permitiendo finalmente seleccionar el método más apropiado para procesar los datos marcianos.Modelado y análisis de la respuesta sísmica de medios poroelásticos fracturadosCastromán, Gabriel Alejandrohttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1632602024-02-29T20:09:07Z2021-01-01T00:00:00ZTesis de doctorado
Zyserman, Fabio Iván; Rubino, Jorge Germán
Doctor en Geofísica; Universidad Nacional de La Plata
La zona más superficial de la corteza terrestre está caracterizada por la presencia de fracturas de distintas escalas, desde fisuras en granos minerales hasta grandes fallas. Las fracturas modifican y controlan las propiedades mecánicas e hidráulicas del medio en donde se encuentran y por ello su estudio resulta de sumo interés en áreas como la hidrogeofísica, la búsqueda y explotación de reservorios hidrocarburíferos y la producción de energía geotérmica, entre otros. En este contexto, el método sísmico de prospección constituye una herramienta no invasiva de gran utilidad para la detección y caracterización in situ de fracturas en el subsuelo terrestre. Esto se debe a que la propagación de las ondas sísmicas se ve fuertemente afectada por la orientación, densidad y propiedades físicas y geométricas de las fracturas. Asimismo, al propagarse a través de un medio poroso saturado que contiene fracturas, las ondas sísmicas pueden perder energía por un proceso denominado flujo inducido por onda. Este mecanismo disipativo depende del intercambio de fluido entre las fracturas y su entorno en respuesta a la perturbación sísmica y, por lo tanto, una mejor comprensión del mismo permitiría obtener, a partir de los datos sísmicos, información de las propiedades efectivas tanto mecánicas como hidráulicas de los medios fracturados. Por este motivo es importante contar con nuevas metodologías que permitan obtener la respuesta sísmica de estos medios teniendo en cuenta dicho mecanismo y que incluyan modelos realistas de fracturas en rocas heterogéneas. El desarrollo y estudio de estas herramientas y modelos, y la comprensión de los procesos físicos involucrados constituyen los objetivos de la presente Tesis doctoral.
El estudio numérico de la propagación de ondas sísmicas en medios fracturados demanda un elevado costo computacional debido a las escalas del problema y la discretización espacial requerida para su resolución. Para superar esta limitación suele emplearse una metodología conocida como "linear slip theory" en la cual la respuesta elástica de una fractura es representada a través de una discontinuidad en los desplazamientos generados por el paso de la onda sísmica. En el presente trabajo de Tesis, en primer lugar, se extendió esta metodología al caso poroelástico incluyendo los efectos producidos por flujo inducido. Para ello se emplearon ensayos numéricos oscilatorios de relajación en rocas porosas saturadas con fracturas planas paralelas y se calcularon los saltos en los valores del desplazamiento debidos a la presencia de las fracturas. En este marco, las fracturas fueron representadas como capas poroelásticas delgadas, con porosidad, permeabilidad y compresibilidad superiores a las de la roca circundante. La metodología propuesta mostró un muy buen acuerdo con simulaciones numéricas de propagación de ondas sísmicas empleando la teoría de Biot en medios con fracturas incluidas explícitamente. Dado que a través de la "linear slip theory" puede obtenerse además la respuesta sísmica anisótropa efectiva de un medio fracturado con la geometría previamente descripta, en segundo lugar se comparó esta respuesta con una obtenida considerando a las fracturas de forma explícita. A través del cálculo de la atenuación sísmica y la dispersión de velocidades se mostró que, dadas las características del flujo inducido para la geometría elegida, existen situaciones en las cuales la metodología basada en la "linear slip theory" no logra reproducir de forma precisa el comportamiento anisótropo efectivo del medio en cuestión. Como caso particular de estudio, luego se propuso un modelo que incluye regiones con elevado microfracturamiento en el entorno de las fracturas. Estas regiones, conocidas en la literatura como zonas de daño, fueron representadas como incrementos en los valores de porosidad, permeabilidad y compresibilidad de la roca circundante. A través de ensayos numéricos oscilatorios de relajación se mostró que su presencia tiende a incrementar la atenuación sísmica y la dispersión de velocidades por flujo inducido en el rango de las frecuencias sísmicas. Finalmente, dado que el aumento de permeabilidad que aportan las zonas de daño tiene un rol predominante en la respuesta sísmica, se propuso un modelo en el cual la permeabilidad varía exponencialmente en el entorno de las fracturas y se determinaron, de forma analítica, las propiedades sísmicas efectivas del medio fracturado resultante.
2021-01-01T00:00:00ZLa zona más superficial de la corteza terrestre está caracterizada por la presencia de fracturas de distintas escalas, desde fisuras en granos minerales hasta grandes fallas. Las fracturas modifican y controlan las propiedades mecánicas e hidráulicas del medio en donde se encuentran y por ello su estudio resulta de sumo interés en áreas como la hidrogeofísica, la búsqueda y explotación de reservorios hidrocarburíferos y la producción de energía geotérmica, entre otros. En este contexto, el método sísmico de prospección constituye una herramienta no invasiva de gran utilidad para la detección y caracterización in situ de fracturas en el subsuelo terrestre. Esto se debe a que la propagación de las ondas sísmicas se ve fuertemente afectada por la orientación, densidad y propiedades físicas y geométricas de las fracturas. Asimismo, al propagarse a través de un medio poroso saturado que contiene fracturas, las ondas sísmicas pueden perder energía por un proceso denominado flujo inducido por onda. Este mecanismo disipativo depende del intercambio de fluido entre las fracturas y su entorno en respuesta a la perturbación sísmica y, por lo tanto, una mejor comprensión del mismo permitiría obtener, a partir de los datos sísmicos, información de las propiedades efectivas tanto mecánicas como hidráulicas de los medios fracturados. Por este motivo es importante contar con nuevas metodologías que permitan obtener la respuesta sísmica de estos medios teniendo en cuenta dicho mecanismo y que incluyan modelos realistas de fracturas en rocas heterogéneas. El desarrollo y estudio de estas herramientas y modelos, y la comprensión de los procesos físicos involucrados constituyen los objetivos de la presente Tesis doctoral.
El estudio numérico de la propagación de ondas sísmicas en medios fracturados demanda un elevado costo computacional debido a las escalas del problema y la discretización espacial requerida para su resolución. Para superar esta limitación suele emplearse una metodología conocida como "linear slip theory" en la cual la respuesta elástica de una fractura es representada a través de una discontinuidad en los desplazamientos generados por el paso de la onda sísmica. En el presente trabajo de Tesis, en primer lugar, se extendió esta metodología al caso poroelástico incluyendo los efectos producidos por flujo inducido. Para ello se emplearon ensayos numéricos oscilatorios de relajación en rocas porosas saturadas con fracturas planas paralelas y se calcularon los saltos en los valores del desplazamiento debidos a la presencia de las fracturas. En este marco, las fracturas fueron representadas como capas poroelásticas delgadas, con porosidad, permeabilidad y compresibilidad superiores a las de la roca circundante. La metodología propuesta mostró un muy buen acuerdo con simulaciones numéricas de propagación de ondas sísmicas empleando la teoría de Biot en medios con fracturas incluidas explícitamente. Dado que a través de la "linear slip theory" puede obtenerse además la respuesta sísmica anisótropa efectiva de un medio fracturado con la geometría previamente descripta, en segundo lugar se comparó esta respuesta con una obtenida considerando a las fracturas de forma explícita. A través del cálculo de la atenuación sísmica y la dispersión de velocidades se mostró que, dadas las características del flujo inducido para la geometría elegida, existen situaciones en las cuales la metodología basada en la "linear slip theory" no logra reproducir de forma precisa el comportamiento anisótropo efectivo del medio en cuestión. Como caso particular de estudio, luego se propuso un modelo que incluye regiones con elevado microfracturamiento en el entorno de las fracturas. Estas regiones, conocidas en la literatura como zonas de daño, fueron representadas como incrementos en los valores de porosidad, permeabilidad y compresibilidad de la roca circundante. A través de ensayos numéricos oscilatorios de relajación se mostró que su presencia tiende a incrementar la atenuación sísmica y la dispersión de velocidades por flujo inducido en el rango de las frecuencias sísmicas. Finalmente, dado que el aumento de permeabilidad que aportan las zonas de daño tiene un rol predominante en la respuesta sísmica, se propuso un modelo en el cual la permeabilidad varía exponencialmente en el entorno de las fracturas y se determinaron, de forma analítica, las propiedades sísmicas efectivas del medio fracturado resultante.Planetas habitables y caída de agua alrededor de estrellas de tipo solarZain, Patricio Salvadorhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1626412024-02-15T04:06:48Z2016-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Elía, Gonzalo Carlos de
Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
Estudios teóricos y observacionales sugieren la existencia de una gran diversidad de sistemas planetarios en el Universo. Por ende, resulta interesante analizar el proceso de formación de planetas de tipo terrestre que podrían ser habitables, asumiendo diferentes entornos dinámicos.
En el presente trabajo estudiaremos la formación y evolución de planetas de tipo terrestre en la zona habitable y la adquisición de agua de los mismos alrededor de estrellas de tipo solar. Para ello se plantean 5 escenarios de trabajo, definidos por el planeta más masivo del sistema actuando como perturbador, formado alrededor de la línea de hielo durante la etapa gaseosa. Dichos escenarios están formados por un planeta análogo a:
1. Júpiter
2. Saturno
3. Neptuno
4. súper Tierra I, de ∼5 M⊕
5. súper Tierra II, de ∼2.5 M⊕
Para cada escenario de trabajo se hizo uso de dos diferentes herramientas numéricas. Por un lado, se utilizó un modelo semianalítico para analizar la formación de tales planetas masivos, así como también determinar las distribuciones de embriones y planetesimales al final de la etapa gaseosa. Por otro lado, dichas distribuciones se usaron como condiciones iniciales para el desarrollo de simulaciones de N-cuerpos, las cuales describen de manera adecuada los procesos dinámicos de la evolución de un sistema.
El escenario de Júpiter muestra ser muy eficiente para la formación de planetas en la zona habitable. Estos planetas resultan ser súper Tierras con una masa promedio de 6M y contenidos porcentuales de agua entre el 25 % y 50 %. Debido a tales características, ellos han sido catalogados como mundos de agua. Por otro lado, el escenario de Saturno muestra no ser tan eficiente para la supervivencia de planetas en la zona habitable como el escenario anterior. No obstante, en el escenario de Saturno es posible la formación de mundos de agua con propiedades físicas y orbitales similares a los formados en el escenario de Júpiter.
En el tercer escenario, el planeta que sobrevive en la zona habitable es el mismo planeta análogo a Neptuno, el cual finaliza la simulación con 20M⊕-30 M⊕. Sin embargo, el potencial interés astrobiológico permanece incierto. En efecto, dependiendo de la evolución de sus envolturas gaseosas durante la etapa de impactos, dichos planetas podrían ser Neptunos propiamente dichos o megaTierras. De una forma u otra, los mismos adquieren grandes cantidades de agua durante su evolución lo cual podría ser importante para la posterior formación de satélites.
El escenario de súper Tierra I también muestra ser eficiente para la formación de mundos de agua en la zona habitable. En efecto, dichos planetas son súper Tierras con masas promedio de 9 M y contenidos porcentuales de agua entre 27 % y 40 %. Por otro lado, el escenario súper Tierra II también resulta ser eficiente para la formación de mundos de agua en la zona habitable, los cuales finalizan con masas entre 1 M⊕ y 6 M⊕, y contenidos porcentuales de agua entre 6 % y 42 %. Vale la pena destacar que en este quinto escenario se forma el planeta con menor contenido porcentual de agua de todas nuestras simulaciones, el cual sobrevive en la zona habitable con 1.25 M⊕ y un 6 % de agua en masa.
Estos resultados nos permiten inferir que aquellos escenarios con perturbadores muy masivos o poco masivos, esto es con un Júpiter o una súper Tierra, resultan ser los más eficientes para la formación de planetas de tipo terrestre en la zona habitable. Además, destacamos que la formación de mundos de agua parecería ser un proceso muy común en el Universo.
2016-01-01T00:00:00ZEstudios teóricos y observacionales sugieren la existencia de una gran diversidad de sistemas planetarios en el Universo. Por ende, resulta interesante analizar el proceso de formación de planetas de tipo terrestre que podrían ser habitables, asumiendo diferentes entornos dinámicos.
En el presente trabajo estudiaremos la formación y evolución de planetas de tipo terrestre en la zona habitable y la adquisición de agua de los mismos alrededor de estrellas de tipo solar. Para ello se plantean 5 escenarios de trabajo, definidos por el planeta más masivo del sistema actuando como perturbador, formado alrededor de la línea de hielo durante la etapa gaseosa. Dichos escenarios están formados por un planeta análogo a:
1. Júpiter
2. Saturno
3. Neptuno
4. súper Tierra I, de ∼5 M⊕
5. súper Tierra II, de ∼2.5 M⊕
Para cada escenario de trabajo se hizo uso de dos diferentes herramientas numéricas. Por un lado, se utilizó un modelo semianalítico para analizar la formación de tales planetas masivos, así como también determinar las distribuciones de embriones y planetesimales al final de la etapa gaseosa. Por otro lado, dichas distribuciones se usaron como condiciones iniciales para el desarrollo de simulaciones de N-cuerpos, las cuales describen de manera adecuada los procesos dinámicos de la evolución de un sistema.
El escenario de Júpiter muestra ser muy eficiente para la formación de planetas en la zona habitable. Estos planetas resultan ser súper Tierras con una masa promedio de 6M y contenidos porcentuales de agua entre el 25 % y 50 %. Debido a tales características, ellos han sido catalogados como mundos de agua. Por otro lado, el escenario de Saturno muestra no ser tan eficiente para la supervivencia de planetas en la zona habitable como el escenario anterior. No obstante, en el escenario de Saturno es posible la formación de mundos de agua con propiedades físicas y orbitales similares a los formados en el escenario de Júpiter.
En el tercer escenario, el planeta que sobrevive en la zona habitable es el mismo planeta análogo a Neptuno, el cual finaliza la simulación con 20M⊕-30 M⊕. Sin embargo, el potencial interés astrobiológico permanece incierto. En efecto, dependiendo de la evolución de sus envolturas gaseosas durante la etapa de impactos, dichos planetas podrían ser Neptunos propiamente dichos o megaTierras. De una forma u otra, los mismos adquieren grandes cantidades de agua durante su evolución lo cual podría ser importante para la posterior formación de satélites.
El escenario de súper Tierra I también muestra ser eficiente para la formación de mundos de agua en la zona habitable. En efecto, dichos planetas son súper Tierras con masas promedio de 9 M y contenidos porcentuales de agua entre 27 % y 40 %. Por otro lado, el escenario súper Tierra II también resulta ser eficiente para la formación de mundos de agua en la zona habitable, los cuales finalizan con masas entre 1 M⊕ y 6 M⊕, y contenidos porcentuales de agua entre 6 % y 42 %. Vale la pena destacar que en este quinto escenario se forma el planeta con menor contenido porcentual de agua de todas nuestras simulaciones, el cual sobrevive en la zona habitable con 1.25 M⊕ y un 6 % de agua en masa.
Estos resultados nos permiten inferir que aquellos escenarios con perturbadores muy masivos o poco masivos, esto es con un Júpiter o una súper Tierra, resultan ser los más eficientes para la formación de planetas de tipo terrestre en la zona habitable. Además, destacamos que la formación de mundos de agua parecería ser un proceso muy común en el Universo.Procesos colisionales y dinámicos en el cinturón de asteroides: el origen de los asteroides cercanos a la Tierra y la historia colisional de Ceres y VestaZain, Patricio Salvadorhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1624472024-02-08T04:43:34Z2021-01-01T00:00:00ZTesis de doctorado
Elía, Gonzalo Carlos de; Di Sisto, Romina Paula
Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
El Cinturón de Asteroides es una población de cuerpos menores del Sistema Solar cuya arquitectura fue esculpida dinámicamente por Júpiter y físicamente por las colisiones entre los asteroides. El trabajo de Tesis desarrollado consistió en la construcción de un código numérico y estadístico de evolución colisional para el Cinturón de Asteroides. El código desarrollado plantea una partición del Cinturón de Asteroides en seis regiones, separadas de acuerdo a las posiciones de las principales resonancias con Júpiter. El algoritmo evoluciona en el tiempo las distribuciones de tamaños en las distintas regiones por medio de colisiones. Cuando ocurre un impacto entre dos cuerpos, sobrevive un remanente y se genera una distribución de fragmentos eyectados. Entonces, en un intervalo de tiempo hay remoción de cuerpos que se destruyen y nuevos cuerpos creados en forma de fragmentos. El código además incluye la remoción dinámica de cuerpos por región debido al efecto Yarkovsky, una fuerza de radiación del Sol sobre los asteroides que los arrastra hacia las regiones de resonancia, donde son fuertemente perturbados hasta abandonar el Cinturón de Asteroides. El resultado de una simulación es la distribución de tamaños en cada región del Cinturón. Dado que los procesos colisionales son altamente estocásticos, realizamos un número grande de simulaciones y utilizamos criterios observacionales para seleccionar corridas aceptables.
Luego, interpretamos los resultados estadísticamente.
Hemos realizado tres trabajos aplicando resultados del código. El primer trabajo consistió en cuantificar el aporte que hace cada región del Cinturón a la población de asteroides cercanos a la Tierra (NEA). Para ello, utilizamos el código para guardar información acerca de los asteroides que son removidos del Cinturón de Asteroides y aportados a los NEA por el efecto Yarkovsky en cada paso de tiempo. De esta forma, hemos obtenido una distribución de magnitudes de NEA y cuantificamos el aporte que cada región del Cinturón de Asteroides realizó a la población de NEA.
El segundo trabajo consistió en el estudio colisional de Ceres y Vesta, dos de los miembros más masivos del Cinturón de Asteroides. Utilizando el código, identificamos los impactores1 que golpearon a ambos cuerpos, cuantificamos el aporte de impactores de las distintas regiones del Cinturón y estudiamos los cráteres formados en dichos impactos. Además, realizamos una estimación de la cantidad de fragmentos eyectados de ambos cuerpos a lo largo de su historia.
El tercer trabajo consistió en estudiar la evolución dinámica de los fragmentos eyectados de Ceres y Vesta. Para ello utilizamos el código de N-cuerpos MERCURY para realizar simulaciones dinámicas. Con ello, identificamos las zonas de residencia y rutas de escape de dichos fragmentos en el Cinturón, y estudiamos el aporte que realizan a la región de los NEA.
La investigación desarrollada en esta Tesis Doctoral nos ha permitido fortalecer nuestro entendimiento sobre la evolución colisional y dinámica del Cinturón Principal, de la población de NEA,así como también de Ceres y Vesta.
2021-01-01T00:00:00ZEl Cinturón de Asteroides es una población de cuerpos menores del Sistema Solar cuya arquitectura fue esculpida dinámicamente por Júpiter y físicamente por las colisiones entre los asteroides. El trabajo de Tesis desarrollado consistió en la construcción de un código numérico y estadístico de evolución colisional para el Cinturón de Asteroides. El código desarrollado plantea una partición del Cinturón de Asteroides en seis regiones, separadas de acuerdo a las posiciones de las principales resonancias con Júpiter. El algoritmo evoluciona en el tiempo las distribuciones de tamaños en las distintas regiones por medio de colisiones. Cuando ocurre un impacto entre dos cuerpos, sobrevive un remanente y se genera una distribución de fragmentos eyectados. Entonces, en un intervalo de tiempo hay remoción de cuerpos que se destruyen y nuevos cuerpos creados en forma de fragmentos. El código además incluye la remoción dinámica de cuerpos por región debido al efecto Yarkovsky, una fuerza de radiación del Sol sobre los asteroides que los arrastra hacia las regiones de resonancia, donde son fuertemente perturbados hasta abandonar el Cinturón de Asteroides. El resultado de una simulación es la distribución de tamaños en cada región del Cinturón. Dado que los procesos colisionales son altamente estocásticos, realizamos un número grande de simulaciones y utilizamos criterios observacionales para seleccionar corridas aceptables.
Luego, interpretamos los resultados estadísticamente.
Hemos realizado tres trabajos aplicando resultados del código. El primer trabajo consistió en cuantificar el aporte que hace cada región del Cinturón a la población de asteroides cercanos a la Tierra (NEA). Para ello, utilizamos el código para guardar información acerca de los asteroides que son removidos del Cinturón de Asteroides y aportados a los NEA por el efecto Yarkovsky en cada paso de tiempo. De esta forma, hemos obtenido una distribución de magnitudes de NEA y cuantificamos el aporte que cada región del Cinturón de Asteroides realizó a la población de NEA.
El segundo trabajo consistió en el estudio colisional de Ceres y Vesta, dos de los miembros más masivos del Cinturón de Asteroides. Utilizando el código, identificamos los impactores1 que golpearon a ambos cuerpos, cuantificamos el aporte de impactores de las distintas regiones del Cinturón y estudiamos los cráteres formados en dichos impactos. Además, realizamos una estimación de la cantidad de fragmentos eyectados de ambos cuerpos a lo largo de su historia.
El tercer trabajo consistió en estudiar la evolución dinámica de los fragmentos eyectados de Ceres y Vesta. Para ello utilizamos el código de N-cuerpos MERCURY para realizar simulaciones dinámicas. Con ello, identificamos las zonas de residencia y rutas de escape de dichos fragmentos en el Cinturón, y estudiamos el aporte que realizan a la región de los NEA.
La investigación desarrollada en esta Tesis Doctoral nos ha permitido fortalecer nuestro entendimiento sobre la evolución colisional y dinámica del Cinturón Principal, de la población de NEA,así como también de Ceres y Vesta.Performance de la estación VLBI, AGGO, en la determinación de los EOP; situación actual y futuraBarrera, Facundo Nahuelhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1624442024-02-08T04:43:41Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Gomez, María Eugenia; Carbonetti, Micaela Alejandra; Gomez, María Eugenia; Fernández, Laura Isabel; De Biasi, María Silvina
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
La interferometría de muy larga línea de base (VLBI), es la única técnica en geodesia espacial capaz de materializar por sí sola el Sistema de Referencia Celeste Internacional (ICRS), al mismo tiempo que permite la obtención de los parámetros de orientación terrestre (EOP) y las coordenadas de las estaciones en el Marco de Referencia Terrestre Internacional (ITRF). La estimación de los EOP con alta precisión es fundamental para el estudio del sistema Tierra (Dehant et al, 2005), para la realización del los marcos de referencia, para el posicionamiento preciso, la navegación (Altamimi et al (2005) y Gambis y Bizouard (2003)) y para la realización de los sistemas de tiempo.
Dentro de la realización del sistema de referencia terrestre pero más aún para la determinación de los EOP, la buena geometría de la red de estaciones VLBI es fundamental, sin embargo, en la realidad la mayor parte de las estaciones se encuentran en el hemisferio norte. Más aún, las estaciones que poseen una tecnología más moderna bajo el nombre de Sistema de Observación Global VLBI (VGOS), se encuentran predominantemente en el hemisferio norte.
Por otro lado, entre los años 2002 y 2014 operó en Chile la estación fundamental denominada Observatorio Geodésico Integrado y Transportable (TIGO) que fue trasladada hacia Argentina en el año 2015, y que desde 2018 opera bajo el nombre de Observatorio Argentino-Alemán de Geodesia (AGGO). Además, en el hemisferio sur destacan los radiotelescopios ubicados en Sudáfrica (Hartebeesthoek), Australia (Yarragadee, Katherine, Hobart), Nueva Zelanda (Warkworth) y Brasil (Fortaleza). Si bien las antenas mencionados son de tipo Legacy, en el último tiempo la evolución hacia VGOS ha sido importante, de manera que se espera que en un futuro próximo, varios de estos telescopios muden por completo a VGOS. Eso tendrá implicancias directas en la participación de telescopios Legacy como es el caso de AGGO en el sistema de observación global.
El objetivo de este trabajo es analizar la contribución de estaciones como TIGO y AGGO en la determinación de los EOP, pero también analizar la posible contribución en el caso de contar con tecnología VGOS en la última estación mencionada.
Además, analizaremos las soluciones diarias de los EOP obtenidos en distintos períodos, con TIGO, con AGGO y sin ninguna de la dos en funcionamiento. Para esto utilizaremos la base de datos provista por el Servicio Internacional de VLBI para la Geodesia y la Astrometría (IVS) y el software de análisis “Software de Satelites y VLBI de Viena (VieVS)” (Böhm et al, 2018) desarrollado por la Universidad Tecnológica de Viena. Para el caso del estudio del impacto que tendrían estaciones con tecnología VGOS ubicadas en el hemisferio sur, en particular en Argentina, se utilizará el programa “Software de Programación VLBI de VieVS (VieSched++ )” (Schartner y Böhm, 2019a) que no sólo permite diseñar los programas de observación (o “scheduling”) sino que también permite simular observaciones variando distintos parámetros como la cobertura del cielo, tiempo de observación, cantidad de observaciones, entre otros.
Teniendo en cuenta lo expuesto anteriormente, se espera resolver el interrogante sobre la contribución pasada, actual y futura de estaciones en Sudamérica como por ejemplo la de AGGO en la determinación de EOP, ya sea operando como Legacy o contando con tecnología VGOS. Todas las soluciones que forman parte de esta tesis fueron obtenidas a través de mi trabajo como analista de datos VLBI en el Centro de Procesamiento VLBI del Instituto Geográfico Nacional de Argentina (IGN), actualmente centro asociado del IVS, donde aportamos regularmente con soluciones diarias. Es por esto, que previo al análisis de las soluciones propuestas, realizaremos también un estudio de la performance de este centro.
2023-01-01T00:00:00ZLa interferometría de muy larga línea de base (VLBI), es la única técnica en geodesia espacial capaz de materializar por sí sola el Sistema de Referencia Celeste Internacional (ICRS), al mismo tiempo que permite la obtención de los parámetros de orientación terrestre (EOP) y las coordenadas de las estaciones en el Marco de Referencia Terrestre Internacional (ITRF). La estimación de los EOP con alta precisión es fundamental para el estudio del sistema Tierra (Dehant et al, 2005), para la realización del los marcos de referencia, para el posicionamiento preciso, la navegación (Altamimi et al (2005) y Gambis y Bizouard (2003)) y para la realización de los sistemas de tiempo.
Dentro de la realización del sistema de referencia terrestre pero más aún para la determinación de los EOP, la buena geometría de la red de estaciones VLBI es fundamental, sin embargo, en la realidad la mayor parte de las estaciones se encuentran en el hemisferio norte. Más aún, las estaciones que poseen una tecnología más moderna bajo el nombre de Sistema de Observación Global VLBI (VGOS), se encuentran predominantemente en el hemisferio norte.
Por otro lado, entre los años 2002 y 2014 operó en Chile la estación fundamental denominada Observatorio Geodésico Integrado y Transportable (TIGO) que fue trasladada hacia Argentina en el año 2015, y que desde 2018 opera bajo el nombre de Observatorio Argentino-Alemán de Geodesia (AGGO). Además, en el hemisferio sur destacan los radiotelescopios ubicados en Sudáfrica (Hartebeesthoek), Australia (Yarragadee, Katherine, Hobart), Nueva Zelanda (Warkworth) y Brasil (Fortaleza). Si bien las antenas mencionados son de tipo Legacy, en el último tiempo la evolución hacia VGOS ha sido importante, de manera que se espera que en un futuro próximo, varios de estos telescopios muden por completo a VGOS. Eso tendrá implicancias directas en la participación de telescopios Legacy como es el caso de AGGO en el sistema de observación global.
El objetivo de este trabajo es analizar la contribución de estaciones como TIGO y AGGO en la determinación de los EOP, pero también analizar la posible contribución en el caso de contar con tecnología VGOS en la última estación mencionada.
Además, analizaremos las soluciones diarias de los EOP obtenidos en distintos períodos, con TIGO, con AGGO y sin ninguna de la dos en funcionamiento. Para esto utilizaremos la base de datos provista por el Servicio Internacional de VLBI para la Geodesia y la Astrometría (IVS) y el software de análisis “Software de Satelites y VLBI de Viena (VieVS)” (Böhm et al, 2018) desarrollado por la Universidad Tecnológica de Viena. Para el caso del estudio del impacto que tendrían estaciones con tecnología VGOS ubicadas en el hemisferio sur, en particular en Argentina, se utilizará el programa “Software de Programación VLBI de VieVS (VieSched++ )” (Schartner y Böhm, 2019a) que no sólo permite diseñar los programas de observación (o “scheduling”) sino que también permite simular observaciones variando distintos parámetros como la cobertura del cielo, tiempo de observación, cantidad de observaciones, entre otros.
Teniendo en cuenta lo expuesto anteriormente, se espera resolver el interrogante sobre la contribución pasada, actual y futura de estaciones en Sudamérica como por ejemplo la de AGGO en la determinación de EOP, ya sea operando como Legacy o contando con tecnología VGOS. Todas las soluciones que forman parte de esta tesis fueron obtenidas a través de mi trabajo como analista de datos VLBI en el Centro de Procesamiento VLBI del Instituto Geográfico Nacional de Argentina (IGN), actualmente centro asociado del IVS, donde aportamos regularmente con soluciones diarias. Es por esto, que previo al análisis de las soluciones propuestas, realizaremos también un estudio de la performance de este centro.Estudio de galaxias de bajo brillo superficial en el grupo Pegasus I a través de imágenes GEMINIGonzález, Nélida Mabelhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1619652023-12-27T20:07:21Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de doctorado
Smith Castelli, Analía Viviana; Cellone, Sergio Aldo; Baume, Gustavo Luis; Gargiulo, Ignacio Daniel; Coldwell, Georgina
Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
En esta Tesis Doctoral se presenta el estudio de las propiedades fotométricas de la población de galaxias de bajo brillo superficial (de aquí en más, galaxias LSB) ubicadas en la región central del grupo Pegasus I, dentro de ∼ 0.3 radios viriales. A partir de la inspección visual de imágenes obtenidas con los telescopios GEMINI, se identificaron once objetos difusos y extendidos con características morfológicas similares a galaxias LSB. Para cada uno de estos objetos, se obtuvieron los perfiles de brillo superficial mediante la tarea ellipse del paquete IRAF, y se realizaron ajustes a dichos perfiles, utilizando un modelo de Sérsic. A partir de los perfiles de brillo superficial medidos, para cada galaxia se obtuvieron los perfiles de color, magnitudes y colores integrados, radios efectivos y brillos superficiales efectivos medios. Los perfiles teóricos se integraron numéricamente hasta el infinito para calcular magnitudes totales, índices de Sérsic, y demás parámetros estructurales. Posteriormente, se analizaron diversos diagramas fotométricos que involucran a los parámetros obtenidos, y se compararon dichos parámetros con los presentados por objetos similares reportados en la literatura en otros medioambientes.
A partir del análisis de dichas comparaciones se observó una tendencia según la cual las galaxias LSB con tamaños lineales mayores eran preferentemente identificadas en grupos o cúmulos ubicados a mayores distancias, no reportándose allí objetos de tamaños lineales menores, similares, por ejemplo, a los de las galaxias enanas esferoidales (dSph) que son satélites de Andrómeda (M 31) en el Grupo Local. La situación inversa parecía presentarse en cúmulos y grupos cercanos. Nos preguntamos si esta tendencia podría deberse a un sesgo en las identificaciones visuales que suele hacerse de las galaxias LSB.
Para evaluar esta posibilidad, y a partir de perfiles de brillos reportados en la literatura para algunos de los satélites de Andrómeda, modelamos la apariencia visual que tendrían estos objetos a la distancia de Pegasus I. Posteriormente, y mediante el software de detección y medición automática de objetos astronómicos SExtractor, realizamos una búsqueda en las imágenes de Pegasus I de objetos similares a los modelados. A partir de una minuciosa inspección visual de las galaxias detectadas por SExtractor que presentaban tamaños y colores en acuerdo con los de los objetos modelados, se identificó en Pegasus I un total de veintiún objetos candidatos a ser similares a los satélites de Andrómeda. Estos candidatos, además de presentar morfologías, tamaños y colores acordes a los esperados para los satélites de Andrómeda a la distancia de Pegasus I, muestran una distribución proyectada particular en torno a las galaxias dominantes del grupo que podría estar en concordancia con lo reportado para las galaxias satélites de la Vía Láctea y Andrómeda en el Grupo Local.
2023-01-01T00:00:00ZEn esta Tesis Doctoral se presenta el estudio de las propiedades fotométricas de la población de galaxias de bajo brillo superficial (de aquí en más, galaxias LSB) ubicadas en la región central del grupo Pegasus I, dentro de ∼ 0.3 radios viriales. A partir de la inspección visual de imágenes obtenidas con los telescopios GEMINI, se identificaron once objetos difusos y extendidos con características morfológicas similares a galaxias LSB. Para cada uno de estos objetos, se obtuvieron los perfiles de brillo superficial mediante la tarea ellipse del paquete IRAF, y se realizaron ajustes a dichos perfiles, utilizando un modelo de Sérsic. A partir de los perfiles de brillo superficial medidos, para cada galaxia se obtuvieron los perfiles de color, magnitudes y colores integrados, radios efectivos y brillos superficiales efectivos medios. Los perfiles teóricos se integraron numéricamente hasta el infinito para calcular magnitudes totales, índices de Sérsic, y demás parámetros estructurales. Posteriormente, se analizaron diversos diagramas fotométricos que involucran a los parámetros obtenidos, y se compararon dichos parámetros con los presentados por objetos similares reportados en la literatura en otros medioambientes.
A partir del análisis de dichas comparaciones se observó una tendencia según la cual las galaxias LSB con tamaños lineales mayores eran preferentemente identificadas en grupos o cúmulos ubicados a mayores distancias, no reportándose allí objetos de tamaños lineales menores, similares, por ejemplo, a los de las galaxias enanas esferoidales (dSph) que son satélites de Andrómeda (M 31) en el Grupo Local. La situación inversa parecía presentarse en cúmulos y grupos cercanos. Nos preguntamos si esta tendencia podría deberse a un sesgo en las identificaciones visuales que suele hacerse de las galaxias LSB.
Para evaluar esta posibilidad, y a partir de perfiles de brillos reportados en la literatura para algunos de los satélites de Andrómeda, modelamos la apariencia visual que tendrían estos objetos a la distancia de Pegasus I. Posteriormente, y mediante el software de detección y medición automática de objetos astronómicos SExtractor, realizamos una búsqueda en las imágenes de Pegasus I de objetos similares a los modelados. A partir de una minuciosa inspección visual de las galaxias detectadas por SExtractor que presentaban tamaños y colores en acuerdo con los de los objetos modelados, se identificó en Pegasus I un total de veintiún objetos candidatos a ser similares a los satélites de Andrómeda. Estos candidatos, además de presentar morfologías, tamaños y colores acordes a los esperados para los satélites de Andrómeda a la distancia de Pegasus I, muestran una distribución proyectada particular en torno a las galaxias dominantes del grupo que podría estar en concordancia con lo reportado para las galaxias satélites de la Vía Láctea y Andrómeda en el Grupo Local.Variabilidad interanual de la Corriente en Chorro de Capas Bajas al este de los Andes y su relación con la precipitación en el sudeste de SudaméricaAdduca, Santinohttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1617652023-12-20T20:06:26Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Hurtado, Santiago Ignacio; Zaninelli, Pablo G.
Licenciado en Meteorología y Ciencias de la Atmósfera; Universidad Nacional de La Plata
La presente tesis se enfocó en investigar la variabilidad interanual de la Corriente en Chorro de Capas Bajas Sudamericana al este de los Andes (CCCBS), en Santa Cruz de la Sierra (SC) y Mariscal Estigarribia (MA), y su relación con los patrones de precipitación en el Sudeste de Sudamérica (SESA) durante el periodo 1979-2020 en las cuatro estaciones australes del año: verano, otoño, invierno y primavera. En primer lugar, se evaluaron los datos de los reanálisis ERA5 y ERA-Interim comparándolos con datos de radiosondeos del South American Low-Level Jet Experiment, concluyendo que ERA5 es más adecuado para caracterizar y estudiar la CCCBS. Posteriormente, se identificó que SC tiene menor frecuencia de días con CCCBS (FODCC) que MA, pero corrientes más intensas, y que los máximos (mínimos) valores de FODCC se dan en mayo (noviembre) para MA, y en diciembre (marzo) para SC. Además, las corrientes más intensas (débiles) ocurren en invierno (verano), y se detectaron tendencias significativas en la FODCC y la dirección media de la CCCBS. Por otro lado, se encontró que la FODCC está relacionada de manera directa con la precipitación en el SESA, registrando anomalías positivas (negativas) y significativas durante veranos y otoños con alta (baja) FODCC. En primavera, tanto en temporadas de alta y baja FODCC, se registraron anomalías positivas y significativas de precipitación cuyas posiciones, extensiones e intensidades varían según la fase de El Niño-Oscilación del Sur (ENOS). En contraste, durante el invierno no se evidenció una clara influencia de la CCCBS en la precipitación del SESA. Por último, se investigaron los mecanismos físicos subyacentes a los patrones de precipitación, encontrando en general que las temporadas con alta y baja FODCC se deben principalmente a teleconexiones por ondas de Rossby cuasi-estacionarias de origen tropical, que varían su intensidad y posición según la temporada y el ciclo de ENOS.
2023-01-01T00:00:00ZLa presente tesis se enfocó en investigar la variabilidad interanual de la Corriente en Chorro de Capas Bajas Sudamericana al este de los Andes (CCCBS), en Santa Cruz de la Sierra (SC) y Mariscal Estigarribia (MA), y su relación con los patrones de precipitación en el Sudeste de Sudamérica (SESA) durante el periodo 1979-2020 en las cuatro estaciones australes del año: verano, otoño, invierno y primavera. En primer lugar, se evaluaron los datos de los reanálisis ERA5 y ERA-Interim comparándolos con datos de radiosondeos del South American Low-Level Jet Experiment, concluyendo que ERA5 es más adecuado para caracterizar y estudiar la CCCBS. Posteriormente, se identificó que SC tiene menor frecuencia de días con CCCBS (FODCC) que MA, pero corrientes más intensas, y que los máximos (mínimos) valores de FODCC se dan en mayo (noviembre) para MA, y en diciembre (marzo) para SC. Además, las corrientes más intensas (débiles) ocurren en invierno (verano), y se detectaron tendencias significativas en la FODCC y la dirección media de la CCCBS. Por otro lado, se encontró que la FODCC está relacionada de manera directa con la precipitación en el SESA, registrando anomalías positivas (negativas) y significativas durante veranos y otoños con alta (baja) FODCC. En primavera, tanto en temporadas de alta y baja FODCC, se registraron anomalías positivas y significativas de precipitación cuyas posiciones, extensiones e intensidades varían según la fase de El Niño-Oscilación del Sur (ENOS). En contraste, durante el invierno no se evidenció una clara influencia de la CCCBS en la precipitación del SESA. Por último, se investigaron los mecanismos físicos subyacentes a los patrones de precipitación, encontrando en general que las temporadas con alta y baja FODCC se deben principalmente a teleconexiones por ondas de Rossby cuasi-estacionarias de origen tropical, que varían su intensidad y posición según la temporada y el ciclo de ENOS.Variabilidad en el viento de estrellas supergigantes B: Soluciones hidrodinámicas dependientes del tiempoFernández, Melina Carlahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1609742023-12-01T20:06:34Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Cidale, Lydia Sonia; Venero, Roberto Oscar José
Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
La teoría m-CAK es la teoría estándar para modelar los vientos impulsados por radiación de las estrellas masivas. En esta teoría, se describe la fuerza de radiación por medio de una expresión no-lineal de tres parámetros: k, α y δ. En particular, el parámetro δ, que introduce posibles cambios en la ionización del medio, puede generar dos tipos de soluciones diferentes para las ecuaciones hidrodinámicas de vientos con simetría esférica o baja rotación. Estas soluciones se llaman “rápidas” y “δ-lentas”, las cuales poseen velocidades terminales muy diferentes. Las soluciones rápidas y lentas están separadas entre sí por una región (llamada brecha) en el espacio del parámetro δ, en la que, hasta el momento, no se han encontrado soluciones estacionarias. En este trabajo utilizamos el código hidrodinámico dependiente del tiempo llamado ZEUS-3D para resolver la ecuación de movimiento siguiendo la evolución temporal de una dada solución inicial, para encontrar soluciones pertenecientes al espacio de parámetros cuyo dominio se localiza en la brecha. Una característica importante de estas nuevas soluciones es que presentan un quiebre o kink, es decir, presentan un cambio abrupto en el gradiente de velocidad. Esta discontinuidad en las soluciones para los vientos en la región de la brecha, podría dar cuenta de algunas características de variabilidad que presentan las estrellas tempranas en sus espectros UV. Particularmente, una de ellas es la presencia de las componentes discretas en absorción que se observan en los perfiles de tipo P Cygni en estrellas masivas. Para evaluar esta posibilidad, resolvemos la ecuación de transporte radiativo para medios en movimiento y analizamos los perfiles de línea sintéticos para Si IV.
2023-01-01T00:00:00ZLa teoría m-CAK es la teoría estándar para modelar los vientos impulsados por radiación de las estrellas masivas. En esta teoría, se describe la fuerza de radiación por medio de una expresión no-lineal de tres parámetros: k, α y δ. En particular, el parámetro δ, que introduce posibles cambios en la ionización del medio, puede generar dos tipos de soluciones diferentes para las ecuaciones hidrodinámicas de vientos con simetría esférica o baja rotación. Estas soluciones se llaman “rápidas” y “δ-lentas”, las cuales poseen velocidades terminales muy diferentes. Las soluciones rápidas y lentas están separadas entre sí por una región (llamada brecha) en el espacio del parámetro δ, en la que, hasta el momento, no se han encontrado soluciones estacionarias. En este trabajo utilizamos el código hidrodinámico dependiente del tiempo llamado ZEUS-3D para resolver la ecuación de movimiento siguiendo la evolución temporal de una dada solución inicial, para encontrar soluciones pertenecientes al espacio de parámetros cuyo dominio se localiza en la brecha. Una característica importante de estas nuevas soluciones es que presentan un quiebre o kink, es decir, presentan un cambio abrupto en el gradiente de velocidad. Esta discontinuidad en las soluciones para los vientos en la región de la brecha, podría dar cuenta de algunas características de variabilidad que presentan las estrellas tempranas en sus espectros UV. Particularmente, una de ellas es la presencia de las componentes discretas en absorción que se observan en los perfiles de tipo P Cygni en estrellas masivas. Para evaluar esta posibilidad, resolvemos la ecuación de transporte radiativo para medios en movimiento y analizamos los perfiles de línea sintéticos para Si IV.Identificación, análisis y simulación de la brisa de mar en el rı́o de la PlataQueirel, Juan Martínhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1603022023-11-17T20:06:23Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Berri, Guillermo Jorge
Licenciado en Meteorología y Ciencias de la Atmósfera; Universidad Nacional de La Plata
En este trabajo se implementaron tres métodos de identificación de dı́as de brisa en la estación de Aeroparque utilizando observaciones de viento, temperatura y presión en superficie, viento en altura y temperatura del rı́o. El método de Borne et al. (1998) fue seleccionado para estudiar la brisa en cinco estaciones: Aeroparque, La Plata Aero y Punta Indio en Argentina; Colonia y Carrasco en Uruguay. De este modo se caracterizaron algunos aspectos de la brisa en estas estaciones para el perı́odo 2009-2017. Los resultados muestran una mayor ocurrencia en las estaciones uruguayas, un ciclo anual con máximo en verano y mı́nimo en invierno, y una rotación del viento en horas de la tarde al E y SE en las estaciones argentinas y uruguayas respectivamente. Se caracterizaron, a través de un análisis de componentes principales en modo-T, las condiciones regionales de presión a nivel del mar y temperatura en 2m asociadas a los eventos de brisa en Aeroparque en los meses de mayor ocurrencia, noviembre a marzo. El patrón más frecuentes de presión muestra el Anticiclón Semipermanente del Atlántico Sur que genera vientos del NE en la estación. El segundo patrón más frecuente muestra una alta presión ubicada sobre la zona de estudio, asociada generalmente a cielos despejados y vientos débiles que favorecen el desarrollo de la brisa. Por otro lado, el campo más frecuente de temperatura muestra un intenso gradiente térmico tierra-agua con mayores temperaturas sobre tierra. Se simularon dos eventos particulares de brisa con el modelo WRF: uno con brisa en las estaciones uruguayas y otro con brisa en las estaciones argentinas. El modelo logró simular el gradiente térmico tierra-agua, la rotación de los vientos, la circulación en el plano vertical asociados a la brisa y el frente de brisa. El avance de este último fue máximo en Punta Indio y Punta Rasa en Argentina y en Colonia y Carrasco en Uruguay. La nubosidad del modelo fue validada con imágenes del satélite GOES-12, mostrando resultados aceptables en ambas simulaciones.
2023-01-01T00:00:00ZEn este trabajo se implementaron tres métodos de identificación de dı́as de brisa en la estación de Aeroparque utilizando observaciones de viento, temperatura y presión en superficie, viento en altura y temperatura del rı́o. El método de Borne et al. (1998) fue seleccionado para estudiar la brisa en cinco estaciones: Aeroparque, La Plata Aero y Punta Indio en Argentina; Colonia y Carrasco en Uruguay. De este modo se caracterizaron algunos aspectos de la brisa en estas estaciones para el perı́odo 2009-2017. Los resultados muestran una mayor ocurrencia en las estaciones uruguayas, un ciclo anual con máximo en verano y mı́nimo en invierno, y una rotación del viento en horas de la tarde al E y SE en las estaciones argentinas y uruguayas respectivamente. Se caracterizaron, a través de un análisis de componentes principales en modo-T, las condiciones regionales de presión a nivel del mar y temperatura en 2m asociadas a los eventos de brisa en Aeroparque en los meses de mayor ocurrencia, noviembre a marzo. El patrón más frecuentes de presión muestra el Anticiclón Semipermanente del Atlántico Sur que genera vientos del NE en la estación. El segundo patrón más frecuente muestra una alta presión ubicada sobre la zona de estudio, asociada generalmente a cielos despejados y vientos débiles que favorecen el desarrollo de la brisa. Por otro lado, el campo más frecuente de temperatura muestra un intenso gradiente térmico tierra-agua con mayores temperaturas sobre tierra. Se simularon dos eventos particulares de brisa con el modelo WRF: uno con brisa en las estaciones uruguayas y otro con brisa en las estaciones argentinas. El modelo logró simular el gradiente térmico tierra-agua, la rotación de los vientos, la circulación en el plano vertical asociados a la brisa y el frente de brisa. El avance de este último fue máximo en Punta Indio y Punta Rasa en Argentina y en Colonia y Carrasco en Uruguay. La nubosidad del modelo fue validada con imágenes del satélite GOES-12, mostrando resultados aceptables en ambas simulaciones.Detección automática de fallas geológicas en datos sísmicos utilizando aprendizaje profundoCorbetta, Felipehttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1601262023-11-14T20:06:36Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Gómez, Julián Luis; Camilion, Emilio
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
En esta tesis se aplicó un algoritmo de segmentación para detectar fallas geológicas en datos sísmicos. El algoritmo pertenece a la familia del aprendizaje automático y utiliza una red neuronal de correlación en base a la arquitectura de codificación y decodificación, U-Net. Se trata de una arquitectura de redes neuronales profundas comúnmente usada en aplicaciones de segmentación de imágenes de distintos origenes (medicina, biología, sísmica, etc.). U-Net se adaptó para analizar datos sísmicos y detectar fallas geológicas. El algoritmo se entrenó con datos sintéticos para luego usar en la detección de fallas en datos reales. El objetivo de esta tesis es probar una técnica de aprendizaje automatico en problemas geofísicos, modificar la red original y desglosarla para entender cómo funciona usando código libre (Python) y librerias como TensorFlow y Keras.
En el capítulo 1 se determinaron los objetivos, el valor de las fallas para la sismica de reflexion y se hizo un raconto historico de métodos usados para detectarlas. Luego, en el capítulo 2, se describieron las operaciones básicas de estas redes y se profundizó en el concepto de U-Net. En los cápitulos siguientes 3 y 4 se mostró el proceso de entrenamiento en cubos sinteticos y detección en datos 3D reales. Por último, en el capítulo 5, se presentan conclusiónes y trabajos a futuro.
Los resultados de esta tesis de grado confirman el potencial de las técnicas de aprendizaje automático para ser utilizadas en la detección de fallas geológicas en datos de campo 3D al demostrar que el algoritmo tiene un nivel de generalizacion muy alto acelerando el proceso con respecto a anteriores métodos. Pudiendo tener tambien importantes implicancias para la industria de la exploración de recursos naturales.
La detección de fallas geológicas utilizando técnicas de aprendizaje automático, puede acelerar el proceso de exploración y reducir el riesgo de perforaciones fallidas. Como también puede ayudar a eliminar interpretaciones subjetivas del intérprete en fallas sutiles o poco definidas al ojo humano.
2023-01-01T00:00:00ZEn esta tesis se aplicó un algoritmo de segmentación para detectar fallas geológicas en datos sísmicos. El algoritmo pertenece a la familia del aprendizaje automático y utiliza una red neuronal de correlación en base a la arquitectura de codificación y decodificación, U-Net. Se trata de una arquitectura de redes neuronales profundas comúnmente usada en aplicaciones de segmentación de imágenes de distintos origenes (medicina, biología, sísmica, etc.). U-Net se adaptó para analizar datos sísmicos y detectar fallas geológicas. El algoritmo se entrenó con datos sintéticos para luego usar en la detección de fallas en datos reales. El objetivo de esta tesis es probar una técnica de aprendizaje automatico en problemas geofísicos, modificar la red original y desglosarla para entender cómo funciona usando código libre (Python) y librerias como TensorFlow y Keras.
En el capítulo 1 se determinaron los objetivos, el valor de las fallas para la sismica de reflexion y se hizo un raconto historico de métodos usados para detectarlas. Luego, en el capítulo 2, se describieron las operaciones básicas de estas redes y se profundizó en el concepto de U-Net. En los cápitulos siguientes 3 y 4 se mostró el proceso de entrenamiento en cubos sinteticos y detección en datos 3D reales. Por último, en el capítulo 5, se presentan conclusiónes y trabajos a futuro.
Los resultados de esta tesis de grado confirman el potencial de las técnicas de aprendizaje automático para ser utilizadas en la detección de fallas geológicas en datos de campo 3D al demostrar que el algoritmo tiene un nivel de generalizacion muy alto acelerando el proceso con respecto a anteriores métodos. Pudiendo tener tambien importantes implicancias para la industria de la exploración de recursos naturales.
La detección de fallas geológicas utilizando técnicas de aprendizaje automático, puede acelerar el proceso de exploración y reducir el riesgo de perforaciones fallidas. Como también puede ayudar a eliminar interpretaciones subjetivas del intérprete en fallas sutiles o poco definidas al ojo humano.Estudio de estrellas tempranas en la región del cúmulo abierto Havlen-Moffat 1Leiva, María Martahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1593232023-10-25T20:07:00Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Giorgi, Edgard Ervar Salvador; Gamen, Roberto Claudio
Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
El cúmulo que se estudia en este trabajo es Havlen – Moffat 1, en adelante HM1.
HM1 es un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Escorpio, en el brazo espiral II (Vázquez & Baume 2001). Sus coordenadas galácticas, l=348°,7 y b=0°.8, lo ubican en el cuarto cuadrante de la galaxia, una zona donde la absorción interestelar es muy alta (Neckel & Klare1980).
A la fecha, cuenta entre sus posibles miembros con dos estrellas de tipo espectral Wolf-Rayet y varias estrellas tipo espectral O (Havlen & Moffat 1977) a pesar de lo cual no ha sido estudiado en profundidad.
En este trabajo se presenta un análisis conjunto de fotometría, espectroscopía y astrometría que tiene por objeto reevaluar los parámetros de este cúmulo: edad, distancia, exceso de color (B-V) y enrojecimiento.
A partir de un análisis puramente fotométrico se estimó un exceso de color promedio para el cúmulo, E(B-V) = 1.69 magnitudes, una edad entre dos y tres millones de años, una distancia del orden de los (3382 ± 314) pc y se determinó que la extinción de la región es anómala acotando el valor de R entre 3.4 y 3.8 magnitudes. Estas estimaciones concuerdan con los valores publicados.
Se clasificaron diez estrellas O, nueve de las cuales fueron reclasificadas y una presentó clasificación inédita. Por su parte, las diecisiete estrellas clasificadas como B no tenían tipo espectral informado. La muestra de espectros contó además con veintitrés estrellas tardías de tipos espectrales A, F y G sin clasificación previa.
Se realizó un análisis espectro fotométrico para calcular las distancias individuales de las estrellas tempranas clasificadas. Se obtuvo un rango de valores del orden de 2 kpc, abriendo las puertas al cuestionamiento de la estructura que ellas forman.
Utilizando el software pyUPMASK (Pera et al. 2021) con datos de Gaia DR3 se determinó que en la región hay cien estrellas con alta probabilidad de pertenecer a un cúmulo abierto centrado en las coordenadas de HM1 (2000=17h 18m 54s; 2000=-38°49´00´´) y con un radio de 5 minutos de arco en torno a él (Dias et al. 2002); las estrellas tempranas clasificadas forman parte de este grupo y tanto sus coordenadas como sus movimientos propios se consideraron coherentes con la posibilidad de que formen un cúmulo. Por su parte, se analizaron las distancias publicadas por Bailer-Jones et al. 2021 y se observó el mismo rango de valores que el encontrado en las distancias espectro fotométricas.
El análisis de las distancias por dos métodos independientes muestra la misma dispersión por lo que se podría considerar que estas estrellas realmente se encuentran distribuidas a lo largo de 2 kpc y que la estructura que forman no sea un cúmulo.
2023-01-01T00:00:00ZEl cúmulo que se estudia en este trabajo es Havlen – Moffat 1, en adelante HM1.
HM1 es un cúmulo abierto que se encuentra en la constelación de Escorpio, en el brazo espiral II (Vázquez & Baume 2001). Sus coordenadas galácticas, l=348°,7 y b=0°.8, lo ubican en el cuarto cuadrante de la galaxia, una zona donde la absorción interestelar es muy alta (Neckel & Klare1980).
A la fecha, cuenta entre sus posibles miembros con dos estrellas de tipo espectral Wolf-Rayet y varias estrellas tipo espectral O (Havlen & Moffat 1977) a pesar de lo cual no ha sido estudiado en profundidad.
En este trabajo se presenta un análisis conjunto de fotometría, espectroscopía y astrometría que tiene por objeto reevaluar los parámetros de este cúmulo: edad, distancia, exceso de color (B-V) y enrojecimiento.
A partir de un análisis puramente fotométrico se estimó un exceso de color promedio para el cúmulo, E(B-V) = 1.69 magnitudes, una edad entre dos y tres millones de años, una distancia del orden de los (3382 ± 314) pc y se determinó que la extinción de la región es anómala acotando el valor de R entre 3.4 y 3.8 magnitudes. Estas estimaciones concuerdan con los valores publicados.
Se clasificaron diez estrellas O, nueve de las cuales fueron reclasificadas y una presentó clasificación inédita. Por su parte, las diecisiete estrellas clasificadas como B no tenían tipo espectral informado. La muestra de espectros contó además con veintitrés estrellas tardías de tipos espectrales A, F y G sin clasificación previa.
Se realizó un análisis espectro fotométrico para calcular las distancias individuales de las estrellas tempranas clasificadas. Se obtuvo un rango de valores del orden de 2 kpc, abriendo las puertas al cuestionamiento de la estructura que ellas forman.
Utilizando el software pyUPMASK (Pera et al. 2021) con datos de Gaia DR3 se determinó que en la región hay cien estrellas con alta probabilidad de pertenecer a un cúmulo abierto centrado en las coordenadas de HM1 (2000=17h 18m 54s; 2000=-38°49´00´´) y con un radio de 5 minutos de arco en torno a él (Dias et al. 2002); las estrellas tempranas clasificadas forman parte de este grupo y tanto sus coordenadas como sus movimientos propios se consideraron coherentes con la posibilidad de que formen un cúmulo. Por su parte, se analizaron las distancias publicadas por Bailer-Jones et al. 2021 y se observó el mismo rango de valores que el encontrado en las distancias espectro fotométricas.
El análisis de las distancias por dos métodos independientes muestra la misma dispersión por lo que se podría considerar que estas estrellas realmente se encuentran distribuidas a lo largo de 2 kpc y que la estructura que forman no sea un cúmulo.Caracterización del efecto de sitio en la Isla de Tierra del Fuego mediante la relación espectral H/VFlores, Guadalupehttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1592842023-10-24T20:07:17Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Rosa, María Laura; Casas, José Augusto; Bollini, Celeste
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
La relación espectral entre las amplitudes horizontal y vertical de los registros de vibraciones en función de la frecuencia presenta una alta sensibilidad a la estructura cortical cercana a la superficie. En conjunto con otras técnicas se aplica para caracterizar efectos de sitio y realizar investigaciones de microzonificación sísmica, siendo recomendada su aplicación en áreas de sismicidad baja a moderada. Esta tesis introduce el primer estudio sobre el efecto de sitio en la región de Tierra del Fuego, lo que conlleva un avance sustancial en la determinación del riesgo sísmico en la Isla.
En este trabajo se caracterizó la estructura de velocidad de la onda S en los sedimentos para la región de Tierra del Fuego, a partir de la relación espectral HVSR. Utilizando datos de la Red Sismológica de Tierra del Fuego de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, datos de las Redes Nacionales chilenas C y C1 y de redes pertenecientes a los proyectos SEPA y SEPA II, se calcularon curvas H/V con el objetivo de obtener frecuencias fundamentales de sedimentos.
Por inversión de curvas H/V se obtuvieron modelos de estructura cortical debajo de dos estaciones cuyos resultados posibilitaron la estimación de frecuencias fundamentales.
Para el cálculo de las relaciones HVSR se utilizaron dos softwares de uso libre, Geopsy y IRIS HVSR Station Toolbox. Los resultados permitieron comparar el desempeño de ambos programas, considerando el tiempo de procesamiento y la variedad de herramientas para su aplicación en registros de diferentes estaciones.
2023-01-01T00:00:00ZLa relación espectral entre las amplitudes horizontal y vertical de los registros de vibraciones en función de la frecuencia presenta una alta sensibilidad a la estructura cortical cercana a la superficie. En conjunto con otras técnicas se aplica para caracterizar efectos de sitio y realizar investigaciones de microzonificación sísmica, siendo recomendada su aplicación en áreas de sismicidad baja a moderada. Esta tesis introduce el primer estudio sobre el efecto de sitio en la región de Tierra del Fuego, lo que conlleva un avance sustancial en la determinación del riesgo sísmico en la Isla.
En este trabajo se caracterizó la estructura de velocidad de la onda S en los sedimentos para la región de Tierra del Fuego, a partir de la relación espectral HVSR. Utilizando datos de la Red Sismológica de Tierra del Fuego de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, datos de las Redes Nacionales chilenas C y C1 y de redes pertenecientes a los proyectos SEPA y SEPA II, se calcularon curvas H/V con el objetivo de obtener frecuencias fundamentales de sedimentos.
Por inversión de curvas H/V se obtuvieron modelos de estructura cortical debajo de dos estaciones cuyos resultados posibilitaron la estimación de frecuencias fundamentales.
Para el cálculo de las relaciones HVSR se utilizaron dos softwares de uso libre, Geopsy y IRIS HVSR Station Toolbox. Los resultados permitieron comparar el desempeño de ambos programas, considerando el tiempo de procesamiento y la variedad de herramientas para su aplicación en registros de diferentes estaciones.Tomografía eléctrica y refracción sísmica para estudiar la relación agua superficial-subterránea en bañados de desborde fluvialPaniagua Lantelli, Ignaciohttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1592022023-10-23T20:45:53Z2022-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Perdomo, Santiago; Späth, Federico Gustavo Enrique
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
En el presente trabajo se hizo un estudio y análisis de la zona de los bañados de desborde fluvial con tomografía eléctrica y sísmica de refracción para determinar la interacción del curso principal de agua con el acuífero freático, pudiendo entender así su sistema de recarga.
La campaña de medición se realizó en el mes de enero y febrero del año 2022, y se midieron dos tomografías sísmicas y cuatro tomografías de resistividad eléctrica en una zona urbana sobre la canalización del arroyo Carnaval en la cuenca Martín-Carnaval del Partido de La Plata y en una zona rural sobre el arroyo El Espinillo del Partido de Magdalena, ambos en la provincia de Buenos Aires, Argentina.
A través de dichos relevamientos se buscó comparar estos dos métodos, analizar ventajas y desventajas, y valorar su aplicación conjunta en la caracterización de los bañados. Si bien ambos métodos han sido probados e investigados por separado, hay muy pocos antecedentes de la aplicación de estos métodos de estudio en conjunto en Argentina.
Además, se buscó información geológica y geohidrológica para una mejor caracterización de la zona de estudio. Asimismo se investigaron los antecedentes para enmarcar la presente tesis en un esfuerzo por mejorar la comprensión de estos tramos de los sistemas fluviales pampeanos. Se tuvo en cuenta además, el rol que la escasez de precipitaciones pudo tener en nuestro resultado final.
El principal objetivo técnico fue el de generar el contexto propicio para poder entender y formular un método de trabajo en el que se analicen la practicidad y los beneficios de aplicar ambos tipos de metodologías. Para así, poder valorar en conjunto la eficacia para la identificación de fuentes de agua somera en la región y su relación con los cursos de agua superficial. El análisis de las propiedades sísmicas y eléctricas inferidas, mediante ambas inversiones tomográficas, permitió definir el comportamiento del curso de agua, que presentó en ambos casos un carácter efluente en los sectores analizados.
2022-01-01T00:00:00ZEn el presente trabajo se hizo un estudio y análisis de la zona de los bañados de desborde fluvial con tomografía eléctrica y sísmica de refracción para determinar la interacción del curso principal de agua con el acuífero freático, pudiendo entender así su sistema de recarga.
La campaña de medición se realizó en el mes de enero y febrero del año 2022, y se midieron dos tomografías sísmicas y cuatro tomografías de resistividad eléctrica en una zona urbana sobre la canalización del arroyo Carnaval en la cuenca Martín-Carnaval del Partido de La Plata y en una zona rural sobre el arroyo El Espinillo del Partido de Magdalena, ambos en la provincia de Buenos Aires, Argentina.
A través de dichos relevamientos se buscó comparar estos dos métodos, analizar ventajas y desventajas, y valorar su aplicación conjunta en la caracterización de los bañados. Si bien ambos métodos han sido probados e investigados por separado, hay muy pocos antecedentes de la aplicación de estos métodos de estudio en conjunto en Argentina.
Además, se buscó información geológica y geohidrológica para una mejor caracterización de la zona de estudio. Asimismo se investigaron los antecedentes para enmarcar la presente tesis en un esfuerzo por mejorar la comprensión de estos tramos de los sistemas fluviales pampeanos. Se tuvo en cuenta además, el rol que la escasez de precipitaciones pudo tener en nuestro resultado final.
El principal objetivo técnico fue el de generar el contexto propicio para poder entender y formular un método de trabajo en el que se analicen la practicidad y los beneficios de aplicar ambos tipos de metodologías. Para así, poder valorar en conjunto la eficacia para la identificación de fuentes de agua somera en la región y su relación con los cursos de agua superficial. El análisis de las propiedades sísmicas y eléctricas inferidas, mediante ambas inversiones tomográficas, permitió definir el comportamiento del curso de agua, que presentó en ambos casos un carácter efluente en los sectores analizados.Camino libre medio de neutrinos en materia neutrónica con campos magnéticos fuertesOlivera, Vanesa Daianahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1589482023-10-18T04:06:16Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Bauer, Eduardo
Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
Calculamos el camino libre medio de neutrinos en materia neutrónica degenerada, no relativista, en presencia de un campo magnético intenso. No se incluyen las interacciones de los neutrones entre sí. Consideramos la reacción de dispersión ν + n → ν ′ + n′ , en un rango de densidades de 0 ≤ ρ ≤ 0.4 fm^−3 para temperaturas finitas, que alcanzan hasta los T= 30 MeV y una intensidad de campo magnético hasta B = 1018 G. Una buena aproximación para nuestro escenario astrofísico es considerar estas cantidades como localmente constantes.
En primer lugar, desarrollamos una ecuación de estado; considerando la interacción de los neutrones con el campo magnético externo. De esta ecuación de estado, extraemos los valores del potencial químico del neutrón y de la asimetría de spin, para emplearlos luego en el cálculo del camino libre medio de neutrinos. De nuestra ecuación de estado y considerando la termodinámica del sistema, encontramos las expresiones para la presión, la magnetización y la susceptibilidad magnética del medio. Evaluamos numéricamente y discutimos estas magnitudes físicas.
Luego calculamos el camino libre medio de neutrinos en materia neutrónica, a través del cálculo de la la sección eficaz total de dispersión por unidad de volumen para la reacción de dispersión inelástica de un neutrino por un neutrón mediante la Regla de Oro de Fermi. Consi- deramos el caso de materia no polarizada donde B = 0 G y el caso de materia polarizada, para B = 10^16 , B = 10^17 y B = 10^18 G. Tomamos B = 10^16 G, como el menor valor para el campo magnético no nulo, ya que los resultados para este campo son muy similares al del campo nulo. Realizamos los cálculos para los casos donde el neutrino incide de manera paralela, perpendicular y antiparalela a la dirección del campo magnético.
Encontramos que cuando el neutrino incide en forma perpendicular al campo magnético, su camino libre medio es casi independiente del valor del campo magnético. Por otra parte, cuando incide en forma paralela (antiparalela) al campo magnético, toma valores mayores (menores) que los correspondientes a la incidencia perpendicular. Esto establece una asimetría en el camino libre medio. La asimetría entre la incidencia paralela y antiparalela es del orden de 20 % para la densidad de saturación, B = 10^18 G y T=15 MeV. Esta asimetría puede contribuir a la explicación del problema del “pulsar kick”, en que la velocidad de translación de la estrella de neutrones es mucho más rápida que la de su estrella progenitora. Por otra parte, nuestros resultados son consistentes con el comportamiento conocido del camino libre medio en ausencia de campo magnético: disminuye con la densidad y con el incremento de la temperatura.
Finalmente, comparamos nuestros resultados con el modelo de Skyrme bajo las mismas condiciones. El modelo de Skyrme agrega la interacción nuclear entre los neutrones, empleando el modelo de Hartree-Fock para dar cuenta de las correlaciones nucleares a nivel de campo medio.
Los resultados del modelo de Skyrme y el nuestro, muestran un acuerdo cualitativo. La comparación de nuestros resultados con el modelo de Skyrme, sugieren que la ecuación de estado tiene una importante dependencia con la interacción nuclear; mientras que el para el camino libre medio es el espacio de fases el elemento más importante.
2023-01-01T00:00:00ZCalculamos el camino libre medio de neutrinos en materia neutrónica degenerada, no relativista, en presencia de un campo magnético intenso. No se incluyen las interacciones de los neutrones entre sí. Consideramos la reacción de dispersión ν + n → ν ′ + n′ , en un rango de densidades de 0 ≤ ρ ≤ 0.4 fm^−3 para temperaturas finitas, que alcanzan hasta los T= 30 MeV y una intensidad de campo magnético hasta B = 1018 G. Una buena aproximación para nuestro escenario astrofísico es considerar estas cantidades como localmente constantes.
En primer lugar, desarrollamos una ecuación de estado; considerando la interacción de los neutrones con el campo magnético externo. De esta ecuación de estado, extraemos los valores del potencial químico del neutrón y de la asimetría de spin, para emplearlos luego en el cálculo del camino libre medio de neutrinos. De nuestra ecuación de estado y considerando la termodinámica del sistema, encontramos las expresiones para la presión, la magnetización y la susceptibilidad magnética del medio. Evaluamos numéricamente y discutimos estas magnitudes físicas.
Luego calculamos el camino libre medio de neutrinos en materia neutrónica, a través del cálculo de la la sección eficaz total de dispersión por unidad de volumen para la reacción de dispersión inelástica de un neutrino por un neutrón mediante la Regla de Oro de Fermi. Consi- deramos el caso de materia no polarizada donde B = 0 G y el caso de materia polarizada, para B = 10^16 , B = 10^17 y B = 10^18 G. Tomamos B = 10^16 G, como el menor valor para el campo magnético no nulo, ya que los resultados para este campo son muy similares al del campo nulo. Realizamos los cálculos para los casos donde el neutrino incide de manera paralela, perpendicular y antiparalela a la dirección del campo magnético.
Encontramos que cuando el neutrino incide en forma perpendicular al campo magnético, su camino libre medio es casi independiente del valor del campo magnético. Por otra parte, cuando incide en forma paralela (antiparalela) al campo magnético, toma valores mayores (menores) que los correspondientes a la incidencia perpendicular. Esto establece una asimetría en el camino libre medio. La asimetría entre la incidencia paralela y antiparalela es del orden de 20 % para la densidad de saturación, B = 10^18 G y T=15 MeV. Esta asimetría puede contribuir a la explicación del problema del “pulsar kick”, en que la velocidad de translación de la estrella de neutrones es mucho más rápida que la de su estrella progenitora. Por otra parte, nuestros resultados son consistentes con el comportamiento conocido del camino libre medio en ausencia de campo magnético: disminuye con la densidad y con el incremento de la temperatura.
Finalmente, comparamos nuestros resultados con el modelo de Skyrme bajo las mismas condiciones. El modelo de Skyrme agrega la interacción nuclear entre los neutrones, empleando el modelo de Hartree-Fock para dar cuenta de las correlaciones nucleares a nivel de campo medio.
Los resultados del modelo de Skyrme y el nuestro, muestran un acuerdo cualitativo. La comparación de nuestros resultados con el modelo de Skyrme, sugieren que la ecuación de estado tiene una importante dependencia con la interacción nuclear; mientras que el para el camino libre medio es el espacio de fases el elemento más importante.Nucleosíntesis y pulsaciones en estrellas subenanas calientes y enanas blancas ricas en helioBattich, Tiarahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1589132023-10-18T04:06:21Z2020-01-01T00:00:00ZTesis de doctorado
Althaus, Leandro Gabriel
Doctor en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
Las estrellas subenanas calientes (sdOB) son estrellas de baja masa (∼ 0.5 M) con temperaturas efectivas mayores a 22000 K. La mayoría de estas estrellas se encuentran fusionando helio en su interior, y presentan envolturas ricas en hidrógeno demasiado delgadas para sostener la fusión de hidrógeno en capas. Si bien la mayor parte de las sdOB presentan atmósferasricas en hidrógeno, una porción de estas estrellas presentan superficies deficientes en hidrógeno y ricas en helio (He-sdOB). El proceso de formación de este tipo de estrellas no está completamente entendido y probablemente no sea único. Al día de hoy hay dos escenarios evolutivos propuestos para explicar la existencia de las He-sdOB: la coalescencia de dos enanas blancas con núcleos de helio y la ocurrencia de un flash tardío del helio en estrellas que perdieron toda, o casi toda, su envoltura en la rama de las gigantes rojas (escenario de hot-flasher). Las estrellas He-sdOB presentan, además de su enriquecimiento en helio, otras peculiaridades en su composición química. Estudiar estas peculiaridades químicas, ayuda a entender cómo se formaron estas estrellas. En particular, algunas He-sdOB presentan enriquecimientos de elementos más pesados que el hierro. Se cree que estos elementos aparecen en las zonas de formación de líneas gracias a la acción de la presión de radiación. Sin embargo, tanto en la coalescencia de enanas blancas, como en el escenario de hot-flasher, podrían darse condiciones para la ocurrencia de procesos lentos de captura de neutrones, formando así elementos más pesados que el hierro en el interior estelar. Sin embargo, la posibilidad de que estos elementos se creen en el proceso de formación de las He-sdOBs no se encuentra estudiado. En esta Tesis estudiamos esta posibilidad en el escenario evolutivo de hot-flasher, así como también contrastamos abundacias químicas de elementos más livianos predichas por este escenario, con abundancias químicas observadas en estrellas He-sdOB. Para la realización de este estudio, realizamos cálculos detallados de la evolución estelar en el escenario hot-flasher con el código de evolución LPCODE, desarrollado en La Plata. Además, desarrollamos un nuevo código de post-procesado para el estudio detallado de la nucleosíntesis estelar.
Otro aspecto interesante de las estrellas He-sdOB es que algunas se encuentran pulsando. El mecanismo de pulsación de estas estrellas no está aún entendido. En esta Tesis estudiamos también dos posibles mecanismos de excitación de pulsaciones en el escenario de hot-flasher, contrastando los resultados con las propiedades pulsacionales observadas en estas estrellas. Dichos mecanismos son el mecanismo , que actúa siempre que sucedan reacciones nucleares en el interior estelar, y el mecanismo estocástico, en el que las zonas convectivas excitan modos pulsacionales de gravedad en el interior estelar. Para el estudio de estos mecanismos, realizamos simulaciones detalladas de las pulsaciones estelares no radiales, adiabáticas y no adiabáticas, utilizando el código de pulsaciones estelares LP-PUL desarrollado en La Plata. El objetivo final de los estudios mencionados, es aportar al entendimiento de la historia evolutiva de las estrellas He-sdOB. En particular, encontramos que en el escenario de hot-flasher se dan las condiciones necesarias para la creación de procesos lentos de captura de neutrones, y que la cantidad de este tipo de reacciones que ocurren, depende del modelado de los procesos de mezcla en el interior estelar. También, encontramos que el mecanismo v0. Resumen estocástico es un buen candidato para explicar las pulsaciones en las estrellas He-sdOB.
De confirmarse esto último, sería una demostración de que las estrellas de baja masa experimentan sub-flashes del helio, antes de su etapa de fusión de helio de manera estable. Posteriormente, estudiamos las propiedades pulsacionales de las estrellas enanas blancas deficientes en hidrógeno, que evolucionan a partir de estrellas He-sdOB en el escenario de hot-flasher. Comparamos sus propiedades pulsacionales con otro escenario evolutivo propuesto para las enanas blancas deficientes en hidrógeno, el de la ocurrencia de pulsos térmicos tardíos. En este estudio, caracterizamos el potencial de la astrosismología para poder distinguir entre los dos canales evolutivos mencionados. Finalmente, utilizamos nuestros modelos detallados de enanas blancas como laboratorio para estudiar la física de los axiones, un tipo hipotético de partículas fundamentales.
2020-01-01T00:00:00ZLas estrellas subenanas calientes (sdOB) son estrellas de baja masa (∼ 0.5 M) con temperaturas efectivas mayores a 22000 K. La mayoría de estas estrellas se encuentran fusionando helio en su interior, y presentan envolturas ricas en hidrógeno demasiado delgadas para sostener la fusión de hidrógeno en capas. Si bien la mayor parte de las sdOB presentan atmósferasricas en hidrógeno, una porción de estas estrellas presentan superficies deficientes en hidrógeno y ricas en helio (He-sdOB). El proceso de formación de este tipo de estrellas no está completamente entendido y probablemente no sea único. Al día de hoy hay dos escenarios evolutivos propuestos para explicar la existencia de las He-sdOB: la coalescencia de dos enanas blancas con núcleos de helio y la ocurrencia de un flash tardío del helio en estrellas que perdieron toda, o casi toda, su envoltura en la rama de las gigantes rojas (escenario de hot-flasher). Las estrellas He-sdOB presentan, además de su enriquecimiento en helio, otras peculiaridades en su composición química. Estudiar estas peculiaridades químicas, ayuda a entender cómo se formaron estas estrellas. En particular, algunas He-sdOB presentan enriquecimientos de elementos más pesados que el hierro. Se cree que estos elementos aparecen en las zonas de formación de líneas gracias a la acción de la presión de radiación. Sin embargo, tanto en la coalescencia de enanas blancas, como en el escenario de hot-flasher, podrían darse condiciones para la ocurrencia de procesos lentos de captura de neutrones, formando así elementos más pesados que el hierro en el interior estelar. Sin embargo, la posibilidad de que estos elementos se creen en el proceso de formación de las He-sdOBs no se encuentra estudiado. En esta Tesis estudiamos esta posibilidad en el escenario evolutivo de hot-flasher, así como también contrastamos abundacias químicas de elementos más livianos predichas por este escenario, con abundancias químicas observadas en estrellas He-sdOB. Para la realización de este estudio, realizamos cálculos detallados de la evolución estelar en el escenario hot-flasher con el código de evolución LPCODE, desarrollado en La Plata. Además, desarrollamos un nuevo código de post-procesado para el estudio detallado de la nucleosíntesis estelar.
Otro aspecto interesante de las estrellas He-sdOB es que algunas se encuentran pulsando. El mecanismo de pulsación de estas estrellas no está aún entendido. En esta Tesis estudiamos también dos posibles mecanismos de excitación de pulsaciones en el escenario de hot-flasher, contrastando los resultados con las propiedades pulsacionales observadas en estas estrellas. Dichos mecanismos son el mecanismo , que actúa siempre que sucedan reacciones nucleares en el interior estelar, y el mecanismo estocástico, en el que las zonas convectivas excitan modos pulsacionales de gravedad en el interior estelar. Para el estudio de estos mecanismos, realizamos simulaciones detalladas de las pulsaciones estelares no radiales, adiabáticas y no adiabáticas, utilizando el código de pulsaciones estelares LP-PUL desarrollado en La Plata. El objetivo final de los estudios mencionados, es aportar al entendimiento de la historia evolutiva de las estrellas He-sdOB. En particular, encontramos que en el escenario de hot-flasher se dan las condiciones necesarias para la creación de procesos lentos de captura de neutrones, y que la cantidad de este tipo de reacciones que ocurren, depende del modelado de los procesos de mezcla en el interior estelar. También, encontramos que el mecanismo v0. Resumen estocástico es un buen candidato para explicar las pulsaciones en las estrellas He-sdOB.
De confirmarse esto último, sería una demostración de que las estrellas de baja masa experimentan sub-flashes del helio, antes de su etapa de fusión de helio de manera estable. Posteriormente, estudiamos las propiedades pulsacionales de las estrellas enanas blancas deficientes en hidrógeno, que evolucionan a partir de estrellas He-sdOB en el escenario de hot-flasher. Comparamos sus propiedades pulsacionales con otro escenario evolutivo propuesto para las enanas blancas deficientes en hidrógeno, el de la ocurrencia de pulsos térmicos tardíos. En este estudio, caracterizamos el potencial de la astrosismología para poder distinguir entre los dos canales evolutivos mencionados. Finalmente, utilizamos nuestros modelos detallados de enanas blancas como laboratorio para estudiar la física de los axiones, un tipo hipotético de partículas fundamentales.Estudio de las descargas eléctricas asociadas a la actividad volcánica en los AndesBaissac, Daiana Marlenehttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1586852023-10-11T04:06:19Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de doctorado
Nicora, María Gabriela; Badi, Gabriela Alejandra; Ávila, Eldo E.; Gende, Mauricio Alfredo; Cimarelli, Corrado; Saravia, Antonio
Doctor en Geofísica; Universidad Nacional de La Plata
Los volcanes forman parte de nuestra historia. Sus relieves dominantes, los productos asociados a los volcanes activos, como fumarolas, movimientos sísmicos y emisiones de partículas y gases, son recuerdos constantes e ineludibles de una tierra dinámica, en constante cambio. A pesar de los avances en tecnología y conocimiento, las erupciones volcánicas siguen representando un riesgo importante para la salud, infraestructuras, aviación y actividades económicas. En particular, las plumas volcánicas pueden tener un impacto significativo en regiones distantes al volcán en actividad. La actividad eléctrica volcánica varía según la región de la pluma implicada y la dinámica de la erupción. Se dividen en tres tipos: descargas de conducto (vent discharges), descargas cercanas al conducto (Near-vent lightning) y descargas de pluma (Plume lightning). Las dos primeras son de baja intensidad y corta longitud, mientras que las descargas de pluma pueden alcanzar intensidades mayores y grandes longitudes, similares a las descargas meteorológicas típicas. La detección remota de actividad eléctrica en la columna eruptiva y nube volcánica puede resultar útil como herramienta complementaria para detectar erupciones explosivas y la presencia de ceniza volcánica en la atmósfera, permitiendo advertir a las comunidades aledañas y poner a resguardo aviones que transiten la región. En el transcurso de esta tesis, se comienza con una introducción sobre la actividad eléctrica volcánica, enunciando los objetivos generales y particulares planteados en la misma. Continúa con con la descripción los procesos de electrificación involucrados en cada fase de una erupción volcánica explosiva y su influencia en la actividad eléctrica resultante, para pasar luego a detallar los sistemas de detección y localización de descargas eléctricas existentes. Hacia el final de la tesis, se realiza un estudio sobre la actividad eléctrica atmosférica y las descargas eléctricas asociada a eventos volcánicos ocurridos en las últimas décadas en la región de los Andes, principalmente argentino-chilenos, utilizando los datos disponibles de la red global World Wide Lightning Location Network (WWLLN). Con estos datos y la información del proyecto “WWLLN Ash Cloud Monitor”, se desarrollan mejoras en el sistema de alerta de actividad volcánica basado en la detección de descargas eléctricas, mediante la creación de la plataforma web Georayos - VolcanoAr. Con esta plataforma, se pretende proporcionar una herramienta de rápida interpretación mediante un código de colores en un mapa georreferenciado y reducir las falsas alertas emitidas mediante la modificación de las condiciones que disparan las mismas.Finalmente, se presentan casos de estudio sobre erupciones recientes (desde el 2018 en adelante), utilizando redes terrestres y satelitales de más reciente desarrollo en la de detección de descargas eléctricas, como la red terrestre Earth Networks Lightning Network (ENTLN) y el sensor Geostationary Lightning Mapper (GLM) a bordo del satélite geoestacionario GOES-16, como también otras herramientas de sensado remoto, para analizar las características de las descargas eléctricas volcánicas de pluma y su relación con el desarrollo de la pluma volcánica.; Volcanoes are part of our history. Their dominant prominence, the products associated with active volcanoes, such as fumaroles, seismic movements and emissions of particles and gases, are constant and inescapable reminders of a dynamic and ever-changing Earth.
Even with advances in technology and knowledge, volcanic eruptions continue to pose a significant risk to health, infrastructure, aviation and economic activities. In particular, volcanic plumes can have a significant impact in regions far from the active volcano.
Volcanic electrical activity is a function of the region of the plume and the dynamics of the eruption. They are classified into three types: vent discharges, near vent lightning, and plume lightning. The first two are of low intensity and short duration, while plume lightning can reach higher intensities and greater lengths, similar to typical meteorological lightning. Remote detection of electrical activity in the eruptive column and volcanic cloud can be useful as a complementary tool for detecting explosive eruptions and the presence of volcanic ash in the atmosphere, which allows alerting nearby communities and warning aircraft transiting the region.
The Thesis begins with an introduction to volcanic electrical activity, presenting its general and specific objectives. It continues with a description of the electrification processes involved in each phase of an explosive volcanic eruption and their influence on the resulting electrical activity, and then details the existing systems for detection and localization of electrical discharges.
Towards the end of the Thesis, there is a study of the atmospheric electrical activity and electrical discharges associated with volcanic events occurred in the last decades in the Andean region, mainly in Argentina and Chile, using the data available from the World Wide Lightning Location Network (WWLLN). With this data and the information from the "WWLLN Ash Cloud Monitor"project, improvements are being made to the volcanic activity warning system based on the detection of electrical discharges through the creation of the web platform Georayos - VolcanoAr. This platform is intended to provide a quick interpretation tool through a color code on a georeferenced map and to reduce false alerts issued by adjusting the conditions that trigger them.
Finally, we present case studies of recent eruptions ( from 2018), using ground and satellite networks of more recent development in lightning location systems, such as the Earth Networks Lightning Network (ENTLN) and the Geostationary Lightning Mapper (GLM) sensor on board the GOES-16 geostationary satellite, as well as other remote sensing tools to analyze the characteristics of lightning from volcanic plumes and their relationship with the development of the plumes.
2023-01-01T00:00:00ZLos volcanes forman parte de nuestra historia. Sus relieves dominantes, los productos asociados a los volcanes activos, como fumarolas, movimientos sísmicos y emisiones de partículas y gases, son recuerdos constantes e ineludibles de una tierra dinámica, en constante cambio. A pesar de los avances en tecnología y conocimiento, las erupciones volcánicas siguen representando un riesgo importante para la salud, infraestructuras, aviación y actividades económicas. En particular, las plumas volcánicas pueden tener un impacto significativo en regiones distantes al volcán en actividad. La actividad eléctrica volcánica varía según la región de la pluma implicada y la dinámica de la erupción. Se dividen en tres tipos: descargas de conducto (vent discharges), descargas cercanas al conducto (Near-vent lightning) y descargas de pluma (Plume lightning). Las dos primeras son de baja intensidad y corta longitud, mientras que las descargas de pluma pueden alcanzar intensidades mayores y grandes longitudes, similares a las descargas meteorológicas típicas. La detección remota de actividad eléctrica en la columna eruptiva y nube volcánica puede resultar útil como herramienta complementaria para detectar erupciones explosivas y la presencia de ceniza volcánica en la atmósfera, permitiendo advertir a las comunidades aledañas y poner a resguardo aviones que transiten la región. En el transcurso de esta tesis, se comienza con una introducción sobre la actividad eléctrica volcánica, enunciando los objetivos generales y particulares planteados en la misma. Continúa con con la descripción los procesos de electrificación involucrados en cada fase de una erupción volcánica explosiva y su influencia en la actividad eléctrica resultante, para pasar luego a detallar los sistemas de detección y localización de descargas eléctricas existentes. Hacia el final de la tesis, se realiza un estudio sobre la actividad eléctrica atmosférica y las descargas eléctricas asociada a eventos volcánicos ocurridos en las últimas décadas en la región de los Andes, principalmente argentino-chilenos, utilizando los datos disponibles de la red global World Wide Lightning Location Network (WWLLN). Con estos datos y la información del proyecto “WWLLN Ash Cloud Monitor”, se desarrollan mejoras en el sistema de alerta de actividad volcánica basado en la detección de descargas eléctricas, mediante la creación de la plataforma web Georayos - VolcanoAr. Con esta plataforma, se pretende proporcionar una herramienta de rápida interpretación mediante un código de colores en un mapa georreferenciado y reducir las falsas alertas emitidas mediante la modificación de las condiciones que disparan las mismas.Finalmente, se presentan casos de estudio sobre erupciones recientes (desde el 2018 en adelante), utilizando redes terrestres y satelitales de más reciente desarrollo en la de detección de descargas eléctricas, como la red terrestre Earth Networks Lightning Network (ENTLN) y el sensor Geostationary Lightning Mapper (GLM) a bordo del satélite geoestacionario GOES-16, como también otras herramientas de sensado remoto, para analizar las características de las descargas eléctricas volcánicas de pluma y su relación con el desarrollo de la pluma volcánica.
Volcanoes are part of our history. Their dominant prominence, the products associated with active volcanoes, such as fumaroles, seismic movements and emissions of particles and gases, are constant and inescapable reminders of a dynamic and ever-changing Earth.
Even with advances in technology and knowledge, volcanic eruptions continue to pose a significant risk to health, infrastructure, aviation and economic activities. In particular, volcanic plumes can have a significant impact in regions far from the active volcano.
Volcanic electrical activity is a function of the region of the plume and the dynamics of the eruption. They are classified into three types: vent discharges, near vent lightning, and plume lightning. The first two are of low intensity and short duration, while plume lightning can reach higher intensities and greater lengths, similar to typical meteorological lightning. Remote detection of electrical activity in the eruptive column and volcanic cloud can be useful as a complementary tool for detecting explosive eruptions and the presence of volcanic ash in the atmosphere, which allows alerting nearby communities and warning aircraft transiting the region.
The Thesis begins with an introduction to volcanic electrical activity, presenting its general and specific objectives. It continues with a description of the electrification processes involved in each phase of an explosive volcanic eruption and their influence on the resulting electrical activity, and then details the existing systems for detection and localization of electrical discharges.
Towards the end of the Thesis, there is a study of the atmospheric electrical activity and electrical discharges associated with volcanic events occurred in the last decades in the Andean region, mainly in Argentina and Chile, using the data available from the World Wide Lightning Location Network (WWLLN). With this data and the information from the "WWLLN Ash Cloud Monitor"project, improvements are being made to the volcanic activity warning system based on the detection of electrical discharges through the creation of the web platform Georayos - VolcanoAr. This platform is intended to provide a quick interpretation tool through a color code on a georeferenced map and to reduce false alerts issued by adjusting the conditions that trigger them.
Finally, we present case studies of recent eruptions ( from 2018), using ground and satellite networks of more recent development in lightning location systems, such as the Earth Networks Lightning Network (ENTLN) and the Geostationary Lightning Mapper (GLM) sensor on board the GOES-16 geostationary satellite, as well as other remote sensing tools to analyze the characteristics of lightning from volcanic plumes and their relationship with the development of the plumes.Determinación de la relación espectral H/V en estaciones sismológicas ubicadas en las cuencas Paraná, Chaco-Paraná y PantanalFrickel Critto, Victoriahttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1582782023-10-04T04:06:11Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Rosa, María Laura
Geofísico; Universidad Nacional de La Plata
En este trabajo se trata de avanzar en cuanto al conocimiento sismológico en la región de las cuencas Chaco-Paraná, Paraná y Pantanal. Para ello se analizaron registros de ruido ambiente, obtenidos en 45 estaciones pertenecientes a la red BRASIS (Brazilian Seismic Network Stations). Estos datos se utilizaron como punto de partida para calcular la relación espectral entre las amplitudes horizontal y vertical de los registros, permitiendo analizar efectos de sitio en la región. Las curvas H/V son obtenidas mediante la técnica HVRS, también conocida como técnica de Nakamura, la cual ha sido frecuentemente adoptada en investigaciones de microzonificación sísmica, siendo una técnica experimental que permite evaluar características del suelo. Este estudio nos permite mejorar la resolución de las estructuras poco profundas en los modelos de la región, obtenidos por análisis de dispersión mostrando así una mejor correlación espacial con las características tectónicas conocidas.
Realizando un análisis detallado de estas curvas, se consiguió obtener información del contacto entre el basamento y la cuenca sedimentaria subyacente, y en ciertas estaciones se pudo observar un contraste más somero. Se observaron para estaciones ubicadas sobre las cuencas sedimentarias valores de frecuencias fundamentales menores a 1 Hz, mientras que para estaciones ubicadas en los bordes de cuenca las frecuencias encontradas presentaron valores altos, indicativos de roca firme.
Para las estaciones instaladas en la cuenca Paraná observamos una gran variabilidad en cuanto a sus frecuencias fundamentales y por ende también en sus suelos.
Para las estaciones ubicadas en la cuenca Chaco-Paraná se pudo determinar que la frecuencia fundamental oscila entre 0,1 y 0,3 Hz, siendo esta la respuesta al contacto de la cuenca con el basamento. También se pudo observar un segundo contraste vinculado a un estrato volcánico del Jurásico superior-Cretácico medio ubicado a unos 550 m de profundidad.
En la cuenca Pantanal, la frecuencia fundamental tiene un valor aproximado de 0,3 Hz y se observaron dos contrastes de impedancia, el más superficial vinculado con la interface entre un depósito eólico formado a fines del Pleistoceno y Holoceno, y una unidad más antigua vinculada con canales de migración laterales.
2023-01-01T00:00:00ZEn este trabajo se trata de avanzar en cuanto al conocimiento sismológico en la región de las cuencas Chaco-Paraná, Paraná y Pantanal. Para ello se analizaron registros de ruido ambiente, obtenidos en 45 estaciones pertenecientes a la red BRASIS (Brazilian Seismic Network Stations). Estos datos se utilizaron como punto de partida para calcular la relación espectral entre las amplitudes horizontal y vertical de los registros, permitiendo analizar efectos de sitio en la región. Las curvas H/V son obtenidas mediante la técnica HVRS, también conocida como técnica de Nakamura, la cual ha sido frecuentemente adoptada en investigaciones de microzonificación sísmica, siendo una técnica experimental que permite evaluar características del suelo. Este estudio nos permite mejorar la resolución de las estructuras poco profundas en los modelos de la región, obtenidos por análisis de dispersión mostrando así una mejor correlación espacial con las características tectónicas conocidas.
Realizando un análisis detallado de estas curvas, se consiguió obtener información del contacto entre el basamento y la cuenca sedimentaria subyacente, y en ciertas estaciones se pudo observar un contraste más somero. Se observaron para estaciones ubicadas sobre las cuencas sedimentarias valores de frecuencias fundamentales menores a 1 Hz, mientras que para estaciones ubicadas en los bordes de cuenca las frecuencias encontradas presentaron valores altos, indicativos de roca firme.
Para las estaciones instaladas en la cuenca Paraná observamos una gran variabilidad en cuanto a sus frecuencias fundamentales y por ende también en sus suelos.
Para las estaciones ubicadas en la cuenca Chaco-Paraná se pudo determinar que la frecuencia fundamental oscila entre 0,1 y 0,3 Hz, siendo esta la respuesta al contacto de la cuenca con el basamento. También se pudo observar un segundo contraste vinculado a un estrato volcánico del Jurásico superior-Cretácico medio ubicado a unos 550 m de profundidad.
En la cuenca Pantanal, la frecuencia fundamental tiene un valor aproximado de 0,3 Hz y se observaron dos contrastes de impedancia, el más superficial vinculado con la interface entre un depósito eólico formado a fines del Pleistoceno y Holoceno, y una unidad más antigua vinculada con canales de migración laterales.Discos de acreción calientes en torno a agujeros negros en teorías alternativas de la gravitaciónSaavedra, Enzo Agustínhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1575232023-09-12T20:07:09Z2023-01-01T00:00:00ZTesis de grado
Vieyro, Florencia Laura; Pérez, Daniela
Licenciado en Astronomía; Universidad Nacional de La Plata
La Teoría de la Relatividad General es la teoría más exitosa para describir la interacción del espacio-tiempo y otros objetos materiales. Sin embargo, presenta problemas como las sin- gularidades y la incapacidad de reproducir ciertos fenómenos astrofísicos. Como alternativa, han surgido teorías como la gravedad-f (R), que generaliza la acción de Hilbert-Einstein a una función del escalar de Ricci.
Para evaluar la viabilidad de la gravedad-f (R), es fundamental analizarla en el régimen de gravedad de campo fuerte, lo cual puede lograrse estudiando las manifestaciones astrofísicas de agujeros negros. Los agujeros negros astrofísicos interactúan con su entorno y dan lugar a diversos fenómenos, como discos de acreción, chorros de plasma relativistas en núcleos galácticos activos y explosiones de rayos-“.
Los discos de acreción se clasifican en distintos regímenes según la tasa de acreción de materia sobre el objeto compacto. Para tasas de acreción altas, el flujo puede modelarse con la solución estándar de disco delgado y ópticamente grueso de Shakura-Sunyaev. Por otro lado, para tasas de acreción bajas, las densidades del disco son bajas, y la interacción Coulombiana entre iones y electrones no es eficiente. Esto genera un plasma de dos temperaturas, con lo iones mucho más calientes que los leptones, que radia de forma ineficiente. Los modelos de disco caliente más exitosos son los de flujos dominados por advección, conocidos como ADAF (Advection Dominated Accretion Flows). Una solución aproximada y similar, pero con la ventaja de ser semi-analítica, es la de los modelos de Toro de Iones.
Esta tesis presenta el desarrollo del modelo del Toro de Iones con el objetivo de estudiar los efectos de la gravedad-f (R) en el régimen de campo fuerte.
2023-01-01T00:00:00ZLa Teoría de la Relatividad General es la teoría más exitosa para describir la interacción del espacio-tiempo y otros objetos materiales. Sin embargo, presenta problemas como las sin- gularidades y la incapacidad de reproducir ciertos fenómenos astrofísicos. Como alternativa, han surgido teorías como la gravedad-f (R), que generaliza la acción de Hilbert-Einstein a una función del escalar de Ricci.
Para evaluar la viabilidad de la gravedad-f (R), es fundamental analizarla en el régimen de gravedad de campo fuerte, lo cual puede lograrse estudiando las manifestaciones astrofísicas de agujeros negros. Los agujeros negros astrofísicos interactúan con su entorno y dan lugar a diversos fenómenos, como discos de acreción, chorros de plasma relativistas en núcleos galácticos activos y explosiones de rayos-“.
Los discos de acreción se clasifican en distintos regímenes según la tasa de acreción de materia sobre el objeto compacto. Para tasas de acreción altas, el flujo puede modelarse con la solución estándar de disco delgado y ópticamente grueso de Shakura-Sunyaev. Por otro lado, para tasas de acreción bajas, las densidades del disco son bajas, y la interacción Coulombiana entre iones y electrones no es eficiente. Esto genera un plasma de dos temperaturas, con lo iones mucho más calientes que los leptones, que radia de forma ineficiente. Los modelos de disco caliente más exitosos son los de flujos dominados por advección, conocidos como ADAF (Advection Dominated Accretion Flows). Una solución aproximada y similar, pero con la ventaja de ser semi-analítica, es la de los modelos de Toro de Iones.
Esta tesis presenta el desarrollo del modelo del Toro de Iones con el objetivo de estudiar los efectos de la gravedad-f (R) en el régimen de campo fuerte.