http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/170682 Tue, 10 Nov 2026 00:46:28 GMT 2026-11-10T00:46:28Z http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171862 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En trabajos previos, hemos investigado la región de formación estelar G29.96—0.02 donde se encuentra el objeto estelar joven masivo (MYSO, por sus siglas en inglés) G29.862—0.0044 (de ahora en adelante G29) embebido en un núcleo molecular caliente. En uno de ellos, de carácter multiespectral, que incluyó datos obtenidos con el Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), Atacama Large Millimeter Array (ALMA) y NIRI-Gemini, se investigó a G29 en distintas escalas espaciales. Sin embargo, su intrigante morfología revelada en el infrarrojo cercano junto con la distribución del gas molecular de su entorno, hacen que el escenario en el cual dicha fuente evoluciona esté muy lejos de ser comprendido. Este trabajo incorpora el análisis de la emisión de varias líneas moleculares adquiridas con ALMA, que no habían sido previamente examinadas (ej.: CH₃OH, HC₃N, H₂CO, C³⁴S, H₂CS) y se presenta una nueva determinación de la temperatura. Adicionalmente, se presenta un resultado preliminar obtenido de observaciones espectroscópicas realizadas con el instrumento NIFS en Gemini y en continuo de radio obtenidas con el Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Esta investigación permitrá llevar a cabo un minucioso estudio químico de la región, que contribuirá a avanzar en la comprensión de los procesos físicos involucrados en la formación estelar de alta masa.; In previous works, we have investigated the star-forming region G29.96—0.02 where the massive young stellar object (MYSO) G29.862—0.0044 (hereafter G29) is embedded in a hot molecular core. In one of them, of multiwavelength nature, using data from the Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), data from the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), and photometric data from NIRI-Gemini, G29 was investigated at different spatial scales. However, the intriguing morphology of G29 in the near-infrared, together with the distribution of the associated molecular gas, reveals that the star-formation scenario is far from being understood. This work incorporates the analysis of the emission of several molecular lines acquired with ALMA that were not previously examined (eg., CH₃OH, HC₃N, H₂CO, C³⁴S, H₂CS) as well as a new determination of the temperature of the region. Additionally, we present the progress of results obtained through new observations in the near-infrared, in this case spectroscopic, using NIFS-Gemini, and in radio continnum obtained with the Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). This research allows us to carry out a detailed chemical study of the region, which will contribute to the understanding of the physical processes involved in the high-mass star formation. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171862 2024-01-01T00:00:00Z En trabajos previos, hemos investigado la región de formación estelar G29.96—0.02 donde se encuentra el objeto estelar joven masivo (MYSO, por sus siglas en inglés) G29.862—0.0044 (de ahora en adelante G29) embebido en un núcleo molecular caliente. En uno de ellos, de carácter multiespectral, que incluyó datos obtenidos con el Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), Atacama Large Millimeter Array (ALMA) y NIRI-Gemini, se investigó a G29 en distintas escalas espaciales. Sin embargo, su intrigante morfología revelada en el infrarrojo cercano junto con la distribución del gas molecular de su entorno, hacen que el escenario en el cual dicha fuente evoluciona esté muy lejos de ser comprendido. Este trabajo incorpora el análisis de la emisión de varias líneas moleculares adquiridas con ALMA, que no habían sido previamente examinadas (ej.: CH₃OH, HC₃N, H₂CO, C³⁴S, H₂CS) y se presenta una nueva determinación de la temperatura. Adicionalmente, se presenta un resultado preliminar obtenido de observaciones espectroscópicas realizadas con el instrumento NIFS en Gemini y en continuo de radio obtenidas con el Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Esta investigación permitrá llevar a cabo un minucioso estudio químico de la región, que contribuirá a avanzar en la comprensión de los procesos físicos involucrados en la formación estelar de alta masa. In previous works, we have investigated the star-forming region G29.96—0.02 where the massive young stellar object (MYSO) G29.862—0.0044 (hereafter G29) is embedded in a hot molecular core. In one of them, of multiwavelength nature, using data from the Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE), data from the Atacama Large Millimeter Array (ALMA), and photometric data from NIRI-Gemini, G29 was investigated at different spatial scales. However, the intriguing morphology of G29 in the near-infrared, together with the distribution of the associated molecular gas, reveals that the star-formation scenario is far from being understood. This work incorporates the analysis of the emission of several molecular lines acquired with ALMA that were not previously examined (eg., CH₃OH, HC₃N, H₂CO, C³⁴S, H₂CS) as well as a new determination of the temperature of the region. Additionally, we present the progress of results obtained through new observations in the near-infrared, in this case spectroscopic, using NIFS-Gemini, and in radio continnum obtained with the Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). This research allows us to carry out a detailed chemical study of the region, which will contribute to the understanding of the physical processes involved in the high-mass star formation. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171861 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Los cúmulos abiertos de la Vía Láctea muestran una distribución perpendicular al plano galáctico que aumenta con la distancia galactocéntrica. Este resultado observacional no ha podido aún ser reproducido satisfactoriamente por los modelos y simulaciones numéricas existentes. En este trabajo, generamos e implementamos un código en lenguaje FORTRAN que permite integrar numéricamente las trayectorias de partículas de prueba en el potencial de nuestra Galaxia, con el fin de representar el comportamiento de los cúmulos abiertos. Para ello, consideramos condiciones iniciales adecuadas para los cúmulos abiertos de nuestra Galaxia, y analizamos la distribución en la coordenada perpendicular al plano galáctico de las trayectorias obtenidas con la finalidad de identificar los mecanismos que la producen.; Open clusters in the Milky Way exhibit a distribution perpendicular to the galactic plane that increases with galactocentric distance. This observational finding has not yet been satisfactorily reproduced by existing models or numerical simulations. In this study, we develop and implement a FORTRAN code to numerically integrate the trajectories of test particles within within our Galaxy’s gravitational potential, aiming to capture the behavior of open clusters. To achieve this, we carefully choose initial conditions for the open clusters in our Galaxy and analyze the resulting distribution in the coordinate perpendicular to the galactic plane of trajectories to identify the underlying mechanisms. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171861 2024-01-01T00:00:00Z Los cúmulos abiertos de la Vía Láctea muestran una distribución perpendicular al plano galáctico que aumenta con la distancia galactocéntrica. Este resultado observacional no ha podido aún ser reproducido satisfactoriamente por los modelos y simulaciones numéricas existentes. En este trabajo, generamos e implementamos un código en lenguaje FORTRAN que permite integrar numéricamente las trayectorias de partículas de prueba en el potencial de nuestra Galaxia, con el fin de representar el comportamiento de los cúmulos abiertos. Para ello, consideramos condiciones iniciales adecuadas para los cúmulos abiertos de nuestra Galaxia, y analizamos la distribución en la coordenada perpendicular al plano galáctico de las trayectorias obtenidas con la finalidad de identificar los mecanismos que la producen. Open clusters in the Milky Way exhibit a distribution perpendicular to the galactic plane that increases with galactocentric distance. This observational finding has not yet been satisfactorily reproduced by existing models or numerical simulations. In this study, we develop and implement a FORTRAN code to numerically integrate the trajectories of test particles within within our Galaxy’s gravitational potential, aiming to capture the behavior of open clusters. To achieve this, we carefully choose initial conditions for the open clusters in our Galaxy and analyze the resulting distribution in the coordinate perpendicular to the galactic plane of trajectories to identify the underlying mechanisms. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171860 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Presentamos trabajo preliminar asociado a la identificación de posibles escenarios de formación para las denominadas Galaxias Ultra Difusas (UDGs, por sus siglas en inglés) y sus sistemas de cúmulos globulares (GCs, por sus siglas en inglés). Para ello, ajustamos la función de luminosidad de los GCs, la cual se espera sea afectada por varios escenarios de formación. También presentamos nuestro plan de profundizar en el pasado colisional de las UDGs, estudiando las escalas de tiempo de fricción dinámica para acotar el tiempo transcurrido desde una posible interacción galaxia-galaxia. Por último, presentamos trabajo actualmente en desarrollo relacionado a la detectección de UDGs a la distancia del cúmulo de galaxias de Fornax en imágenes de la colaboración S-PLUS.; We present preliminary work constraining possible formation scenarios for the formation of Ultra Diffuse Galaxies (UDGs) and the unique Globular Cluster (GC) populations some UDGs have. For this, we fit the GC luminosity function which is expected to be affected by several formation scenarios. We also present our plans to further delve into the collisional past of the UDGs, studying the GC dynamical friction timescale to constrain the time elapsed since a galaxy-galaxy interaction if this one occurred. We finally present our ongoing work attempting to detect UDGs at the Fornax cluster distance in images obtained by the S-PLUS collaboration. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171860 2024-01-01T00:00:00Z Presentamos trabajo preliminar asociado a la identificación de posibles escenarios de formación para las denominadas Galaxias Ultra Difusas (UDGs, por sus siglas en inglés) y sus sistemas de cúmulos globulares (GCs, por sus siglas en inglés). Para ello, ajustamos la función de luminosidad de los GCs, la cual se espera sea afectada por varios escenarios de formación. También presentamos nuestro plan de profundizar en el pasado colisional de las UDGs, estudiando las escalas de tiempo de fricción dinámica para acotar el tiempo transcurrido desde una posible interacción galaxia-galaxia. Por último, presentamos trabajo actualmente en desarrollo relacionado a la detectección de UDGs a la distancia del cúmulo de galaxias de Fornax en imágenes de la colaboración S-PLUS. We present preliminary work constraining possible formation scenarios for the formation of Ultra Diffuse Galaxies (UDGs) and the unique Globular Cluster (GC) populations some UDGs have. For this, we fit the GC luminosity function which is expected to be affected by several formation scenarios. We also present our plans to further delve into the collisional past of the UDGs, studying the GC dynamical friction timescale to constrain the time elapsed since a galaxy-galaxy interaction if this one occurred. We finally present our ongoing work attempting to detect UDGs at the Fornax cluster distance in images obtained by the S-PLUS collaboration. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171859 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 El satélite TESS observó Nova Her 2021 12.62 días después de su erupción el 12 de Junio de 2021 a las 12 h 53.28 m. Esta variable cataclísmica pertenece al tipo polar intermediario, con un período de spin de ~501 segundos y un período orbital de 0.1529 días. Durantelas observaciones del Sector 40 de TESS, 17 días después de la erupción, se detectó el período orbital de 0.1529(1) días. Además, se detecta una modulación de origen desconocido con una periodicidad de ~0.537 días desde el día 13 al día 17 luego de la erupción.; Nova Her 2021 was observed with TESS 12.62 days after its most recent outburst in June 12.537 2021. This cataclysmic variable belongs to the intermediate polar class, with an spin period of ~501 seconds and orbital period of 0.1529 days. During TESS observations of Sector 40, the orbital period of 0.1529(1) days is detected significantly 17 days after the onset of the outburst. A modulation of unknown origin with a period of ~0.537 days is present in the data from day 13 to day 17. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171859 2024-01-01T00:00:00Z El satélite TESS observó Nova Her 2021 12.62 días después de su erupción el 12 de Junio de 2021 a las 12 h 53.28 m. Esta variable cataclísmica pertenece al tipo polar intermediario, con un período de spin de ~501 segundos y un período orbital de 0.1529 días. Durantelas observaciones del Sector 40 de TESS, 17 días después de la erupción, se detectó el período orbital de 0.1529(1) días. Además, se detecta una modulación de origen desconocido con una periodicidad de ~0.537 días desde el día 13 al día 17 luego de la erupción. Nova Her 2021 was observed with TESS 12.62 days after its most recent outburst in June 12.537 2021. This cataclysmic variable belongs to the intermediate polar class, with an spin period of ~501 seconds and orbital period of 0.1529 days. During TESS observations of Sector 40, the orbital period of 0.1529(1) days is detected significantly 17 days after the onset of the outburst. A modulation of unknown origin with a period of ~0.537 days is present in the data from day 13 to day 17. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171858 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Presentamos una propuesta para la construcción y desarrollo de un nuevo instrumento para observaciones radioastronómicas basado en técnicas interferométricas, que proporcionará alta resolución angular en la banda de 21 cm, con la intención de mejorar y ampliar las prestaciones actuales de los instrumentos utilizados en el Instituto Argentino de Radioastronomía. Esto permitirá realizar investigación científica competitiva a nivel internacional y adquirir conocimientos científicos y tecnológicos de vanguardia en las técnicas mencionadas, posibilitando mediciones interferométricas y el desarrollo de técnicas de línea de base muy larga o VLBI. El proyecto se denomina MIA por sus siglas en inglés “Multipurpose Interferometric Array”. Para el desarrollo de este instrumento, actualmente se esta construyendo un pathfinder de tres antenas con sus etapas de diseño mecánico, control de posicionamiento, sistemas de radiofrecuencia, adquisición y procesamiento. En este trabajo se detallará el estado de cada etapa, junto al plan a corto plazo y el soporte financiero.; We present a proposal for the construction and development of a new instrument for radio astronomical observations based on interferometric techniques, that will provide high angular resolution in the 21 cm band, with the intention of improving and extending the current performance of the instruments used at the Argentine Institute of Radio Astronomy. This will allow internationally competitive scientific research and the acquisition of cutting-edge scientific and technological know-how in the aforementioned techniques, enabling interferometric measurements and the development of very long baseline or VLBI techniques. This project is called MIA, an acronym for “Multipurpose Interferometric Array”. For the development of this instrument, a three-antenna pathfinder with its mechanical design, positioning control, radio frequency systems, acquisition and processing stages is currently under development. This paper will detail the status of each stage, together with the short-term plan and financial support. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171858 2024-01-01T00:00:00Z Presentamos una propuesta para la construcción y desarrollo de un nuevo instrumento para observaciones radioastronómicas basado en técnicas interferométricas, que proporcionará alta resolución angular en la banda de 21 cm, con la intención de mejorar y ampliar las prestaciones actuales de los instrumentos utilizados en el Instituto Argentino de Radioastronomía. Esto permitirá realizar investigación científica competitiva a nivel internacional y adquirir conocimientos científicos y tecnológicos de vanguardia en las técnicas mencionadas, posibilitando mediciones interferométricas y el desarrollo de técnicas de línea de base muy larga o VLBI. El proyecto se denomina MIA por sus siglas en inglés “Multipurpose Interferometric Array”. Para el desarrollo de este instrumento, actualmente se esta construyendo un pathfinder de tres antenas con sus etapas de diseño mecánico, control de posicionamiento, sistemas de radiofrecuencia, adquisición y procesamiento. En este trabajo se detallará el estado de cada etapa, junto al plan a corto plazo y el soporte financiero. We present a proposal for the construction and development of a new instrument for radio astronomical observations based on interferometric techniques, that will provide high angular resolution in the 21 cm band, with the intention of improving and extending the current performance of the instruments used at the Argentine Institute of Radio Astronomy. This will allow internationally competitive scientific research and the acquisition of cutting-edge scientific and technological know-how in the aforementioned techniques, enabling interferometric measurements and the development of very long baseline or VLBI techniques. This project is called MIA, an acronym for “Multipurpose Interferometric Array”. For the development of this instrument, a three-antenna pathfinder with its mechanical design, positioning control, radio frequency systems, acquisition and processing stages is currently under development. This paper will detail the status of each stage, together with the short-term plan and financial support. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171855 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Los relevamientos fotométricos multi-banda permiten estudiar los sistemas de cúmulos globulares de un amplio número de galaxias cercanas en forma homogénea. El procesamiento de estos datos y la construcción de catálogos fotométricos, es crucial para determinar una muestra de candidatos a partir de métodos estadísticos. En el presente trabajo exploramos alternativas al procedimiento de reducción aplicado en trabajos previos de este proyecto, que permiten mejorar el catálogo de objetos puntuales.; Photometric multi-band surveys are useful for studying the globular cluster systems for a large number of nearby galaxies in an homogeneous manner. The data processing and further catalogues build-up are important in obtaining a sample of likely candidates by means of statistical methods. In the present work we test some alternatives to the photometrical procedure applied in previous studies from this project, to improve the catalogue of point-sources. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171855 2024-01-01T00:00:00Z Los relevamientos fotométricos multi-banda permiten estudiar los sistemas de cúmulos globulares de un amplio número de galaxias cercanas en forma homogénea. El procesamiento de estos datos y la construcción de catálogos fotométricos, es crucial para determinar una muestra de candidatos a partir de métodos estadísticos. En el presente trabajo exploramos alternativas al procedimiento de reducción aplicado en trabajos previos de este proyecto, que permiten mejorar el catálogo de objetos puntuales. Photometric multi-band surveys are useful for studying the globular cluster systems for a large number of nearby galaxies in an homogeneous manner. The data processing and further catalogues build-up are important in obtaining a sample of likely candidates by means of statistical methods. In the present work we test some alternatives to the photometrical procedure applied in previous studies from this project, to improve the catalogue of point-sources. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171854 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Las líneas de Fe neutro son las más abundantes en el espectro de estrellas tardías. Se utilizan para obtener diferentes parámetros estelares básicos como abundancias relativas, gravedad superficial, y temperatura efectiva. Sin embargo, los núcleos de muchas de estas líneas se forman en la cromosfera estelar, viéndose afectados por los cambios producidos por la actividad magnética. Calculando modelos semiempíricos de la atmósfera estelar fuera del equilibrio termodinâmico local (NLTE por sus siglas en inglés), es posible estudiar la formación de estas líneas en detalle. En este trabajo presentamos un nuevo modelo actualizado del átomo de Fe I, que nos permite calcular 1715 líneas de Fe I entre 3000 y 7000 Â en estrellas con diferente nivel de actividad cromosférica. Los resultados preliminares muestran la presencia de rangos espectrales más sensibles al calentamiento cromosférico, sugiriendo que las líneas con mayores variaciones deben ser tenidas en cuenta como fuentes de error, o incluso podrían ser excluidas, al momento de ser utilizadas para determinar parámetros estelares.; Neutral Fe lines are the most abundant in the spectrum of late-type stars. They are used to obtain different basic stellar parameters such as relative abundances, surface gravity, and effective temperature. However, the cores of many of these lines are formed in the stellar chromosphere, being affected by the changes produced by magnetic activity. Calculating non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) semi-empirical models of the stellar atmosphere, it is possible to study the formation of these lines in detail. We present a new updated model of the Fe I atom, which allows us to calculate 1715 lines of Fe I between 3000 and 7000 Â in stars with different levels of chromospheric activity. Preliminary results show the presence of spectral ranges more sensitive to chromospheric heating, suggesting that the lines with greater variations should be taken into account as a source of uncertainty, or would even be excluded, when determining stellar parameters. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171854 2024-01-01T00:00:00Z Las líneas de Fe neutro son las más abundantes en el espectro de estrellas tardías. Se utilizan para obtener diferentes parámetros estelares básicos como abundancias relativas, gravedad superficial, y temperatura efectiva. Sin embargo, los núcleos de muchas de estas líneas se forman en la cromosfera estelar, viéndose afectados por los cambios producidos por la actividad magnética. Calculando modelos semiempíricos de la atmósfera estelar fuera del equilibrio termodinâmico local (NLTE por sus siglas en inglés), es posible estudiar la formación de estas líneas en detalle. En este trabajo presentamos un nuevo modelo actualizado del átomo de Fe I, que nos permite calcular 1715 líneas de Fe I entre 3000 y 7000 Â en estrellas con diferente nivel de actividad cromosférica. Los resultados preliminares muestran la presencia de rangos espectrales más sensibles al calentamiento cromosférico, sugiriendo que las líneas con mayores variaciones deben ser tenidas en cuenta como fuentes de error, o incluso podrían ser excluidas, al momento de ser utilizadas para determinar parámetros estelares. Neutral Fe lines are the most abundant in the spectrum of late-type stars. They are used to obtain different basic stellar parameters such as relative abundances, surface gravity, and effective temperature. However, the cores of many of these lines are formed in the stellar chromosphere, being affected by the changes produced by magnetic activity. Calculating non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) semi-empirical models of the stellar atmosphere, it is possible to study the formation of these lines in detail. We present a new updated model of the Fe I atom, which allows us to calculate 1715 lines of Fe I between 3000 and 7000 Â in stars with different levels of chromospheric activity. Preliminary results show the presence of spectral ranges more sensitive to chromospheric heating, suggesting that the lines with greater variations should be taken into account as a source of uncertainty, or would even be excluded, when determining stellar parameters. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171852 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En este trabajo estudiamos un conjunto de ocho supernovas (SNs) asociadas a explosiones de radiación gamma (GRB-SNs), con el objetivo de identificar las propiedades físicas que las caracterizan. Para garantizar la comparabilidad entre estos objetos, realizamos una homogeneización de la muestra, dado que en la literatura encontramos distintos métodos de cálculo de luminosidades bolométricas aplicados. Mediante un código hidrodinámico, modelamos las SNs de la muestra y derivamos sus parámetros físicos. Nuestros resultados muestran una degeneración en los modelos. Por un lado, modelos de baja masa y por otro, modelos de alta masa que necesitan la formación de remanentes compactos consistentes con agujeros negros estelares. Independientemente del modelo elegido, hay un requerimiento en común: la masa eyectada debe ser baja para reproducir las observaciones.; In this study we analyze a set of eight GRB-SNe, with the aim to identify the the physical properties that chacaterize these events. To ensure comparability, we homogenize the sample, since different methods have been applied in the literature to calculate bolometric luminosities. Using a hydrodynamic code, we model the SN sample and derive their physical parameters. Our results reveal a degeneration in the models, with both low-mass and high-mass initial models being acceptable. High-mass models require compact remnants consistent with stellar black holes formation. Regardless of the chosen model, a common requirement emerges: low ejected mass is necessary to reproduce the observations. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171852 2024-01-01T00:00:00Z En este trabajo estudiamos un conjunto de ocho supernovas (SNs) asociadas a explosiones de radiación gamma (GRB-SNs), con el objetivo de identificar las propiedades físicas que las caracterizan. Para garantizar la comparabilidad entre estos objetos, realizamos una homogeneización de la muestra, dado que en la literatura encontramos distintos métodos de cálculo de luminosidades bolométricas aplicados. Mediante un código hidrodinámico, modelamos las SNs de la muestra y derivamos sus parámetros físicos. Nuestros resultados muestran una degeneración en los modelos. Por un lado, modelos de baja masa y por otro, modelos de alta masa que necesitan la formación de remanentes compactos consistentes con agujeros negros estelares. Independientemente del modelo elegido, hay un requerimiento en común: la masa eyectada debe ser baja para reproducir las observaciones. In this study we analyze a set of eight GRB-SNe, with the aim to identify the the physical properties that chacaterize these events. To ensure comparability, we homogenize the sample, since different methods have been applied in the literature to calculate bolometric luminosities. Using a hydrodynamic code, we model the SN sample and derive their physical parameters. Our results reveal a degeneration in the models, with both low-mass and high-mass initial models being acceptable. High-mass models require compact remnants consistent with stellar black holes formation. Regardless of the chosen model, a common requirement emerges: low ejected mass is necessary to reproduce the observations. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171850 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 El estudio de la formación de las estrellas de alta masa incluye la caracterización de la estructura interna de los grumos moleculares de alta masa. En este trabajo se presenta un estudio de la subestructura de las fuentes ATLASGAL G020.761—00.062 y G033.133—00.092, a partir de la base de datos del interferómetro Atacama Large Millimeter Array (ALMA) y de observaciones propias realizadas con el Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Ambos grumos moleculares de alta masa muestran evidencia de fragmentación con la presencia de varios núcleos moleculares en su interior, algunos de ellos activos. La detección de fuentes de radio podría sugerir la presencia de regiones HII jóvenes embebidas en ambos grumos mostrando que la formación estelar de alta masa ha tenido lugar en su interior. Teniendo en cuenta las moléculas detectadas en dirección a ambos grumos moleculares, en un trabajo futuro se caracterizará el estado evolutivo y la masa de los diferentes fragmentos observados.; The study of the formation of high-mass stars includes the characterisation of the internal structure of high-mass molecular clumps. This work presents a study of the substructure of the sources ATLASGAL G020.761—00.062 and G033.133—00.092, based on data from archival of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) interferometer and own observations carried out with the Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Both massive molecular clumps show evidence of fragmentation with the presence of several molecular cores, some of them active. The detection of a radio source could suggest the presence of young HII regions embedded in both clumps showing that high-mass star formation has taken place inside them. From the different molecules detected towards the molecular cores, it is intended, in the future, to characterise the evolutionary stage and mass of the different fragments. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171850 2024-01-01T00:00:00Z El estudio de la formación de las estrellas de alta masa incluye la caracterización de la estructura interna de los grumos moleculares de alta masa. En este trabajo se presenta un estudio de la subestructura de las fuentes ATLASGAL G020.761—00.062 y G033.133—00.092, a partir de la base de datos del interferómetro Atacama Large Millimeter Array (ALMA) y de observaciones propias realizadas con el Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Ambos grumos moleculares de alta masa muestran evidencia de fragmentación con la presencia de varios núcleos moleculares en su interior, algunos de ellos activos. La detección de fuentes de radio podría sugerir la presencia de regiones HII jóvenes embebidas en ambos grumos mostrando que la formación estelar de alta masa ha tenido lugar en su interior. Teniendo en cuenta las moléculas detectadas en dirección a ambos grumos moleculares, en un trabajo futuro se caracterizará el estado evolutivo y la masa de los diferentes fragmentos observados. The study of the formation of high-mass stars includes the characterisation of the internal structure of high-mass molecular clumps. This work presents a study of the substructure of the sources ATLASGAL G020.761—00.062 and G033.133—00.092, based on data from archival of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) interferometer and own observations carried out with the Karl G. Jansky Very Large Array (JVLA). Both massive molecular clumps show evidence of fragmentation with the presence of several molecular cores, some of them active. The detection of a radio source could suggest the presence of young HII regions embedded in both clumps showing that high-mass star formation has taken place inside them. From the different molecules detected towards the molecular cores, it is intended, in the future, to characterise the evolutionary stage and mass of the different fragments. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171849 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 GJ581, una estrella M3V, inicialmente se pensaba que albergaba seis planetas. Sin embargo, el periodo de rotación estelar recientemente determinado (132.3 ± 6.3 días), que es el doble y el cuádruple de los periodos orbitales de los dudosos planetas d (Porb : 66.8 días) y g (Porb: 36.5 días), respectivamente, introduce una incertidumbre respecto al origen de estas señales periódicas. Nuestro objetivo es confirmar o refutar la naturaleza planetaria de las señales de velocidad radial (RV) atribuidas a estos planetas analizando 718 puntos de datos de RV, que constituyen el conjunto de datos más extenso hasta la fecha, y los indicadores espectroscópicos de actividad estelar. Identificamos 4 señales periódicas mediante un análisis de frecuencias de las series temporales de: 5.37 d(planeta b), 12.9 d(planeta c), 66.3 d(planeta d), and 3.15 ¿(planeta e), que se modelan utilizando modelos Keplerianos, seguido de un análisis de estabilidad temporal que indica la presencia de una señal inducida por la actividad estelar con un período de 66.3 días. Para confirmar la naturaleza de esta señal periódica, debemos emplear un modelo kepleriano junto con procesos Gaussianos (GP) de manera simultánea. Adicionalmente, actualizamos el periodo de rotación estelar de GJ581 mediante un análisis de indicadores de actividad, empleando un modelo de GP, obteniendo un valor de Prot = 132 +1.82 -1.71 días, mejorando la precisión respecto al valor de la literatura.; GJ581, an M3V star, was initially thought to harbor six planets.However, the recently determined stellar rotation period (132.3 ± 6.3 days), being twice and four times the orbital periods of putative planets d (Porb : 66.8 days) and g (Porb : 36.5 days), respectively, introduces uncertainty regarding the origin of these periodic signals. Our aim is to confirm or refute the planetary nature of the radial velocity (RV) signals attributed to these planets by analyzing 718 RV data points, constituting the most extensive dataset to date, and the spectroscopic stellar activity indicators. We identify four periodic signals by performing a frequency analysis on the RV timeseries: 5.37 d(planet b), 12.9 d(planet c), 66.3 d(planet d), and 3.15 d(planet e). The RVs are modeled using Keplerian models, followed by a temporal stability analysis, which indicates the 66.3 d signal is induced by stellar activity. To confirm the nature of this periodic signal, we must employ a simultaneous Keplerian and Gaussian Process (GP) model. Additionally, we update the stellar rotation period of GJ581 through an analysis of activity indicators, employing GP regression modeling, obtaining a value of Prot = 132 +1.82 -1.71 days, improving the accuracy compared to the literature value. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171849 2024-01-01T00:00:00Z GJ581, una estrella M3V, inicialmente se pensaba que albergaba seis planetas. Sin embargo, el periodo de rotación estelar recientemente determinado (132.3 ± 6.3 días), que es el doble y el cuádruple de los periodos orbitales de los dudosos planetas d (Porb : 66.8 días) y g (Porb: 36.5 días), respectivamente, introduce una incertidumbre respecto al origen de estas señales periódicas. Nuestro objetivo es confirmar o refutar la naturaleza planetaria de las señales de velocidad radial (RV) atribuidas a estos planetas analizando 718 puntos de datos de RV, que constituyen el conjunto de datos más extenso hasta la fecha, y los indicadores espectroscópicos de actividad estelar. Identificamos 4 señales periódicas mediante un análisis de frecuencias de las series temporales de: 5.37 d(planeta b), 12.9 d(planeta c), 66.3 d(planeta d), and 3.15 ¿(planeta e), que se modelan utilizando modelos Keplerianos, seguido de un análisis de estabilidad temporal que indica la presencia de una señal inducida por la actividad estelar con un período de 66.3 días. Para confirmar la naturaleza de esta señal periódica, debemos emplear un modelo kepleriano junto con procesos Gaussianos (GP) de manera simultánea. Adicionalmente, actualizamos el periodo de rotación estelar de GJ581 mediante un análisis de indicadores de actividad, empleando un modelo de GP, obteniendo un valor de Prot = 132 +1.82 -1.71 días, mejorando la precisión respecto al valor de la literatura. GJ581, an M3V star, was initially thought to harbor six planets.However, the recently determined stellar rotation period (132.3 ± 6.3 days), being twice and four times the orbital periods of putative planets d (Porb : 66.8 days) and g (Porb : 36.5 days), respectively, introduces uncertainty regarding the origin of these periodic signals. Our aim is to confirm or refute the planetary nature of the radial velocity (RV) signals attributed to these planets by analyzing 718 RV data points, constituting the most extensive dataset to date, and the spectroscopic stellar activity indicators. We identify four periodic signals by performing a frequency analysis on the RV timeseries: 5.37 d(planet b), 12.9 d(planet c), 66.3 d(planet d), and 3.15 d(planet e). The RVs are modeled using Keplerian models, followed by a temporal stability analysis, which indicates the 66.3 d signal is induced by stellar activity. To confirm the nature of this periodic signal, we must employ a simultaneous Keplerian and Gaussian Process (GP) model. Additionally, we update the stellar rotation period of GJ581 through an analysis of activity indicators, employing GP regression modeling, obtaining a value of Prot = 132 +1.82 -1.71 days, improving the accuracy compared to the literature value. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171847 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Aquí presento los resultados de mis investigaciones realizadas en el último par de décadas, focalizados mayoritariamente en los campos de la astrofísica estelar, el medio interestelar y las fuentes de altas energías. Los mismos han sido obtenidos principalmente a partir de observaciones interferométricas dedicadas en la banda de radio a bajas frecuencias del espectro electromagnético.; Here I present a somewhat personal review of the results of my research carried out in the last couple of decades, mostly focused in the fields of stellar astrophysics, the interstellar medium, and the high energy sources. They have been obtained mainly from dedicated interferometric observations in the radio band at low frequencies of the electromagnetic spectrum. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171847 2024-01-01T00:00:00Z Aquí presento los resultados de mis investigaciones realizadas en el último par de décadas, focalizados mayoritariamente en los campos de la astrofísica estelar, el medio interestelar y las fuentes de altas energías. Los mismos han sido obtenidos principalmente a partir de observaciones interferométricas dedicadas en la banda de radio a bajas frecuencias del espectro electromagnético. Here I present a somewhat personal review of the results of my research carried out in the last couple of decades, mostly focused in the fields of stellar astrophysics, the interstellar medium, and the high energy sources. They have been obtained mainly from dedicated interferometric observations in the radio band at low frequencies of the electromagnetic spectrum. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171846 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Presentamos un atlas de flujos integrados de Hα + [N ɪɪ] para nebulosas planetarias de las Nubes de Magallanes (MC PNe) con mediciones del Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS), una encuesta de imágenes de 12 bandas (7 estrechas y 5 anchas) que nos permite realizar un análisis espacial de la emisión de Hα. Se realizó fotometría de apertura en las imágenes con el continuo sustraído para extraer los flujos de Hα + [N ɪɪ] de las MC PNe observadas por S-PLUS, enfatizando la fiabilidad del método a través de comparaciones espectroscópicas-fotométricas. Las representaciones visuales demostraron la fidelidad de los datos de S-PLUS en la captura de características espectrales. El trabajo en curso aborda refinamientos en las técnicas de análisis y aplicaciones más amplias de estos mapas de flujo para cálculos de distancia y temperatura.; We present an atlas of integrated Hα + [N ɪɪ] fluxes for planetary nebulae of the Magellanic Clouds (MC PNe) with measurements from the Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS), a 12-band (7 narrow and 5 broad) imaging survey that allows us to perform a spatial analysis of the Ha emission. Aperture photometry on the continuum-subtracted images was performed to extract Hα + [N ɪɪ] fluxes of the MC PNe observed by S-PLUS, emphasizing method reliability through spectroscopic-photometric comparisons. Visual representations showcased S-PLUS data fidelity in capturing spectral features. Ongoing work addresses refinements in analysis techniques and broader applications of these flux maps for distance and temperature calculations. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171846 2024-01-01T00:00:00Z Presentamos un atlas de flujos integrados de Hα + [N ɪɪ] para nebulosas planetarias de las Nubes de Magallanes (MC PNe) con mediciones del Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS), una encuesta de imágenes de 12 bandas (7 estrechas y 5 anchas) que nos permite realizar un análisis espacial de la emisión de Hα. Se realizó fotometría de apertura en las imágenes con el continuo sustraído para extraer los flujos de Hα + [N ɪɪ] de las MC PNe observadas por S-PLUS, enfatizando la fiabilidad del método a través de comparaciones espectroscópicas-fotométricas. Las representaciones visuales demostraron la fidelidad de los datos de S-PLUS en la captura de características espectrales. El trabajo en curso aborda refinamientos en las técnicas de análisis y aplicaciones más amplias de estos mapas de flujo para cálculos de distancia y temperatura. We present an atlas of integrated Hα + [N ɪɪ] fluxes for planetary nebulae of the Magellanic Clouds (MC PNe) with measurements from the Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS), a 12-band (7 narrow and 5 broad) imaging survey that allows us to perform a spatial analysis of the Ha emission. Aperture photometry on the continuum-subtracted images was performed to extract Hα + [N ɪɪ] fluxes of the MC PNe observed by S-PLUS, emphasizing method reliability through spectroscopic-photometric comparisons. Visual representations showcased S-PLUS data fidelity in capturing spectral features. Ongoing work addresses refinements in analysis techniques and broader applications of these flux maps for distance and temperature calculations. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171845 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En este trabajo, utilizamos simulaciones Monte Cario para estudiar posibles alineaciones de una muestra de nebulosas planetarias distribuidas con el perfil de densidad de un disco delgado, limitadas por un corte en distancia al observador. Investigamos cómo varía la señal bajo diferentes escenarios de alineación y comparamos los resultados con datos observacionales. Descubrimos que, con los datos actuales, aún no puede descartarse por completo el escenario orientado, y que un bajo grado de alineación podría ser posible.; In this work we used Monte Carlo simulations to study the alignment signal given by a distance limited sample of planetary nebulae distributed with the density profile of a thin disk. We investigated how the signal varies under different alignment scenarios and compared the results with observational data. We discovered that, with the current data, the oriented scenario cannot yet be completely ruled out, and a low degree of aligment might yet be posible. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171845 2024-01-01T00:00:00Z En este trabajo, utilizamos simulaciones Monte Cario para estudiar posibles alineaciones de una muestra de nebulosas planetarias distribuidas con el perfil de densidad de un disco delgado, limitadas por un corte en distancia al observador. Investigamos cómo varía la señal bajo diferentes escenarios de alineación y comparamos los resultados con datos observacionales. Descubrimos que, con los datos actuales, aún no puede descartarse por completo el escenario orientado, y que un bajo grado de alineación podría ser posible. In this work we used Monte Carlo simulations to study the alignment signal given by a distance limited sample of planetary nebulae distributed with the density profile of a thin disk. We investigated how the signal varies under different alignment scenarios and compared the results with observational data. We discovered that, with the current data, the oriented scenario cannot yet be completely ruled out, and a low degree of aligment might yet be posible. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171844 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 La teoría estándar para modelar los vientos impulsados por radiación de las estrellas masivas es la teoría m-CAK, que describe la fuerza de radiación por medio de tres parámetros: κ, α y δ. El parámetro δ, que describe los cambios en la ionización del medio, determina dos tipos de soluciones para las ecuaciones hidrodinámicas de vientos con baja o nula 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 ZEUS-3D para resolver la ecuación de movimiento siguiendo la evolución temporal de una solución inicial dada, para encontrar soluciones pertenecientes a la brecha. Estas nuevas soluciones presentan un quiebre o kink en la pendiente de la ley de velocidad, ubicado a una distancia fija desde la estrella, la cual depende del valor de δ. Además, investigamos si esta discontinuidad podría dar lugar a la presencia de componentes discretas en absorción. Para evaluar esta posibilidad, resolvemos la ecuación de transporte de radiación para medios en movimiento, fuera de equilibrio termodinâmico local, y analizamos los perfiles de línea sintéticos para Si IV.; The theoretical framework for modeling radiation-driven winds in hot stars is the “m-CAK theory”, which describes the radiation force using three parameters: α, δ, and κ. In particular, δ introduces changes in the ionization of the material and can lead to two different types of solutions for the hydrodynamic equations of slowly or non-rotating winds. These solutions, known as the “fast” and “δ-slow” solutions, are principally distinguished by their markedly different terminal velocities. Both solutions are separated by a gap in the parameter space of 5, where no stationary solutions have been found so far. In this study, we employ the time-dependent hydrodynamic code ZEUS-3D, to solve the equation of motion, tracking the temporal evolution from a specified initial solution to obtain solutions in the gap. These novel solutions exhibit a stationary kink in the velocity profile at a fixed distance from the star, the position of which depends on the value of δ. Here, we investigated if this discontinuity can lead to Discrete Absorption Components, solving the transfer equation in the comoving frame along with the non-local thermodynamic equilibrium rate equations to compute ultraviolet synthetic line-profiles for Si IV. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171844 2024-01-01T00:00:00Z La teoría estándar para modelar los vientos impulsados por radiación de las estrellas masivas es la teoría m-CAK, que describe la fuerza de radiación por medio de tres parámetros: κ, α y δ. El parámetro δ, que describe los cambios en la ionización del medio, determina dos tipos de soluciones para las ecuaciones hidrodinámicas de vientos con baja o nula 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 ZEUS-3D para resolver la ecuación de movimiento siguiendo la evolución temporal de una solución inicial dada, para encontrar soluciones pertenecientes a la brecha. Estas nuevas soluciones presentan un quiebre o kink en la pendiente de la ley de velocidad, ubicado a una distancia fija desde la estrella, la cual depende del valor de δ. Además, investigamos si esta discontinuidad podría dar lugar a la presencia de componentes discretas en absorción. Para evaluar esta posibilidad, resolvemos la ecuación de transporte de radiación para medios en movimiento, fuera de equilibrio termodinâmico local, y analizamos los perfiles de línea sintéticos para Si IV. The theoretical framework for modeling radiation-driven winds in hot stars is the “m-CAK theory”, which describes the radiation force using three parameters: α, δ, and κ. In particular, δ introduces changes in the ionization of the material and can lead to two different types of solutions for the hydrodynamic equations of slowly or non-rotating winds. These solutions, known as the “fast” and “δ-slow” solutions, are principally distinguished by their markedly different terminal velocities. Both solutions are separated by a gap in the parameter space of 5, where no stationary solutions have been found so far. In this study, we employ the time-dependent hydrodynamic code ZEUS-3D, to solve the equation of motion, tracking the temporal evolution from a specified initial solution to obtain solutions in the gap. These novel solutions exhibit a stationary kink in the velocity profile at a fixed distance from the star, the position of which depends on the value of δ. Here, we investigated if this discontinuity can lead to Discrete Absorption Components, solving the transfer equation in the comoving frame along with the non-local thermodynamic equilibrium rate equations to compute ultraviolet synthetic line-profiles for Si IV. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171843 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 El Instituto Argentino de Radioastronomía está construyendo el prototipo de un arreglo interferométrico de antenas denominado Multipurpose Interferometric Array (MIA), que estará compuesto por elementos de unos 5 m de diámetro de disco y receptores digitales de 1.4 GHz con un ancho de banda final de 1000 MHz. En su configuración media -pero escalable-, MIA incluirá 16 de estos elementos, para alcanzar una resolución angular del arcosegundo. Los objetivos científicos que motivan el desarrollo de MIA se presentan en esta contribución; los mismos abarcan desde estudios de temporización de púlsares, fuentes transitorias, ráfagas rápidas de radio, hasta estudios de líneas y continuo asociados al universo temprano y fuentes no térmicas en general.; The Instituto Argentino de Radioastronomía is building the prototype of an interferometric antenna array, called the Multipurpose Interferometric Array (MIA), which will be composed of elements of about 5-m disk diameter and 1.4 GHz digital receivers with a final bandwidth of 1000 MHz. In its medium - but expandable - configuration, MIA will include 16 of such elements, to achieve an angular resolution of an arcsecond. The scientific objectives motivating the development of MIA are presented in this paper, ranging from timing studies of pulsars, transient sources, fast radio bursts, to line and continuum studies related to the early universe and non-thermal sources in general, among others. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171843 2024-01-01T00:00:00Z El Instituto Argentino de Radioastronomía está construyendo el prototipo de un arreglo interferométrico de antenas denominado Multipurpose Interferometric Array (MIA), que estará compuesto por elementos de unos 5 m de diámetro de disco y receptores digitales de 1.4 GHz con un ancho de banda final de 1000 MHz. En su configuración media -pero escalable-, MIA incluirá 16 de estos elementos, para alcanzar una resolución angular del arcosegundo. Los objetivos científicos que motivan el desarrollo de MIA se presentan en esta contribución; los mismos abarcan desde estudios de temporización de púlsares, fuentes transitorias, ráfagas rápidas de radio, hasta estudios de líneas y continuo asociados al universo temprano y fuentes no térmicas en general. The Instituto Argentino de Radioastronomía is building the prototype of an interferometric antenna array, called the Multipurpose Interferometric Array (MIA), which will be composed of elements of about 5-m disk diameter and 1.4 GHz digital receivers with a final bandwidth of 1000 MHz. In its medium - but expandable - configuration, MIA will include 16 of such elements, to achieve an angular resolution of an arcsecond. The scientific objectives motivating the development of MIA are presented in this paper, ranging from timing studies of pulsars, transient sources, fast radio bursts, to line and continuum studies related to the early universe and non-thermal sources in general, among others. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171842 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En este trabajo evaluamos el rendimiento de métodos computacionales de detección de cúmulos estelares utilizando la base de datos infrarroja VVV. La evaluación de dicha capacidad de detección la llevamos a cabo comparando los resultados obtenidos con métodos computacionales que desarrollamos con aquellos basados en la inspección visual de las imágenes VVV. De la comparación entre los resultados obtenidos a partir del método computacional desarrollado y los resultados que provienen de la detección de candidatos a cúmulo estelar por inspección visual, encontramos que el método computacional confirmó un 60 % de los candidatos seleccionados. Estos candidatos resultaron ser sobredensidades estelares que destacan, por lo menos, cinco veces por sobre la densidad media del fondo del cielo, lo cual interpretamos como un umbral de sensibilidad del ojo humano.; In this work we evaluate the performance of computational methods for detecting star clusters using the VVV infrared database. We carried out the assessment of detecting star cluster candidates by comparing the results obtained from computational methods and those from visual inspection of the VVV images. We found that the computational methods recovered 60% of visual detected candidates. These candidates turned out to be stellar overdensities that stand out, at least, five times above the average density of the background of the sky, which we interpret as a threshold for the sensitivity of the human eye. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171842 2024-01-01T00:00:00Z En este trabajo evaluamos el rendimiento de métodos computacionales de detección de cúmulos estelares utilizando la base de datos infrarroja VVV. La evaluación de dicha capacidad de detección la llevamos a cabo comparando los resultados obtenidos con métodos computacionales que desarrollamos con aquellos basados en la inspección visual de las imágenes VVV. De la comparación entre los resultados obtenidos a partir del método computacional desarrollado y los resultados que provienen de la detección de candidatos a cúmulo estelar por inspección visual, encontramos que el método computacional confirmó un 60 % de los candidatos seleccionados. Estos candidatos resultaron ser sobredensidades estelares que destacan, por lo menos, cinco veces por sobre la densidad media del fondo del cielo, lo cual interpretamos como un umbral de sensibilidad del ojo humano. In this work we evaluate the performance of computational methods for detecting star clusters using the VVV infrared database. We carried out the assessment of detecting star cluster candidates by comparing the results obtained from computational methods and those from visual inspection of the VVV images. We found that the computational methods recovered 60% of visual detected candidates. These candidates turned out to be stellar overdensities that stand out, at least, five times above the average density of the background of the sky, which we interpret as a threshold for the sensitivity of the human eye. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171661 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Desde el año 1999, el Grupo de Física Estelar, Exoplanetas y Astrobiología del ZAFE desarrolla en el Complejo Astronómico El Loencito (CASLEO) el Proyecto HKα destinado a observar sistemáticamente una centena de estrellas dF5 a dM5.5, con el objetivo de extender el estudio de la variabilidad y periodicidad magnética al final de la secuencia principal. Actualmente el Proyecto HKa es el único relevamiento sistemático de actividad estelar funcionando desde hace más de dos décadas. Este proyecto permitió detectar los primeros ciclos de actividad en enanas rojas, así como estudiar indicadores de actividad en diferentes regiones del espectro visible para distintos tipos espectrales y a lo largo de todo un ciclo de actividad estelar. En este trabajo, presentamos las nuevas herramientas desarrolladas para manejar esta extensa base de datos y los aportes que representarán para el Proyecto HKa con las mejoras instrumentales del Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) en estos últimos 5 años.; Since 1999, the ZAFE Stellar Physics, Exoplanets and Astrobiology Group has been developing the HKa Project at el Complejo Astronómico El Loencito (CASLEO), dedictaed to systematically observe a hundred dF5 to dM5.5 stars, with the aim of extending the study of magnetic variability and periodicity at the end of the main sequence. Currently the HKα Project is the only systematic survey of stellar activity in operation for more than two decades. The observations obtained under this project allowed the group to detect the first activity cycles in red dwarfs and to study activity indicators in different regions of the visible spectrum for different spectral types and throughout an entire stellar activity cycle. In this work, we present the new tools developed to manage this extensive database and the expected contributions for the HKa from the instrumental improvements of the Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) in this last 5 years. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171661 2024-01-01T00:00:00Z Desde el año 1999, el Grupo de Física Estelar, Exoplanetas y Astrobiología del ZAFE desarrolla en el Complejo Astronómico El Loencito (CASLEO) el Proyecto HKα destinado a observar sistemáticamente una centena de estrellas dF5 a dM5.5, con el objetivo de extender el estudio de la variabilidad y periodicidad magnética al final de la secuencia principal. Actualmente el Proyecto HKa es el único relevamiento sistemático de actividad estelar funcionando desde hace más de dos décadas. Este proyecto permitió detectar los primeros ciclos de actividad en enanas rojas, así como estudiar indicadores de actividad en diferentes regiones del espectro visible para distintos tipos espectrales y a lo largo de todo un ciclo de actividad estelar. En este trabajo, presentamos las nuevas herramientas desarrolladas para manejar esta extensa base de datos y los aportes que representarán para el Proyecto HKa con las mejoras instrumentales del Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) en estos últimos 5 años. Since 1999, the ZAFE Stellar Physics, Exoplanets and Astrobiology Group has been developing the HKa Project at el Complejo Astronómico El Loencito (CASLEO), dedictaed to systematically observe a hundred dF5 to dM5.5 stars, with the aim of extending the study of magnetic variability and periodicity at the end of the main sequence. Currently the HKα Project is the only systematic survey of stellar activity in operation for more than two decades. The observations obtained under this project allowed the group to detect the first activity cycles in red dwarfs and to study activity indicators in different regions of the visible spectrum for different spectral types and throughout an entire stellar activity cycle. In this work, we present the new tools developed to manage this extensive database and the expected contributions for the HKa from the instrumental improvements of the Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) in this last 5 years. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171659 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En este artículo presentamos un resumen sobre las características más importantes de los discos protoplanetarios, tanto desde un punto de vista observacional como teórico. Discutimos sobre los principales mecanismos físicos que dan lugar a la evolución de su componente gaseosa, y su final disipación. Por último comentamos cómo diferentes ambientes estelares pueden afectar a la evolución de estos objetos y sobre las implicancias que estos puedan tener en los procesos de formación planetaria.; In this article, we present a summary of the most important characteristics of protoplanetary disks, both from an observational and theoretical point of view. We discuss the primary physical mechanisms that lead to the evolution of their gaseous components, as well as their eventual dissipation. Finally, we comment on how different stellar environments can impact the evolution of these objects and the implications they may have on planetary formation processes. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171659 2024-01-01T00:00:00Z En este artículo presentamos un resumen sobre las características más importantes de los discos protoplanetarios, tanto desde un punto de vista observacional como teórico. Discutimos sobre los principales mecanismos físicos que dan lugar a la evolución de su componente gaseosa, y su final disipación. Por último comentamos cómo diferentes ambientes estelares pueden afectar a la evolución de estos objetos y sobre las implicancias que estos puedan tener en los procesos de formación planetaria. In this article, we present a summary of the most important characteristics of protoplanetary disks, both from an observational and theoretical point of view. We discuss the primary physical mechanisms that lead to the evolution of their gaseous components, as well as their eventual dissipation. Finally, we comment on how different stellar environments can impact the evolution of these objects and the implications they may have on planetary formation processes. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171658 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 En este trabajo se analizó el origen físico de las inhomogeneidades primordiales durante la era inflacionaria. El marco teórico propuesto está basado, por un lado, en el contexto de gravedad semiclásica donde solamente se cuantizan los campos de materia y no la métrica espacio-temporal. Por otro lado, se incorpora un mecanismo de colapsos objetivos basado en el modelo de Localización Continua Espontánea (CSL por sus siglas en inglés), el cual es aplicado a la función de onda asociada al campo inflatón. Esto es introducido para atender la relación cercana entre la cosmología y el llamado “problema de la medición” en Mecánica Cuántica. En particular, para romper las simetrías asumidas para el vacío de Bunch-Davies inicial y así obtener las inhomogeneidades observadas hoy, la teoría necesita de algo similar a una “medición”, ya que la evolución lineal dada por la ecuación de Schrodinger no rompe simetrías iniciales. El colapso dado por el modelo CSL provee un mecanismo satisfactorio de ruptura de las simetrías iniciales del vacío de Bunch-Davies. El aspecto novedoso en este trabajo es que el modelo CSL propuesto surge a partir de las elecciones más simples para el parámetro y operador de colapso, obteniéndose un espectro primordial que tiene las mismas características distintivas del espectro estándar, y que es consistente con las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas.; In this work we analyzed the physical origin of the primordial inhomogeneities during the inflation era. The proposed framework is based, on the one hand, on semiclassical gravity, in which only the matter fields are quantized and not the spacetime metric. Secondly, we incorporate an objective collapse mechanism based on the Continuous Spontaneous Localization (CSL) model, and we apply it to the wavefunction associated with the inflaton field. This is introduced due to the close relation between cosmology and the so-called “measurement problem” in Quantum Mechanics. In particular, in order to break the homogeneity and isotropy of the initial Bunch-Davies vacuum, and thus obtain the inhomogeneities observed today, the theory requires something akin to a “measurement” (in the traditional sense of Quantum Mechanics). This is because the linear evolution driven by Schrodinger’s equation does not break any initial symmetry. The collapse mechanism given by the CSL model provides a satisfactory mechanism for breaking the initial symmetries of the Bunch-Davies vacuum. The novel aspect in this work is that the constructed CSL model arises from the simplest choices for the collapse parameter and operator. From these considerations, we obtain a primordial spectrum that has the same distinctive features as the standard one. which is consistent with the observations from the Cosmic Microwave Background. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171658 2024-01-01T00:00:00Z En este trabajo se analizó el origen físico de las inhomogeneidades primordiales durante la era inflacionaria. El marco teórico propuesto está basado, por un lado, en el contexto de gravedad semiclásica donde solamente se cuantizan los campos de materia y no la métrica espacio-temporal. Por otro lado, se incorpora un mecanismo de colapsos objetivos basado en el modelo de Localización Continua Espontánea (CSL por sus siglas en inglés), el cual es aplicado a la función de onda asociada al campo inflatón. Esto es introducido para atender la relación cercana entre la cosmología y el llamado “problema de la medición” en Mecánica Cuántica. En particular, para romper las simetrías asumidas para el vacío de Bunch-Davies inicial y así obtener las inhomogeneidades observadas hoy, la teoría necesita de algo similar a una “medición”, ya que la evolución lineal dada por la ecuación de Schrodinger no rompe simetrías iniciales. El colapso dado por el modelo CSL provee un mecanismo satisfactorio de ruptura de las simetrías iniciales del vacío de Bunch-Davies. El aspecto novedoso en este trabajo es que el modelo CSL propuesto surge a partir de las elecciones más simples para el parámetro y operador de colapso, obteniéndose un espectro primordial que tiene las mismas características distintivas del espectro estándar, y que es consistente con las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas. In this work we analyzed the physical origin of the primordial inhomogeneities during the inflation era. The proposed framework is based, on the one hand, on semiclassical gravity, in which only the matter fields are quantized and not the spacetime metric. Secondly, we incorporate an objective collapse mechanism based on the Continuous Spontaneous Localization (CSL) model, and we apply it to the wavefunction associated with the inflaton field. This is introduced due to the close relation between cosmology and the so-called “measurement problem” in Quantum Mechanics. In particular, in order to break the homogeneity and isotropy of the initial Bunch-Davies vacuum, and thus obtain the inhomogeneities observed today, the theory requires something akin to a “measurement” (in the traditional sense of Quantum Mechanics). This is because the linear evolution driven by Schrodinger’s equation does not break any initial symmetry. The collapse mechanism given by the CSL model provides a satisfactory mechanism for breaking the initial symmetries of the Bunch-Davies vacuum. The novel aspect in this work is that the constructed CSL model arises from the simplest choices for the collapse parameter and operator. From these considerations, we obtain a primordial spectrum that has the same distinctive features as the standard one. which is consistent with the observations from the Cosmic Microwave Background. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171657 Articulo LXV Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía (San Juan, 18 al 22 de septiembre de 2022); Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; vol. 65 Los modelos teóricos muestran que las estrellas binarias y múltiples juegan un papel importante en la energética de los cúmulos estelares y por lo tanto en su evolución dinámica, en particular en cúmulos pobres dominados por una estrella masiva central. En este trabajo presentamos los resultados de un análisis espectroscópico, astrométrico y fotométrico de cuatro cúmulos abiertos jóvenes (UPK617, Markarian38, Alessi 19 y UPK38), que son parte de una muestra seleccionada de 43 cúmulos que poseen una o pocas estrellas centrales que son al menos una magnitud más brillantes que el resto de los miembros. Medimos velocidades radiales de las estrellas brillantes en espectros obtenidos en el Complejo Astronómico El Leoncito y analizamos la variabilidad fotométrica con datos de TESS. A partir de datos astrométricos y fotométricos de Gaia DR3 realizamos un análisis de membresía a los cúmulos, estimamos sus masas y edades. En los dos cúmulos más jóvenes encontramos que las estrellas centrales brillantes son sistemas binarios masivos. Específicamente la estrella HD 173003 de UPK38, es una binaria de líneas dobles de 7.9 d de período, mientras que la estrella HD 167287 en el cúmulo Markarian38 es una binaria de 12.1 d de período con una primaria supergigante azul. Por su parte, el cúmulo Alessi 19 tiene dos estrellas más masivas que el resto de los miembros, una de las cuales posee líneas anchas y la otra presenta una probable variabilidad en velocidad radial. Finalmente en UPK617, el cúmulo más viejo analizado, la estrella central (HD 139165) posee una alta rotación y es una pulsante lenta de tipo espectral B. Estas estrellas masivas podrían jugar un rol destacado en la evolución dinámica de los cúmulos, particularmente cuando se trata de agregados pobres, como es el caso de UPK 38, donde la binaria central contiene cerca del 40 % de la masa total del cúmulo.; Theoretical models show that binary and multiple stars play an important rol in the energetics of open clusters and therefore in their dynamical evolution, particulary in poor clusters dominated by one or a few central massive stars. In this work we present the results of our spectroscopic, astrometric and photometric analysis of four young open clusters (UPK 617, Markarian38, Alessi 19 y UPK 38), that are part of a selected sample of 43 clusters that have one or a few central stars that are at least one magnitude brighter than the rest of the members. We measure radial velocities of bright stars in spectra obtained at the Complejo Astronómico El Leoncito and we analyze photometric variability with data from TESS. Using astrometric and photometric data from Gaia DR3 we perform a membership analysis of the clusters, estimating their masses and ages. In the two youngest clusters we find that the bright central stars are massive binary systems. Specifically, the star HD 173003 in UPK 38 is a double-line binary with a period of 7.9 d, while star HD 167287 in the cluster Markarian38 is a binary with a period of 12.1 d with a blue supergiant primary. The cluster Alessi 19 has two stars that are more massive than the rest of the members, one of which has broad spectral lines and the other presents a probable variability in radial velocity. Finally, UPK 617 is the oldest cluster analyzed whose central star (HD 139165) has a high rotation and is a slow pulsating B-type star. These massive stars could play a prominent role in the dynamical evolution of clusters, particularly in the case of poor aggregates like UPK 38, whose central binary contains about 40% of the total mass of the cluster. Mon, 01 Jan 2024 00:00:00 GMT http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/171657 2024-01-01T00:00:00Z Los modelos teóricos muestran que las estrellas binarias y múltiples juegan un papel importante en la energética de los cúmulos estelares y por lo tanto en su evolución dinámica, en particular en cúmulos pobres dominados por una estrella masiva central. En este trabajo presentamos los resultados de un análisis espectroscópico, astrométrico y fotométrico de cuatro cúmulos abiertos jóvenes (UPK617, Markarian38, Alessi 19 y UPK38), que son parte de una muestra seleccionada de 43 cúmulos que poseen una o pocas estrellas centrales que son al menos una magnitud más brillantes que el resto de los miembros. Medimos velocidades radiales de las estrellas brillantes en espectros obtenidos en el Complejo Astronómico El Leoncito y analizamos la variabilidad fotométrica con datos de TESS. A partir de datos astrométricos y fotométricos de Gaia DR3 realizamos un análisis de membresía a los cúmulos, estimamos sus masas y edades. En los dos cúmulos más jóvenes encontramos que las estrellas centrales brillantes son sistemas binarios masivos. Específicamente la estrella HD 173003 de UPK38, es una binaria de líneas dobles de 7.9 d de período, mientras que la estrella HD 167287 en el cúmulo Markarian38 es una binaria de 12.1 d de período con una primaria supergigante azul. Por su parte, el cúmulo Alessi 19 tiene dos estrellas más masivas que el resto de los miembros, una de las cuales posee líneas anchas y la otra presenta una probable variabilidad en velocidad radial. Finalmente en UPK617, el cúmulo más viejo analizado, la estrella central (HD 139165) posee una alta rotación y es una pulsante lenta de tipo espectral B. Estas estrellas masivas podrían jugar un rol destacado en la evolución dinámica de los cúmulos, particularmente cuando se trata de agregados pobres, como es el caso de UPK 38, donde la binaria central contiene cerca del 40 % de la masa total del cúmulo. Theoretical models show that binary and multiple stars play an important rol in the energetics of open clusters and therefore in their dynamical evolution, particulary in poor clusters dominated by one or a few central massive stars. In this work we present the results of our spectroscopic, astrometric and photometric analysis of four young open clusters (UPK 617, Markarian38, Alessi 19 y UPK 38), that are part of a selected sample of 43 clusters that have one or a few central stars that are at least one magnitude brighter than the rest of the members. We measure radial velocities of bright stars in spectra obtained at the Complejo Astronómico El Leoncito and we analyze photometric variability with data from TESS. Using astrometric and photometric data from Gaia DR3 we perform a membership analysis of the clusters, estimating their masses and ages. In the two youngest clusters we find that the bright central stars are massive binary systems. Specifically, the star HD 173003 in UPK 38 is a double-line binary with a period of 7.9 d, while star HD 167287 in the cluster Markarian38 is a binary with a period of 12.1 d with a blue supergiant primary. The cluster Alessi 19 has two stars that are more massive than the rest of the members, one of which has broad spectral lines and the other presents a probable variability in radial velocity. Finally, UPK 617 is the oldest cluster analyzed whose central star (HD 139165) has a high rotation and is a slow pulsating B-type star. These massive stars could play a prominent role in the dynamical evolution of clusters, particularly in the case of poor aggregates like UPK 38, whose central binary contains about 40% of the total mass of the cluster.