ASESOR: A. Montaña, D. Sánchez-Arguelles y D. Hughes
Las galaxias sub-mm (SMGs) son una población de galaxias muy luminosas, con tasas de formación estelar extremas (> 100 masas solares por año), y fuertemente obscurecidas por polvo. Este tipo de galaxias se descubrieron hace apenas ~20 años, y su estudio es crucial para entender los procesos de formación y evolución de galaxias, así como para entender la historia de formación estelar en el Universo. Aunque en un principio el estudio de estas galaxias estuvo limitado a mapas pequeños, recientemente una nueva generación de telescopios sub-mm (e.g. South Pole Telescope, Atacama Cosmology Telescope y los telescopios espaciales Herschel y Planck) han realizado censos de áreas extensas del cielo y sin sesgo, abriendo una nueva ventana al estudio de la población de SMGs. Un resultado importante de estas observaciones fue el descubrimiento de una población de SMGs extremadamente brillantes, las cuales no se ajustan a las predicciones de los modelos actuales de formación y evolución de galaxias, y solo pueden explicarse considerando efectos de magnificación por lentes gravitacionales. Dichas observaciones no cuentan con la resolución angular suficiente para permitir la identificación precisa de contrapartes de las SMGs en otras longitudes, ni para garantizar que se trata de fuentes individuales. En este proyecto analizaremos observaciones realizadas con la cámara AzTEC del GTM (con alta resolución angular) de una muestra de SMGs extremadamente brillantes detectadas por el telescopio espacial Herschel y estudiar cuál es la fracción de fuentes individuales (e.g. intrínsecamente brillantes) y fuentes múltiples, cuyo flujo combinado en las observaciones de baja resolución angular se detecta como una fuente brillante.
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ASESOR: I. Aretxaga y M. Zeballos
Saber cómo se formaron los cúmulos de galaxias es una de las grandes preguntas de la cosmología. Debido a que son las estructuras más grandes del Universo, el modelo estándar de formación de estructura (ΛCDM) señala que posiblemente se formaron en las regiones más densas. Una manera eficiente de encontrar estas regiones en el Universo temprano es apuntando a los alrededores de radio galaxias a altos corrimientos al rojo (z>2). Estas radio galaxias son sistemas muy masivos que también tienden a formarse en regiones densas, y posiblemente en la intersección de filamentos cósmicos. En este proyecto se analizarán observaciones a 1.1mm tomadas con la cámara AzTEC hacia el proto cúmulo identificado por medio de la radio galaxia PKS1138-262 a z=2.16. Usando imágenes tomadas con el telescopio espacial Herschel a 100, 160, 250, 350 y 500 micras buscaremos contrapartes de las galaxias AzTEC y estudiaremos su emisión de energía entre el infrarrojo lejano y milimétrico. Así podremos estimar propiedades como su luminosidad, tasa de formación estelar, y posible pertenencia al proto cúmulo.
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ASESOR: M. Zeballos
Los quásares son los objetos más luminosos que conocemos en el Universo. En un principio se les identificó como estrellas porque su emisión era puntual. Sin embargo, estudios posteriores revelaron líneas de emisión que las estrellas ordinarias no producían. Así se les bautizó con el nombre de “casi estrellas“, que en inglés se dice “quasi stars” o “quasi stellar objects”, y que derivó en la palabra quásar. Ahora sabemos que los quásares se encuentran usualmente en el centro de galaxias, se ven como estrellas porque su brillo muchas veces sobre pasa al de la galaxia que los hospeda, y su fuente de emisión puede ser una región de un tamaño apenas mayor a la de nuestro sistema solar. Los quásares albergan en su centro agujeros negros súper masivos que son alimentados por material cayendo a grandes velocidades. Este proceso libera cantidades enormes de energía repartida en todas las bandas del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma. Asimismo, esta energía puede variar de manera importante en varias escalas de tiempo, incluso a veces en escalas tan cortas como cientos de segundos. Lamentablemente aún no conocemos en detalle todos los procesos que causan estas variaciones, pero para las emisiones en el rango milimétrico y de radio se entiende que se deben a llamaradas sincrotrón. En este proyecto estudiaremos la emisión milimétrica de uno de los quásares más brillantes y mejores estudiados que conocemos: 3C 273. Este quásar fue uno de los primeros en ser descubiertos (1963), y pertenece al grupo de los más brillantes y cercanos a la Tierra (z=0.158). Analizaremos varias de sus imágenes tomadas con la cámara AzTEC durante algunos meses entre 2015 y 2016 con el fin de complementar el seguimiento que le hace el interferómetro SMA (Sub-millimeter array). Así podremos comparar los flujos obtenidos con datos históricos disponibles y mostrar los cambios que ha sufrido su curva de luz.
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ASESOR: D. Rosa-Gonzalez y O. Vega
A partir de datos obtenidos recientemente con el GTM se pretenden estudiar diferentes diagramas de diagnostico que separen las galaxias con formación estelar de aquellas que presentan un núcleo activo. Se analizaran espectros del GTM con la intención de identificar líneas moleculares, medir sus flujos y relacionar estos con las propiedades de la galaxia. También trabajaremos con modelos teóricos sencillos con la idea de interpretar los resultados obtenidos.
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ASESOR: D. Mayya, O. Vega y D. Rosa-Gonzalez
Existen galaxias, conocidas como “starburst”, que están formando estrellas a un ritmo tan alto que no se puede sostener por más de 10% de la vida de la l galaxia. M82 es una galaxia de este tipo. Entender porque algunas galaxias forman estrellas con un ritmo tan elevado es uno de los problemas astrofísicos de frontera. Los núcleos de galaxias “starburst” se caracterizan por tener grandes cantidades de gas denso y polvo que oscurecen su vista en bandas visuales. Por otro lado estas galaxias emiten la mayoría de su luz a longitudes de ondas largas, desde el infrarrojo hasta el milimétrico. La galaxia M82 fue observada con el GTM en su segunda y tercera temporada, detectando transiciones de moléculas que indican grandes cantidades de gas denso. El espectro milimétrico también muestra transiciones que corresponden al gas ionizado, que a su vez dan información sobre el ritmo de formación estelar oscurecida por el polvo y no detectada en bandas visuales. El estudiante aprenderá la interpretación de espectro milimétrico y a medir los flujos de las diferentes líneas. Se usarán los flujos de las diferentes transiciones de líneas de gas ionizado para calcular el ritmo de formación estelar en M82. Se comparará este ritmo con los calculados usando otros indicadores.
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ASESOR: F. Rosales-Ortega
Una de las claves para entender la formación y evolución de galaxias es conocer el origen y destino del gas dentro de ellas. El entendimiento de cómo el gas se convierte en estrellas así como las condiciones, locales y globales, que favorecen la formación de estrellas es de vital importancia en este contexto. Una forma de investigarlo es la observación del gas molecular denso, frío y tibio del medio interestelar. La molécula HCN (88.63 GHz) es el mejor trazador del gas denso y tibio en donde se forman estrellas. Para galaxias cercanas, la línea de HCN es una de las más prominentes en la ventana de 3mm (77-111 GHz) que puede observarse con el instrumento RSR del GTM. El proyecto consistiría en identificar, medir y obtener las intensidades de la línea HCN así como otras moléculas trazadoras del gas molecular tibio en una muestra de galaxias cercanas con observaciones previas en CO, para posteriormente investigar la universalidad del cociente HCN/CO y estimar la fracción de gas molecular denso en el cual hay formación estelar comparado con la masa de gas molecular total.
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ASESOR: A. Gómez-Ruiz
Determinar las propiedades físicas de flujos de muy alta velocidad encontrados en transiciones moleculares con observaciones GTM hacia proto-nebulosas planetarias. El estudiante aprenderá los conceptos básicos para entender lo que son estos objetos y la importancia de observaciones de moléculas en estos ambientes. Se le introducirá en los detalles de las observaciones con el GTM, en particular sobre el instrumento utilizado, y en el procesamiento de los datos. El estudiante será instruido sobre los conceptos físicos necesarios para la determinación de las propiedades a través de observaciones de moléculas. Los conceptos aprendidos serán llevados a la práctica con los datos ya procesados. El estudiante estimará entonces las cantidades físicas que al final pondrá en el contexto de los esquemas de evolución de estos objetos astronómicos. Al término del taller, el estudiante será capaz de reconocer la importancia de observaciones de moléculas para la determinación de las propiedades físicas en los objetos astronómicos donde éstas se encuentran presentes.
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ASESOR: M. Chávez Dagostino y E. Bertone
Unos de los descubrimientos más importantes del Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS, por sus siglas en ingles) fue el exceso IR en la distribución de energía de la estrella VEGA, originado por material circunestelar constituido principalmente por polvo distribuido en un disco alrededor de la estrella. Diversos procesos físicos disipan el disco de polvo y gas circunestelares que se forman en las etapas tempranas de la evolución de una estrella de baja masa, por lo que se infiere que los discos (de debris), presentes en aprox. 20% de las estrellas maduras de tipo solar, se forman a través de procesos de segunda generación como las colisiones de planetésimales. Estos procesos colisionales dan origen al denominado Cinturón de Kuiper (o de Edgeworth-Kuiper) en nuestro sistema solar, que consta de material con orbitas similares o mayores a aquella de Neptuno. Las bajas temperaturas del polvo (20-150K) en estos discos de debris implica que para conocer sus propiedades (masa, temperatura, etc.) las ventanas espectrales optimas sean el IR, submilímetros y milímetros. En este proyecto analizaremos las observaciones de algunos discos observados con la cámara de continuo AzTEC acoplada al Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano. Se reducirán los datos y se aplicaran sencillos modelos de cuerpo gris para derivar cantidades físicas asociadas al material que circunda estos objetos.
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ASESOR: A. Porras
Eta-Carina es uno de los objetos estelares mas enigmáticos del cielo sureño por su actividad (cambios en luz visible de hasta 9 mag en aprox. 200 años) y cercanía (7500 años luz o 2.3 kiloparsecs). Su masa estimada entre 100 y 150 masas solares, la hacen un candidato estelar a finalizar su evolución como una supernova o hipernova. Las observaciones en longitudes de onda desde el infrarrojo cercano hasta el radio revelan el material circundando la estrella, y el estudio de las variaciones de flujo en diferentes épocas ha permitido modelar los procesos radiativos que en esta periferia se dan. Entre los mecanismos de emisión a 1.1mm están: emisión de polvo tibio (~430 K), emisión de polvo frío (~210 K), emisión libre-libre nebular, o viento estelar ionizado. El objetivo es investigar a qué proceso corresponde la emisión milimétrica observada en 2007. Los objetivos específicos son: 1) medir el flujo de la emisión milimétrica de un mapa a 1.1mm, 2) investigar a qué proceso radiativo corresponde esta emisión, y 3) Comparar el resultado obtenido con los valores reportados de otras épocas y longitudes de onda para obtener conclusiones.
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ASESOR: A. Gómez-Ruiz
Entender el proceso de la formación de las estrellas más masivas que nuestro sol es uno de los problemas más importantes a resolver de la astrofísica moderna. Muestras de candidatos a protoestrellas masivas han sido determinadas mediante observaciones en el lejano/mediano infrarrojo y submilimétrico. Seguimientos de estas observaciones a diversas longitudes de onda se han llevado acabo para caracterizar tales objetos. En particular, se ha encontrado que máseres de metanol aparecen casi exclusivamente al rededor de estas proto-estrellas masivas. Mediante observaciones interferométricas a 7mm hemos localizado con precisión los sitios de emisión máser, que por lo común están relacionados a regiones de gas chocado. En un proyecto GTM hemos observado con RSR estos sitios de emisión máser, en la region de frecuencia entre 73-111 GHz. El objetivo de las observaciones GTM con RSR es estudiar la composición química de estas regiones de gas chocado en proto-estrellas masivas. En este proyecto el estudiante identificará las especias moleculares incluidas en la banda de RSR en las diferentes regiones observadas y estudiará correlaciones entre los diferentes trazadores moleculares.
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ASESOR: A. Luna Castellanos
La eficiencia de antena es uno de los parámetros fundamentales de cualquier radiotelescopio, este parámetro nos define las capacidades efectivas de una antena como son su rango de frecuencia de trabajo y resolución espacial. En este proyecto se usarán las técnicas convencionales para la caracterización de una antena parabólica fuera de eje de 80cm de diámetro. Otros temas que se revisarán serán la polarización del receptor, la relación RMS de superficie Vs eficiencia y se calculará el diámetro solar a 12 GHz.
ASESOR: A. Luna Castellanos
Los instrumentos de un radio-telescopio pueden ser clasificados sencillamente como fotómetros o espectrómetros. La mayor cantidad de información que se obtiene de un espectrómetro radica en la habilidad que tenga este para separar la radiación detectada en “sub-bandas angostas” de frecuencia (resolución espectral). En este proyecto se acoplará a la antena de 5mts del Millimeter Wave Observatory (MWO) un Espectrómetro Acusto-Óptico (AOS) en versión laboratorio, con el objetivo de que se entienda este tipo de tecnología y se diferencie de otras técnicas usadas como son los bancos de filtros y autocorreladores.
ASESOR: A. Luna Castellanos
Una apertura circular genera una función de iluminación tipo Bessel, en este proyecto se muestra que la implementación de carga topológica a la función de reflexión de la superficie primaria de un radiotelescopio produce una redistribución de la energía típicamente conocida como “vórtice”. Se medirá dicha re-distribución de energía para una antena fuera de eje de 80cm con una fuente incoherente como el Sol.
ASESOR: M. Velázquez y A. Luna
Un sistema de observación astronómica se compone de dos sistemas escenciales: 1) La instrumentación para la recolección de fotones, i.e. telescopio; 2) sistema de detección. Este proyecto radio-astronómico instrumental involucra la construcción de un detector de /4 acoplado a un colector cilíndrico. Se realizaran pruebas y calibraciones básicas de todo el sistema de recepción acoplado una antena de 5 m, con el fin de integrar un radio telescopio que permita mediciones de radiación de longitud de onda de 21 cm (línea de hidrógeno).
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