ASESOR: A. Montaña, D. Sánchez-Argüelles 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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: O. López-Cruz
Las lentes gravitacionales solo se pueden entender en el marco de la Relatividad General. El mismo Albert Einstein, consideró que el efecto de lente gravitacional nunca se podría observar. Fritz Zwicky en 1937 propuso que los cúmulos de galaxias actuarían como lentes gravitaciones y se dedicó a buscar sus efectos, jamás dio con ellos. Fue hasta 1979 que la primera lente gravitacional fue observada. A mediado de la década de los 80s se descubrieron los “arcos gigantes” estos comprobaron la hipótesis de Zwicky. Desde entonces se han detectado cientos de arcos e imágenes múltiples de galaxias detrás de los cúmulos de galaxias. Un telescopio concentra la luz que emiten los objetos distantes, eso es exactamente lo que hacen las lentes gravitacionales. La materia en el universo nos regala estos telescopios naturales. En esta actividad, el estudiante explorará los fundamentos de las lentes gravitacionales. En particular examinará datos de La fuente SMMJ0658 que tiene un corrimiento al rojo z~2.8. Ésta es una galaxia con fuerte formación estelar que ha sido amplificada más de sesenta veces por el cúmulo de galaxias 1E 0657-56 (z~0.3), también conocido como el Cúmulo Bala (Bullet Cluster). Se usarán datos de los telescopios espaciales HST, Spitzer, Herschel, de los radio telescopios APEX y ASTE, así como de los arreglos interferométricos ATCA y ALMA para determinar las condiciones físicas de SMMJ0658. Entre los parámetros que se derivarán será la masa de la galaxia, su tasa de formación estelar, la masa y la temperatura del polvo dentro de la galaxia, entre otros. Los telescopios naturales nos permiten estudiar galaxias que se nos escaparían en condiciones normales.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Montaña y D. Sánchez-Argüelles
Las observaciones científicas con la cámara AzTEC del GTM, siempre van acompañadas de una serie de observaciones para asegurar el correcto apuntado del telescopio. Estas observaciones se hacen, en general, hacia radio galaxias extremadamente brillantes. En este proyecto proponemos combinar las observaciones de apuntado, tomadas durante las temporadas ES3 y ES4, con el objetivo de generar imágenes profundas de estas radio-fuentes brillantes y sus regiones aledañas. Estas imágenes profundas nos permitirán explorar el entorno de estas fuentes extremas e identificar galaxias sub-milimétrcias débiles en sus alrededores. El principal objetivo del proyecto será, por lo tanto, descubrir si existe una población de galaxias débiles en los entornos de radio-galaxias extremas y, en dado caso, estimar su densidad superficial para compararla con la de campos sin sesgo. Las observaciones de apuntado con AzTEC se hacen utilizando el modo de observación de fotometría (e.i. mapas pequeños con un diámetro menor a 1 minuto de arco y siguiendo un patrón de Lissajous). Un resultado directo y complementario del proyecto será la caracterización de distintas propiedades de este modo de observación (e.g. comportamiento del ruido en función del tiempo de integración y área del mapa).
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: M. Velázquez y E. Aguilar
Las estrellas se forman en los núcleos densos de las nubes moleculares gigantes las cuales están formadas por grandes cantidades de polvo frío y gas molecular. La molécula de CO es el principal trazador de la masa total de gas molecular en las galaxias, el cual está dominado por hidrógeno molecular (H_2). En este trabajo se analizarán los datos tomados con RSR/GTM de la galaxia tipo "dropout SPIRE" a la cual llamaremos NGP6 y que se espera tenga un alto z. Tiene una alta luminosidad en el FIR (>10^12 Lsol) por lo que se espera tenga líneas intensas de CO. La primer etapa es la reducción de datos con DREAMPY para producir el espectro. En la segunda etapa se hará un análisis de ruido para distinguir las candidatas a líneas. La tercera etapa será para comparar los valores de luminosidad de CO inferidos del espectro con diferentes poblaciones de galaxias. En la cuarta etapa se tratará de sacar conclusiones a partir del trabajo anterior. Cabe resaltar que el espectro no presenta líneas robustas, sin embargo podemos sacar información que nos puede servir para restringir los valores de luminosidad de CO y masa del gas molecular en esta galaxia.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Montaña y J. Zavala
La fracción de gas molecular que se convierte en estrellas, también llamada eficiencia de formación estelar, es un importante parámetro en el estudio de la formación y evolución de galaxias. Este proyecto pretende estudiar la eficiencia de formación en galaxias lejanas. La distancia de estos objetos es tal, que su luz ha viajado por más del ~80% de la edad del Universo hasta llegar a nosotros, o en otras palabras, los fotones que detectamos fueron emitidos cuando el Universo tenía tan solo ~20% de su edad actual. Esto nos abre una venta única para estudiar las etapas más tempranas del Universo. Para lograr nuestro objetivo, analizaremos observaciones obtenidas con el GTM de galaxias sub-milimétricas brillantes detectadas inicialmente por el telescopio espacial Herschel, y seleccionadas por ser candidatas a estar a grandes distancias (i.e. en etapas tempranas del Universo). Los datos del GTM incluyen espectros del RSR para estudiar las líneas de emisión del gas molecular, así como imágenes de la cámara AzTEC que trazan la emisión del polvo calentado por las estrellas recién formadas.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: 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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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 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 las intensidades 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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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 del disco prototipico de VEGA observado con la cámara de continuo AzTEC acoplada al Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano. Se reducirán los datos y se aplicarán sencillos modelos de cuerpo gris para derivar cantidades físicas asociadas al material que circunda este objeto. Adicionalmente, se discutirá sobre la morfología del disco alrededor de VEGA y a la potencial presencia de compañeros exo-planetarios.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
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.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Luna
Un parámetro fundamental en Astrofísica es la masa de los objetos. En este proyecto se calcula la masa de la nube molecular asociada a NGC3324 que es parte de la región molecular Galáctica de Carina, en donde se encuentra una de las estrellas de mayor masa de la Vía Láctea (eta Carina). Para ello usaremos una aproximación física de equilibrio termodinámico local (LTE) y los espectros integrados de las líneas de las transiciones rotacionales 13CO(J=1-->0) y 12CO(J=1-->0), líneas que caen en el rango milimétrico. Calcularemos la masa a través de la densidad de columna, el factor de conversión “X” y la suposición de equilibrio virial, los métodos estándar en la literatura.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. Gómez-Ruiz
Entender el proceso de la formación de las estrellas más masivas que nuestro sol es uno de los problemas más importantes a resolver de la astrofísica moderna. Muestras de candidatos a protoestrellas masivas han sido determinadas mediante observaciones en el lejano/mediano infrarrojo y submilimétrico. Seguimientos de estas observaciones a diversas longitudes de onda se han llevado acabo para caracterizar tales objetos. En particular, se ha encontrado que máseres de metanol aparecen casi exclusivamente al rededor de estas proto-estrellas masivas. Mediante observaciones interferométricas a 7mm hemos localizado con precisión los sitios de emisión máser, que por lo común están relacionados a regiones de gas chocado. En un proyecto GTM hemos observado con RSR estos sitios de emisión máser, en la region de frecuencia entre 73-111 GHz. El objetivo de las observaciones GTM con RSR es estudiar la composición química de estas regiones de gas chocado en proto-estrellas masivas. En este proyecto el estudiante identificará las especias moleculares incluidas en la banda de RSR en las diferentes regiones observadas y estudiará correlaciones entre los diferentes trazadores moleculares.
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA:
ASESOR: A. 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).
INSTRUMENTO:
LECTURA RECOMENDADA: