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O conhecimento curricular de Astronomia para surdos, não pode ser empobrecido, subtraído, fragmentado, mas sim formulado para corresponder a sua identidade de cognição, sem distanciar-se, porém, do direito inalienável a tudo que devem conhecer. Métodos de ensino não podem ser únicos para todos e, um sistema educacional que não revela estas diferenças está fadado em provocar a exclusão destes educandos por considerá-los inaptos, intelectualmente. Sendo assim, ao organizar o conteúdo que será trabalhado em sala de aula, o professor terá sempre em mente o tema Sistema Solar /Planetas Clássicos. Este tema está diretamente ligado a outros temas, permitindo ao aluno surdo fazer parte desse todo tão complexo que é o Universo em que vivemos

O trabalho apresentado, refere-se à Proposta prática do Curso, realizado em uma Escola na Modalidade Educação Especial, com alunos da Educação de Jovens e Adultos, todos com comprometimento físico neuromotor, associado a múltiplas deficiências. O Tema da aula: Sistema Solar: Dia e Noite, teve como objetivo ensinar de forma lúdica e prazerosa esse fenômeno da natureza. A metodologia aplicada foi aula expositiva e atividades de registro através de recorte e colagem. Para aula expositiva, fez-se uso de um planisfério escolar, globo terrestre, vídeos e contos populares referentes ao assunto abordado. A motivação do tema uma vez que está inserido no currículo escolar, surgiu durante o curso de extensão universitária UNILA, “Fundamentos Teóricos e Metodológicos para o Ensino-Aprendizagem em Astronomia: Formação de Educadores”, ofertado pelo Polo Astronômico Casimiro Montenegro Filho do Parque Tecnológico Itaipu

A Astronomia figura entre os conteúdos obrigatórios que deverão ser trabalhados pelo professor de Ciências e Geografia no Ensino Fundamental I, (PCN, 1998) embora, possa ser desenvolvido um trabalho interdisciplinar envolvendo outros profissionais como, por exemplo, o docente de Matemática. Como essa área do conhecimento mantém-se em um processo contínuo de inovações, o curso oferecido pelos profissionais que atuam no Polo Astronômico Casimiro Montenegro Filho, é de grande importância para os docentes que atuam na Educação Básica e, que continuamente, precisam repensar suas práxis, seus saberes e os estímulos que fornecerão para a aprendizagem de seus educandos. Primeiramente, realizamos um levantamento de textos, cujos autores expunham sobre o ensino de Astronomia para fundamentação antes da elaboração do planejamento dessa sequência didática. Assim, o problema que orientou o planejamento e a execução das aulas com tal conteúdo foi: Como trabalhar as noções básicas de Astronomia com crianças do 3o ano do Ensino Fundamental I?

Presentación correspondiente a la conferencia impartida el día 22 de marzo en Sevilla, en la Sede de la Subdelegación del Gobierno, con motivo del Día Meteorológico Mundial de 2018.

Comunicación presentada en la jornada: "Calendario meteorológico: 76 años informando del tiempo y del clima", celebrada el 31 de enero de 2018 en la sede central de AEMET en Madrid.

Esta tesis se enmarca en el estudio de scattering de luz visible por muestras de partı́culas irregulares cuyo tamaño es mayor al de la longitud de onda de la luz incidente. En Astronomı́a existe una amplia variedad de escenarios donde los procesos fı́sicos asociados a la interacción de la luz con las partı́culas de polvo juegan un paper muy relevante. Algunos ejemplos son la ceniza volcánica o arena de los desiertos en suspensión en la atmósfera terrestre, las nubes de ácido sulfúrico en Venus, los tolines orgánicos en la atmósfera de Titán, o el polvo zodiacal en el Sistema Solar. A través del estudio de la función de fase y de la polarimetrı́a se ha conseguido obtener información valiosa de estas muestras sin necesidad de tener acceso fı́sico a ellas. En nuestro caso, estamos interesados en caracterizar la respuesta espectropolarimétrica del regolito lunar. El regolito puede definirse como el material no consolidado en forma de granos o polvo que se encuentra sobre el lecho de roca sólida. Además, este material ha sido alterado con respecto al material primigenio rocoso por estar expuesto a la radiación y los impactos de meteoritos. La polarimetrı́a de la Luna ha sido estudiada a partir de observaciones desde la Tierra durante los últimos dos siglos, pero cuando finalmente se consiguió llegar a su superficie y regresar con muestras reales, la mayor parte de las preguntas por responder fueron resueltas. Sin embargo, el método de estudio por técnicas remotas siguió desarrollándose ya que podı́a ayudar a caracterizar observaciones de otros planetas y satélites del Sistema Solar. De hecho, en los últimos años se ha propuesto usar la polarimetrı́a para estudiar exoplanetas. El objetivo de esta tesis es el de caracterizar el simulante lunar JSC-1A mediante su matriz de scattering. Para ello, se han realizado medidas experimentales en el COsmic DUst LABoratory situado en el Instituto de Astrofı́sica de Andalucı́a en Granada, España (IAA- CODULAB). Las medidas fueron realizadas a tres longitudes de onda en el visible (488, 520 y 647 nm) para ángulos de scattering comprendidos entre 3 ◦ y 177 ◦ . Para poder facilitar su uso en aquellas investigaciones que requieran conocer la matriz de scattering en todo el rango de ángulos, se ha calculado por extrapolación una matriz sintética definida de 0 ◦ a 180 ◦ . Para completar las medidas de laboratorio se han realizado simulaciones de partı́culas irregulares usando el código SIRIS desarrollado en la Universidad de Helsinki. Este código simula particulas irregulares usando formas gaussianas aleatorias a las que además se le pueden incluir heterogeneidades internas y externas para simular inclusiones o rogusidad superficial. Primero se ha hecho un estudio metódico de los distintos parámetros que carac- terizan a la partı́cula (tamaño, ı́ndice de refracción y composición de las heterogeneidades) para ver cómo se ve afectada la matriz de scattering. Una vez testeado el código, nos propusi- mos reproducir los efectos de la “erosión espacial” sobre el espectro de reflectancia de una muestra prı́stina de regolito lunar. Esta erosión espacial se produce cuando las partı́culas se encuentran expuestas al vacı́o del espacio, sufriendo impactos de meteoroides y efectos de la radiación cósmica y solar. Estos efectos generan nanopartı́culas de hierro reducido (Fe 0 ) que afectan al espectro de reflectancia oscureciéndolo, enrojeciéndolo y disminuyendo la profundidad de las bandas de absorción. El código SIRIS reprodujo estos efectos al incluir partı́culas nanométricas con las caracterı́sticas ópticas del Fe 0 como inclusiones dentro del regolito lunar., The subject of this thesis is the study of light scattered by irregular particles larger than the wavelength of the incident light. In Astronomy there is a wide range of interesting physical phenomena linked to the interaction of light with dust particles. As examples of those astrophysical scenarios where dist plays a significant role we could mention the desert sand or volcanic ash suspended in Earth’s atmosphere, sulfuric acid clouds in Venus, organic tholins in Titan or zodiacal dust in the Solar System. Through the study of the phase function and polarimetry, invaluable information have been obtained without having direct physical access to these samples. In our case, we are interested in characterizing the spectropolarimetric response of the lunar regolith. The regolith can be defined as the loose material in form of grains or dust that covers solid rock. Further, this material is altered with respect to the primal rock bed beneath due to its exposure to the harsh environment of outer space, radiation, and meteoroid collisions. The Moon has been studied by polarimetric techniques during the past two centuries. Finally, when the man reached the Moon and real samples were brought back, many unsolved questions were answered. However, the remote sensing studies continued developing because they might be useful to study other Solar System’s celestial bodies as planets and satellites. In fact, in recent years polarimetry has been proposed to study exoplanets. The objective of this thesis is to describe the JSC-1A lunar simulant sample through the characterization of its scattering matrix. Experimental measurements have been performed at the COsmic DUst LABoratory located at the Instituto de Astrofı́sica de Andalucı́a in Granada, Spain (IAA-CODULAB). The measurements were performed at three different wavelengths in the visible range (488, 520, and 647 nm) and for scattering angles from 3 ◦ to 177 ◦ . To facilitate the use by those researchers that require the whole scattering angle range, a synthetic extrapolated matrix has been computed in the range 0 ◦ to 180 ◦ . To complement the laboratory measurements, computer simulations of irregular particles have been performed using the SIRIS code developed at the University of Helsinki. This code simulate irregular particles using the so-called Gaussian random shapes. Moreover, the code allows to include internal or external inhomogeneities to mimic inclusions or surface roughness. Firstly, a comprehensive study of the parameters that characterize the particle and how these affect the scattering matrix has been done (i.e. size, refractive index and inhomogeneities composition). Once the code was tested, we tried to reproduce the space weathering effects on the reflectance spectrum of a non-weathered lunar regolith sample. The space weathering is produced when the particles are exposed to outer space, experiencing meteoroid collisions and the effects of cosmic and solar radiation. These phenomena trigger the formation of iron reduced (Fe 0 ) nanoparticles that affect the reflectance spectrum which darkens, reddens and its absorption bands become shallower. The SIRIS code was able to reproduce these effects by adding nanometric particles with optical properties of the Fe 0 acting as inclusiones within the lunar regolith., Tesis Univ. Granada., Programa Oficial de Doctorado en Física y Ciencias del Espacio

Hasta hace muy poco tiempo era una conjetura, hoy es una certeza, las estrellas con planetas a su alrededor son algo común en el Universo. Se dice que la realidad supera a la ficción, y en este caso no solamente es cierto, sino que la supera por mucho. Se conoce relativamente bien la formación, desarrollo y muerte de las estrellas, sobre todo porque emiten mucha información, luz, calor y radiación en toda la amplitud del espectro electromagnético, el Sol entre ellas, que no deja de ser una estrella normal y corriente más, pero detectar y estudiar planetas extrasolares es muchísimo más complicado, primero porque están muy cerca de su estrella, que brilla millones de veces más que los planetas a su alrededor palideciendo la luz de su esquiva prole, y en segundo lugar por su tamaño, muy inferior al de su estrella anfitriona. Sin embargo, los avances tecnológicos y científicos han dado sus frutos en los últimos años, y el número de exoplanetas descubiertos crece rápidamente, casi de un día para otro, ya se han identificado alrededor de cinco mil planetas extrasolares, más de la mitad de ellos confirmados y otros muchos por confirmar, pero todos situados a distancias próximas (en términos galácticos), lo que hace suponer la existencia de varios miles de millones de planetas similares a la Tierra (solamente en nuestra galaxia), con órbitas situadas a distancias óptimas de su sol como para permitir condiciones de habitabilidad. De las atmósferas de estos planetas confirmados se sabe poco aún, pero seguramente se den unas circunstancias (composición, densidad, gravedad, cantidad de agua, radiación, etc.) que configuren unas meteorologías diversas y exóticas. Los científicos van a encontrarse con escenarios muy diferentes a los de la Tierra, que sin duda darán lugar a nuevas disciplinas científicas aún sin desarrollar, como la exometeorología. ¡Apasionante horizonte el que se abre para las generaciones venideras de exometeorólogos!

132 p., En esta tesis, estudiamos la dinámica de las regiones polares de Saturno a nivel de las nubes de amoniaco desde 60º a 90º latitud mediante el análisis de imágenes multiespectrales de muy alta resolución capturadas por las cámaras del instrumento Imaging Science System (ISS) de la nave Cassini entre Octubre 2006 y Septiembre 2014 en longitudes de onda del visible entre el ultravioleta (~ 400 nm) y el infrarrojo cercano (~ 1000 nm) y nos centramos en la comparación de la dinámica entre ambas regiones polares. Con el fin de estudiar la dinámica de estas regiones, medimos el movimiento horizontal de las nubes y construimos mapas de viento zonal y meridional, junto con perfiles de viento zonal medio, desde 60º hasta el polo. Por otro lado, construimos mapas de vorticidad relativa y mapas bisimensionales de vorticidad potencial tanto de Ertel como quasi-geostrófica. Además, con el propósito de entender la naturaleza de la dinámica observada en ambas regiones polares, caracterizamos la morfología nubosa de la región polar norte de Saturno a diferentes longitudes de onda y analizamos su variación temporal. Finalmente, estudiamos varias posibles interpretaciones de la naturaleza del Hexágono, utilizando los vientos obtenidos al inicio de la tesis. Los resultados de este estudio nos muestran que la dinámica en ambas regiones polares es muy similar, alcanzando valores tanto de velocidades zonales como de vorticidades muy similares en ambos casos. Por otro lado vemos que, a pesar de observar variaciones en la apariencia del vórtice polar norte y actividad de tipo convectiva en el Hexágono, ninguna de estas estructuras muestra cambios estacionales en su dinámica.

O objetivo deste artigo é apresentar a concepção das leis de Kepler utilizando os aplicativos (livres) Stellarium e Geogebra para obter e analisar dados semelhantes aos que Kepler teve acesso. Embora o procedimento apresentado não seja exatamente igual ao de Kepler, ele permite, de forma didática, entender e aplicar a orientação seguida por ele para obter as leis sobre o movimento de planetas. Espera-se que o estudo quantitativo aqui desenvolvido esclareça o significado de algumas discussões qualitativas em diversas referências sobre este assunto e possa ser usado em aplicações didáticas.

O objetivo deste artigo é apresentar a concepção das leis de Kepler utilizando os aplicativos (livres) Stellarium e Geogebra para obter e analisar dados semelhantes aos que Kepler teve acesso. Embora o procedimento apresentado não seja exatamente igual ao de Kepler, ele permite, de forma didática, entender e aplicar a orientação seguida por ele para obter as leis sobre o movimento de planetas. Espera-se que o estudo quantitativo aqui desenvolvido esclareça o significado de algumas discussões qualitativas em diversas referências sobre este assunto e possa ser usado em aplicações didáticas. The aim of this paper is to present the conception of the laws of planetary motion using the free softwares Stellarium and Geogebra to get and process data similar to those accessible to Kepler. Although this procedure is not exactly equal to the one accomplished by Kepler, it allows, in a didactic way, to understand and to apply the orientation followed by him in order to obtain his laws about the planetary motion. It is expected that the quantitative study here developed make clear the meaning of some qualitative discussions in several references on this subject and have didactic application.

Latvijas Universitātes Astronomijas institūtam ir būtiska loma pētījumos. Lai godinātu sasniegumus astronomijā, 2016. gada nogalē tika atklāta izstāde "Latvijas Universitāte Saules sistēmā: debess ķermeņi, kam dots ar Latviju un Latvijas Universitāti saistīts vārds ".

En este artículo se hablará de la terraformación, esto es, la adaptación de planetas a condiciones de habitabilidad adecuadas a los seres humanos en nuevos mundos. El término tuvo su origen en la ciencia ficción, pero desde finales del siglo pasado ha despertado un interés cada vez mayor por parte de la comunidad científica y es, hoy por hoy, una respetable materia de estudio. Hablar de terraformación es, en gran parte, hablar de ciencia atmosférica, ya que será una atmósfera idónea la que permita a una hipotética colonia de seres humanos establecerse en un nuevo mundo. Tras una breve historia del término terraformación, se pasará a discutir los posibles hábitats susceptibles de experimentar este proceso, mostrando que las posibilidades más realistas son aquellas que se aplican a planetas con estructura geológica y morfológica lo más parecida posible a la Tierra, para llegar a un caso arquetípico de terraformación: el planeta Marte; se discutirán brevemente sus actuales características físicas (con especial énfasis en su clima) y se comentarán las diversas opciones que autores de renombre han propuesto para convertir Marte en un mundo adaptado a la supervivencia de los seres humanos. La colaboración terminará enumerando algunas conclusiones de todo lo comentado, sin olvidar el muy interesante problema ético asociado a la terraformación.

En nuestro trabajo estudiamos el rol dinámico de planetas gigantes masivos en sistemas planetarios que orbitan una estrella central de tipo solar, una vez disipado el gas del disco. Nos focalizamos en el estudio de la última etapa evolutiva de un sistema planetario, una vez formado un planeta gigante gaseoso en el sistema, con el fin de entender cómo afectan estos a la formación de planetas terrestres (planetas rocosos con una delgada capa gaseosa). Para llevar a cabo el análisis en esta etapa postgas, realizamos simulaciones de N − cuerpos utilizando el código Mercury, partiendo de distribuciones iniciales de embriones y planetesimales, calculadas a partir de perfiles de densidad superficial del gas y sólidos de un disco protoplanetario, y de un gigante masivo formado antes de que el gas se disipara del disco. Para cumplir nuestro objetivo de estudio, 163 simulaciones fueron realizadas variando en cada escenario la masa del gigante, siendo 3 Mj, 2 Mj, 1.5 Mj, 1 Mj, 1 Ms y 0.5 Ms, donde Mj representa la masa de Júpiter y Ms la masa de Saturno, las masas elegidas en cada caso. Dividimos nuestro análisis en dos áreas: el rol dinámico del gigante como perturbador masivo del sistema, y el rol del gigante en la formación de planetas potencialmente habitables. - Planeta gigante, como perturbador del sistema: estudiamos los cambios que sufre un sistema planetario, en su última etapa de evolución, en el cual se encuentra un único planeta gigante. Analizamos los cambios respecto a la acreción, eyección y supervivencia de los cuerpos del sistema en relación a cada gigante de cada escenario elegido. - Planeta gigante, como indicador de habitabilidad: analizamos en cada escenario como varía la cantidad y el tipo de planeta que logra ubicarse en la zona habitable, al finalizar cada simulación en relación con el planeta gigante considerado. Luego del análisis desarrollado en nuestro trabajo, presentamos los puntos de interés más relevantes: - Los gigantes más masivos de nuestro trabajo, 2 Mj y 3 Mj, son los que remueven más eficientemente embriones ricos en agua, principalmente a partir de eyecciones. - El escenario de 1 Mj parece representar un límite más allá del cual la eficiencia de migración de embriones externos comienza a disminuir. - Los perturbadores de 1 Ms, 1 Mj y 1.5 Mj son los escenarios más permeables, permitiendo el paso de una mayor cantidad de embriones externos al sistema interior, y más eficientes para la formación de mundos de agua en la zona habitable. - La formación de planetas en la zona habitable parece ser un proceso común en todos nuestros escenarios de trabajo, aunque en ninguno se formó un planeta tipo Tierra. - El perturbador de 0.5 Ms es el único que migra hacia el sistema interior en todas las simulaciones. Nos preguntamos cual será el límite para este tipo de comportamiento., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Since the 1995 discovery of the first exoplanet orbiting a solar-type star (Mayor & Queloz 1995), the number of these has grown exponentially. To date, more than 4,500 planets have been detected (more than 3,200 confirmed). In addition, the size of these planets is very diverse, from giant Jupiter-type planets (the first to be discovered) to Earth-like planets (the number of which is booming, thanks to improved detection methods). To characterize a planetary system, it is necessary to know the chemical composition of its host star. In this thesis, we present a uniform study of volatile and refractory elements, with a total of 14 different elements analysed. In the case of volatile elements, chemical abundances of nitrogen and carbon were analysed in a sample of 74 and 1,110 stars, respectively. In both cases, molecular bands in the near ultraviolet and optical were used. This is because in the case of nitrogen, there are no atomic lines in the optical that can be studied; the only available line of atomic nitrogen is at 7,468Å, often outside the spectral range of currently available instrumen- tation. In the case of carbon, there are lines at 5,380Å and 5,052Å, but they are difficult to study. Therefore, we opened a door to use molecular bands as a reliable method to study chemical abundances. To do this, we developed a continuous tuning method of the stellar photosphere that allows us to normalize the spectrum reliably. This is especially necessary in the case of nitrogen, where the points of the continuum are practically non-existent. We analysed stars with and without planets, to look for differences in their chemical composition. In the case of nitrogen and carbon, we found no significant differences between the samples. Using the carbon abundances obtained and oxygen, magnesium, and silicon data from the literature belonging to our group, we calculated the C/O and Mg/Si ratios. These ratios are especially important in charac- ixx terizing the planets orbiting the stars because in the case of Mg/Si, these will be similar on the planet and in the star. For the C/O, this depends on the stars ice lines, the distance to the star where the planet formed. C/O measurements obtained are estimates for those that can be found on the planets. In the case of refractory elements, 12 different elements have been studied: Na, Mg, Al, Si, Ca, Sc (ScI and ScII), Ti (TiI, TiII), V, Cr (CrI, CrII) Co, Mn, and Ni. We focused our study in metal-poor stars, given the great interest of these objects. We found overabundances of α elements (Mg, Si and Ca) in our sample, confirming previous results. In addition, we obtained results that support the theory that this overabundance is related to the chemical characteristics of the protoplanetary disk and not to the membership of a certain stellar population.

Neste trabalho foi realizado um estudo sobre as luas de Júpiter e seus movimentos. Para abordar este tema em sala de aula, descrevemos inicialmente o movimento circular uniforme e o movimento harmônico simples. Posteriormente, reunimos estes conteúdos ao movimento das luas de Júpiter, sendo que o movimento harmônico descreve o vai e vem das luas, quando observadas a partir da Terra e sua associação ao movimento de órbita ao redor do planeta, como sendo um movimento circular. A atividade foi pensada e aplicada para alunos do segundo ano do ensino médio de uma escola pública da cidade de Bagé. Utilizamos o método Instrução pelos Colegas, para tornarmos o ensino mais significativo, e para o professor ter um rápido retorno, fizemos uso dos clickers. Esta metodologia tem suporte teórico nas Teorias histórico- cultural de Vygotsky e da Teoria da aprendizagem verbal significativa de David P. Ausubel. Os resultados foram obtidos através da análise das respostas dos alunos ao utilizarem os clickers e da atividade final, quando avaliamos a capacidade dos alunos em compreender que o movimento harmônico das luas, visto da Terra, consiste em uma componente do movimento de órbita das luas ao redor do planeta. In this work it was carried out a study on Jupiter moons and its motions. To address this topic in classroom, it was initially described the uniform circular motion and the simple harmonic motion. Afterwards, these contents were gathered to the movement of the moons of Jupiter, the harmonic motion describes the back and forth of moons when seen from Earth and its association to orbital motion around the planet is recognized as a circular motion. The task was planned and applied for second year students of high school from a public school in Bagé. The method Education by peer instruction was used to make the teaching more meaningful and for a quick feedback for the teacher it was used clickers. This methodology has theoretical support on theories by Vygotsky and Ausubel. The results were acquired through the analysis of the answers of the students by using clickers and of the final activity, when it was checked the ability of the students in understanding that the harmonic motion of moons seen from Earth, consists in a component of the orbital motion of moons around the planet.

The six planets of the Kepler-11 system are the archetypal example of a population of surprisingly low-density transiting planets revealed by the Kepler mission. We have determined the fundamental parameters and chemical composition of the Kepler-11 host star to unprecedented precision using an extremely high quality spectrum from Keck-HIRES (R$\simeq$67,000, S/N per pixel$\simeq$260 at 600 nm). Contrary to previously published results, our spectroscopic constraints indicate that Kepler-11 is a young main-sequence solar twin. The revised stellar parameters and new analysis raise the densities of the Kepler-11 planets by between 20-95% per planet, making them more typical of the emerging class of "puffy" close-in exoplanets. We obtain photospheric abundances of 22 elements and find that Kepler-11 has an abundance pattern similar to that of the Sun with a slightly higher overall metallicity. We additionally analyze the Kepler lightcurves using a photodynamical model and discuss the tension between spectroscopic and transit/TTV-based stellar density estimates., 15 pages, 7 figures; ApJ accepted version

The existence of exoplanetary systems was first predicted after the discovery of accretion disks around young stars. Nowadays, with nearly 3500 exoplanets discovered, and almost 5000 more candidates identified by the Kepler space mission, planetary systems are now known to be ubiquitous around low-mass stars. The formation of these systems takes place during the stellar formation itself, from the dust and gas orbiting around the star in the protoplanetary disks. However, the process that leads to this formation is still not well understood. Studying the physical and chemical conditions of circumstellar disks is, thus, key to understand the planetary formation process. Planets can interact with the disk, creating structures such as spiral density waves, gaps, cavities or lopsided asymmetries. Studying disks showing these features could provide us with critical information about the planetary formation process itself. In particular, transitional disks, which are protoplanetary disks with central gaps or cavities in the dust distribution, appear as excellent candidates to study the first stages of planetary formation. Cavities in transitional disks were first identified through modeling of their spectral energy distributions (SEDs). This modeling also lead to the discovery of a subfamily of transitional disks, the so-called pre-transitional disks, which are thought to present a residual inner disk inside the cavity. (Sub-)mm and polarimetric IR observations have been able to image several of these disks and confirm the presence of the central cavities or gaps., Several mechanisms have been proposed to explain the clearing of these dust cavities: grain growth could reduce the emissivity of the dust grains, photoevaporative winds due to the high energy radiation from the star could remove material from the inner regions of the disk, and dynamical interactions with low-mass companions or planets could clear a gap or cavity. Even though some transitional disks have cavities that might be consistent with a photoevaporation origin, observations seem to indicate that most cavities in transitional disks are created by dynamical interactions with orbiting substellar or planetary companions. Nevertheless, the sample of observed transitional disks is not complete, and it is possible that, due to an observational bias, most of the transitional disks that have been studied belong to a family of denser disks that can form giant gas planets responsible for opening their cavities. More observations are needed to completely understand the impact of all the physical processes that take place during the last stages of the evolution of protoplanetary disks.

La cultura forma nuestra cosmovisión de la realidad. Actualmente nuestra cultura está repleta de símbolos e imágenes que de forma silenciosa transmiten sus mensajes a nuestro inconsciente. Entre todos compartimos una visión global, ya que todos somos básicamente lo mismo: seres humanos. Nuestra psique inconsciente presenta unos arquetipos que están presentes en todo el mundo, formando lo que se conoce como inconsciente colectivo. Culture creates our vision of reality. Nowadays our culture is full of symbols and images that shows silently messages to our unconscious. We share a global unconscious vision because we're, basically, the same: Human Beings. Our unconscious mind presents a list of archetypes which are present in the whole world, forming what we know as collective unconscious. La cultura forma la nostra cosmovisió de la realitat. Actualment la nostra cultura està plena de símbols i imatges que de forma silenciosa transmeten els seus missatges al nostre inconscient. Entre tots compartim una visió global, ja que tots som bàsicament el mateix: éssers humans. La nostra psique inconscient presenta uns arquetips que estan presents en tot el món, formant el que es coneix com a inconscient col·lectiu.

Em agosto de 2006 durante a XXVI Assembléia Geral da União Astronômica Internacional (UAI), realizada em Praga, na República Checa, foram estabelecidos novos parâmetros para definir um planeta. Segundo esta nova definição Plutão não mais seria o nono planeta do Sistema Solar e sim passaria a ser um “planeta anão”. Esta reclassificação de Platão pela comunidade acadêmica ilustra claramente como a Ciência é dinâmica e como os conhecimentos nas diversas áreas podem ser alterados e evoluem com o tempo, possibilitando perceber a Ciência como uma construção humana em constante transformação, sujeita a contextos sociais, políticos e históricos. Essas características epistemológicas da Ciência e, neste caso, da Astronomia, constituem elementos relevantes para serem discutidos em sala de aula, de modo que este trabalho contribui para que os professores de Ciências e de Física que atuam na Educação Básica possam se atualizar sobre este importante fato astronômico e, com isso, estejam munidos de informações úteis à sua prática docente.

Context: It is widely accepted that the large obliquity of Uranus is the result of a great tangential collision (GC) with an Earth size proto-planet at the end of the accretion process. The impulse imparted by the GC affected the Uranian satellite system. Nine irregular satellites (irregulars) have been discovered around Uranus. Their orbital and physical properties, in particular those of the irregular Prospero, set constraints on the GC scenario. Aims: We attempt to set constraints on the GC scenario as the cause of Uranus' obliquity as well as on the mechanisms able to generate the Uranian irregulars. Methods: Different capture mechanisms for irregulars operate at different stages on the giant planet formation process. The mechanisms able to capture before and after the GC the Uranian irregulars are analysed. Assuming that they were captured before the GC, we calculate the orbital transfer of the nine irregulars by the impulse imparted by the GC. If their orbital transfer is dynamically implausible, they should have originated after the GC. We then investigate and discuss the dissipative mechanisms able to operate later. Results: Very few transfers exist for five of the irregulars, which makes their existence unlikely before the GC. In particular Prospero could not exist at the time of the GC. Different capture mechanisms for Prospero after the GC are investigated. Gas drag by Uranus'envelope and pull-down capture are not plausible mechanisms. Capture of Prospero through a collisionless interaction seems to be difficult. The GC itself provides a mechanism of permanent capture. However, the capture of Prospero by the GC is a low probability event. Catastrophic collisions could be a possible mechanism for the birth of Prospero and the other irregulars after the GC. Orbital and physical clusterings would then be expected. Conclusions: Either Prospero originated after the GC or the GC did not occur. In the former case, the mechanism for the origin of Prospero after the GC remains an open question. An observing program able to look for dynamical and physical families is needed. In the latter case, another theory to account for Uranus' obliquity and the formation of the Uranian regular satellites on the equatorial plane of the planet would be needed., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Instituto Argentino de Radioastronomía

The search for exo-Earths using Doppler spectroscopy faces nowadays two main difficulties. The first is a technical limitation. The precision of the instruments limits the measurable amplitudes to signals produced by super-Earths orbiting close to their host stars. Terrestrial planets orbiting solar-type stars induce variations smaller than 1 m s−1 except when orbiting very close to the star. The arrival of ESPRESSO and the Laser Frequency Comb as calibration unit will palliate this limitation and move the measurement precision to the range of 5 cm s−1 . So far the search in solar-Type stars is limited to super-Earths. The alternative is to find terrestrial planets in the habitable zone is the search around M-type stars. Their lower mass makes the signals of terrestrial planets detectable by today’s instruments. The second issue is the presence of radial velocity variations induced by the homogeneities of the stellar surface. The changes in the stellar surface and the stellar rotation induce periodic signals that go from less than 1 m s−1 in the quietest stars to dozens of m s−1 in active stars and might be easily mistaken for signals induced by rocky planets. In the case of M-dwarfs the need of performing the analysis of the stellar induced signals is even more important. Signals produced by early M-dwarfs have periods compatible with the habitable zone of those stars and amplitudes similar to those of super-Earths. The rise in precision expected for the next years will make this kind of signals visible even in the quietest stars making even more important to understand and correctly model them. Using chromospheric indicators from high resolution spectroscopic and photometric time series we study both long term and short term variability (solarlike cycles and rotation) of a sample of 176 low magnetic activity stars with spectral types going from late F-type to mid M-type stars. We provide new measurements of magnetic cycles for 105 stars, and rotation periods for 123 stars. We study the distribution of rotation periods, finding that there is an evolution in the rotation period lengths, getting longer for later type stars, that saturates when reaching K-type stars and begins to increase again at types later than M2. We study the distribution of magnetic cycles, finding no clear difference among different spectral types. We study the relationships between the measured periods and the chromospheric activity level of the stars, measured as the log10(R0 HK). To do so we extend the log10(R0 HK) calibration to cover stars up to B-V ∼ 2.0. We find a strong correlation between the measured rotation period and the mean level of chromospheric activity that allows to predict the rotation periods of main sequence stars from G-type to mid M-type with an accuracy of the ∼ 20% of the period. We analyse the radial velocity time series of 133 stars searching both for activity induce signals and planetary signals. We detect rotation induced signals in 46 stars, with amplitudes going from 0.3 to 16.4 ms−1 . We study the relationship between the amplitude of the induced signals and the activity indicators, finding a correlation between the mean level of chromospheric activity log10(R0 HK) and the measured amplitude of the signal. This relationship shows that FGK stars show a similar behaviour, which is different for M-type stars. We find also a relationship between the amplitude of the modulation in the Mount Wilson S index and the amplitude of the induced radial velocity signal. This relationship behaves differently for two populations of stars, with a breaking point around mid-K stars. After cleaning the radial velocity series form stellar activity induced signals we performed a search for dynamical signals in the same sample of stars. We recovered most of the previously published planet candidates, except for a few cases where we attribute a stellar origin to the previously assumed planetary companion. We present the discovery of six new planets around the stars HD 1581, HD 161098, HD 176986, GJ 536 and GJ 3998, with minimum masses in M⊕ units of 5.87 ± 0.99, 26.60 ± 4.39, 4.86 ± 0.66 and 5.47 ± 0.84, 2.35 ± 0.42 and 6.12 ± 1.11 respectively located at 0.321, 2.503, 0.061, 0.066, 0.029 and 0.089 au from their parent stars. The latter two have been reported by Affer et al. (2016). Five of them are presumably rocky planets. We suggest the presence of a seventh one in the star HD 161098 with a minimum mass of 5.30 ± 1.22 M⊕ located at 0.317 au of the star, which could be habitable given the appropriate atmospheric conditions. We suggest also the presence of five additional candidates that still require further analysis and observations. La búsqueda de exotierras por medio de espectroscopía doppler se enfrenta hoy en día a dos grandes dificultades. La primera es de carácter técnico. En estrellas de tipo solar la precisión de los instrumentos existentes limita la amplitud de las señales que se pueden medir a aquellas producidas por supertierras a separaciones orbitales cercanas a sus estrellas. Los planetas de tipo terrestre orbitando alrededor de estrellas de tipo solar producen variaciones muy inferiores a 1 m/s excepto a distancias muy cercanas a la estrella. La llegada de ESPRESSO y el Laser Frequency Comb como unidad de calibración paliarán esta limitación al llevar la precisión de las medidas hasta el rango de los 5 cm/s. Hasta ese momento la búsqueda en estrellas de tipo solar queda limitada a supertierras. La alternativa en estos momentos está en la búsqueda alrededor de estrellas de tipo M, ya que su baja masa hace que las señales de los planetas de tipo terrestre sean detectables con los instrumentos actuales. La segunda dificultad está en las variaciones en velocidad radial producidas por las inhomogeneidades de la superficie de las estrellas. Los cambios en las regiones activas de la superficie en las estrellas y su rotación provocan variaciones periódicas en la velocidad radial que pueden ir desde menos de 1 m/s en estrellas tranquilas hasta varias decenas de m/s en las más activas y pueden ser fácilmente confundidas con la variación provocada por planetas rocosos. En el caso de las estrellas M la necesidad de realizar este análisis de las señales originadas por la actividad estelar resulta aun más importante. Las señales inducidas por las estrellas M tempranas tienen periodos compatibles con los de las órbitas de los planetas en la zona habitable de estas estrellas, y amplitudes compatibles con las de las supertierras. Con el aumento de precisión previsto para el futuro estas señales aparecerán hasta en las estrellas menos activas conocidas, resultando cada vez más importante entenderlas y modelarlas correctamente. Usando series temporales de indicadores cromosféricos de espectros de alta resolución y curvas fotométricas estudiamos la variabilidad de 176 estrellas de baja actividad magnética de tipos espectrales desde F tardío hasta M intermedio, buscando tanto actividad a largo plazo (ciclos similares al ciclo solar) como a corto plazo (rotación). Presentamos nuevas medidas de ciclos magnéticos para 105 estrellas, y periodos de rotación para 123 estrellas. Estudiamos la distribución de periodos de rotación, donde encontramos una evolución hacia mayores valores en la duración del periodo en los tipos espectrales más tardíos. Esa evolución se detiene al llegar a las estrellas de tipo K temprano, y se reanuda al cruzar la frontera de las estrellas M2. Estudiamos así mismo la distribución de ciclos magnéticos, sin encontrar diferencias evidentes entre las estrellas de diferentes tipos espectrales. Estudiamos la relación entre el periodo de rotación medido y el nivel medio de actividad cromosférica, medido como el log(Rhk). Para ello extendemos la calibración del log(Rhk) para cubrir estrellas de B-V hasta ~2.0. Encontramos una fuerte correlación entre el periodo de rotación medido y el nivel de actividad cromosférica, que permite predecir el periodo de rotación de estrellas desde estrellas de tipo G hasta estrellas de tipo M intermedio de secuencia principal con una precisión del ~23\%. Analizamos las curvas de velocidad radial de 133 estrellas buscando tanto señales de velocidad radial inducidas por actividad como señales inducidas por planetas. Detectamos la señal inducida por rotación en 46 estrellas, con amplitudes desde 0.3 hasta 16.4 m/s. Estudiamos la relación entre la amplitud de las señales inducidas y los indicadores de actividad cromosférica, encontrando una vez más una correlación entre el nivel medio de actividad log(Rhk) y la amplitud de la señal inducida. Esta relación nos enseña que las estrellas FGK siguen un comportamiento similar, mientras que para las estrellas M las amplitudes inducidas son mayores. Encontramos también una relación entre la amplitud de la modulación rotacional del índice Smw y la amplitud de la señal en velocidad radial inducida por la rotación. En este caso encontramos dos poblaciones bien diferenciadas, divididas por las estrellas de tipo K intermedio. Tras limpiar las curvas de velocidad radial de señales inducidas por actividad llevamos a cabo una búsqueda de señales dinámicas en la misma muestra de estrellas. Recuperamos la mayor parte de los candidatos a planetas previamente publicados, salvo unos pocos casos donde atribuimos a la señal un origen intrínseco a la estrella. Presentamos el descubrimiento de seis nuevos planetas alrededor de las estrellas HD 1581, HD 161098, HD 176986, GJ 536 y GJ 3998, con masas mínimas de 5.87 +- 0.99, 26.60 +- 4.39, 4.86 +- 0.66 y 5.47 +- 0.84 Me, 2.35 +- 0.42 Me y 6.12 +- 1.11 Me respectivamente, situados a 0.321, 2.503, 0.061, 0.066, 0.029 y 0.089 au de sus estrellas. Los dos últimos publicados ya por Affer et al. 2016. Cinco de ellos probablemente sean planetas rocosos. Sugerimos también la presencia de un séptimo en la estrella HD 161098 con una masa mínima de 5.30 +-1.22 Me orbitando a una distancia de 0.317 au, que podría ser habitable si se diesen las condiciones atmosféricas apropiadas. Sugerimos por último la presencia de otros cinco candidatos que aún requieren observaciones adicionales y un análisis detallado.

Pequeño, frío y situado a una distancia para nosotros inimaginable, Plutón siempre ha sabido guardar muy bien sus secretos tanto que, hasta el año 2015 solamente se tenía una imagen borrosa de su superficie, con algunos claroscuros poco definidos y pocos datos, se pensaba que este esquivo planeta, menor que nuestra Luna, no tendría atmósfera ni presentaría actividad geológica. Sin embargo, recientemente se ha producido un hito en la investigación planetaria con la llegada de la sonda espacial de la NASA New Horizons, que ha puesto de manifiesto con sus espectaculares fotografías y registros físico-químicos, que este noveno y último planeta del Sistema Solar hasta el año 2006, y reclasificado como planeta enano a partir de esa fecha, es un mundo sorprendente, dinámico y singular, con temperaturas típicas de –230 °C, notable actividad geológica y criovulcanismo, y cambios estacionales significativos en su tenue atmósfera de nitrógeno (~90 %), metano (~10 %) y algo de monóxido de carbono. Estos cambios afectan a su albedo durante el recorrido de su órbita que dura 248 años, favoreciendo además la actividad medioambiental observada en su superficie, y que le otorga los característicos colores ocre-rojizos, grises, blancos y amarillentos que se aprecian en las extraordinarias imágenes recibidas.

Context. Solar twins are increasingly the subject of many studies owing to their wide range of applications from testing stellar evolution models to the calibration of fundamental observables; these stars are also of interest because high precision abundances could be achieved that are key to investigating the chemical anomalies imprinted by planet formation. Furthermore, the advent of photometric surveys with large telescopes motivates the identification of faint solar twins in order to set the zero point of fundamental calibrations. Aims. We intend to perform a detailed line-by-line differential analysis to verify whether 2MASS J23263267-0239363 (designated here as Inti 1) is indeed a solar twin. Methods. We determine the atmospheric parameters and differential abundances using high-resolution (R ≈ 50 000), high signal-to-noise (S/N ≈ 110–240 per pixel) Keck/HIRES spectra for our solar twin candidate, the previously known solar twin HD 45184, and the Sun (using reflected light from the asteroid Vesta). Results. For the bright solar twin HD 45184, we found T_(eff) = 5864 ± 9 K, log g = 4.45 ± 0.03 dex, v_t = 1.11 ± 0.02 km s^(-1), and [Fe/H] = 0.04 ± 0.01 dex, which are in good agreement with previous works. Our abundances are in excellent agreement with a recent high-precision work, with an element-to-element scatter of only 0.01 dex. The star Inti 1 has atmospheric parameters T_(eff) = 5837 ± 11 K, log g = 4.42 ± 0.03 dex, v_t = 1.04 ± 0.02 km s^(-1), and [Fe/H] = 0.07 ± 0.01 dex that are higher than solar. The age and mass of the solar twin HD 45184 (3 Gyr and 1.05 M⊙) and the faint solar twin Inti 1 (4 Gyr and 1.04 M⊙) were estimated using isochrones. The differential analysis shows that HD 45184 presents an abundance pattern that is similar to typical nearby solar twins; this means this star has an enhanced refractory relative to volatile elements, while Inti 1 has an abundance pattern closer to solar, albeit somewhat enhanced in refractories. The abundance pattern of HD 45184 and Inti 1 could be reproduced by adding ≈3.5 M⊕ and ≈1.5 M⊕ of Earth-like material to the convective zone of the Sun. Conclusions. The star Inti 1 is a faint solar twin, therefore, it could be used to calibrate the zero points of different photometric systems. The distant solar twin Inti 1 has an abundance pattern similar to the Sun with only a minor enhancement in the refractory elements. It would be important to analyze other distant solar twins to verify whether they share the Sun’s abundance pattern or if they are enhanced in refractories, as is the case in the majority of nearby solar twins.

Los avances de los últimos tiempos en el conocimiento geológico de diversas regiones de Marte, han permitido efectuar interpretaciones novedosas de su evolución y los procesos que operaron tanto en su interior como en su superficie. Ahora sabemos mucho más de las rocas, de los ambientes donde se formaron y de los cambios climáticos acaecidos a lo largo de la compleja y apasionante historia del planeta rojo., Fundación Museo La Plata

¿Qué es un planeta? Muchas veces, cuando uno se empeña en clasificar las cosas en cajas, la naturaleza insiste en que las fronteras son difusas. Por supuesto, en ocasiones no cabe duda: Júpiter es un planeta, el Sol es una estrella, la Vía Láctea es una galaxia. Pero veamos la cambiante historia de los planetas de nuestro sistema solar. Fil: Abramson, Guillermo. Instituto Nacional de Tecnología Agropecuaria. Centro Regional Patagonia Norte; Argentina. Comision Nacional de Energía Atómica. Gerencia de Área Investigaciones y Aplicaciones no Nucleares. Gerencia de Física (Centro Atómico Bariloche). División Física de Metales; Argentina

En este trabajo estudiamos la formación de planetas terrestres y su potencial habitabilidad en sistemas sin gigantes gaseosos, alrededor de estrellas de tipo solar. Elegimos estos discos ya que estudios observacionales y teóricos sugieren que estos sistemas planetarios formados sólo por planetas terrestres podrían ser los más comunes en el universo. Analizamos la dependencia de las arquitecturas finales de los sistemas planetarios con el tiempo de disipación de la componente gaseosa del disco protoplanetario. En términos generales cuanto mayor es el tiempo de disipación, mayor es la masa distribuída en embriones planetarios y menos masiva es la población de planetesimales al final de la fase gaseosa. Para llevar a cabo nuestro trabajo seleccionamos dos masas de discos protoplanetarios de 0.1M⊙ y 0.05M⊙, asegurándonos que no se formen en ellos planetas gigantes gaseosos. A su vez elegimos tres tiempos de disipación de la componente gaseosa: 1.5Ma, 2.5Ma y 5Ma, extraídos de estudios observacionales realizados por Mamajek (2009). Para determinar las distribuciones de embriones y planetesimales al final de la etapa gaseosa utilizamos un modelo semianalítico. Dichas distribuciones se adoptaron como condiciones iniciales para las simulaciones de N-cuerpos. Realizamos 3 simulaciones por cada tiempo de disipación adoptado para cada masa de disco. Nuestras simulaciones forman dos tipos de planetas en la zona habitable de los sistemas bajo consideración. Por un lado, mundos de agua provenientes de la región externa del disco, más allá de la línea de hielo que debido a sucesivas migraciones culminaron en la zona habitable. Los mundos de agua poseen entre un 21% y un 50% de agua. Por otro lado, planetas que se formaron “in situ” y acretaron sus contenidos finales de agua a partir de impactos de embriones y planetesimales provenientes del disco externo. Estos últimos muestran entre un 8% y un 25% de agua. Teniendo en cuenta el contenido porcentual de agua asociado a nuestro planeta, los planetas formados “in situ” con los menores contenidos de agua serán los de mayor interés astrobiológico. Nuestras simulaciones indican que tales planetas coexisten con súper tierras de 2M⊕ a 3M⊕ entre 2UA y 4UA, las cuales deberían ser observadas próximamente por la técnica de Microlentes Gravitatorios. Consideramos que este trabajo de Tesis representa una contribución a estudios observacionales abocados a la búsqueda de exoplanetas., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Made available in DSpace on 2015-10-06T13:03:24Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-12-05. Added 1 bitstream(s) on 2015-10-06T13:18:34Z : No. of bitstreams: 1 000846549.pdf: 1286505 bytes, checksum: 7ff664d7c6b1c1eba809c15fa6153291 (MD5) Este trabalho aborda o movimento dos planetas, utilizando as Leis de Kepler via o Cálculo Diferencial e Integral. Iniciando com uma abordagem histórica dos principais estudiosos do assunto, em seguida apresentam-se alguns conceitos do Cálculo Diferencial e Integral e as leis de Kepler. Além disso, foram feitas atividades relacionadas ao movimento planetário com alunos do ensino fundamental/médio e também foi utilizado um software da área para instigar tais alunos a pensar sobre o tema This work is related to the planets movements, using Kepler's laws through Differential and Integral Calculus. Starting with a historical approach of leading researchers on this field. Afterwards key concepts taken from Calculus and Kepler's law are introduced. In addition to that, activities related to the planets movements were performed with high school students as well as a computer software on this area was used to instigate such students to think about this subject

[Context]. The standard solar model fails to predict the very low lithium abundance in the Sun, which is much lower than the proto-solar nebula. This Li problem has been debated for decades, and it has been ascribed either to planet formation or to secular stellar depletion. In order to test the evolution of Li, it is important to find solar twins in a range of ages. Also, the study of stars similar to the Sun is relevant in relation to the signature of terrestrial planet formation around the Sun. [Methods]. We acquired high-resolution (R=110,000), high S/N (~300) ESO/VLT UVES spectra of several solar twin candidates and the Sun (as reflected from the asteroid Juno). Among the solar twin candidates we identify HIP 114328 as a solar twin and perform a differential line-by-line abundance analysis of this star relative to the Sun. [Results]. HIP 114328 has stellar parameters Teff = 5785+/-10 K, log g = 4.38+/-0.03, [Fe/H] = -0.022+/-0.009, and a microturbulent velocity 0.05+/-0.03 km/s higher than solar. The differential analysis shows that this star is chemically very similar to the Sun. The refractory elements seem even slightly more depleted than in the Sun, meaning that HIP 114328 may be as likely to form terrestrial planets as the Sun. HIP 114328 is about 2 Gyr older than the Sun, and is thus the second oldest solar twin analyzed at high precision. It has a Li abundance of A(Li)NLTE, A&A Letters, in press

In this paper we discuss and illustrate the hypothesis that life substantially alters the state of a planetary environment and therefore, modifies the limits of the HZ as estimated for an uninhabited planet. This hypothesis lead to the introduction of the Habitable Zone for Inhabited planets (hereafter InHZ), defined here as the region where the complex interaction between life and its abiotic environment is able to produce plausible equilibrium states with the necessary physical conditions for the existence and persistence of life itself. We support our hypothesis of an InHZ with three theoretical arguments, multiple evidences coming from observations of the Earth system, several conceptual experiments and illustrative numerical simulations. Conceptually the diference between the InHZ and the Abiotic HZ (AHZ) depends on unique and robust properties of life as an emergent physical phenomenon and not necesarily on the particular life forms bearing in the planet. Our aim here is to provide conceptual basis for the development of InHZ models incorporating consistently life-environment interactions. Although previous authors have explored the effects of life on habitability there is a gap in research developing the reasons why life should be systematically included at determining the HZ limits. We do not provide here definitive limits to the InHZ but we show through simple numerical models (as a parable of an inhabited planet) how the limits of the AHZ could be modified by including plausible interactions between biota and its environment. These examples aim also at posing the question that if limits of the HZ could be modified by the presence of life in those simple dynamical systems how will those limits change if life is included in established models of the AHZ., Comment: Accepted for publication in Biogeosciences Discussion; 16 pages, 5 figures. Comments and discussion are welcomed at: http://www.biogeosciences-discuss.net/papers_in_open_discussion.html

El campo de trabajo en el que se centran las actividades de investigación del Grupo de Radiofrecuencia, electromagnetismo,Microondas y Antenas (GREMA) de la UC3M, durante los últimos catorce años dentro del campo de la instrumentación para astronomía, se puede resumir en dos grandes líneas: instrumentación astronómica de baja frecuencia e instrumentación astronómica de muy alta frecuencia. La línea de investigación de dichos trabajos, enmarcada dentro de los proyectos internacionales de astronomía coordinados por la NASA y el European Southern Observatory. Contiene: Trabajar para conocer el Universo / Luis Enrique García Muñoz (pp.14-15) .-- Premio de Excelencia Airbus Group / Nereida Agüera.

El estudio de los sistemas planetarios es uno de los temas fundamentales de las ciencias astronómicas. El interés en nuestro Sistema Solar surgió en tiempos remotos. Hace casi dos décadas, Mayor y Queloz (1995) detectaron el primer planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella de tipo solar. Este notable descubrimiento ha hecho surgir desde entonces un enorme interés en el estudio de sistemas planetarios en general. Esta Tesis es una continuación natural de un proyecto de investigación que empezo hace más de diez años en el Grupo de Ciencias Planetarias del cual formo parte. En al año 2005, Benvenuto y Brunini desarrollaron un código para el cálculo de la formación de un planeta gigante basado en los códigos estandar de formación estelar. A partir de este nuevo código, la Dra. Andrea Fortier desarrolló su Tesis de Doctorado, profundizando sobre los fenómenos físicos que dan lugar a la formación de un planeta gigante y mejorando el código. Esta Tesis continúa esta línea de investigación enfocándose principalmente en la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. El objetivo de la misma es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Se trabajó en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista que evoluciona en el tiempo. Específicamente, se estudió la interacción que surge entre dos (o más) embriones que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. En relación a la formación de los planetas gigantes, actualmente se consideran dos modelos antagónicos para explicar la existencia de estos objetos, el modelo de inestabilidad gravitatoria y el modelo de inestabilidad nucleada o modelo de acreción del núcleo. El modelo de inestabilidad gravitatoria propone la formación de los planetas gigantes como consecuencia de inestabilidades hidrodinámicas en el disco protoplanetario. Estas inestabilidades producirían el colapso gravitatorio de una porción de la componente gaseosa del disco protoplanetario dando lugar a la formación de objetos con masas subestelares del orden de las de los planetas gigantes (la masa de Júpiter es un milésimo de la masa del Sol) en una escala de tiempo muy corta, de algunos miles de años. Esta corta escala de tiempo en la que se produce la formación planetaria es considerada la principal virtud de la teoría de inestabilidad gravitatoria. Por otro lado, el modelo de inestabilidad nucleada, actualmente el más aceptado por la comunidad científica, propone que el planeta comienza a formarse a través de la acreción de planetesimales (bloques fundamentales en el proceso de formación planetaria, con tamaños que van desde el metro a centenas de kilómetros). Inicialmente, el planeta tiene una masa pequeña, del orden de la masa de la Luna (aproximadamente un centésimo de la masa de la Tierra). El planeta aumenta su masa a expensas de los planetesimales, y al estar inmerso en un disco con una componente gaseosa, poco a poco comienza a ligar el gas circundante generando una envoltura gaseosa, la cual inicialmentre tiene una masa varios órdenes de magnitud menor que la del núcleo (llamaremos núcleo a la componente sólida, o de alta densidad, del planeta). Cuando el núcleo alcanza una masa del orden de diez veces la masa de la Tierra, se produce la inestabilidad nucleada. Las capas de la envoltura gaseosa ya no pueden ser sostenidas en equilbrio hidrostático, y se produce el colapso de la envoltura sobre el núcleo. De esta manera, el planeta acreta la mayor parte del gas que lo compone alcanzando su masa final en una escala de tiempo muy corta (de unos miles de años). La duración total del proceso es de algunos millones de años, la cual se suele citar como más larga que la escala de tiempo en que se ha observado que subsisten las nebulosas protoplanetarias (Mamajek, 2009). Esto constituye una evidente paradoja que tradicionalmente se ha planteado como la principal dificultad del modelo de inestabilidad nucleada. Sin embargo, una de las principales razones por las que se prefiere a este modelo frente al de inestabilidad gravitatoria está relacionada con la masa de los núcleos que predice. Los estudios, tanto teóricos como observacionales (estudio del pasaje de satélites artificiales en las proximidades de los planetas de nuestro Sistema Solar, estudio de la dinámica de los satélites naturales de los planetas gigantes del Sistema Solar) predicen que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen núcleos con masas del orden de una decena de veces la terrestre (Podolak et al., 2000; Saumon y Guillot, 2004; Guillot, 2005), tal como predice la teoría de inestabilidad nucleada. En referencia a la evolución del disco protoplanetario, éste sufre una evolución de gran complejidad, la cual es necesario modelar en forma detallada ya que afecta la capacidad de crecimiento de los planetas inmersos en el mismo. Además, el mismo disco es el sistema físico a través del cual se produce la interación planeta – planeta. Aquí no nos referimos simplemente a la interacción gravitatoria sino a la modificación de las poblaciones de planetesimales como consecuencia de la presencia de varias masas planetarias. Dichas masas fuerzan la migración de planetesimales modificando su densidad superficial. Ésta, a su vez, es la que alimenta a los planetas restantes. Por lo tanto un planeta afecta la disponibilidad de materia de la que podrían alimentarse los planetas restantes de un sistema en formación. Cabe destacar que los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009) son los primeros en los que se considera el régimen de acreción de planetesimales conocido como de crecimiento oligárquico (Ida y Makino, 1993; Kokubo e Ida, 1998, 2000, 2002). Las simulaciones numéricas más detalladas muestran que el régimen de acreción según el cual los planetas sufren la mayor parte de su crecimiento es el crecimiento oligárquico. Según este régimen, el planeta, luego de alcanzar una masa algo menor a la lunar, es capaz de perturbar su entorno de forma tal que su crecimiento se autolimita. De esta forma el proceso de formación planetaria se vuelve más lento que el predicho por el crecimiento rápido conocido como crecimiento en fuga tal como el considerado por Pollack et al. (1996) u otros autores (Hubicky et al., 2005; Alibert et al., 2005; Dodson-Robinson et al., 2009; Mordacini et al., 2009). Sin embargo, en todos estos trabajos se considera la formación aislada de cada planeta, en donde los posibles efectos que un embrión planetario en formación podría ejercer sobre otros, que crecen simultáneamente en el mismo disco protoplanetario, son despreciados. Esta configuración, la más sencilla posible, es poco realista y resulta insuficiente para comprender de manera más global la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. En esta Tesis desarrollamos un código, en base a los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009), en donde se calcula por primera vez –para este tipo de modelos– la formación simultánea de un numéro arbitrario de planetas gigantes inmersos en un disco protoplanetario en evolución. Aplicamos el nuevo modelo para calcular cómo la formación aislada de Júpiter y Saturno se modifica cuando se considera que ambos planetas se forman simultáneamente (Guilera et al., 2010). En este trabajo mostramos que la formación aislada de un planeta gigante puede sufrir cambios significativos cuando la formación del mismo se produce simultáneamente en presencia de otros embriones. En lo que respecta al Sistema Solar, el Modelo de Niza (una triología de trabajos que lleva su nombre debido a que sus autores lo desarrollaron en el Observatorio de la ciudad de Niza, Francia: Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) cambió el paradigma acerca de su formación. La configuración inicial de este modelo representa la configuración inicial del Sistema Solar exterior cuando la nebulosa primordial fue disipada, y propone que los planetas gigantes estaban en una configuración orbital mucho más compacta que la actual. Particularmente, el modelo propone que los planetas gigantes del Sistema Solar, una vez disipada la nebulosa primordial, se encontraban en órbitas circulares y coplanares, entre ~5.5 UA y ~14 UA (Unidad Astronómica: representa la distancia media entre la Tierra y el Sol, ~150 millones de km). Otro aspecto importante en el Modelo de Niza es la existencia de un disco residual de planetesimales detras de las órbitas de los planetas gigantes. Este disco de planetesimales interactuaría gravitatoriamente con los planetas gigantes y causaría la migración de los mismos a sus posiciones actuales. El éxito del Modelo de Niza radica en que el mismo puede explicar cuantitatívamente muchos aspectos actuales del Sistema Solar: las órbitas, excentricidades e inclinaciones de los planetas gigantes del Sistema Solar (Tsiganis et al., 2005); la existencia de los Troyanos de Júpiter (Morbidelli et al., 2005); el origen del Gran Bombardeo Tardío del Sistema Solar (Gomes et al., 2005) y la formación de la Región Transneptuniana (Levison et al., 2008). Sin embargo, todos estos estudios mencionados consideran que los planetas gigantes del Sistema Solar ya estaban formados, y no plantean discusión alguna acerca de la formación de los mismos. El primero en investigar este problema fue Desch (2007). Utilizando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, Desch recalculó la nebulosa solar mínima y considerando una población de planetesimales de 100 m de radio y el régimen de crecimiento oligárquico para los embriones, estimó de manera simple el tiempo de formación de los núcleos de los planetas gigantes. Desch encontró que los mismos podrían formarse en una escala de tiempo compatible con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Continuando esta idea, Benvenuto et al. (2009) calcularon de manera detallada la formación aislada de los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar. Adoptando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, el nuevo modelo de nebulosa solar calculado por Desch y considerando una distribución de tamaños para los planetesimales, encontraron que los planetas gigantes del Sistema Solar pueden formarse en escalas de tiempo compatibles con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Además, encontraron que las masas de los núcleos de los cuatros planetas están en perfecto acuerdo con las estimaciones teóricas y observacionales predichas para dichos cuerpos. No obstante, tanto Desch como Benvenuto et al. no tuvieron en cuenta un fenómeno muy importante: la migración de los planetesimales debido a la fricción gaseosa generada por el gas nebular. Thommes et al. (2003), Chambers (2006) y Brunini y Benvenuto (2008) mostraron que este fenómeno tiene una fuerte influencia en las escalas de tiempo de acreción, especialmente para los planetesimales pequeños (menores a 1 km de radio). Este fenómeno también es introducido por primera vez –para este tipo de modelos– en nuestro código, con el cual, continuando el trabajo de Benvenuto et al. (2009), calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistema Solar (Guilera et al., 2011). En este trabajo encontramos que el modelo de nebulosa solar propuesto por Desch no favorece la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistemas Solar. Sin embargo, modelos de discos con perfiles de densidades superficiales más suaves (como los propuestos por los modelos de discos de acreción) si lo hacen. Aun más, para estos discos, encontramos que si la mayor parte de la masa del sistema está distribuida en planetesimales con radios menores o iguales a 1 km, la formación de los cuatro planetas gigantes puede darse en escalas de tiempo similares (siempre compatibles con la escala de tiempo de vida media observada para los discos protoplanetarios, condición necesaria que debe satisfacer todo modelo de formación de planetas gigantes). En este trabajo, mostramos que la evolución de la población de planetesimales juega un papel importante en el proceso de acreción y formación planetaria. En este estudio, dicha población evoluciona solo por la acreción de los embriones inmersos en el disco y por la migración debida al gas nebular. Sin embargo, la evolución de la población de planetesimales es un fenómeno complejo, y otros procesos pueden tener implicancias significativas, como por ejemplo la evolución colisional, la dispersión o la apertura de brechas en el disco de planetesimales (procesos complejos de incorporar en los modelos como en los que esta Tesis se basa). En lo que respecta a la evolución colisional de la población de planetesimales, a medida que los embriones crecen, debido a las excitaciones gravitatorias que producen, incrementan las velocidades relativas de los planetesimales. Este aumento en las velocidades relativas de los planetesimales causa la fragmentación de los mismos debido a las colisiones mutuas. Después de sucesivas colisiones destructivas los planetesimales van reduciendo sus tamaños. Inaba et al. (2003) y Kobayashi et al. (2010, 2011) encontraron que grandes cantidades de masa pueden perderse por la migración, debido a la fricción gaseosa del gas nebular, de los fragmentos pequeños productos de las colisiones entre planetesimales. Por otro lado, a medida que los embriones crecen, éstos comienzan a ligar el gas circundante. Inicialmente, estas envolturas son poco masivas pero relativamente bastante extendidas, y producen una fricción sobre los planetesimales, aumentando notablemente la sección eficaz de captura de los planetas. Los planetesimales más chicos de la distribución son quienes más sufren ambos efectos. Resulta entonces importante estudiar en forma detallada si la fragmentación de planetesimales y la generación de fragmentos pequeños favorece o inhibe la formación de un planeta gigante. La última etapa de esta Tesis estuvo basada en la generación de un modelo de fragmentación para incorporar en nuestro modelo global de formación planetaria. De esta manera, la población de planetesimales del disco protoplanetario evoluciona ahora por acreción de los embriones, migración orbital y fragmentación. Nuestros estudios (Guilera et al., 2014) muestran que el proceso de fragmentación de planetesimales inhibe fuertemente la formación de los planetas gigantes en un amplio rango de masas para los discos y para un amplio rango de tamaños para los planetesimales. Sin embargo, si la mayor parte de la masa que se pierde en las colisiones entre planetesimales se distribuye en los fragmentos más grandes producto de las mismas, el proceso de formación planetaria se ve favorecido siempre y cuando se considere una distrinbución inicial de planetesimales grandes (con radios del orden de 100 km). Finalmente, encontramos que en este caso, para planetesimales con tamaños menores o iguales a 10 km de radio, es imprescindible considerar un modelo más general en donde además de la fragmentación se tenga en cuenta la coagulación entre planetesimales., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Tesis Univ. Granada. Programa Oficial de Doctorado en: Métodos y Técnicas Avanzadas en Física

Tesis Univ. Granada. Programa Oficial de Doctorado en: Física

Binaries could provide the best niches for life in the galaxy. Though counterintuitive, this assertion follows directly from stellar tidal interaction theory and the evolution of lower mass stars. There is strong evidence that chromospheric activity of rapidly rotating young stars may be high enough to cause mass loss from atmospheres of potentially habitable planets. The removal of atmospheric water is most critical. Tidal breaking in binaries could help reduce magnetic dynamo action and thereby chromospheric activity in favor of life. We call this the Binary Habitability Mechanism (BHM), that we suggest allows for water retention at levels comparable to or better than Earth. We discuss novel advantages that life may exploit, in these cases, and suggest that life may even thrive on some circumbinary planets. We find that while many binaries do not benefit from BHM, high quality niches do exist for various combinations of stars between 0.55 and 1.0 solar masses. For a given pair of stellar masses, BHM operates only for certain combinations of period and eccentricity. Binaries having a solar-type primary seem to be quite well suited niches having wide and distant habitable zones with plentiful water and sufficient light for photosynthetic life. We speculate that, as a direct result of BHM, conditions may be suitable for life on several planets and possibly even moons of giant planets orbiting some binaries. Lower mass combinations, while more restrictive in parameter space, provide niches lasting many billions of years and are rich suppliers of photosynthetic photons. We provide a publicly available web-site (\href{http://bit.ly/BHM-calculator}{http://bit.ly/BHM-calculator}, \href{http://bit.ly/BHM-calculator-mirror}{http://bit.ly/BHM-calculator-mirror}), which calculates the BHM effects presented in this paper., Comment: We provide a web-site (http://bit.ly/BHM-calculator, http://bit.ly/BHM-calculator-mirror), which calculates the BHM effects presented in this paper

Gravitational models are an essential tool to develop, simulate and predict the behaviour of satellites, asteroids and other bodies of celestial nature. The accuracy of these models is of critical importance in surveillance, orbit determination and propagation. In the following pages, it will be presented two different models to study the effect of gravity fields produced by both Planets and Asteroids. The reader must always note the importance of improving the results obtained by means of classical gravitational theories as modern society dependence in man-made space satellites is constantly growing, implying a direct application in the industrial and academic fields. For example, Rummel expects that the data retrieved by GRACE and GOCE missions will help to model with even higher precision the gravity levels as well as time variations due to tidal effects (both fl uid and solid tides). The models here presented try to average this effects and to predict accurately the gravity vector field near Earth but always neglecting time variations of the gravitational field. These models have been prototyped in MatLab and implemented in C programming languages. MatLab may be used for preliminary results as well as for data analysis and interpretation. Mathematically speaking, these models cover wide numerical ranges of magnitude that can lead to over ow or underflow. Not in vane, big effort has been devoted to normalize the magnitude of the data used in calculations as well as special care in function evaluations. Also, MatLab parallel toolbox allows to perform easily parallel calculation without extra-effort. The implementation of such algorithms has already been a matter of concern as the algorithms have to be evaluated as fast as possible. The polyhedron algorithm that will be presented later can be highly parallelized and hardware may make the difference rather than software. For example in [2] it can be found a performance analysis comparing single-threaded implementation with massively parallelized algorithm in CUDA GPU. The theories presented are based on classical Newton's laws but are intended to improve the predictions of Newton's law of universal gravitation. However it is not the scope of this report to introduce relativistic effects as the variations in the results as it will be shown are below the uncertainty level of the predictions done with the available data. Neither atmospheric drag nor solar radiation pressure have been modelled as they depend on the shape of the body. Only gravitational forces are studied. Ingeniería Aeroespacial

Este trabajo aborda los usos lingüísticos de los términos relacionados con la luz y aquellos vinculados a la oscuridad en la versión original griega del Nuevo Testamento, así como la oposición entre ambos. El concepto de luz, partiendo de una tradición previa del Antiguo Testamento, es claramente simbólico y señala a Dios como su fuente máxima, que irradia a los que le siguen, quienes a su vez, pueden iluminar a los demás. Por el contrario la ausencia de Dios lleva a la oscuridad, que se opone a Él y el resultado de esa oposición es el predominio de la luz. La luz es expresada sobre todo con el sustantivo φῶς y algunos otros términos. Por el contrario, la oscuridad se describe con el sustantivo σκότος fundamentalmente, que expresa el vacío interior ya sea psicológico, intelectual o moral, This paper addresses the linguistic uses of terms related to light and those linked to the darkness in the original Greek version of the New Testament as well as the opposition between the two. The concept of light, from a previous tradition of the Old Testament, is clearly symbolic, pointing to God as the ultimate source, which radiates to those who follow him, who in turn, can enlighten other people. Conversely the absence of God leads to darkness, which opposes to him and the result of this opposition is the prevalence of light. Light is expressed especially with the noun φῶς and some other terms. On the contrary, the darkness is described mainly with σκότος noun, which express the interior emptiness whether is psychological, intellectual or moral.

Neste trabalho é apresentado um software de simulação dinâmica do Sistema Solar, onde as escalas relativas entre as dimensões do Sol, dos planetas e suas órbitas podem ser ajustadas para melhorar a visualização e compreensão dos seus movimentos. Ele foi desenvolvido em linguagem Actionscript (Flash Profissional 8) que pode ser implementada em diferentes plataformas de hardware. A programação é explicada em detalhe para incentivar os que quiserem apreender a linguagem. Além de despertar um grande interesse nos alunos, esse software possibilita uma melhor visualização da grandeza do Sistema Solar e seus constituintes principais do que os modelos e as maquetes geralmente presentes nas escolas e livros didáticos. This paper presents a dynamic software simulation of the solar system, where the relative scales between the size of the Sun, the planets and their orbits can be adjusted to improve the visibility and understanding of their movements. It was developed using Actionscript (Flash Professional 8) that can be ported to different hardware platforms. The program is explained in detail to encourage those who want to learn the language. Besides arousing a great interest in students, this software allows a better visualization of the greatness of the Solar System and its main constituents than the models that are usually present in schools and textbooks.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:32:09Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2013-03-06Bitstream added on 2014-06-13T21:03:28Z : No. of bitstreams: 1 costa_aif_dr_guara.pdf: 4600583 bytes, checksum: 3d77d0ac5008ebea1c760741e6b7ed43 (MD5) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) O estudo da formação de planetas terrestres no Sistema Solar, é crucial para compre- endermos como outros sistemas planetários formam e também inferir as condições que poderiam ter influenciado a origem e evolução de vida na Terra. Esta Tese de douto- rado apresenta um estudo numérico da formação de planetas terrestres. Nosso objetivo principal é analisar o último estágio da formação desses planetas no Sistema Solar, em particular, a formação de Marte e a origem da água da Terra. Esses dois pontos têm intrigado cientistas ao longo de muitos anos. Enquanto que o planeta produzido ao redor de 1.5 UA é, em geral, muito mais massivo do que Marte, na grande parte das simulações, a origem da água da Terra é outro tema de intenso debate. Em vista disso, nós desenvol- vemos um cenário considerando uma depleção local de massa, no disco protoplanetário, a fim de analisarmos a origem da baixa massa de Marte, e também usamos um modelo composto para estudarmos a origem da água da Terra. Este trabalho apresenta um grande número de simulações numéricas explorando uma diversidade de parâmetros do sistema. Entre os principais podemos citar as variadas configurações de planetas gigantes, discos com diferentes perfis de densidade superficial de massa e modelos de distribuição de água. Nós também apresentamos um estudo dos efeitos de ressonâncias seculares nesses discos protoplanetários. Os principais resultados desses experimentos apontam a possibilidade da formação de planetas similares a Marte ao redor de 1.5 UA, especialmente, quando é considerado uma escala de depleção local, no disco protoplanetário, moderadamente alta (50-75%), localizada ao redor de 1.5 UA. Isto é observado juntamente com a formação de planetas do tipo Terra, em torno de 1 UA do Sol, com substanciais... The study of terrestrial planet formation in the Solar System is crucial to understand how other planetary systems form and to infer the conditions that favored the origin and evolution of life on Earth. In this Thesis we present a numerical study of the accretion of terrestrial planets. Our main goal is study the late stage of the terrestrial planet accretion in the Solar System, especially the formation of Mars and the origin of Earth’s water. These two points have intrigued scientists for many years. Whereas the planet formed around Mars’ semimajor axis is, in general, much more massive than Mars, the origin of Earth’s water is a matter of intense debate. In view of that, we have developed a scenario considering a local depletion in the density of the protosolar nebula in order to analyze the low mass of Mars, and also explored a compound model of water distribution to study the origin of Earth’s water. We have carried out extensive numerical simulations of the formation of terrestrial planets in protoplanetary disks exploring a large variety of parameters of the system, as different giant planet configurations, surface density profiles and water distribution models. We also have presented a study of the effects of secular resonances on the evolution of these protoplanetary disks. Our main results point to the possibility of the formation of Mars-sized bodies around 1.5 AU, especifically when is considered a scale of the disk local mass-depletion moderately high (50-75%) around 1.5 AU, as well as Earth-sized planets can form around 1 AU with substantial amount of water. Regarding the origin of Earth’s water, we find that the compound model incorporating both the principal endogenous and exogenous theories, play an important role by... (Complete abstract click electronic access below)

Como indica el título de esta tesis, el objetivo general de nuestro trabajo es poder analizar la diversidad de sistemas planetarios que podrían formarse alrededor de estrellas de tipo solar y sin gigantes gaseosos. Nuestro interés particular es estudiar estos sistemas en discos de baja masa, pues podemos asegurar que en ellos no hay posibilidad de formar planetas gigantes gaseosos. Para poder lograr este análisis desarrollamos simulaciones de N-cuerpos orientadas a estudiar el proceso de formación de planetas terrestres. Las simulaciones tienen en cuenta distintos escenarios, consideran discos protoplanetarios con diferentes perfiles de densidad superficial y utilizan distintas configuraciones físicas y orbitales para formar los sistemas planetarios. Luego, el objetivo principal de este trabajo es analizar la potencial habitabilidad de los planetas terrestres que se forman en dichos sistemas y tratar de determinar teóricamente si son blancos de interés observacional. Básicamente nuestro estudio está orientado a responder la siguiente pregunta: ¿si existiera la posibilidad de observar sistemas formados únicamente por planetas de tipo terrestre, sería interesante estudiarlos en detalle?, ¿son los sistemas planetarios con sólo planetas terrestres blancos de interés astrobiológico?, ¿valdría la pena orientar nuestros grandes telescopios e instrumentos a este tipo de sistemas?, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas