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ilustraciones, graficas, tablas En este trabajo se presentan los resultados de un completo estudio sobre la evolución rotacional de las estrellas de baja masa en su etapa evolutiva previa a la secuencia principal. Para el estudio se realiza una extensión del modelo rotacional de Matt [Matt et al., 2012], el cual predice la velocidad ecuatorial de rotación para una estrella del tipo solar durante los primeros tres millones de años, época en la cual la estrella experimenta torques de acreción y de viento estelar estimulado por la acreción. El modelo incorpora cambios en el momento de inercia de la estrella, en la intensidad del campo magnético, pérdida de momento angular por vientos estelares estimulados por acreción y una disminución exponencial de la tasa de acreción. Se asume que la acreción estelar decae exponencialmente con el tiempo y que el disco es permeado por un campo magnético estelar dipolar y con intensidad constante. La extensión del modelo, se realiza hasta la edad del Sol, incluyendo efectos de pérdida de momento angular a través de vientos magnetizados de tipo Kawaler [Kawaler, 1988] una vez la estrella se ubica en la secuencia principal. La calibración de la evolución rotacional se realiza en términos de la rotación solar hoy y a través del análisis de una muestra representativa de estrellas jóvenes con velocidad rotacional reportada en la literatura. Esta muestra consiste en 231 estrellas pertenecientes a 8 asociaciones estelares con edades entre 8Myr y 600Myr. Para altos rotadores (V > 150km/s) se encuentra que la constante Kw que de fine la intensidad del torque de viento magnetizado es igual a 6,018X10^47 gr^{3/2} cm^{1/2} s^{-1} mientras que para bajos rotadores (V < 10km=s) la constante Kw es igual a 5.988X10^47 gr^{3/2} cm^{1/2} s^{-1}. Finalmente, se concluye que la escala de tiempo característica para el decaimiento exponencial de la acreción que mejor ajusta la muestra observada es t_a = 8Myr para un tiempo de vida de disco t_D = 4Myr para un campo magnético de 2kG y un tiempo de vida de disco t_D = 2Myr para un campo magnético de 0.5kG. (Texto tomado de la fuente) This paper presents the results of a complete study on the rotational evolution of low-mass stars in their evolutionary stage prior to the main sequence in the color-magnitude diagram. For the study, an extension of the rotational model of Matt [Matt et al., 2012] is carried out, which predicts the equatorial speed of rotation for a star of the solar type during the rest three million years, when the star experiences accretion torques and stellar wind stimulated by accretion. The model incorporates changes in the star's moment of inertia, in the intensity of the magnetic eld, loss of angular momentum by accretion-stimulated stellar winds, and an exponential decrease in the accretion rate. It is assumed that stellar accretion decays exponentially with time and that the disk is permeated by a constant intensity dipole stellar magnetic eld. The extension of the model is carried out until the age of the Sun, including the e ects of loss of angular momentum through magnetized winds of the Kawaler type [Kawaler, 1988] once the star is located in the main sequence. The calibration of the rotational evolution is carried out in terms of the solar rotation today and through the analysis of a representative sample of young stars with rotational speed reported in the literature. This sample consists of 231 stars belonging to 8 stellar associations with ages between 8Myr and 600Myr. For high rotators (V > 150km=s) it is found that the constant Kw that de nes the intensity of the magnetized wind torque is equal to 6.018X10^47 gr^{3/2} cm^{1/2} s^{-1} while for low rotators (V < 10km=s) the constant Kw is equal to 5.988X10^47 gr^{3/2} cm^{1/2} s^{-1}. Finally, it's concluded that the character 'i stic time scale for the exponential decay of the accretion o n that best ts the observed sample is ta = 8Myr for a disk lifetime tD = 4Myr for a magnetic eld of 2kG and a disk lifetime of tD = 2Myr for a magnetic eld of 0.5kG. (Text taken from source) Maestría Magíster en Ciencias - Astronomía Astrofísica Estelar

Després del descobriment dels primers exoplanetes fa unes tres dècades, la detecció i caracterització de companys planetaris s’ha convertit en un tema de recerca prominent, especialment la cerca de planetes semblants a la Terra, cossos rocosos que orbiten a la zona habitable (HZ) de les seves estrelles hostes. Un dels principals mètodes utilitzats per trobar i caracteritzar exoplanetes és la tècnica de l’espectroscòpia Doppler o velocitat radial (RV), basada en l’ús d’espectres estel·lars per mesurar canvis periòdics en la RV d’una estrella causats per l’atracció gravitatòria d’un exoplaneta en òrbita. Actualment, la variabilitat intrínseca de les estrelles hostes és el principal repte en l’estudi d’exoplanetes. Les estrelles no són cossos invariables i homogenis, sinó que presenten variabilitat en diferents escales de temps. La més rellevant és l’activitat magnètica estel·lar, que inclou fenòmens com ara taques o fàcules que apareixen a la superfície de l’estrella i estan modulades per la seva rotació. Aquests fenòmens distorsionen els espectres estel·lars, introduint biaixos en les RVs prou grans com per amagar o fins i tot imitar el senyal causat per un planeta. Per tant, per continuar detectant i estudiant exoplanetes de baixa massa, és clau aconseguir una millor comprensió d’aquests fenòmens estel·lars i els seus efectes en les nostres observacions. Aquesta tesi se centra en l’estudi dels efectes de l’activitat estel·lar en observacions espectroscòpiques d’estrelles fredes obtingudes amb l’instrument CARMENES. CARMENES és un espectrògraf d’alta resolució capaç d’observar el rang de longitud d’ona visible i infraroig proper. Està realitzant un estudi de més de 300 nanes M, les estrelles amb menor massa de la seqüència principal, amb l’objectiu primordial de detectar exoplanetes petits. En primer lloc, hem desenvolupat un codi que implementa el mètode de la funció de correlació creuada (CCF) per mesurar RVs i indicadors d’activitat estel·lar en observacions d’alta resolució, i l’hem aplicat a les dades de CARMENES. Aquest mètode utilitza màscares binàries ponderades, un template estel·lar simplificat construït mitjançant la selecció de línies espectrals. Hem creat diverses màscares en funció del subtipus espectral i de la velocitat de rotació de l’estrella a analitzar. A continuació, hem utilitzat els indicadors d’activitat derivats de la CCF, juntament amb altres indicadors d’activitat espectroscòpics, per analitzar les seves variacions temporals en una mostra de quasi 100 nanes M de diverses masses i nivells d’activitat. Aproximadament la meitat de les estrelles analitzades mostren RVs amb senyals d’activitat clars. Diferents indicadors són sensibles a l’activitat de manera diferent segons les característiques de l’estrella: indicadors cromosfèrics són més útils per a estrelles de baixa activitat, indicadors relacionats amb el canvi de RV amb longitud d’ona funcionen millor per a les estrelles més actives, i altres indicadors relacionats amb el canvi d’amplada de les línies fotosfèriques proporcionen resultats similars en tot tipus d’estrelles, però són especialment útils per a les més actives i de menor massa. Finalment, hem analitzat els efectes de l’activitat sobre línies d’absorció individuals presents en l’espectre d’estrelles actives. Estudiant les correlacions entre les RVs de línies individuals i els indicadors d’activitat, podem classificar les línies observades segons la seva sensibilitat a l’activitat. Això ens permet seleccionar línies afectades de forma diferent per l’activitat i utilitzar-les per tornar a calcular RVs. Així obtenim RVs per a les quals mitiguem o incrementem el senyal d’activitat en diversos graus. També observem que les mateixes línies en diferents estrelles mostren diferent sensibilitat a l’activitat. Después del descubrimiento de los primeros exoplanetas hace unas tres décadas, la detección y caracterización de compañeros planetarios se ha convertido en un tema de investigación prominente, especialmente la búsqueda de planetas parecidos a la Tierra, cuerpos rocosos que orbitan en la zona habitable (HZ) de sus estrellas huéspedes. Uno de los principales métodos utilizados para encontrar y caracterizar exoplanetas es la técnica de la espectroscopía Doppler o velocidad radial (RV), basada en el uso de espectros estelares para medir cambios periódicos en la RV de una estrella causados por la atracción gravitatoria de un exoplaneta en órbita. Actualmente, la variabilidad intrínseca de las estrellas huéspedes es el principal reto en el estudio de exoplanetas. Las estrellas no son cuerpos invariables ni homogéneos, sino que presentan variabilidad en distintas escalas de tiempo. La más relevante es la actividad magnética estelar, que incluye fenómenos como manchas o fáculas que aparecen en la superficie de la estrella y están moduladas por su rotación. Estos fenómenos distorsionan los espectros estelares, introduciendo sesgos en las RVs suficientemente grandes como para esconder o hasta imitar la señal causada por un planeta. Por lo tanto, para continuar detectando y estudiando exoplanetas de baja masa, una mejor comprensión de estos fenómenos estelares y sus efectos en nuestras observaciones es clave. Esta tesis se centra en el estudio de los efectos de la actividad estelar en observaciones espectroscópicas de estrellas frías obtenidas con el instrumento CARMENES. CARMENES es un espectrógrafo de alta resolución capaz de observar en el rango de longitudes de onda visible e infrarojo cercano. Está realizando un estudio de más de 300 enanas M, las estrellas con menor masa de la secuencia principal, con el objetivo primordial de detectar exoplanetas pequeños. En primer lugar, hemos desarrollado un código que implementa el método de la función de correlación cruzada (CCF) para medir RVs e indicadores de actividad estelar en observaciones de alta resolución, y lo hemos aplicado a los datos de CARMENES. Este método usa máscaras binarias ponderadas, un template estelar simplificado construido seleccionando líneas espectrales. Hemos creado varias máscaras en función del subtipo espectral y de la velocidad de rotación de la estrella a analizar. A continuación, hemos utilizado los indicadores de actividad derivados de la CCF, juntamente con otros indicadores de actividad espectroscópicos, para analizar sus variaciones temporales en una muestra de casi 100 enanas M de varias masas y niveles de actividad. Aproximadamente la mitad de las estrellas analizadas muestran RVs con señales de actividad claros. Distintos indicadores son sensibles a la actividad de forma diferente según las características de la estrella: indicadores cromosféricos son más útiles para estrellas de baja actividad, indicadores relacionados con el cambio de RV con la longitud de onda funcionan mejor para estrellas más activas, y otros indicadores relacionados con el cambio de anchura de las líneas fotosféricas proporcionan resultados similares en todo tipo de estrellas, pero son especialmente útiles para las más activas y de menor masa. Finalmente, hemos analizado los efectos de la actividad sobre líneas de absorción individuales presentes en el espectro de estrellas activas. Estudiando las correlaciones entre las RVs de líneas individuales y los indicadores de actividad, podemos clasificar las líneas observadas según su sensibilidad a la actividad. Esto nos permite seleccionar líneas afectadas de forma distinta por la actividad y usarlas para volver a calcular RVs. De esta forma obtenemos RVs para las cuales mitigamos o incrementamos la señal de actividad en diversos grados. También observamos que las mismas líneas en distintas estrellas muestran diferente sensibilidad a la actividad. After the discovery of the first exoplanets about three decades ago, the detection and characterization of planetary companions has become a prominent research topic, especially the search for Earth-like planets, rocky bodies orbiting in the habitable zone (HZ) of their host stars. One of the main methods used to find and characterise exoplanets is the Doppler spectroscopy or radial velocity (RV) technique, based on using stellar spectra to measure periodic changes in the RV of a star caused by the gravitational pull of an orbiting exoplanet. Currently, the intrinsic variability of the host stars is the major challenge faced in the study of exoplanets. Stars are not quiet, homogeneous bodies, but display variability on different timescales, the most concerning being stellar magnetic activity, phenomena such as spots or faculae appearing on the stellar surface and modulated by the stellar rotation. These features distort the stellar spectra, introducing biases in our RVs that can be large enough to hide or even mimic the signal caused by a planet. Therefore, to continue detecting and studying low-mass exoplanets, a better understanding of these stellar phenomena and their effects on our observations is key. This thesis is focused on the study of stellar activity effects on spectroscopic observations of cool stars obtained with the CARMENES instrument. CARMENES is a high-resolution spectrograph capable of observing on the visible and near-infrared wavelength ranges. It is performing a survey of over 300 M dwarfs, stars at the low-mass end of the main sequence, with the main goal of detecting small exoplanets. Firstly, we developed a pipeline that implements the cross-correlation function (CCF) method to measure RVs and indicators of stellar activity on high-resolution observations, and applied it to the CARMENES survey data. This method uses weighted binary masks, a simplified stellar template built by selecting sharp spectral lines, of which we created different kinds depending on the spectral subtype and the rotational velocity of the target star. We then used the activity indicators derived from the CCF, together with other spectroscopic activity proxies, to analyse their temporal variations in a sample of almost 100 M dwarfs with a range of masses and activity levels. We found that about half of the stars analysed show RVs with clear signals of activity. Different indicators trace activity differently depending on the characteristics of the star: chromospheric indicators are the most useful for low-activity stars, indicators related to the change in RV with wavelength work better for the most active stars, and other indicators related to the change in width of the photospheric lines provide similar results in all types of stars, but are especially useful for the most active and lowest-mass ones. Finally, we analysed the effects of activity on individual absorption features present on the spectra of active stars. By studying the correlations between the individual line RVs and activity indicators, we are able to classify the observed lines according to their sensitivity to activity. This allow us to select differently affected lines and use them to recompute RVs for which we mitigate or enhance the activity signal to varying degrees. We also observe that the same lines on different stars show different sensitivities to activity. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física

En esta contribución se presenta el comportamiento de las emisiones en la región espectral del infrarrojo cercano y medio (NIR-MIR) de los Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos (PAHs), provenientes de distintos tipos de objetos extragalácticos: Núcleos Activos de galaxias (AGNs), galaxias infrarrojas y galaxias starburst. Para este trabajo, se seleccionó una muestra de galaxias con tipologías Seyfert 1, Seyfert 2, Starbursts, LIRGs, ULIRGs (LINERS-HII) y Quasars (PG-3CR). Usamos el ancho equivalente (EQW) y el flujo como indicadores de la intensidad de actividad estelar y la actividad del AGN, para discriminar las diferentes fuentes a través del uso de diagramas de diagnóstico del cociente de la luminosidad del continuo en 12 um y 60 um, y los PAHs en 6.2 um, 8.6 um y 11.3 um.

En este trabajo se presenta un estudio de las emisiones, de un grupo de 108 galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2, en las bandas J(1.26μm), H(1.60μm) y K(2.25μm), 6μm, e IRAS 12μm, 25μm, 60μm, 100μm, Rayos X (2-10 KeV) y líneas espectrales asociadas a moléculas de hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH en 7.7μm), y átomos como [O IV] (25.89μm), [Ne II] (12.81μm) y [Ne III] (15.56μm). El estudio parte de considerar para este conjunto de observables, las emisiones asociadas a fenómenos de formación estelar o vinculadas a la actividad del núcleo activo. Adicionalmente se analizó la importancia de estos observables en la descripción del modelo unificado de los Núcleos Activos de Galaxias y su posible relación con la actividad estelar presente. En esta dirección se aplicó un conjunto de pruebas: análisis de regresión lineal, prueba de Kolmogorov- Smirnov (K-S) y el método de agrupación de datos cluster, así como diagramas de diagnóstico que permitieron diferenciar las poblaciones y respaldar sus resultados dentro del modelo unificado de galaxias activas. / Abstract. In this work, I made a study of the photometry emission of a group of 108 galaxies Seyfert 1 and Seyfert 2, in bands J (1.26μm), H (1.60μm) and K (2.25μm), 6μm, IRAS 12μm, 25μm, 60μm, 100μm, X-rays (2-10 Kev) and lines associated with molecules like Polycyclic Aromatic Hydrocarbon (PAH in 7.7μm), and atoms like [OIV] (25,89μm), [NeII] (12,81μm) and [NeIII] (15,56μm). The study starts to consider, for this assembly of emissions, which observables were associated to stellar formation or to the active nucleus. Additionally I review the importance of this quantities in the description of the unified model of AGNs and the relation with stellar activity. In this direction I applied a set of statistical tests (analysis of linear regression, test of Kolmogorov-Smirnov (K-S) and method of grouping data “cluster”) as well as diagnosis diagrams were processed. This analysis allowed to contrast the populations and to validate its results within the unified model of galaxies. Maestría

Desde el descubrimiento de O.C. Wilson y M.K. Vainu Bappu en 1957 de la existencia de una relación lineal entre el logaritmo del ancho del centro de emisión de la línea K de Ca II (W0) y las magnitudes absolutas estelares (el llamado efecto Wilson-Bappu ó relación Ancho-Luminosidad), varias calibraciones de este efecto han sido realizadas. En el presente trabajo se realizó un estudio en 22 estrellas tipo tardíos de la secuencia principal, usando espectros de alta resolución (20277-9119) tomados en los observatorios de Calar alto (Almería–España) y el observatorio Isaac Newton (La Palma-España), en el rango de longitudes de onda entre 3890 a 4950 A, a partir de los cuales hemos encontrado relaciones Wilson-Bappu para los centros de emisión de las líneas H y K de Ca II con un coeficiente de correlación de 0,95. Además proponemos un método que permite evaluar la influencia del ensanchamiento rotacional de los perfiles de estos centros de emisión, el cual mejora las relaciones Ancho-Luminosidad. / Abstract. From the discovery of O. C. Wilson and M. K Vainu Bappu in 1957 of the existence of a linear relationship between the logarithm of the width of the Ca II emission (W0) and the stellar absolute visual magnitude (the so called Wilson-Bappu effect or width-luminosity relation), several calibrations of this effect have been attempted. In the present work we carried out a study of 22 late type main sequence stars, using high resolution spectra (20277-9119) taken at the Calar Alto observatory (Almeria-España) and at the Isaac Newton observatory (La Palma-España), in the wavelength range 3890 to 4950 A, from which we have found Wilson-Bappu relations for the Ca II H and K emission core lines with a correlation coefficient of 0,95. In addition we propose a method that allows to evaluate the influence of rotational broadening of the profiles of these core emission, which improves the width-luminosity relations. Maestría