Licenciatura en Física

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https://hdl.handle.net/20.500.14492/160

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Análisis detallado de la abundancia química en la atmosfera de la estrella HD53300
(2010-04-01) Ruíz Melara, Lidia Verónica; Alvarenga, Raúl Alfonso; Arellano Ferro, Armando
Se presente el análisis del espectro de la estrella HD 53300 en el rango de 4000Å a 9000Å . Se calculó la composición química de la atmósfera de la estrella y otros parámetros físicos de relevancia astrofísica como la temperatura efectiva, la aceleración de la gravedad en la superficie y la velocidad de turbulencia. Del perfil de composición química es posible inferir algunos procesos fisicoquímicos que han ocurrido en el interior de la estrella, como la formación de elementos pesados por captura de neutrones en la base caliente de la zona convectiva (HBB), y su transporte a la superficie por procesos de dragado típicos en estrellas en la rama asintótica (AGB). Parece muy probable que HD 53300 sea una estrella de masa intermedia, y muy evolucionada, que ha pasado la etapa AGB, según se observa su posición en el DHR. También fue posible comparar nuestros resultados con las abundancias calculadas por Giridhar et al. (2009) con los datos tomados en el observatorio McDonald a una resolución mucho mayor y al hacerlo nuestros resultados fueron reconfirmados; la estrella es deficiente en C, muestra un exceso de N y una abundancia de Fe ligeramente subsolar. Además de presentar en su atmósfera elementos producto de nucleosíntesis y HBB que han llegado a la atmósfera de la estrella debido a procesos de dragado. Todas estas características nos permiten concluir que la estrella es una post-AGB en su evolución hacia nebulosa planetaria. Según los modelos teóricos es probable que la pérdida de la envolvente ocurra en escalas de tiempo de pocos cientos de años.
Cálculo del espectro de potencia primordial para potenciales inflacionarios
(2023-03-23) Barrera Vásquez, Wilson Alberto
En esta tesis se presentan los resultados del cálculo numérico del espectro de potencia primordial escalar, el espectro de potencia primordial tensorial y el tensor-to-escalar ratio para diferentes escenarios de cuatro modelos inflacionarios que son: Large Field Inflation (LFI), Steplike potential, a-attractor Inflation y Radion Gaunge Inflation (RGI) (haciendo mayor énfasis en el modelo steplike potential, para el cual se analizó los efectos que surgen en ambos espectros de potencia primordial al variar sus parámetros libres); el cálculo se hizo en el rango de números de onda que va desde $k\approx 10^{-3}$ Mpc$^{-1}$ a $k\approx 10^{9} $ Mpc$^{-1}$ (en unidades naturales), a través de códigos creados en el lenguaje de programación python. Para lograrlo, primero, se hizo una revisión teórica de la teoría de la Relatividad General, el modelo del Big Bang Caliente, el modelo de inflación cosmológica, la teoría de Perturbaciones Cosmológicas y de las herramientas matemáticas y computacionales necesarias para el desarrollo del proyecto; luego, para cada escenario de cada modelo se resolvieron numéricamente las ecuaciones del fondo cosmológico, con el propósito de conocer la evolución de parámetros como el parámetro de Hubble, el radio comóvil de Hubble, el campo del inflatón, los parámetros de slow-roll, entre otros; los cuales sirven para conocer como evoluciona el Universo en la época inflacionaria para el modelo específico analizado. Además, estos parámetros, junto a la ecuación de Mukhanov-Sasaki, son necesarios para estudiar las perturbaciones escalares (perturbaciones en la densidad de energía) y las perturbaciones tensoriales (ondas gravitacionales primordiales) que surgen durante inflación, ambas perturbaciones evolucionan para ser la semilla de la estructura a gran escala del Universo. A partir de la amplitud que tienen estas perturbaciones al cruzar el horizonte, se calculan los espectros de potencia primordial escalar y tensorial (estos contienen información estadística de la amplitud de las perturbaciones (escalares o tensoriales) en función del número de onda de la perturbación). Una de las principales conclusiones de esta tesis es que en los modelos LFI, a-attractor Inflation y RGI tanto el espectro de potencia primordial escalar como el espectro de potencia primordial tensorial siguen una ley de potencias, mientras que en el modelo steplike potential ambos espectro de potencia primordial presentan tres regiones donde el comportamiento es diferente, dichas regiones se etiquetan como: primera región, segunda región y tercera región, en la primera y tercera región el espectro de potencia primordial escalar sigue una ley de potencias, pero con una potencia distinta en cada región, mientras que en la segunda región presenta oscilaciones que se amortiguan a medida crece el número de onda en esa región. De igual forma, el espectro de potencia primordial tensorial en la primera y tercera región sigue una ley de potencias, con potencia distinta en cada región, mientras que en la segunda región presenta un paso (escalón decreciente), seguido de pequeñas oscilaciones que se amortiguan rápidamente a medida el número de onda crece.
Chaos in Neutrino Fast Flavor Instability
(2023-06-20) Urquilla, Erick; Sherwood, Richers; Ortiz, Raul
Neutrinos play a crucial role in explosive stellar events. In core collapse supernovae (CCSN), neutrinos produced thermally in the proto-neutron star drive the CCSN dynamics, reviving the shock wave that causes the explosion. In neutron star mergers (NSM), neutrinos can significantly affect the ratio of neutrons to protons in the ejected mass via charged-current reactions, having a big impact on the production of heavy elements. Simulations have revealed that in those systems neutrinos undergo substantial fast flavor instabilities that make it challenging to fully understand the neutrino non-linear many-body dynamics, mainly because of the large number of neutrinos involved and the small spatial scale of the neutrino flavor oscillation in comparison with the CCSN and NSM spatial scale. In simplified neutrino models (bipolar oscillations), the presence of chaos in the flavor evolution has been proposed. Since chaotic systems are very sensitive to initial conditions, i.e., trajectories of slightly different initial conditions diverge exponentially, our ability to predict the neutrino flavor behavior in CCSN and NSM could be limited. To clarify this problem, we approximate the behavior of neutrinos inside NSM by simulating neutrino fast flavor instabilities in a domain a few centimeters wide. Our goal is to analyze the dynamics of nearby flavor states in the presence of neutrino fast flavor instabilities. We solve the neutrino quantum kinetic equation numerically including the neutrino self-interaction term in the flavor Hamiltonian, using the particle-in-cell code EMU under the mean field approximation. We conclude that solutions with nearby initial states diverge exponentially in the non-linear regime of the neutrino flavor evolution, demonstrating the presence of chaos. This produces a huge uncertainty in both the spatial flavor neutrino distributions and the density matrix of the individual computational particles. However, the domain-averaged neutrino density matrix component is not highly affected by chaos (1% maximum uncertainty) and could be used as a key variable in global neutrino simulations of CCSN and NSM.
Determinación del borde de la galaxia UGC 7321 en hidrógeno neutro
(2004-03-01) Terezón Segura, Brisa Margarita; Mejía Bolaines, Francisco Américo
El estudio de galaxias ofrece un escenario distinto cuando se trata de observarlas en otras longitudes de ondas, en el caso de galaxias que presentan una deficiente formación estelar como el de la galaxia UGC 7321 de la cual la información que se tiene acerca del borde cuando se observa la emisión del hidrógeno neutro (HI) en él, es que éste es abrupto a una densidad de columna de unas cuantas veces 1019 átomos/cm2; es probable que esto se debe a que la galaxia tiene dificultad para mantener suficiente hidrógeno, ocasionado en parte a que la mayoría está ionizándose debido al campo intergaláctico de los fotones ultravioleta (Van Gorkom 1991). El trabajo experimental y de análisis para estudiar el borde de la galaxia UGC 7321 bajo la supervisión del Dr. Juan Uson del Observatorio Nacional de Radio Astronomía, proporcionando un conjunto de imágenes espectrales de la galaxia, con una resolución espectral de 24 kHz (5.2 km s-1) y una resolución espacial de 36”, permitieron obtener una imagen que tiene una sensibilidad de 0.52 mJy/beam correspondiente a una densidad de columna de hidrógeno neutro de 2.2 x 1018 átomos cm-2 . A este nivel se detecta hidrógeno neutro en la galaxia hasta aproximadamente 285” correspondiente a 7.1 x 1018 átomos cm-2 ±(14 –7) x 1018 átomos cm-2, aunque el borde podría extenderse más allá a otro nivel de densidad. Este resultado no muestra que la galaxia tenga cortes abruptos que indiquen ionización del hidrógeno en algunas regiones de la galaxia. La experiencia y los resultados obtenidos dejan algunas bases para que en la Escuela de Física se busquen perfiles de estudiantes y docentes que quieran realizar más trabajo en el área de la Astronomía y desarrollar así un nuevo campo de investigación.
Introducción a la cosmología
(2008-03-25) Moreno Aguirre, Manuel Ovidio; Mejía Bolaines, Francisco Américo
Se pretende que esta investigacion pueda ser un material de apoyo para una materia electiva, que se llame: Introducción a la Cosmología o Introducción a la Relatividad General que se imparta en la carrera de Licenciatura en Física, para un nivel de cuarto o quinto año con prerrequisitos de: Física Moderna, Análisis Vectorial y Tensorial, Introducción de Física de Partículas. Se comienza con la Teoría Especial de la Relatividad, se hace un brevísimo recordatorio de la Relatividad Clásica: El Principio de Relatividad Clásico, La invariancia de las leyes de la Física y las transformaciones Galileanas; luego se prosigue con una introducción breve de la Teoría Especial de la Relatividad, los postulados donde descansa, las transformaciones de las coordenadas de Lorentz, sus inversas, la representación de las transformaciones de las coordenadas de Lorentz por un cuadrivector posición, la representación matricial y su expresión inversa; a continuación las transformaciones de la velocidad, la aceleración, el momento y la energía. Las consecuencias de la transformación de Lorentz, como: la contracción de la longitud, dilatación el tiempo, los efectos que produce en: la masa, momento, energía total, energía cinética, el principio de equivalencia masa-energía. En la siguiente parte se trata de dar un enfoque geométrico o Minkowskiano a la relatividad especial, con los términos siguientes: evento, línea del mundo o universo, invariancia de los intervalos, diagrama de Minkowski, métrica de Euclides, métrica de Minkowski, métrica de Riemann, intervalos tipo: tiempo, luz o null y espacial. Luego se hace un breve repaso del uso de tensores en relatividad especial y los cuadrivectores en el espacio de Minkowski, como: tetravector posición contravariante, covariante, velocidad cuadridimensional y tetramomento. Por último al final de cada capítulo se agregan los problemas resueltos y propuestos.

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