LUNES
Charla Invitada: Explosiones de supernova que no se comportan como todas
Mariana Orellana (UNRN)
La evolución de las estrellas masivas constituye un campo muy activo de la astrofísica. Hay importantes efectos en los finales de estas estrellas como explosiones de supernova (SN): eventos de los cuales hay todavía muchos interrogantes sin resolver.
En las SNs de colapso, los restos del núcleo forman un objeto compacto. De tratarse de una estrella de neutrones con un campo magnético extremadamente intenso, se le conoce como magnetar. Si además el magnetar gira sobre sí mismo con un período del orden de milésimas de segundo, libera gran cantidad de energía y puede afectar significativamente a la curva de luz de la SN. También se ha planteado que la formación de chorros en el proceso de colapso magneto-rotacional podría resultar en una distribución inusual del contenido radiactivo (el elemento 56Ni en particular) que potencia algunas SNs.
En esta charla recorreré los resultados más importantes de esos escenarios que son a veces buenas alternativas para explicar las SNs de comportamiento peculiar. Comentaré los hallazgos más recientes de la literatura y aportes realizados a través del ajuste de parámetros usando un código hidrodinámico-radiativo unidimensional.
Black Holes in Microquasars, Little Red Dots and AGN: Insights from/on Radio Emission
Felix Mirabel (IAFE)
The radio emission from Microquasars (MQs), Little Red Dots (LRDs) and Active Galactic Nuclei (AGN) is crucial to gain insight into the mass accretion, relativistic jets and feedback of black holes (BHs) in those astronomical objects. Based on archived radio monitoring data and the VLASS and FIRST sky surveys of the National Radio Observatory (NRAO), were obtained the following achievements: (1) An understanding of General Relativity physics in the inner accretion disk of the BH in the microquasar GRS 1915+105 at the time of unusually large changes in the BH-jets during a deep X-ray obscured and very high mid-infrared luminosity state observed in this source with the JWST¹. (2) Until present LRDs at z > 5 have been radio silent. However, using NRAO archive data we found dim radio emission associated to two LRD analogues at redshifts z = 0.1–0.2², and using the NRAO VLASS and FIRST surveys recently identified a radio bright LRD analogue at z ≃ 0.4. (3) The intriguing radio silence of active BHs in MQs, LRDs and some types of AGN has been intensively debated and remains without explanation. We will show that the suppression of radio emission from BHs is due to an Inverse Compton mechanism. In MQs when the BH is associated to a massive star, and in LRDs and AGN when the SMBH is embedded in a nuclear bursts of massive stars.
References:
- Luis F. Rodríguez and I. Félix Mirabel 2025. ApJ 986 108.
- Rodríguez, L.F. & Mirabel, I.F. 2025 A&A, 707, L17.
Charla Invitada: El universo más allá de la Vía Láctea
Georgina Coldwell (FCEFN/UNSJ)
La distribución de galaxias y estructuras a gran escala en el Universo es un campo fundamental de la astrofísica observacional y teórica. Sin embargo, una región significativa del cielo permanece oculta por el plano y la región central de la Vía Láctea, la denominada Zona de Oscurecimiento Óptico (ZoA, Zone of Avoidance). En esta región, la alta extinción interestelar y la enorme densidad estelar impiden las observaciones ópticas convencionales, dejando incompleto el mapa de las estructuras a gran escala del Universo local.
El relevamiento VVV (VISTA Variables in the Vía Láctea) ha demostrado ser una herramienta de enorme potencial para superar esta limitación dado que al operar en el infrarrojo cercano es significativamente menos sensible a la extinción que los relevamientos ópticos, permitiendo por primera vez explorar sistemáticamente la población de galaxias detrás de la Vía Láctea.
En esta presentación, se expondrá una síntesis de los trabajos realizados en esta línea de investigación, así como de los proyectos actualmente en ejecución y perspectivas futuras.
Migración autoconsistente de planetas de baja masa en discos de gas y polvo
Jose Luis Gomez (IALP)
La interacción gravitatoria entre un protoplaneta y la fase gaseosa del disco protoplanetario induce una rápida migración hacia el interior, un fenómeno que representa un desafío central para la formación planetaria. Como contraparte, la fase sólida del disco (o polvo) ejerce una fuerza gravitatoria capaz de frenar o incluso revertir esta migración. Sin embargo, los análisis tradicionales suelen asumir órbitas fijas, infiriendo la tasa de migración a partir del torque estático. Este enfoque simplificado ignora la retroalimentación entre el movimiento orbital del planeta en formación y la estructura cambiante del disco.En este trabajo estudiamos por primera vez la migración autoconsistente a largo plazo de protoplanetas en discos de gas y polvo. Para ello, empleamos simulaciones hidrodinámicas multifluido con el código FARGO3D. Realizamos una exploración sistemática variando el grado de acople de la fase sólida con el gas (número de Stokes), la densidad del gas, la metalicidad del disco, el nivel de turbulencia y las masas y posiciones iniciales de los protoplanetas.Nuestros resultados revelan la existencia de comportamientos migratorios no predichos por los modelos estáticos. Entre las dinámicas más interesantes observadas, destacan la migración rápida hacia afuera y una migración oscilatoria que confina radialmente a los protoplanetas, manteniendo su semieje mayor aproximadamente constante en promedio. El tipo de migración resultante depende del nivel de acoplamiento gas-polvo, la posición inicial del embrión y la metalicidad del disco.En particular, para discos de alta metalicidad con números de Stokes ~0.1, el polvo modifica sustancialmente la evolución orbital (respecto al caso sin polvo), pudiendo resultar en migración rápida o lenta, tanto hacia afuera como hacia adentro. En contraste, para valores pequeños del número de Stokes, la migración es sistemáticamente hacia adentro.Estos hallazgos demuestran que el polvo tiene un efecto profundo y complejo sobre la migración de protoplanetas. Nuestra conclusión más importante es que, para modelar la evolución orbital de los planetas de manera fidedigna, la fase sólida del disco ya no puede ser ignorada en simulaciones dinámicas. Su inclusión mitiga el problema de la migración rápida en una porción significativa del espacio de parámetros, constituyendo un mecanismo viable de retención para planetas de baja masa en posiciones privilegiadas del disco.
Type II Supernovae from ATLAS: Signatures of Circumstellar Interaction
Keila Ertini (FCAG/UNLP)
Early-time observations are transforming our view of Type II supernovae (SNe II), providing growing evidence that many SNe II show signs of interaction with a confined, dense circumstellar material (CSM) in the first few days after explosion. However, the extent to which this early interaction influences the subsequent photometric and spectroscopic evolution remains unclear. In this work we aim to bridge the gap between single SN studies showing early-time interaction in their spectra, and the statistical studies of early-time SN light curves.We present a sample of 68 SNe II combining early, high-cadence ATLAS photometry with spectroscopic follow-up from ePESSTO+. A subset of these is classified based on the presence or absence of narrow spectral features with electron-scattered broadened wings in the early spectra, indicative of CSM interaction. We find that SNe II exhibiting early spectroscopic evidence of interaction are systematically brighter and decline faster than non-interacting events, while displaying no significant difference in rise times.To further probe the impact of early interaction on later phases, we extend the analysis to the Hα P-Cygni profile during the plateau phase using a larger sample of ~100 SNe II. We show that the Hα absorption-to-emission ratio (a/e) provides a promising diagnostic of early-time CSM interaction, with early interacting SNe displaying systematically lower a/e values, particularly around 40–50 days after explosion.
Charla Invitada: Estrellas híbridas: conectando la microfísica con la astrofísica multimensajera
Milva Orsaria (FCAG/UNLP)
Las estrellas de neutrones contienen materia en condiciones extremas imposibles de reproducir en laboratorios terrestres. En sus regiones más densas podrían emerger partículas como hiperones, resonancias bariónicas o materia de quarks, y producirse transiciones de fase con consecuencias observables a escala astrofísica. En esta charla mostraré cómo distintas descripciones microscópicas de la materia densa se traducen en propiedades globales observables como masas, radios, deformabilidades de marea y modos de oscilación de estos objetos compactos. También discutiré cómo las restricciones observacionales modernas de estrellas de neutrones pueden ayudar a comprender su composición interna y aportar evidencia sobre la posible existencia de estrellas híbridas.
MaGOSS: el Atlas de Estándares Espectrales de Estrellas O Masivas Galácticas en el Infrarrojo Cercano
Federico Nicolás Giudici Michilini (IALP)
Las estrellas masivas Galácticas son las principales responsables de la evolución energética, química y dinámica de su entorno, tanto a escala local como galáctica. Las estrellas de tipo O, en particular, revisten una importancia astrofísica fundamental. Sin embargo, sus cortas vidas transcurren a menudo dentro de las nubes de gas y polvo donde nacen, lo que las vuelve prácticamente indetectables en longitudes de onda ópticas debido a la fuerte extinción interestelar.El análisis morfológico de sus espectros ha demostrado ser una herramienta poderosa para determinar las propiedades fundamentales de estas estrellas, por lo que la espectroscopía en el infrarrojo cercano constituye el método óptimo para compilar una muestra razonablemente completa de esta población estelar y extender los esquemas de clasificación actuales. El atlas espectral en infrarrojo cercano de alta resolución más reciente data de 2005, cubre únicamente las bandas H y K, e incluye subtipos de clases de luminosidad I, II, III y V, muchos de los cuales no son considerados estándares espectrales en el dominio óptico.Para abordar este vacío, hemos construido MaGOSS: el Atlas de Estándares Espectrales de Estrellas O Masivas Galácticas en el Infrarrojo Cercano (por sus siglas en inglés), un atlas de clasificación espectral exhaustivo con criterios morfológicos robustos. Está basado en una muestra de 38 estrellas estándar espectroscópicas definidas por el Galactic O-Star Spectroscopic Survey. Sus espectros en infrarrojo cercano de alta resolución (R ∼ 4000–11.000) fueron obtenidos con espectrógrafos en Gemini Norte y el Observatorio Las Campanas, garantizando una amplia cobertura espectral y alta calidad de datos.En esta charla, presentamos las características principales del atlas MaGOSS, que incluye secuencias espectrales para enanas, gigantes y supergigantes, organizadas sistemáticamente con criterios morfológicos claros para la clasificación por subtipo y clase de luminosidad en las bandas Y, J, H y K. Asimismo, mostraremos resultados preliminares del análisis cuantitativo en curso sobre progresiones y cocientes de líneas, orientado a establecer umbrales objetivos para cada subtipo. Este atlas morfológico, complementado con el análisis cuantitativo en desarrollo, proporciona un marco unificado y confiable para la clasificación en infrarrojo cercano de estrellas de tipo O y allana el camino para estudios detallados de estrellas masivas en regiones de alta extinción.
Formación estelar inducida por la expansión y colisión de cáscaras de HI
Laura Andrea Suad (IAFE)
En este estudio se analizaron cuatro cáscaras de hidrógeno neutro (HI) con el objetivo de evaluar su rol en la formación estelar inducida. Para ello, se analizó la emisión de HI asociada a las cáscaras, junto con la distribución de la emisión en el infrarrojo lejano, con el fin de caracterizar dichas estructuras. Además, se investigó la formación estelar posiblemente inducida por las cáscaras mediante la identificación de candidatas a estrellas masivas de tipo OB, utilizando datos de Gaia y un método espectrofotométrico.La caracterización en HI revela que las cuatro cáscaras están en expansión, con velocidades de expansión entre 6 y 9 km s⁻¹ y energías cinéticas entre 2.5 × 10⁴⁸ y 8.4 × 10⁴⁸ erg. Algunas de ellas parecen estar en colisión entre sí. El análisis de la emisión infrarroja muestra la presencia de 28 regiones HII proyectadas sobre los bordes de las cáscaras, algunas ubicadas en las interfaces entre dos de ellas. El análisis espectrofotométrico sugiere que 27 de las regiones HII identificadas se encuentran a una distancia de 2.7 ± 0.5 kpc. Dado que sus velocidades de líneas de recombinación en radio son consistentes con las velocidades sistémicas de las cáscaras de HI, se infiere que estas cáscaras se encuentran a la misma distancia.La distribución de 27 regiones HII a lo largo de los bordes de las cuatro cáscaras de HI es consistente con un escenario en el cual las estrellas masivas responsables de su ionización se habrían formado como consecuencia de la expansión de las cáscaras y, en algunos casos, de su colisión.
At what extent can MW-mass galaxies be affected by Black Holes?: insights from cosmological simulations
Salvador Grimozzi (FCEN UBA/IAFE)
We used a sample of galaxies of Milky Way (MW) -mass selected from the ARTEMIS and EAGLE suites of cosmological hydrodynamical simulations to study the growth of their central Black Holes (BHs) in relation to the evolution of their host galaxy properties, such as gas fractions, star formation rates, or present-day morphologies (galaxy spin), and found several well-defined correlations. By selecting the MW-mass samples based on their present-day black hole mass to stellar mass ratio, fBH we found significant differences in the evolutionary paths of systems with the low fBH (LBH) versus those of high fBH (HBH). Specifically, LBH galaxies have consistently higher gas fractions and sSFR across all redshifts compared to their HBH counterparts. We also studied the average merger histories of the LBH and HBH populations and found that central BHs in LBH galaxies tend to assemble a higher fraction of their mass via accretion of other less massive BHs, while the central BHs in HBH grow mainly via gas accretion. The two populations also show morphological differences up to $z~1$, with LBH galaxies being more disc-like than HBHs. The morphological trends in simulations agree with observations in the Local Universe.
Charla Invitada: El impacto de la actividad magnética estelar en planetas de tipo Tierra: el caso de las enanas ultra-frías
Romina Petrucci (OAC/UNC)
Las enanas ultra-frías (UCDs) son objetos puramente convectivos con Teff ≲ 3000 K que comprenden estrellas de muy baja masa y enanas marrones. En la última década, el estudio de las UCDs se volvió de gran interés para la comunidad científica debido a que es más fácil y más probable detectar planetas de tipo Tierra en sus zonas habitables que alrededor de estrellas de cualquier otro tipo espectral.
A lo largo de los años, innumerable cantidad de investigaciones han dado cuenta de que la actividad magnética, determinada fotométricamente a partir de periodos de rotación y eventos de fulguraciones, aumenta desde estrellas de tipo solar, FGK, hasta aquéllas de menor masa como son las estrellas M. Sin embargo, poco se sabe sobre la existencia y propiedades de estos fenómenos en las enanas ultra-frías, es decir en los subtipos más tardíos que M7.
Con este contexto en mente, en esta charla presentaré una revisión de los trabajos más relevantes sobre la caracterización de la variabilidad fotométrica magnética de las enanas ultra-frías y su relación con las posibilidades de surgimiento y desarrollo de vida en los planetas que albergan.
Modelado de la formación y evolución de galaxias en la nueva era de SAG
María Candela Zerbo (FCAG UNLP / FCEN UBA / IAFE)
Presentamos la versión básica de un nuevo modelo semianalítico (SAM) de formación y evolución de galaxias, desarrollado a partir de nuestra experiencia con nuestro modelo SAG (acrónimo de Semi‑Analytic Galaxies) e incorporando mejoras procedentes también del SAM SAGE. El modelo opera sobre halos de materia oscura extraídos de simulaciones cosmológicas y sus historiales de fusiones, usando la flexibilidad del marco de SAGE para procesar distintos formatos de catálogos y árboles de fusión. En la implementación descrita aquí hemos empleado halos identificados con el código Rockstar y árboles construidos con ConsistentTrees. La versión base incluye los procesos barónicos fundamentales: acreción de gas, enfriamiento radiativo, efectos de reionización, formación estelar, inestabilidades del disco, fusiones, retroalimentación por supernovas y por núcleos galácticos activos, enriquecimiento químico y efectos ambientales. Mostramos resultados iniciales al acoplar el modelo a simulaciones del proyecto MultiDark, que ilustran su capacidad para generar poblaciones galácticas realistas. Esta versión del modelo sienta una base sólida para futuras extensiones y refinamientos que pretenden avanzar en la modelización de los procesos clave de la formación y evolución de galaxias.
De binaria eclipsante a sistema triple – evidencia del tercer componente en HD 319702
Jonathan Moreno (IALP)
El sistema HD 319702 había sido previamente clasificado, a partir de estudios fotométricos, como una binaria eclipsante masiva de corto período. Presentamos el primer análisis combinado basado en espectroscopía de alta resolución y fotometría de alta precisión. A partir de las velocidades radiales y el modelado de la curva de luz, revelamos la naturaleza triple del sistema, lo que implicó una revisión de su clasificación previa. Determinamos los tipos espectrales de las componentes más débiles, previamente no resueltas, y obtuvimos una solución orbital mejorada para la binaria interna. El modelado simultáneo de datos fotométricos y espectroscópicos permitió una determinación más robusta de los parámetros fundamentales del sistema.
The S-PLUS Fornax Project (S+FP)
Analia Smith Castelli (IALP)
The Fornax cluster (D ≈ 20 Mpc), the nearest rich cluster in the southern sky, is a dynamically young system composed of two merging substructures and embedded in filaments that channel the accretion of gas, galaxies, and groups. Its ongoing assembly makes it an ideal laboratory for studying environmentally driven galaxy transformation.Despite nearly a century of study, only ~23% of Fornax’s candidate members have spectroscopic confirmation, and most previous work has focused on the region within the virial radius. Wide-field photometric surveys such as S-PLUS, which images large sky areas in 12 optical bands, now enable detailed multi-band analyses of the cluster over much larger scales.The S-PLUS Fornax Project (S+FP; Smith Castelli et al. 2024) covers ~208 deg² around NGC 1399 to investigate the evolutionary history of Fornax galaxies. With S-PLUS multi-band photometry, we have mapped Hα+[N II] emission in confirmed members (Lopes et al. 2025), identified globular cluster (Lomelí-Nuñez et al. 2025) and galaxy candidates (Haack et al., submitted) out to ~5 virial radii, and performed spatially resolved stellar-population analyses (Thainá-Batista et al. 2023). Our results reveal a strong radial gradient in star formation, signatures of pre-processing, a substantial population of candidate metal-rich globular clusters in the outskirts, and a set of peculiar blue elliptical galaxies, highlighting the power of S-PLUS for unveiling the assembly and evolution of Fornax.In its final stage, the S+FP will extend its analysis to the Dorado–Fornax–Eridanus connection to investigate how infalling groups and filaments contribute to the build-up of the cluster. In this talk, we will present updated results for Fornax and preliminary findings for the southern portion of this filamentary structure, specifically the Dorado–Fornax connection.
MARTES
Charla Invitada: Explorando el Sistema Solar exterior mediante modelos de craterización
Natalia L. Rossignoli (IALP)
Los sistemas de satélites del Sistema Solar exterior constituyen entornos clave para estudiar la evolución dinámica de cuerpos helados. Los cráteres de impacto preservados en sus superficies permiten reconstruir la historia de las poblaciones impactoras y, a su vez, imponer restricciones sobre procesos físicos y geológicos que han modulado su evolución.En este trabajo se presentan resultados de modelos de craterización aplicados a los sistemas de Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, basados en simulaciones numéricas de poblaciones impactoras heliocéntricas y planetocéntricas. La comparación entre distribuciones teóricas y observadas permite derivar edades de superficie, evaluar la acción de procesos endógenos y exógenos, y establecer restricciones sobre la evolución dinámica de cada sistema.En este marco, se discuten posibles evidencias de procesos específicos de cada sistema, tales como migración en el sistema de Saturno, eventos colisionales de gran escala en Urano, y la captura de Tritón en Neptuno, en el contexto de una visión comparativa de los sistemas del Sistema Solar exterior.
Trazando las interacciones del triplete de M81 a través de sus cúmulos globulares
Juan Pablo Caso (IALP / FCAG UNLP)
El ensamblado de los sistemas de cúmulos globulares (SCG) está estrechamente relacionado con los procesos evolutivos experimentados por las galaxias anfitrionas. El análisis de sus propiedades actuales proporciona información valiosa sobre los procesos de acreción de masa y la historia de formación estelar experimentadas por las galaxias. Por lo tanto, un estudio abarcativo del SCG resulta fundamental para lograr una descripción integral de su galaxia anfitriona.El amplio campo de visión del Javalambre Photometric Local Universe Survey (J-PLUS) permite analizar la extensión completa del SCG en galaxias espirales cercanas, que generalmente se extiende a lo largo de decenas de minutos de arco. Su fotometría es lo suficientemente profunda como para caracterizar de forma precisa al SCG, y el amplio conjunto de bandas anchas y angostas se convierte en una herramienta poderosa para el estudio de poblaciones estelares.En esta contribución, nos proponemos presentar resultados del análisis fotométrico y posterior relevamiento espectroscópico del triplete de galaxias dominado por la espiral M81, ubicado a unos 4 Mpc. Las galaxias de este sistema experimentan intensas interacciones, ya descritas en su distribución de gas HI y en la presencia de corrientes estelares, que también se detectan en la distribución espacial y cinemática de sus cúmulos globulares (CG). Esto revela la remoción de CG de las galaxias de baja masa, que pasan a formar parte de la población intra-grupo, en un proceso análogo al ocurrido en el halo de galaxias masivas a alto redshift, que dió origen a sus SCG extremadamente ricos.
Identificación de la estructura filamentaria presente en regiones de formación estelar masiva con datos de ALMA.
Ezequiel Gonzalez (IAFE)
Diversas estructuras filamentarias se forman naturalmente como resultado de interacciones entre las diferentes fases del medio interestelar. En particular, gracias a ALMA y su resolución angular sin precedentes, se observan de manera rutinaria filamentos en protocúmulos estelares, regiones de formación estelar masiva. Sin embargo, los mecanismos físicos responsables de su formación, así como su papel en los procesos de formación estelar, acreción y redistribución de materia continúan siendo preguntas abiertas, con trabajos recientes que buscan respuestas tanto desde el punto de vista teórico como observacional. En esta presentación se abordará brevemente este marco teórico, así como también el análisis de la estructura filamentaria en una muestra de 12 protocúmulos de formación estelar masiva. Este análisis incluye su identificación, estudio morfológico y estudio estadístico mediante el uso del algoritmo FilFinder, en el contexto de la colaboración internacional ALMA-IMF.
Charla Invitada: DOSC: The Dipole Oriented SN Cosmology Survey
Alejandro Clocchiatti Garcia (IA-PUC, Chile)
The “Lambda Cold Dark Matter” (LCDM) model of the Universe has been notably successful in explaining a wide range of observations that span a wide range of scales. Hastily adopted upon the discovery of Cosmic Acceleration, we even call it “Concordance Model”. However, as the quantity and quality of observational data improves, tensions, discrepancies and anomalies have started to appear when contrasting model and observations. Cosmic dipoles are among them. They appear in quasar and radio galaxy densities, in the large-scale bulk flow of galaxies, in scaling relations of galaxy clusters, and cosmological parameters inferred from supernovae Hubble diagrams, among other observables. A hemispherical analysis of the Cosmological Constant Density parameter based on the Pantheon+ SN sample, shows a ~3σ detection of a dipole towards R.A. ~217.5 deg, Dec ~−26.4 deg, within a hemisphere that has few SN at relevant redshifts. To remedy this weakness, we have started a survey for distant Type Ia SNe in that region using the Blanco Telescope with DECam at CTIO NOIRLAB. DOSC is now in its fourth season and has collected a few hundred SNe. I will describe the context motivating the survey, present survey details, and preliminary results.
Constraining the Ultra-High-Energy Cosmic Ray Horizon through Nearby Galaxy Distributions
Fernanda Duplancic (GAE, FCEFN-UNSJ)
The origin of the large-scale anisotropy in ultra-high-energy cosmic rays (UHECRs) above 8 EeV is a central problem in astroparticle physics. While the propagation horizon is typically addressed through theoretical simulations, this work provides direct observational constraints by cross-correlating Pierre Auger Observatory data with volume-limited galaxy samples from the GLADE+ catalogue. We find that the anisotropy signal is primarily driven by sources within the local Universe ( Mpc), where the galaxy dipole amplitude is maximal and the angular separation with the UHECR dipole is minimized. Furthermore, accounting for Galactic magnetic field deflections doubles the correlation amplitude, reinforcing the role of magnetic effects. These results provide empirical evidence that the UHECR anisotropy is an imprint of the nearby extragalactic matter distribution, offering a robust, data-driven perspective on the local origin of these particles.
Mixing length theory al infinito y más allá: Consecuencias en estrellas gigantes rojas
M. Miguel Ocampo (IALP/FCAG UNLP)
La mezcla turbulenta de elementos sigue siendo, al día de hoy, una de las incertidumbres más importantes en el modelado de los interiores estelares. En las simulaciones de evolución estelar, las regiones inestables frente a la mezcla de elementos son identificadas, por lo general, por medio de criterios de inestabilidad. Mixing length theory (MLT) es la prescripción más común usada para el modelado de los procesos convectivos y es aplicada usualmente en conjunto con el criterio de inestabilidad de Schwarzschild. A pesar de su simplicidad, MLT ha probado ser una poderosa herramienta que ha sido corroborada numerosas veces mediante las observaciones. Sin embargo, en su forma estándar más adoptada, MLT no considera el impacto de los gradientes químicos en el medio y, por lo tanto, no puede describir la convección impulsada por inestabilidades químicas ni los procesos doblemente difusivos como la mezcla termohalina y la semiconvección. En la evolución estelar, una situación particularmente interesante se produce cuando las reacciones nucleares producen inversiones en el peso molecular medio, que harían al material inestable frente a procesos de mezcla. Para modelar estos procesos mediante MLT, sus ecuaciones deben incluir el impacto de los gradientes químicos y se debe usar un criterio de inestabilidad más general, donde usualmente se adopta una forma del llamado criterio de Ledoux en las simulaciones de evolución estelar. En esta presentación exploraremos las soluciones matemáticas de esta extensión de la MLT, demostrando que el criterio utilizado usualmente no distingue entre soluciones rápidas o lentas. Luego, introduciremos un nuevo criterio, mostrando que la mezcla rápida de elementos es posible para inestabilidades químicas mucho menores que las previamente consideradas. Finalmente, mostraremos cómo la aplicación de este nuevo criterio podría ayudar a entender resultados previos en simulaciones hidrodinámicas del flash de helio en las gigantes rojas.
Charla Invitada: Pulsaciones y astrosismología de estrellas enanas blancas
Alejandro Córsico (IALP)
El estudio de las enanas blancas trasciende la evolución estelar, impactando áreas como la cosmocronología, la evolución de sistemas planetarios, los procesos físicos a altísimas densidades y presiones como la cristalización, y la física de partículas exóticas, tales como neutrinos y axiones. En recientes años, catálogos como SDSS e instrumentos espaciales como GAIA han aportado un volumen inédito de datos que permite contrastar modelos teóricos y observaciones con gran precisión. Mientras que la espectroscopía y el análisis de sistemas binarios revelan propiedades superficiales y globales (temperatura, gravedad, masa y radio), la estructura interna de estas estrellas compactas sólo puede descifrarse mediante la astrosismología. Este método compara los periodos de pulsación observados con predicciones de modelos teóricos, permitiéndonos “ver” el interior estelar e inferir detalles de la estratificación química, la masa total y el perfil de rotación. En esta charla revisaremos los conceptos fundamentales de las pulsaciones estelares no radiales y las características básicas de las enanas blancas. Luego, describiremos los diferentes subtipos pulsantes conocidos, enfatizando los recientes avances teóricos y observacionales. Este progreso metodológico se encuentra impulsado por modelos evolutivos de vanguardia y por el éxito de misiones espaciales como Kepler/K2 y TESS, junto con las altas expectativas puestas en la futura misión PLATO.
Búsqueda de galaxias escondidas en el plano galáctico
Ana Pichel (IAFE)
La distribución extragaláctica presenta una marcada asimetría sobre la esfera celeste. Al aproximarnos a las bajas latitudes galácticas, la población de galaxias observadas se reduce drásticamente, consecuencia del oscurecimiento producido por el gas, el polvo y la saturación estelar de nuestro propio disco. Esta región constituye un desafío que abordamos mediante el uso de relevamientos en el infrarrojo cercano como el VVV. Gracias a que la radiación en estas longitudes de onda es menos afectada por la extinción interestelar, es posible identificar galaxias de fondo que permanecen invisibles en el espectro óptico. Sin embargo, la fotometría por sí sola no es suficiente para confirmar la naturaleza de estos objetos. Por ello, realizamos espectroscopía de seguimiento en telescopios de gran apertura, como Gemini y el nuevo survey espectroscópico del VVV. Solo mediante la detección de líneas de emisión y la determinación del redshift, podemos validar fehacientemente su carácter extragaláctico y caracterizar los motores físicos que impulsan su emisión de alta energía.
Camino a la destrucción: ¿Qué nos dicen las supernovas ricas en hidrógeno sobre sus progenitores?
Gastón Folatelli (IALP)
Las supernovas marcan el final evolutivo de algunas estrellas y son eventos transitorios muy poderosos. Su estudio permite echar luz sobre una multitud de campos de la astrofísica y la cosmología: la evolución estelar, la física de las explosiones, el enriquecimiento químico y evolución dinámica de las galaxias, el origen de objetos compactos, la producción de rayos cósmicos, la formación de estructura a gran escala y la medición de la expansión del universo. En esta charla voy a presentar algunos trabajos liderados por estudiantes de doctorado del grupo “Simulaciones y Observaciones de Supernovas” (SOS) del IALP, donde se presenta el seguimiento observacional de supernovas ricas en hidrógeno (llamadas de Tipo II y clasificadas según la presencia predominante de líneas de Balmer en el espectro óptico). Cotejando simulaciones con observaciones de curvas de luz y espectros, podemos obtener propiedades fundamentales de las estrellas o sistemas (binarios) que las originan. Fundamentalmente, derivamos las masas iniciales de los progenitores y estudiamos sus historias de pérdida de masa. Los resultados ayudan a mejorar nuestro conocimiento sobre la evolución de estrellas de alta masa.
Formación de elementos pesados en estrellas post-AGB renacidas
Tiara Battich (IALP)
Las estrellas de baja masa pueden sufrir una última inestabilidad térmica cuando están entrando en su etapa de enana blanca, que las devuelve a su estado de gigantes. Las condiciones físicas particulares de este último pulso térmico, quema violenta de hidrógeno en ambientes ricos en helio y carbono, son ideales para la ocurrencia de procesos intermedios de captura de neutrones: proceso-i. El proceso-i es uno de los mecanismos menos estudiado para crear elementos pesados de la tabla periódica, y todavía no sabemos su contribución al enriquecimiento químico de la Galaxia. En este trabajo estudiamos en detalle la ocurrencia de este proceso en modelos de estrellas post-AGB que sufren pulsos térmicos tardíos.
Charla Invitada: Anillos en cuerpos menores del Sistema Solar: mareas, rotación y resonancias
Cristian Beauge (IATE)
La detección reciente de anillos delgados alrededor de cuerpos menores del Sistema Solar —como Chariklo, Haumea y Quaoar— ha planteado nuevos desafíos para la dinámica planetaria. A diferencia de los sistemas de anillos de los planetas gigantes, estos anillos son densos y compactos, sin evidencia observacional de satélites pastores que expliquen su confinamiento radial. Asimismo, en contraste con Saturno, donde las resonancias de movimiento medio con satélites generan estructuras como lagunas, estos anillos parecen localizarse preferentemente en la vecindad de resonancias espín-órbita (SOR) con el cuerpo central. Sin embargo, en ausencia de un mecanismo claro de captura, no está establecido si esta asociación es causal o simplemente fortuita. Más aún, en al menos un caso el anillo se encuentra más allá del límite de Roche.
En esta presentación revisamos resultados recientes de nuestro grupo sobre la formación y evolución de anillos en cuerpos menores. Mostramos cómo el potencial gravitatorio de un cuerpo irregular puede representarse mediante anomalías de masa distribuidas sobre una esfera equivalente, permitiendo construir un análogo del Problema Restringido Circular de Tres Cuerpos con perturbadores sub-keplerianos. En este marco, la aparición de una excentricidad de equilibrio ofrece un mecanismo natural para el confinamiento radial y para prevenir la acreción incluso fuera del límite de Roche. Analizamos además la evolución por mareas de pequeños satélites y cómo la transferencia de momento angular rotacional puede favorecer la captura de partículas en resonancias espín-órbita. Finalmente, discutimos el rol de la autogravedad y el impacto de distintos modelos colisionales en la estructura de los anillos.
El Filamento Eridanus-Fornax-Doradus: un escenario ideal para estudiar la formación y la evolución de las galaxias en diversos ambientes
Rodrigo Facundo Haack (IALP)
El cúmulo de Fornax, situado a una distancia de unos 20 Mpc, es el cúmulo de galaxias más cercano después del cúmulo de Virgo. Fornax resulta especialmente interesante para los estudios sobre la formación y evolución de las galaxias debido a su estructura dinámica, con una concentración central dominada por NGC 1399 y una importante población de galaxias enanas. También cuenta con una subestructura secundaria centrada en NGC 1316 (Fornax A), que se está acercando a la estructura principal. El cúmulo de Fornax y el grupo de grupos de Eridanus parecen formar una estructura lineal conectada al grupo de Doradus, más disperso, constituyendo el complejo o filamento Eridanus-Fornax-Doradus. Los catálogos de observación extragalácticos que cubren grandes áreas del cielo son esenciales para revelar la estructura a gran escala del Universo. Entre otras cosas, permiten realizar estudios cosmológicos y análisis de densidad que imponen fuertes restricciones a los modelos de formación y evolución de las galaxias. Aprovechando las imágenes de campo amplio y las 12 bandas ópticas del Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS), nuestro objetivo es proporcionar un catálogo de galaxias ubicadas, en proyección, hacia el cúmulo de galaxias Fornax, dentro de ∼ 5 radios virales en ascensión recta (RA) y ∼ 3 radios virales en declinación (DEC) alrededor de NGC 1399. Este catálogo permitirá realizar estudios de estructuras a gran escala sin precedentes en esta región del cielo. Se han desarrollado algoritmos de aprendizaje profundo supervisado utilizando redes neuronales complementadas con técnicas de reducción de dimensionalidad para clasificar y separar objetos espurios, estrellas y galaxias en un catálogo fotométrico obtenido previamente para el Proyecto S-PLUS Fornax (S+FP). La completitud del catálogo se calculó comparándolo con catálogos simulados. Se obtuvieron estimaciones de los desplazamientos al rojo fotométricos (zphot), las masas estelares, la tasa de formación estelar (SFR) y el índice D4000 utilizando un enfoque de aprendizaje automático, combinando datos fotométricos de S-PLUS con datos espectroscópicos del SDSS. Se obtuvo un catálogo de 119.580 galaxias en la dirección del cúmulo de galaxias de Fornax, que contiene información fotométrica en las 12 bandas ópticas de S-PLUS, complementada con datos de GALEX (UV), VHS-VISTA (NIR) y AllWISE (MIR) para todas estas galaxias. Teniendo en cuenta las estimaciones de zphot, pudimos identificar 118 785 galaxias de fondo y encontrar 350 candidatas a miembros de Fornax no descritas previamente en la literatura. También pudimos clasificar las galaxias de nuestro catálogo como inactivas (43 %), formadoras de estrellas (39 %) y en transición (18 %), así como identificar 181 candidatas a galaxias de línea de emisión (ELG) en el área cubierta por S+FP. En esta charla, también hablaremos de dos proyectos paralelos que se están llevando a cabo actualmente. Por un lado, uno de ellos tiene como objetivo ofrecer una nueva estimación actualizada de M200 para el cúmulo de Fornax. Por otro lado, un análisis del cúmulo de Pandora (Abell 2744) con datos de DECam.
Ionization power of leptonic electromagnetic cascades at the epoch of reionization
Lautaro Carvalho (IAFE)
We investigate the contribution of cosmic ray electrons to the reionization and heating of the intergalactic medium during the Cosmic Dawn. Using an optimized version of the Monte Carlo code UTOPIA, which features pre-calculated cross-section tables and a new treatment for Compton scattering, we simulate electromagnetic cascades for primary electrons with energies from 100 eV to 10 GeV at z=10. Our results reveal that for electrons with kinetic energies > 5.11~MeV, Inverse Compton scattering against the cosmic microwave background photons enables a secondary photoionization channel that significantly enhances ionization efficiency. These high-energy cascades can produce up to 10^6 ionizations per primary particle and propagate beyond 10 Mpc, suggesting that cosmic rays are crucial long-range agents that complement stellar UV radiation in the reionization of the Universe.
Anillos angostos y excéntricos. Diagnóstico de los sistemas asteroidales conocidos
Mario D. Melita (IAFE / FCAG UNLP)
En este trabajo se revisará, desde primeros principios, la teoría de que conduce a las condiciones de alineación de los periastros en un anillo angosto y excéntrico. Se actualiza la ecuación para el balance de energía entre el aporte de satélites pastores para el caso de una resonancia spin-órbita con el cuerpo central, se incluye disipación, que puede ser de tipo viscosa ó debido al compactamiento en el periastro. También se calcula la condición de alineamiento a lo ancho de anillo, lo cual permite estimar el aporte exacto que debe poseer la autogravedad y las auto-interacciones entre los cuerpos que componen el anillo, de manera de hacer posible la precesión rígida. A partir de ésas condiciones, es posible estimar la densidad superficial del anillo y las masas de los satélites pastores o el exceso de masa del cuerpo central, en función de otros parámetros, como ser la distribución de la excentricidad a lo ancho del anillo. Como forma de corroboración esta teoría se aplica a los casos del anillo épsilon de Urano. En base a nuestras estimaciones se evalúa la posibilidad de que los anillos conocidos alrededor de asteroides Centauros y de objetos trans-Neptunianos sean excéntricos.
MIÉRCOLES
Charla Invitada: Galaxias masivas de tipo temprano: el secreto en las estrellas
Favio Faifer (IALP)
Las galaxias de tipo temprano presentan, a primera vista, una apariencia simple y suave. A lo largo de décadas ello llevó a pensar que su proceso de formación era muy simple. En un universo jerárquico, se espera que tales galaxias naturalmente hayan evolucionado a través de fusiones, de forma tal de ir “ensamblándose” progresivamente hacia z=0. Sin embargo, también desde hace décadas, se sabe que esta idea simple presenta contradicciones a la luz de la evidencia observacional. Por ejemplo, las características de sus poblaciones estelares, gas caliente, etc., señalan hacia un proceso rápido de formación, de manera tal que una vez constituidas, estas simplemente envejecen. Ello ha llevado a que desde hace algo más de unos 20 años, se hayan introducido modificaciones a la idea simple del crecimiento jerárquico, haciendo que los modelos sean capaces de reproducir algunas de tales propiedades. Sin embargo, y de forma casi paralela, las observaciones han ido aportando nuevas pistas que han continuado desafiando las capacidades de tales modelos, alejándonos de la meta de dar por entendida la formación de estos objetos. Ello se ha visto intensificado en los últimos años por hallazgos obtenidos con ALMA y el JWST.
En esta charla se realiza una breve discusión de algunas de tales propiedades y desafíos, centrándome en la información que nos brindan algunos trazadores de historia de ensamble de estas galaxias. En particular, se hace énfasis en la riqueza de la información codificada en las poblaciones estelares y en el gas en tales galaxias, y en la ventaja/problema que esto representa a la hora de abordar su análisis con instrumentación y técnicas modernas.
El impacto de la evolución química de los discos protoplanetarios en la formación planetaria
Bruno Mazzarella (IALP / FCAG UNLP)
En este trabajo buscamos comprender cómo la evolución química de los discos protoplanetarios influye en la arquitectura y composición final de los sistemas planetarios. Las líneas de hielo, donde ciertas moléculas dejan de estar en fase gaseosa, crean regiones diferenciadas en el disco, influenciando la proporción de elementos como C/O, C/N y N/O. Estas líneas de hielo son cruciales en la estratificación química y la formación planetaria, ya que afectan la densidad de sólidos –aumentando los mismos– y facilitan la formación de planetesimales. En particular, la línea de hielo del H2O ha sido propuesta para explicar la dicotomía de los planetas terrestres y gigantes en el Sistema Solar , y más recientemente para explicar el valle de radio en la distribución de tamaño de las súper Tierras y los mini Neptunos. Para esto, adaptamos y acoplamos el código libre ChemComp al modelo global de formación planetaria PLANETALP, desarrollado en el Grupo de Astrofísica Planetaria de La Plata (GAP). Esto nos permite estudiar la evolución de estos frentes de condensación, considerando procesos como sublimación, re-condensación y difusión en el disco. Con este acople a PLANETALP, podemos calcular la composición química de la fase gaseosa y la fase sólida a lo largo del disco protoplanetario. En esta charla presentaré los resultados preliminares obtenidos con PLANETALP una vez hecho el acople del código, donde mostraré los perfiles de densidad superficial de sólidos calculados teniendo en cuenta la abundancia de cada especie química considerada en estado sólido. Además mostraré los resultados preliminares de estimar el cambio en el peso molecular medio a lo largo del disco debido a la contaminación por la evaporación de especies pesadas en las regiones internas del disco.
La Atmósfera Solar a Escala Global en Tres Dimensiones
Alberto Vasquez (IAFE)
La corona solar es la región atmosférica donde se originan el viento solar y fenómenos energéticos como las eyecciones coronales de masa. Estudiar la corona mediante la observación es esencial para profundizar nuestro entendimiento de los mecanismos físicos que calientan su plasma y aceleran el viento solar. Esto permite validar y ajustar los modelos existentes, mejorando su capacidad predictiva en el ámbito de la meteorología espacial. Una herramienta observacional muy potente en este campo es la tomografía solar rotacional. Esta metodología ofrece una descripción cuantitativa tridimensional y a escala global de parámetros cruciales del plasma coronal, como la densidad y la temperatura electrónica. En esta presentación, detallaremos nuestras técnicas tomográficas y cómo se aplican para obtener diagnósticos a partir de imágenes coronales capturadas en distintas longitudes de onda por telescopios espaciales y terrestres. Se expondrán ejemplos de resultados y aplicaciones, y se discutirán los proyectos que desarrollamos actualmente.
Charla Invitada: Actividad estelar a lo largo de la secuencia principal: campos magnéticos, ciencia de datos y planetas extrasolares
Andrea Buccino (IAFE)
La actividad magnética estelar, impulsada por la interacción entre la rotación y la convección (dínamo), ha sido ampliamente estudiada en estrellas de tipo solar (tipos F a K tempranas), revelando ciclos similares al del Sol. Sin embargo, las estrellas de tipo K a M tardías fueron históricamente relegadas debido a los desafíos observacionales que impone su baja luminosidad. Por otro lado, la mayoría de los planetas rocosos extrasolares fueron detectados alrededor de enanas rojas y ultrafías, donde la probabilidad de detección es mucho mayor que para otros tipos espectrales. Sin embargo, una de las mayores limitaciones en el estudio de sistemas planetarios extrasolares usando el método de la velocidad radial son las variaciones a largo plazo de la actividad de las estrellas. Dada la escasez de estudios de variabilidad de largo plazo de estrellas dM, surge nuevamente la necesidad de realizar estudios sistemáticos de monitoreo de la actividad estelar al final de la secuencia principal no sólo para testear los mecanismos del dínamo en regímenes convectivos diferentes al solar, sino para analizar el rol de la actividad estelar en la detección y caracterización de exoplanetas.
En esta charla, presentaremos los resultados principales del Programa HKα, un proyecto de monitoreo sistemático de estrellas tardías que el grupo Física Estelar, Exoplanetas y Astrobiología (FEEPA) del IAFE lleva adelante en el CASLEO desde 1999. Nos centraremos especialmente en las nuevas detecciones de ciclos de actividad multiperiódicos en diversos tipos espectrales y discutiremos cómo estos resultados nos ayudan a vincular la variabilidad a largo plazo con las propiedades físicas de la estrella y su entorno planetario, así como contextualizar el dínamo solar en comparación de otras estrellas.
Evolución taxonómica de los asteroides del complejo S
Eugenia Noel Gomes (IAFE)
Los asteroides del complejo S son aquellos que tienen espectros compatibles con la presencia de de olvinas y piroxenos en su superficie. Dentro del complejo S, existen subclases taxonómicas asociadas a los distintas propociones entre olvinas y piroxenos y a otras propiedades mineralógicas. Además, las diferencias espectrales dentro del complejo S pueden darse por efectos de ‘space weathering’. Diversos estudios han propuesto una relación evolutiva entre la subclase S, Sq y Q, debido a los efectos de la irradiación solar, siendo los asteroides de tipo S asteroides de tipo Q con superficies ‘envejecidas’. En este trabajo se muestra que la distribuciones taxonómicas en las familias dinámicas de asteroides del cinturón principal puede explicarse considerando el efecto acumulativo de la irradiación solar sobre la superficie de los asteroides. También se estudia qué fenómenos podrian contribuir al ‘rejuvenecimiento’ de las superficie para el caso de familias antiguas.
Influencia de la evolución binaria en la función de luminosidad de enanas blancas
Héctor Rodrigo Pereiras (IALP)
La función de luminosidad de enanas blancas (WDLF, por sus siglas en inglés) está definida como la densidad espacial de enanas blancas (WDs) por intervalo en el logaritmo de la luminosidad. Su utilidad principal es como cosmocronómetro, por ejemplo para estimar la edad del disco galáctico o del cúmulo abierto M87 al comparar datos observacionales con modelos teóricos. Dichos modelos se basan principalmente en secuencias de enfriamiento de WDs (WDCS) que, o consideran solo WDs aisladas o comienzan en el recorrido de enfriamiento final (FCT). En un trabajo previo, encontramos que no se podría diferenciar observacionalmente si la WD observada está en el FCT o cerca de sufrir un flash termonuclear. En esta presentación discutiremos de qué manera puede influenciar esta posibilidad sobre la WDLF modelada.
Charla Invitada: Astroquímica: moléculas interestelares al servicio de la astrofísica
Sergio Parón (IAFE)
La detección y análisis de especies moleculares contribuye a estudiar las condiciones físicas y químicas del medio interestelar. En esta charla, exploraremos cómo la emisión de líneas moleculares nos permite sondear la evolución de diferentes estructuras interestelares, particularmente aquellas relacionadas a regiones de formación estelar. Destacaremos el papel crucial de la astroquímica como un campo multidisciplinario mostrando resultados recientes, en los cuales a partir del análisis de moléculas tanto simples como complejas, se caracteriza la química y la física de diversos procesos que ocurren en el medio interestelar.
Pronósticos de vientos desde CASLEO
Matias Agustin Ruiz Diaz (IALP)
A pesar de su importancia evolutiva, muchas supergigantes azules (BSGs) del hemisferio sur carecen de parámetros físicos precisos. En este trabajo determinamos las propiedades estelares y de viento de 11 BSGs utilizando espectros de CASLEO y SEDs. A partir de esos parámetros se discute su estadío evolutivo a partir de su ubicación en el diagrama HR. Finalmente se examina el régimen de pérdida de masa en las cercanías del salto de biestabilidad.
Divergencia en los caminos evolutivos de galaxias de disco lenticulares y espirales
Elio Crisci (IALP)
Investigamos la formación de galaxias lenticulares utilizando la simulación de alta resolución TNG50, perteneciente al conjunto de simulaciones cosmológicas hidrodinámicas IllustrisTNG. Bajo la hipótesis de que las galaxias lenticulares emergen principalmente a partir de la transformación morfológica de galaxias de disco espirales, nos enfocamos en los distintos caminos evolutivos de galaxias de disco con y sin estructura espiral a z = 0, identificando los eventos en sus historias donde ambas poblaciones divergen.
Para las galaxias clasificadas como lenticulares a z = 0, distinguimos canales de formación según el último evento previo a la transformación morfológica. En el caso de satélites, identificamos aquellas cuya transformación está asociada a su ingreso en ambientes más densos (grupos o cúmulos), clasificándolas como transformadas por ambiente. Las restantes —junto con las galaxias centrales— son analizadas en función de la ocurrencia de fusiones relevantes previas a la transformación, y en dichos casos son clasificadas como transformadas por fusión.
Para comparación, seleccionamos galaxias espirales que hayan experimentado historias evolutivas análogas. En el canal ambiental, caracterizamos las propiedades del entorno y las órbitas asociadas a la transformación morfológica. En los casos dominados por fusiones, analizamos tanto las propiedades globales de las galaxias involucradas como las características orbitales de las interacciones.
Tres son multitud: caracterización de sistemas múltiples masivos
David Fernández (Universidad de La Serena)
La evolución de las estrellas masivas está gobernada por su vida en sistemas múltiples, pero su caracterización física enfrenta obstáculos críticos cuando la jerarquía del sistema desafía los modelos convencionales. En este trabajo, analizamos tres sistemas masivos complejos FO 15, NY Cephei y BD +66 1675 utilizando fotometría de alta precisión (TESS) y velocidades radiales determinadas en este trabajo y complementados con datos publicados. Determinamos parámetros estelares absolutos ajustando modelos generados con el código PHOEBE 2.Para FO-15, una de las binarias eclipsantes y SB2 más masiva conocida, determinamos masas de 31.5 ± 0.3 M⊙ y 15.9 ± 0.5 M⊙ para sus componentes O5.5 Vz y B0 V, respectivamente. De igual manera, para NY Cephei, confirmamos sus parámetros fundamentales como las masas, las cuales resultaron 14.038 ± 0.3 M⊙ para la componente primaria y 8.790 ± 0.3 M⊙, la secundaria. En ambos casos, el análisis pone de manifiesto una lección metodológica clave: las velocidades radiales de alta resolución constituyen un ancla dinámica con mayor peso que la fotometría de alta precisión al momento de romper las degeneraciones del modelo. Sin embargo, el sistema que representa el mayor desafío por su naturaleza jerárquica y por la presencia del fenómeno llamado Heartbeat es BD +66 1675. Este objeto presenta una inversión de temperaturas contraintuitiva en la que la componente secundaria resulta más caliente que la primaria. Discutimos si este fenómeno es producto de la contaminación lumínica de la componente terciaria O7.5 Vz o si obedece a una fenomenología más compleja que aún debe ser explorada, como los Heartbeats. Este trabajo expone las limitaciones actuales en el modelado de sistemas jerárquicos donde la presencia de terceras componentes masivas altera nuestra percepción de los pares eclipsantes, y plantean la necesidad de extender los marcos de modelado hacia configuraciones triples de manera profunda.
Explorando la historia evolutiva de NGC1332
Leandro Sesto (IALP)
Las galaxias de tipo temprano (ETGs, por sus siglas en inglés) en el universo local constituyen laboratorios ideales para reconstruir la evolución de las galaxias, ya que conservan huellas observables de los procesos de formación y ensamblaje. A pesar de su aparente simplicidad morfológica, sus historias han sido moldeadas por episodios tempranos de formación estelar, fusiones y efectos ambientales como interacciones de marea. El estudio conjunto de sus poblaciones estelares y sistemas asociados, como los cúmulos globulares (CGs), permite reconstruir distintos escenarios evolutivos, distinguiendo entre formación in-situ y procesos de acreción.En este contexto, presentamos nuevos resultados para NGC,1332, una galaxia S0 masiva situada a ~22 Mpc en el supergrupo de Eridanus. A pesar de su luminosidad y morfología, esta galaxia y su sistema de CGs han sido poco explorados hasta la fecha.A partir de tres campos profundos obtenidos con la cámara Gemini/GMOS, realizamos una caracterización del sistema de CGs y de la componente estelar de la galaxia. De manera complementaria, incorporamos información espectroscópica de las regiones internas. Estos datos permiten explorar la cinemática estelar y las propiedades químicas en función de la distancia galactocéntrica, aportando una visión adicional sobre los procesos que han dado forma a este sistema.La combinación de información fotométrica y espectroscópica permite una caracterización más completa de NGC,1332, lo que contribuye a una mejor comprensión de los procesos evolutivos que afectan a sistemas galácticos masivos en distintos entornos.
A New Perspective to Uncover Cataclysmic Variables
Romualdo Eleuterio (Observatorio Nacional, Brazil / UNLP)
Cataclysmic variables (CVs) have mostly been identified through the detection of their opticaloutbursts or X-ray emission. These methods favor objects with high variability and frequentoutbursts and those with high X-ray luminosities. However, these methods are ineffective fordiscovering CVs with rare outbursts and low X-ray luminosities, including WZ Sge-type dwarfnovae and low-luminosity intermediate polars between magnetic and non-magnetic systems. Over-reliance on these techniques can lead to an understimation of the true population of CVs and biasesagainst certain subclasses, and hence an imperfect understanding of the evolution and physicalproperties of CVs. Recently, we have developed an alternative approach to optical spectroscopy forrevealing CVs that may help to fill the gaps. It takes advantage of color-color diagrams and spectralenergy distributions from the 5 broad and 7 narrow-band photometry offered by the SouthernPhotometric Local Universe Survey (S-PLUS). Our team has recently shown the potential of S-PLUS in revealing CVs while presenting 10 new systems, whose nature was validated throughoptical spectroscopy obtained with GMOS/Gemini-South. Here, we present the methodology andpreliminary results from its application to the S-PLUS as a whole. We highlight not only thediscoveries but also the potential of S-PLUS, based on an 83 cm Brazilian robotic telescope inChile, to contribute to the characterization of CV candidates from other surveys, such as the X-ray survey conducted with the eROSITA and the upcoming Legacy Survey of Space and Time inthe optical.
Mapeo bidimensional de las poblaciones estelares e IMF de ESO 541-013
Natalia Guevara (IALP)
Presentamos un estudio observacional de las poblaciones estelares de ESO 541- 013, la galaxia central y más brillante del cúmulo Abell 133, basado en datos IFU de archivo del instrumento MUSE, tomados en su modo de campo amplio con óptica adaptativa.
Esta BCG muestra una morfología sin perturbaciones y un AGN quiescent, mientras que el cúmulo en el que se encuentra se reporta virializado y relajado, otros estudios han reportado subestructuras que evidencian interacciones menores, junto con una gran presencia de gas caliente intra cúmulo y filamentos de la red cósmica. Esta galaxia ha sido muy estudiada en radio y rayos X, debido al gas caliente que la rodea, sin embargo las propiedades estelares no han sido muy exploradas.
Es ente trabajo aprovechamos los datos espacialmente resueltos de alta calidad, usando modelos de síntesis poblacional derivamos mapas bidimensionales de la cinemática estelar, caracterizamos la distribución espacial de la edad, metalicidad, abundancia de elementos ɑ, y posible variación de la forma de la Función de Masa Inicial (IMF) de las poblaciones estelares. Estos resultados proveen un panorama de la estructura interna, enriquecimiento químico e historia de ensamblaje de esta masiva galaxia central.
Materia Oscura Fermiónica: aplicaciones a escalas galácticas
Valentina Crespi (IALP)
La naturaleza de la materia oscura (DM) sigue siendo uno de los mayores interrogantes de la cosmología moderna. En esta charla, exploraremos el paradigma de la materia oscura fermiónica, centrándonos en masas del orden del keV que permiten la formación de núcleos densos y halos extendidos. Presentaremos aplicaciones de un modelo particular (Ruffini-Argüelles-Rueda) a distintas escalas galácticas utilizando diversos trazadores de este potencial: discos de acreción alrededor del objeto compacto central a escalas típicamente del ~10^{-7} pc; estrellas orbitando a escalas de ~10^{-4} pc del centro; y la dinámica de estrellas de disco típicamente a orden pc–kpc para modelar el halo galáctico. Los resultados muestran que los observables astrofísicos actuales imponen fuertes restricciones a la masa y las propiedades de los fermiones de DM.
Monitoreo espectroscópico de estrellas tipo O y WN de nuestra Galaxia: El OWN Survey
Roberto Gamen (IALP)
El proyecto Monitoreo espectroscópico de estrellas tipo O y WN de nuestra Galaxia (OWN Survey) constituye un relevamiento sistemático basado en el seguimiento espectral de todas las estrellas tipo O y WN conocidas, observables desde el hemisferio sur y sin información previa sobre su posible multiplicidad. El objetivo principal es la detección de sistemas binarios o múltiples mediante el análisis de variaciones en la velocidad radial, indicativas de movimiento orbital. En los casos en que los datos lo permiten, se determinan elementos orbitales; en caso contrario, se establecen valores iniciales de velocidad radial que sirvan como referencia para futuros estudios.
En esta charla se presentarán los resultados generales del relevamiento, incluyendo un análisis de la distribución de los elementos orbitales y de las relaciones de masas en los sistemas detectados, así como la discusión de algunos sistemas de particular interés astrofísico.