{"id":67122,"date":"2018-03-09T22:55:30","date_gmt":"2018-03-09T22:55:30","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/historia-evolutiva-y-estructura-de-la-pequena-nube-de-magallanes\/"},"modified":"2018-03-09T22:55:30","modified_gmt":"2018-03-09T22:55:30","slug":"historia-evolutiva-y-estructura-de-la-pequena-nube-de-magallanes","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/astronomia-y-astrofisica\/historia-evolutiva-y-estructura-de-la-pequena-nube-de-magallanes\/","title":{"rendered":"Historia evolutiva y estructura de la peque\u00f1a nube de magallanes"},"content":{"rendered":"<h2>Tesis doctoral de <strong> Noelia Estela Donata No\u00c1\u00abl <\/strong><\/h2>\n<p>El objetivo de la presente tesis es contribuir al entendimiento de la estructura y  evoluci\u00f3n de galaxias, a trav\u00e9s del estudio de las poblaciones  estelares resueltas. En particular, estudiando la   \u00abpeque\u00f1a nube de magallanes&#8217;, una de las dos \u00fanicas galaxias irregulares de la v\u00eda l\u00e1ctea. Situada a 60 kpc del sol  es, despu\u00e9s de la gran nube de magallanes, la galaxia m\u00e1s pr\u00f3xima con formaci\u00f3n estelar reciente que podemos estudiar en  detalle.     para el prop\u00f3sito mencionado, se realizaron observaciones &#8211;en las bandas b y r &#8212;   correspondientes a 12 campos de la peque\u00f1a nube de magallanes, usando un telescopio terrestre mediano (2.5 metros). Los campos se    encuentran a distancias galactoc\u00e9ntricas que van desde 1.1 kpc    hasta  4.5 kpc, y est\u00e1n situados a diferentes acimuts, tales como la zona del \u00abala&#8217; al este, la zona oeste, y la  regi\u00f3n sur.   asimismo, usando una c&#8217;amara  de gran campo,   se han hecho observaciones de 3 campos meridionales localizados en las partes m&#8217;as remotas de la peque\u00f1a nube, a distancias  galactoc\u00e9ntricas de 4.7 kpc,  5.6 kpc, y 6.5 kpc.     en  primer lugar, se presenta un primer an\u00e1lisis cualitativo del contenido estelar de los 12 campos localizados entre 1.1 kpc y     4.5 kpc, a trav\u00e9s del estudio de sus diagramas color-magnitud (dcm) los cuales poseen una    profundidad tal, que alcanzan los puntos de giro m\u00e1s viejos de la secuencia principal (sp) con excelente precisi\u00f3n fotom\u00e9trica.   mediante un an\u00e1lisis preliminar basado en la comparaci\u00f3n con     isocronas te\u00f3ricas y funciones de color (fc), se encuentra que la poblaci\u00f3n subyacente, distribuida esferoidalmente, est\u00e1  compuesta tanto por estrellas de edad intermedia como vieja.   los campos localizados en el este, en la regi\u00f3n del ala, muestran formaci\u00f3n estelar reciente muy activa,  mientras que en los  campos correspondientes a la parte oeste, tuvo lugar muy poca formaci\u00f3n estelar en los \u00faltimos 2 giga-a\u00f1os. El campo m\u00e1s cercano  al centro, localizado en el sur de la peque\u00f1a nube, muestra todav\u00eda estrellas j\u00f3venes, pero el resto de los campos  meridionales presentan muy pocas estrellas de edades menores a 1-2 ga.     ninguno de los campos estudiados se halla dominado exclusivamente por poblaciones estelares viejas, un hecho que est\u00e1 en buen acuerdo  con la ausencia, en todos los dcm, de una rama horizontal extendida hacia el azul.       el n\u00facleo de la tesis est\u00e1 constituido por el   estudio cuantitativo de las hfe de los 12 campos de la peque\u00f1a nube, haciendo uso de los c\u00f3digos  iac-star e iac-pop. Se encuentran cuatro episodios de incremento sustancial en la tasa de formaci\u00f3n estelar, $psi(t)$: uno a  edades j\u00f3venes, s\u00f3lo presente en los campos del este y en el campo meridional m\u00e1s cercano al centro, con picos a    0.2-0.5 ga; dos a edades intermedias, uno muy conspicuo con  picos a 4-5 ga, com\u00fan a todos los  campos   y otro menos significativo, con picos a 1.5-2.5 ga, tambi\u00e9n en todos los campos;    y un incremento en $psi(t)$ a edades viejas, con un pico a 10 ga en todos los campos   excepto en los occidentales, en los que este incremento se halla \u00abdesdoblado&#8217; en dos picos, uno a 8 ga y otro a 12 ga.   se hallan evidencias de que estas diferencias a edades viejas  ser\u00edan una caracter\u00edstica fiable,   lo que implica que las estrellas en la peque\u00f1a nube tardan un tiempo de hubble o m\u00e1s en mezclarse en fase. Por tanto,   los incrementos en $psi(t)$ a  1.5-2.5 ga y   a 4-5 ga en todos los campos ser\u00edan el resultado de dos brotes globales de formaci\u00f3n estelar   ocurridos en la peque\u00f1a nube a estas edades. La intensidad de la $psi(t)$ relativa del brote a  4-5 ga disminuye a medida que  aumenta la distancia galactoc\u00e9ntrica. Esto semeja al gradiente encontrado en galaxias irregulares, sugiriendo que la  regi\u00f3n de formaci\u00f3n estelar era mayor y m&#8217;as extendida en el pasado.     se encuentra que la poblaci\u00f3n joven presente en el \u00e1rea del ala en el \u00faltimo 1 ga representa 7-12% del total  de las estrellas encontradas all\u00ed. Si bien   esto no refleja un aumento excepcional de la formaci\u00f3n estelar en el presente con respecto a la  $psi(t)$ promedio, es significativo en t\u00e9rminos globales, ya que s\u00f3lo la poblaci\u00f3n estelar de la zona del ala presenta formaci\u00f3n  estelar conspicua y activa en el \u00faltimo 1 ga.      las poblaciones de edades m\u00e1s j\u00f3venes de la peque\u00f1a nube presentan un gradiente respecto al acimut.   dado que hay un brote de formaci\u00f3n estelar en todos los campos con pico a 1.5-2.5 ga, esto indicar\u00eda un   l\u00edmite superior a partir del cual comenz\u00f3 esta dicotom\u00eda entre este\/sudeste y oeste hace  1.5 ga.      por el contrario,  la edad de la poblaci\u00f3n m\u00e1s vieja es muy similar en todos los campos a todo radio y a todo   acimut, como lo indica la distribuci&#8217;on plana de la edad del 5\u00c2\u00ba     percentil de $psi(t)$. Esto indica que no hay gradientes evidentes en la edad de esta poblaci\u00f3n m\u00e1s vieja y permite acotar   la edad de la poblaci\u00f3n m\u00e1s vieja a m\u00e1s de 11.5 ga.        a  4.5 kpc del centro de la peque\u00f1a nube, o bien no se ha alcanzado   una regi\u00f3n dominada por un halo viejo, similar al de la v\u00eda l\u00e1ctea, o bien la poblaci\u00f3n del disco estar\u00eda dominando   sobre un posible halo con tales caracter\u00edsticas.    si se estar\u00eda en dicha regi\u00f3n del halo,  el     5\u00c2\u00ba y  el 95\u00c2\u00ba percentil de $psi(t)$ ocurrir\u00edan casi al mismo tiempo en los campos m\u00e1s externos.      se encuentra un acuerdo entre los episodios de incremento de $psi(t)$ y los encuentros   perigal&#8217;acticos entre la peque\u00f1a nube y la v\u00eda   l\u00e1ctea.    en cuanto a los  pasajes peric\u00e9ntricos con la gran nube de magallanes, s\u00f3lo se   halla una correlaci\u00f3n clara en los campos del ala para el encuentro m\u00e1s reciente, hace  0.2 ga.     finalmente, se recuper\u00f3 la historia de enriquecimiento qu\u00edmico de los  campos de la peque\u00f1a nube. En promedio, todos los campos muestran un enriquecimiento qu\u00edmico creciente, desde \u00e9pocas tempranas hasta el presente. Las relaciones edad-metalicidad obtenidas aqu\u00ed est\u00e1n en buen acuerdo con lo encontrado   usando m\u00e9todos completamente independientes, como el triplete del caii. Esto constituye   una prueba de la consistencia externa de iac-pop para determinar la  ley de enriquecimiento qu\u00edmico.      en la tercera y \u00faltima parte de esta tesis, se estudian las poblaciones estelares    presentes en los confines de la peque\u00f1a nube de magallanes, haciendo uso de isocronas te\u00f3ricas y mediante un an\u00e1lisis del    perfil de brillo superficial. Se encuentra que la composici&#8217;on estelar a distancias galactoc\u00e9ntricas de   4.7 kpc, 5.6 kpc, y 6.5 kpc es muy similar. Por primera vez se detectan estrellas de edad intermedia y vieja,  genuinamente pertenecientes a la peque\u00f1a nube, a 6.5 kpc del centro de dicha galaxia, en la direcci\u00f3n sur.   el perfil de brillo superficial de los campos analizados sigue una ley exponencial, sin evidencias de truncamiento, hasta la  localizaci\u00f3n del campo m\u00e1s remoto. Estos resultados, en conjunto, indican que, a 6.5 kpc del centro de la  peque\u00f1a nube, la poblaci\u00f3n del \u00abdisco&#8217; de esta galaxia   estar\u00eda dominando sobre un posible halo estelar viejo,   similar al de la v\u00eda l\u00e1ctea.     esto indica o bien que la peque\u00f1a nube de magallanes no posee un halo con estas  caracter\u00edsticas o bien que, de existir, la contribuci\u00f3n de dicho halo a la poblaci\u00f3n estelar ser\u00eda despreciable a 6.5 kpc.  finalmente, estos resultados indican que la peque\u00f1a nube tendr\u00eda un tama\u00f1o significativamente mayor al que se cre\u00eda hasta el presente.<\/p>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00ab<strong>Historia evolutiva y estructura de la peque\u00f1a nube de magallanes<\/strong>\u00ab<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 Historia evolutiva y estructura de la peque\u00f1a nube de magallanes <\/li>\n<li><strong>Autor:<\/strong>\u00a0 Noelia Estela Donata No\u00c1\u00abl <\/li>\n<li><strong>Universidad:<\/strong>\u00a0 La laguna<\/li>\n<li><strong>Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 26\/09\/2008<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>Director de la tesis<\/strong>\n<ul>\n<li>Carme Gallart Gallart<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<li><strong>Tribunal<\/strong>\n<ul>\n<li>Presidente del tribunal: Francisco Sanchez Martinez <\/li>\n<li>santi Cassisi (vocal)<\/li>\n<li>michael Beasley (vocal)<\/li>\n<li>Jaime Zamorano (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Tesis doctoral de Noelia Estela Donata No\u00c1\u00abl El objetivo de la presente tesis es contribuir al entendimiento de la estructura 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