Tesis Doctorals - Departament - Física de la Terra i del Cosmos
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TesiContribución al estudio de la dinámica de los sistemas estelares a simetría cilíndrica(Universitat de Barcelona, 1971-06-16) Català Poch, M. Asunción, 1925-2009; Orús Navarro, J. J. de; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] En la presente Memoria nos proponemos ampliar el estudio de la dinàmica de los sistemas estelares, haciendo la hipótesis de simetría cilíndrica y la de estado no estacionario, si bien es cierto que actualmente este estudio se lleva a cabo con la ayuda de ordenadores electronicos, tratando el sistema estelar numéricamente. Este método numérico consiste en dar las masas, las posiciones y las velocidades iniciales de todas las estrellas que componen el sistema estelar; dichas cantidades se obtienen en la práctica por medio de números aleatorios, convenientemente transformados de modo que se reproduzca una distribución determinada. A partir de este estado inicial se calcula exactamente la evolución dinámica del sistema integrando numéricamente las ecuaciones del movimiento. Henos dividido nuestro trabajo en ocho capítulos. En el primero damos los postulados y ecuaciones fundamentales de la dinámica de los sistemas estelares. En el capítulo segundo la determinación del tensor Delta a simetría cilindrica de eje “z” nos lleva a una forma distinta de la obtenida por los autores clásicos que citamos en la bibliografia Obtenemos en el capítulo 3 una primera expresión de las Componentes del Vector y la velocidad V(o), componentes que luego podemos escribir en el capítulo 5 en forma más sencilla al imponer la hipótesis anterior de que sigma sea simétrica respecto al plano ecuatorial. En el capítulo 4, debido al valor k(6) distinto a 0, obtenemos para la función potencial “B” una expresión mucho más restringida que la que habían obtenido hasta ahora Camm, Oort, Lindblad, etc., según indicamos en la bibliografia. Las consecuencias más interesantes de la consideración del coeficiente las tenemos en los capítulos 6 y 7. En el 6, con la determinación de las trayectorias de los centroides locales, que en el caso de ser k(6) distinto de cero, se obtienen curvas alabeadas cuyas proyecciones y curvas espirales con ramas asintóticas. En el capítulo 7 estudiamos la variación de la velocidad con la distancia. Obtenemos una gran concordancia entre las curvas que expresan gráficamente esta variación y las obtenidas experimentalmente. En el capítulo 8 estudiamos la función de distribución de velocidades de tipo elipsoidal, haciendo aplicación a nuestra Galaxia de la teoría desarrollada.- TesiCinemática galáctica local y constante de precesión(Universitat de Barcelona, 1981-09-30) Núñez de Murga, Jorge, 1955-; Orús Navarro, J. J. de; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] La distribución de las velocidades residuales y los parámetros cinemáticos en el entorno solar han sido calculados por diversos autores (DELHAYE, 1965). Sin embargo, las diferencias significativas que aparecen entre las distintas determinaciones nos animaron a profundizar en este tema. El método estadístico aplicado y los datos utilizados son las principales causas de tales discrepancias. Por ello, hemos dedicado el primer Capítulo a analizar los datos disponibles, para tratar de encontrar las causas de dichas discrepancias y obtener una fuente de datos que (con la misma muestra de estrellas) nos permitiese atacar el estudio de la distribución de las velocidades residuales y de los parámetros cinemáticos del movimiento macroscópico de la Galaxia en el entorno del Sol. En cuanto se refiere al estudio de la distribución de las velocidades residuales, en el Capítulo segundo se han calculado los momentos centrados hasta el cuarto orden. Hasta hace poco, únicamente se consideraban los momentos de segundo orden y sólo CHARLIER (1926) había estimado los momentos hasta el cuarto orden, si bien los datos entonces disponibles eran de menor calidad. Recientemente, ERICKSON (1975) ha publicado momentos hasta el cuarto orden para el Catálogo de GLIESE (1969), y ello nos ha animado a atacar el problema por otro método de cálculo obteniendo plena coincidencia al aplicarlo a su muestra de estrellas, lo cual nos ha permitido extender estos cálculos al Catálogo FK4. Al desarrollo del modelo tridimensional de OGORODNIKOV-MILNE para calcular el gradiente del campo galáctico de velocidades hemos dedicado el Capítulo tercero, sin más hipótesis que la de la aproximación lineal. Para interpretar los valores hallados en función de los parámetros cinemáticos de la Galaxia, necesitarnos separar la parte hemisimétrica de dicho gradiente de las correcciones de precesión con las cuales aparece mezclada. Para ello, en lugar de admitir hipótesis de dudosa justificación, hemos preferido adoptar un modelo galáctico. El modelo galáctico elegido con el fin de paliar el problema expuesto ha sido un modelo isotermo, el cual se justifica perfectamente en las proximidades del Sol. Dicho modelo se ha desarrollado en el cuarto Capítulo, planteándose las ecuaciones hidrodinámicas que de él se deducen y que nos han permitido cerrar el problema y calcular los parámetros cinemáticos de la Galaxia en el entorno del Sol, así corno las correcciones a la constante de la precesión. La concordancia con otros autores y la coherencia interna de los resultados obtenidos pone de manifiesto la bondad del método de cálculo empleado y la necesidad de atacar los problemas de dinámica galáctica mediante modelos tridimensionales, así como al propio tiempo justifica la adopción del citado modelo isotermo.
- TesiFluctuacions de la rotació de la Terra del 1800 al 1955.5: correccions al sistema FK5, elements orbitals de la lluna i datum de Watts(Universitat de Barcelona, 1985-12-14) Jordi i Nebot, Carme; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[cat] Hom va considerar uniforme la velocitat de rotació de la Terra fins el segle XIX. A finals del segle, alguns autors van començar a assenyalar que les fluctuacions observades del moviment de la Lluna podien ser degudes a variacions de la rotació terrestre. Per corroborar això calia una bona teoria del moviment lunar. Per altra banda, si existien fluctuacions en la rotació de la Terra, s'havien d'observar irregularitats no només en la Lluna, sinó en tots els altres cossos del sistema solar, en funció de la raó de moviments propis. Observacions meridianes, eclipsis i trànsits de Mercuri van confirmar la suposició. L'existència de fluctuacions en la velocitat de rotació de la Terra fa que l'escala de temps universal, lligada a la rotació diürna, no sigui una escala uniforme del temps. Per tal d'establir una escala uniforme (Temps Dinàmic) que serveixi com a argument de temps a les equacions de moviment, diferents autors han comparat posicions observades i calculades de cossos del sistema solar com a via per a determinar les irregularitats existents. La comparació d'ambdues posicions permet determinar la diferència T = TD - TU (Temps Dinàmic - Temps Universal). El 1955.5 es va establir la nova escala de Temps Atòmic Internacional (TAI). La seva relació amb el temps dinàmic i amb el temps universal es coneix i, per tant, l'escala uniforme TD està definida des del 1955.5. El període anterior ha estat estudiat per diversos autors que observen variacions molt elevades al voltant del 1900, variacions que no s’expliquen per la transferència de moment entre el nucli i el mantell terrestres, possible causa de les irregularitats. El present treball pretén millorar els seus resultats, incorporant els darrers acords de la UAI(establiment d'un nou sistema fonamental, nova escala de temps, nou sistema de constants, nova època de referencia, etc.), i utilitzant les efemèrides DE200/LE200 calculades per integració numèrica de les equacions de moviment dels cossos del Sistema solar. Aquesta millora pot contribuir a clarificar els moments que actuen i trobar els fenòmens que poden produir-los. Les ocultacions d'estrelles per la Lluna és un fenomen observat sistemàticament, des de fa anys, per observadors afeccionats i professionals. Podem disposar, doncs, de gran quantitat d'aquestes observacions que cobreixen un període molt ampli. Les dues raons, quantitat i extensió en el temps, fan que l'anàlisi i reducció d'aquest tipus d'observacions sigui un bon mètode per a la determinació de canvis en la rotació de la Terra. Per tal de separar els errors deguts a les diferències d’escales de temps, dels deguts a les efemèrides, equacions personals i altres, hem dividit les observacions de que disposem en dos períodes: a) observacions del 1955.5 al 1980, i b) observacions del 1800 al 1955.5. Hem analitzat les observacions del primer cas per determinar correccions a les constants utilitzades a les efemèrides, diferències entre els sistemes de referència dinàmic i estel.lar (FKS), correccions al datum de Watts i equacions personals. Hem aplicat aquestes correccions a les observacions del periode 1800-1955.5 i considerat que l’única font d’error que resta és la diferència entre les escales de temps provocada per les fluctuacions de la velocitat de la rotació terrestre. D'aquesta manera aquest treball cobreix dos objectius importants. Un, analitzar el nou sistema de referència FK5 establert per la UAI (1976) i UAI (1979),comparant-lo amb les efemèrides DE200/LE200, a la vegada que s'estudien les pròpies efemèrides, i l'altre, la redeterminació de les irregularitats en la velocitat de rotació de la Terra. L'anàlisi de les causes geofísiques d'aquestes fluctuacions queda fora dels objectius d’aquest treball. S'inclouen correccions al datum de Watts, millorant resultats anteriors ja que aquí es tracta amb un nombre més elevat d'observacions. Al capítol l descrivim el mètode seguit per a la reducció i al capítol 2, l'equació de condició establerta. Al capítol 3 fem una anàlisi de les observacions de què disposem i descrivim el procés de tractament de les dades i la resolució de l'equació de condició. Al capítol 4 presentem els resultats obtinguts i les conclusions que se'n deriven.
- TesiCentelleo interplanetario(Universitat de Barcelona, 1978-02-13) Estalella, Robert; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] El centelleo es un fenómeno que consiste en la variación aleatoria de la intensidad recibida de una fuente luminosa. Dichas variaciones no son intrínsecas de la fuente, es decir que no tienen ninguna relación con el mecanismo físico causante de la luminosidad de la fuente. La intensidad recibida fluctúa debido a los efectos de la propagación de la señal electromagnética desde la fuente hasta el observador. Estas fluctuaciones aparecen siempre que el medio existente entre la fuente y el observador no sea un medio perfecto. El centelleo es un fenómeno de experiencia cotidiana en la región óptica del espectro: las estrellas "parpadean". Este parpadeo está producido por la propagación, de las ondas luminosas en la atmósfera terrestre. Es el llamado "centelleo atmosférico". Un fenómeno parecido se produce en radioastronomía. Hasta la actualidad se ha observado el centelleo de radiofuentes producido por la propagación de la radiación electromagnética por tres medios distintos: la ionosfera, el medio interplanetario y el medio interestelar. El presente trabajo se estructura de la siguiente manera: En el Capítulo 1 se expone la teoría general sobre el centelleo interplanetario, dando una visión global del estado actual del tema en los cuatro primeros apartados; en el apartado 1.5 se desarrollan las ecuaciones de propagación de la fase, llegándose a la importante la conclusión que, en condiciones bastante generales, la fase medida por el observador coincide con el defasaje introducido en el medio interplanetario, siendo despreciables los efectos de propagación. En el Capítulo 2 se presentan los aspectos experimentales del trabajo: en el apartado 2.1 las medidas efectuadas y en el 2.2 la relación entre los parámetros medidos y los teóricos desarrollados en el Capítulo l. El resultado más importante es que el ruido Doppler no es más que el valor de la función de estructura del defasaje para un tiempo igual al intervalo de muestreo. En el apartado 2.3 se explica el proceso seguido para analizar los datos experimentales. En el 2.4 se presentan los resultados del ajuste del espectro espacial de fluctuaciones de densidad electrónica del medio interplanetario a partir del ruido Doppler, un método más preciso y fiable que los utilizados normalmente, y el espectro de fluctuaciones de fase, calculado hasta 0.5 Hz, un orden de magnitud más que las determinaciones realizadas hasta ahora.
- TesiEvolución galáctica de los elementos ligeros(Universitat de Barcelona, 1979-01-01) Sanahuja i Parera, Blai; Canal, Ramon; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] Un modelo de evolución galáctica permite representar los cambios que ocurren desde la formación de la galaxia hasta su estado actual, atendiendo fundamentalmente a las características evolutivas de las estrellas que la constituyen y a su ritmo de crecimiento. Dado que un modelo global de evolución debe ser necesariamente un compendio de los resultados de numerosas teorías individuales que describen fenómenos particulares de la galaxia, se trata de un instrumento de gran utilidad para buscar y confirmar (o en su caso negar) relaciones entre las teorías que lo componen, o bien para comparar modelos galácticos que representen galaxias de diversas clases. Actualmente no puede hablarse de un modelo evolutivo úinico, ya que el escaso conocimiento que se tiene de algunas cuestiones dan lugar a varios modelos, todos ellos coherentes con los datos de que se dispone. En su ya clásico artículo de 1957, Burbidge et al. conseguían explicar la síntesis del litio a partir del hidrógeno y del helio en las reacciones termonucleares que se dan en el interior de las estrellas. Sin embargo, al ser un elemento muy frágil y hallarse expuesto continuamente al bombardeo por protones, era destruido “in situ”. Su conclusión era que los elementos ligeros se deberían producer en un medio a temperatura y densidad bajas, por un mecanismo entonces no conocido que denominaron “proceso x”. El hecho de que los elementos ligeros sean fácilmente destruidos en los interiors estelares hace especialmente interesante su inclusion y studio en un modelo de evolución química de la galaxia, pues del conocimiento de la variación de sus abundancias en el gas interestelar y en las estrellas se podrá deducir la importancia de los diversos mecanismos que los sintetizan y destruyen, y su incidencia en la evolución de la galaxia. Dejando aparte la possible producción cosmológica del litio, las contribuciones más importantes a la formación de elementos ligeros se dan a partir de la radiación cósmica, al interaccionar ésta con el medio interestelar produciéndose reacciones de astillado a alta energía, y por reacciones del mismo tipo con partículas supratérmicas de baja energía en las inmediaciones de las supernovas y en las atmósferas de estrellas gigantes, material que posteriormente pierde la Estrella por viento estelar. La abundancia final de elementos ligeros en el medio interestelar será el resultado de la mezcla del gas con el material irradiado y enriquecido en estos procesos. En este trabajo se estudiará la evolución de dichos elementos en el marco de diversos modelos galáctivos y a la luz de los últimos resultados sobre su formación por la radiación cósmica galáctica (Reeves y Meyer 1978), y en las supernovas y estrellas gigantes (Canal, Isern y Sanahuja 1975, 1977 a/b).
- TesiModelos de curva de luz de las supernovas de tipo I(Universitat de Barcelona, 1985-02-11) López Hermoso, Rosario; Isern i Vilaboy, Jordi; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] En el presente trabajo se han conectado unos fenómenos pertenecientes al campo de la observación (las supernovas de tipo 1, SN 1) con los procesos físicos que tienen lugar en fases evolutivas avanzadas de los sistemas binarios compactos en los que hay una enana blanca de carbono-oxigeno que acreta materia. El estudio llevado a cabo muestra que el fenómeno observacional de las SN 1 es la consecuencia última de que dichos procesos se verifiquen bajo unas condiciones específicas y que es posible reproducir las características más notables de las supernovas de tipo 1 en el escenario a que nos referimos si se considera de forma realista las condiciones físicas existentes en el interior de la enana que da origen al fenómeno. El trabajo ha sido estructurado de la forma que se indica a continuación: El primer capítulo se dedica a analizar las observaciones de SN 1 disponibles con objeto de establecer las restricciones que deben imponerse a los modelos que se formulen así como a los resultados que de ellos se obtengan. En el segundo capítulo se discuten los diversos modelos que se han ido realizando hasta la fecha para explicar el fenómeno de las SN I, señalando los problemas que plantean y que los hacen inviables a la hora de dar una explicación totalmente satisfactoria del mismo. Se acaba con la presentación de las relaciones dimensionales obtenidas a partir de los modelos analíticos de Arnett, de gran importancia para entender el origen de las dificultades con que tropiezan los modelos teóricos de formulación más reciente. Posteriormente, se presenta un escenario general que sirve de base para el desarrollo de las supernovas de tipo 1: los sistemas binarios compactos que poseen enanas blancas masivas las cuales han desarrollado un núcleo Sólido de carbono-oxígeno. En el marco del citado escenario, se construyen modelos para simular numéricamente las curvas de luz de las SN 1. Los modelos se han formulado teniendo en cuenta las relaciones dimensionales de Arnett y resultados previos de cálculos sobre explosión de objetos compactos. La integración numérica de las ecuaciones de conservación y de transporte bajo unas hipótesis físicas bastante generales permite obtener la evolución temporal de cada modelo y su comparación con 105 observables. Todo ello, marco astrofísico y método de construcción de los modelos, se expone en el tercer capítulo del trabajo. El capítulo cuarto recoge y analiza los resultados de los cálculos que se han llevado a cabo. Se destacan en él los efectos que tiene el considerar como progenitores de las supernovas enanas blancas totalmente fluidas o, por el contrario, con un núcleo Sólido. Se muestra mediante dos secuencias de modelos, una para cada caso, las consecuencias observacionales a que da lugar el que la explosión deje o no un residuo ligado, en especial en lo que se refiere a poder reproducir el efecto Pskovski-Branch. Adicionalmente, se indican las incertidumbres que padecen los modelos y se estudian las consecuencias que supondría cambiar el valor de algunos parámetros no bien conocidos. Asimismo, se discuten las implicaciones cosmológicas del modelo de explosión de supernova que se presenta en lo relativo a su compatibilidad con determinados valores de la constante de Hubble. Finalmente, se indican las posibles vías de continuación del trabajo.
- TesiCorrección de las constantes fundamentales a partir de la observación de ocultaciones de estrellas por la Luna(Universitat de Barcelona, 1981-01-17) Rosselló Nicolau, Gaspar; Català Poch, M. Asunción, 1925-2009; Universitat de Barcelona. Departament de Física de la Terra i del Cosmos[spa] Entendemos por ocultación de una estrella por la Luna al fenómeno por el cual la estrella se hace invisible al pasar aparentemente por detrás del disco lunar. Las fases de una ocultación son la inmersión y la emersión, o desaparición y reaparición de la estrella por el borde lunar, respectivamente. En general, la observación de este tipo de fenómenos se hace visualmente, si bien a partir de 1947 se empezó a observar con métodos fotoeléctricos. La observación visual de ocultaciones conlleva un error, ecuación personal, en la determinación del tiempo observado que varía según sea el sistema utilizado para el registro del tiempo (Van Flandern, 1970; Morrison, 1979). Con la observación de las ocultaciones por métodos fotoeléctricos, este error desaparece al sustituir el ojo por un fotodetector acoplado a un registrador preciso de tiempo, con lo cual se conoce con exactitud el instante en que se ha producido el fenómeno. Hasta el siglo XVIII todas las teorías existentes consideraban uniforme el movimiento medio de la Luna. Atendiendo a las irregularidades existentes, era necesario disponer de una nueva teoría lunar que pudiera compararse con las observaciones. Fueron muchos los autores que se dedicaron a este tema, determinando variaciones y confeccionando Tablas de la Luna. Cabe destacar el trabajo realizado por Euler y otros matemáticos contemporáneos suyos, como Laplace y D'Alembert, que sustituyeron las aproximaciones geométricas utilizadas hasta entonces para calcular las variaciones por métodos analíticos que hacían más precisos los cálculos. Uno de los trabajos que más ha contribuido al desarrollo de la teoría lunar ha sido el llevado a cabo por Symon Newcomb (1878-1912) y en el cabe distinguir dos partes: en la primera de ellas desarrolla la teoría matemática de las desigualdades de largo periodo en el movimiento de la Luna y en la segunda hace un estudio de estas, desigualdades a partir de observaciones anteriores a 1850. Posteriormente Spencer Jones (1932), con las observaciones de ocultaciones de estrellas por la Luna efectuadas en el Observatorio de Ciudad del Cabo y las enumeradas por Newcomb en su trabajo, hace una revisión de la, teoría desarrollada por éste, obteniendo las correspondientes correcciones a los elementos orbitales. Martin (1969) utilizando observaciones efectuadas desde 1627 a 1860 hace un análisis de todas ellas, agrupándolas en cinco épocas distintas y, por primera vez, efectuando en observaciones antiguas correcciones al limbo lunar (Watts, 1963). En estudios posteriores de Van Flandern y Morrison ya se trabaja con observaciones más: recientes y las correcciones que se obtienen concuerdan en general entre ellas. Sin embargo tanto uno como otro utilizan ocultaciones observadas por métodos visuales, aunque Morrison en su último análisis incluye también observaciones obtenidas por métodos fotoeléctricos. Esta tesis se organiza de la siguiente manera. En el capítulo 1 exponemos el cálculo de una ocultación, utilizando un procedimiento vectorial que simplifica mucho la teoría, y el cálculo de la posición aparente de la estrella, utilizando un método desarrollado por Emerson (1973) de muy fácil manejo con ordenador. En el capítulo 2, a partir de la reducción de cada observación, se plantea la correspondiente ecuación de condición en !unción de los elementos orbitales y constantes básicas, resultando una ecuación con 19 correcciones a los parámetros, de las cuales se suponen nulas las dos relativas a la posición de la estrella. En el capítulo 3 se analizan en profundidad todos los ficheros confeccionados a partir de las cintas magnéticas facilitadas por L.V. Morrison, del “Royal Greenwich Observatory”, entidad encargada de de recopilar los datos de las observaciones de ocultaciones obtenidos en todo el mundo. Finalmente en el capítulo 4 se exponen los resultados obtenidos y se efectúa la discusión de cada uno de ellos.
- TesiLa variedad de orbitas keplerianas y la teoría general de perturbaciones(Universitat de Barcelona, 1974-01-01) Simó, Carles; Orús Navarro, J. J. de[spa] La mayor parte de los problemas de la Mecánica Celeste pueden reducirse a un problema perturbado de dos cuerpos. Esta memoria es una contribución a la comprensión y resolución de dichos problemas. En primer lugar se aborda la estructura del conjunto de órbitas del problema de dos cuerpos sin perturbar. Una adecuada definición de distancia entre órbitas permite, entre otros resultados, explicar las dificultades y singularidades que aparecen en los problemas perturbados en cuanto a las variables escogidas. Se demuestra a continuación la equivalencia formal de los métodos empleados en la teoría general de perturbaciones de la Mecánica Celeste (válidos en realidad para ecuaciones diferenciales ordinarias). Se explicitan los algoritmos que permiten el cálculo efectivo (mediante recurrencia) para todos los órdenes. En el caso del método clásico de Lagrange, Laplace y Poisson se obtienen las perturbaciones de orden cualquiera en forma explícita de manera directa. Se generaliza el teorema de Lagrange para la inversión de funciones. Su utilización es la base de diversas transformaciones. Otros conceptos introducidos en el último capítulo parecen tener interés en el estudio de la optimización y en el problema de los denominadores pequeños debidos a la dependencia de las frecuencias sobre el cuerpo racional. El detalle del contenido de los diversos capítulos se halla en la introducción que precede a cada uno de ellos. Como norma general se indica cuándo un resultado es conocido, omitiendo la demostración. Los conceptos de distancia entre órbitas, variedad de Kepler, elementos topológicos, operador de iteración, derivada contractiva, conjunto localmente accesible, desbloqueo de orden “k” y condición geométrica de desbloqueo, entre otros, se introducen en esta memoria. Si de un mismo concepto se citan varias referencias se debe a que en ellas se abordan distintos aspectos del mismo.