“Integrating ‘Traditional’ and ‘Scientific’ Medicine in contemporary Cuba”

Dissertation for the MSc in Globalisation & Latin American Development submitted September 2008. Supervisor: Dr Kate Quinn

Estructura y propiedades físicas de envolturas circunestelares en estrellas Be

Los objetos que manifiestan el fenómeno Be son estrellas de tipo espectral B no supergigantes rodeadas de una envoltura circunestelar gaseosa extendida. Estos objetos son rotadores rápidos y presentan (o han presentado) en su espectro líneas en emisión de hidrógeno y de metales una vez ionizados. La presencia de una envoltura extendida no sólo se revela a través de las líneas en emisión, sino que también se manifiesta mediante numerosas peculiaridades espectroscópicas, fotométricas y polarimétricas que caracterizan al fenómeno Be. Los modelos propuestos para explicar la formación y estructura de los discos y/o envolturas circunestelares gaseosas en las estrellas Be se basan en diferentes mecanismos, entre los cuales se destacan: la rotación, los vientos estelares, las pulsaciones, las interacciones gravitatorias y los campos magnéticos. Una de las hipótesis más aceptada es la de un disco Kepleriano producido por la alta rotación de la estrella. Sin embargo, el origen y la evolución de las envolturas es un tema controversial desde hace muchas décadas. El objetivo principal de esta Tesis es investigar la geometría, estructura física y evolución de las envolturas circunestelares que se desarrollan alrededor de las estrellas con fenómeno Be, con el fin de aportar elementos relevantes para el estudio de los posibles mecanismos que dan lugar a este fenómeno. Para ello analizamos un grupo de objetos Be a partir de diferentes técnicas (espectroscopía e interferometría) y modelamos la geometría y dinámica de sus envolturas. La región del infrarrojo (IR) cercano provee una herramienta valiosa para el análisis de las propiedades y variabilidad de las envolturas circunestelares, dado que en ella aparecen numerosas líneas de recombinación del hidrógeno que casi no poseen contribución fotosférica y cuyas intensidades relativas están directamente relacionadas con las propiedades físicas de sus regiones de formación. Utilizando espectros IR de una muestra de 23 estrellas Be estudiamos las líneas de recombinación de las series de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, realizando mediciones directas sobre sus perfiles (anchos equivalentes, flujos y anchos a mitad de altura). Para 8 de los objetos estudiados, nuestras observaciones son las primeras reportadas en este rango espectral. Clasificamos los espectros obtenidos en base a la intensidad relativa de las líneas de las series de Pfund, Brackett y Humphreys en tres grupos que representan envolturas con propiedades físicas diferentes (Mennickent et al., 2009; Granada et al., 2010). Obtuvimos además diagramas de cocientes de flujos que están directamente relacionados con el régimen de opacidad de las líneas y sus posibles cambios, tales como el diagrama de Lenorzer et al. (2002a) o diagramas equivalentes que proponemos en este trabajo de tesis. En base a modelos simples, pudimos obtener densidades columnares de átomos, extensiones relativas de las regiones de formación de las diferentes líneas y radios internos de dichas regiones en unidades de radios estelares. A su vez, hemos podido estudiar la evolución de las propiedades físicas de las envolturas a partir del seguimiento temporal de 8 objetos de la muestra observada, donde encontramos evidencia de procesos de formación o disipación del disco. Por otra parte, utilizamos otra técnica útil para analizar la geometría y cinemática de las envolturas de las estrellas Be: la interferometría de larga base con alta resolución espectral. Analizamos observaciones espectrointerferométricas en la región de la línea Brγ de una muestra de 26 estrellas Be. Ajustando los datos mediante un modelo cinemático 2D para un disco ecuatorial en rotación (Delaa et al., 2011), logramos determinar parámetros físicos y cinemáticos del disco de 18 estrellas que presentaban la línea Brγ en emisión. De esos objetos, 10 fueron estudiados también mediante espectros IR. Los tamaños encontrados para los discos en la línea Brγ se encuentran entre 2 y 13 radios estelares. Para 5 de los objetos de la muestra, los tamaños determinados en este trabajo son los primeros reportados. En casi todos los casos, encontramos que el disco sigue una rotación Kepleriana, a excepción de un objeto (228 Eri) en el que fue necesario agregarle al disco una sobredensidad con forma de brazo espiral. Asimismo, estos resultados fueron analizados en forma conjunta con los obtenidos para otros 7 objetos por Meilland et al. (2012). Del análisis total de 25 estrellas Be con emisión en Brγ no encontramos correlación entre la velocidad de rotación respecto de la velocidad crítica V /Vcrit y el tipo espectral de la estrella central, y encontramos que el eje de rotación de los discos está uniformemente distribuido en el plano del cielo. Además, estimamos un valor medio de V /V crit = 0.75 ± 0.08 y una tasa de rotación media de Ω/Ωcrit = 0.90 ± 0.05. Este resultado concuerda con los valores propuestos por Cranmer (2005), Frémat et al. (2005) y Zorec et al. (2016), quienes sostienen que las estrellas Be no rotan a la velocidad crítica. Este resultado sugiere la necesidad de considerar un mecanismo adicional a la rotación que contribuya a la formación de la envoltura circunestelar. La importancia de la rotación se manifiesta a través de la correlación encontrada entre la cota máxima para el tamaño del disco en la línea Brγ y la velocidad de rotación en la base del mismo. Este resultado obtenido a partir del modelado de datos interferométricos está en buen acuerdo con los radios internos de las regiones de formación de la línea Brγ obtenidos mediante el análisis de los espectros IR para estrellas con diferentes velocidades de rotación. El seguimiento temporal de los objetos y la utilización de dos técnicas complementarias para determinar parámetros de los discos circunestelares de las estrellas Be nos permitió encontrar evidencia de variaciones relacionadas con procesos de formación/disipación del disco en escalas de tiempo relativamente cortas (de algunos meses a unos pocos años).Doctor en AstronomíaUniversidad Nacional de La PlataFacultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Estudio observacional de la segunda discontinuidad de Balmer en estrellas Be y Bn

En el presente trabajo de Tesis de Licenciatura analizamos el comportamiento de la segunda discontinuidad de Balmer en una muestra de estrellas Be y Bn, y su relación con la velocidad de rotación proyectada, V sen(i), y los parámetros fundamentales de las estrellas. Para desarrollar el tema propuesto se contó con una muestra de espectros de 53 estrellas Be y 71 estrellas Bn. En base a los mismos, se determinaron los parámetros fundamentales de las estrellas de la muestra y se examinó la presencia y el aspecto del segundo salto de Balmer. Por otra parte, se recopilaron valores de V sen(i) disponibles en publicaciones o catálogos. Usando estos valores, se buscaron correlaciones entre el aspecto de la segunda discontinuidad de Balmer y V sen(i), y entre la aparición de la segunda discontinuidad de Balmer y los parámetros fundamentales de la estrella. Los resultados obtenidos a partir de las correlaciones dan pautas para discutir acerca de las características de las envolturas de las estrellas Be y la validez de los diferentes modelos propuestos para su origen y estructura. Además, el estudio comparativo de la muestra de estrellas Be y Bn permite discutir sobre la existencia de un posible vínculo entre ambos grupos de objetos. En lo referente a las estrellas Be observamos que aquellas con el segundo salto de Balmer en absorción tienen valores de V sen(i) compatibles con el modelo de disco Kepleriano, mientras que muchas de las que presentan el segundo salto en emisión tienen valores de V sen(i) más altos que lo esperado. Esto último implicaría que el volumen emisor de la envoltura en estas estrellas debe ser mayor que el correspondiente a un modelo de disco Kepleriano, dando lugar a la discusión de otros posibles modelos. Encontramos también que dentro del grupo de estrellas Be con segundo salto en emisión, existe una correlación cualitativa entre la intensidad del segundo salto y la temperatura de las estrellas. Además existen objetos que, presentando iguales condiciones de temperatura y V sen(i), muestran distintos aspectos en el segundo salto de Balmer. Eso llevaría a pensar que existe algun otro factor que influye en el aspecto del mismo, afectando las condiciones físicas de la envoltura. En cuanto a las estrellas Bn nuestro estudio sugiere que ellas constituyen la contraparte tardía de las estrellas Be. La alta velocidad de rotación proyectada, el análisis de la distribución en tipos espectrales de ambos grupos y la presencia de estrellas Bn con una segunda discontiniudad de Balmer vinculada con material denso próximo a la fotosfera, aportan evidencias para esta hipótesis. Este resultado indicaría que ambos subgrupos de objetos comparten un fenómeno cuyo origen es similar.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Estructura y propiedades físicas de envolturas circunestelares en estrellas Be

Los objetos que manifiestan el fenómeno Be son estrellas de tipo espectral B no supergigantes rodeadas de una envoltura circunestelar gaseosa extendida. Estos objetos son rotadores rápidos y presentan (o han presentado) en su espectro líneas en emisión de hidrógeno y de metales una vez ionizados. La presencia de una envoltura extendida no sólo se revela a través de las líneas en emisión, sino que también se manifiesta mediante numerosas peculiaridades espectroscópicas, fotométricas y polarimétricas que caracterizan al fenómeno Be. Los modelos propuestos para explicar la formación y estructura de los discos y/o envolturas circunestelares gaseosas en las estrellas Be se basan en diferentes mecanismos, entre los cuales se destacan: la rotación, los vientos estelares, las pulsaciones, las interacciones gravitatorias y los campos magnéticos. Una de las hipótesis más aceptada es la de un disco Kepleriano producido por la alta rotación de la estrella. Sin embargo, el origen y la evolución de las envolturas es un tema controversial desde hace muchas décadas. El objetivo principal de esta Tesis es investigar la geometría, estructura física y evolución de las envolturas circunestelares que se desarrollan alrededor de las estrellas con fenómeno Be, con el fin de aportar elementos relevantes para el estudio de los posibles mecanismos que dan lugar a este fenómeno. Para ello analizamos un grupo de objetos Be a partir de diferentes técnicas (espectroscopía e interferometría) y modelamos la geometría y dinámica de sus envolturas. La región del infrarrojo (IR) cercano provee una herramienta valiosa para el análisis de las propiedades y variabilidad de las envolturas circunestelares, dado que en ella aparecen numerosas líneas de recombinación del hidrógeno que casi no poseen contribución fotosférica y cuyas intensidades relativas están directamente relacionadas con las propiedades físicas de sus regiones de formación. Utilizando espectros IR de una muestra de 23 estrellas Be estudiamos las líneas de recombinación de las series de Paschen, Brackett, Pfund y Humphreys, realizando mediciones directas sobre sus perfiles (anchos equivalentes, flujos y anchos a mitad de altura). Para 8 de los objetos estudiados, nuestras observaciones son las primeras reportadas en este rango espectral. Clasificamos los espectros obtenidos en base a la intensidad relativa de las líneas de las series de Pfund, Brackett y Humphreys en tres grupos que representan envolturas con propiedades físicas diferentes (Mennickent et al., 2009; Granada et al., 2010). Obtuvimos además diagramas de cocientes de flujos que están directamente relacionados con el régimen de opacidad de las líneas y sus posibles cambios, tales como el diagrama de Lenorzer et al. (2002a) o diagramas equivalentes que proponemos en este trabajo de tesis. En base a modelos simples, pudimos obtener densidades columnares de átomos, extensiones relativas de las regiones de formación de las diferentes líneas y radios internos de dichas regiones en unidades de radios estelares. A su vez, hemos podido estudiar la evolución de las propiedades físicas de las envolturas a partir del seguimiento temporal de 8 objetos de la muestra observada, donde encontramos evidencia de procesos de formación o disipación del disco. Por otra parte, utilizamos otra técnica útil para analizar la geometría y cinemática de las envolturas de las estrellas Be: la interferometría de larga base con alta resolución espectral. Analizamos observaciones espectrointerferométricas en la región de la línea Brγ de una muestra de 26 estrellas Be. Ajustando los datos mediante un modelo cinemático 2D para un disco ecuatorial en rotación (Delaa et al., 2011), logramos determinar parámetros físicos y cinemáticos del disco de 18 estrellas que presentaban la línea Brγ en emisión. De esos objetos, 10 fueron estudiados también mediante espectros IR. Los tamaños encontrados para los discos en la línea Brγ se encuentran entre 2 y 13 radios estelares. Para 5 de los objetos de la muestra, los tamaños determinados en este trabajo son los primeros reportados. En casi todos los casos, encontramos que el disco sigue una rotación Kepleriana, a excepción de un objeto (228 Eri) en el que fue necesario agregarle al disco una sobredensidad con forma de brazo espiral. Asimismo, estos resultados fueron analizados en forma conjunta con los obtenidos para otros 7 objetos por Meilland et al. (2012). Del análisis total de 25 estrellas Be con emisión en Brγ no encontramos correlación entre la velocidad de rotación respecto de la velocidad crítica V /Vcrit y el tipo espectral de la estrella central, y encontramos que el eje de rotación de los discos está uniformemente distribuido en el plano del cielo. Además, estimamos un valor medio de V /V crit = 0.75 ± 0.08 y una tasa de rotación media de Ω/Ωcrit = 0.90 ± 0.05. Este resultado concuerda con los valores propuestos por Cranmer (2005), Frémat et al. (2005) y Zorec et al. (2016), quienes sostienen que las estrellas Be no rotan a la velocidad crítica. Este resultado sugiere la necesidad de considerar un mecanismo adicional a la rotación que contribuya a la formación de la envoltura circunestelar. La importancia de la rotación se manifiesta a través de la correlación encontrada entre la cota máxima para el tamaño del disco en la línea Brγ y la velocidad de rotación en la base del mismo. Este resultado obtenido a partir del modelado de datos interferométricos está en buen acuerdo con los radios internos de las regiones de formación de la línea Brγ obtenidos mediante el análisis de los espectros IR para estrellas con diferentes velocidades de rotación. El seguimiento temporal de los objetos y la utilización de dos técnicas complementarias para determinar parámetros de los discos circunestelares de las estrellas Be nos permitió encontrar evidencia de variaciones relacionadas con procesos de formación/disipación del disco en escalas de tiempo relativamente cortas (de algunos meses a unos pocos años).Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Modeling of emission lines in low-ionization winds of B-type stars

En el contexto de la aparición del nuevo material observacional provisto por la misión espacial Gaia, y enfocado en estrellas de tipo espectral B peculiares, se desarrolla un modelo para simular el espectro de lı́neas de elementos una vez ionizados como Ca ii y Mg ii fuera del equilibrio  termodinámico local. El cálculo se realiza para un rango de  temperaturas efectivas y gravedades superficiales, para diferentes  distribuciones de temperatura y velocidad en el material circunestelar y distintas tasas de pérdida de masa. Los perfiles sintéticos obtenidos son capaces de reproducir los rasgos generales de las lı́neas espectrales  observadas como, por ejemplo, perfiles P Cygni.Motivated by the availability of new observational material provided by Gaia mission, and focused on peculiar B-type stars, we develop a model to simulate the non-LTE line profiles of ionized elements such as Ca ii and Mg ii. The calculation is performed for a range of effective temperature and surface gravity, for different temperature and velocity distributions of the circumstellar material as well as different stellar mass-loss rates. The obtained synthetic profiles are capable of reproducing the general features of the observed spectral lines, such as P Cygni-type profiles.Fil: Mercanti, Lorena Verónica. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Cidale, Lydia Sonia. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Torres, Andrea Fabiana. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Cochetti, Yanina Roxana. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto de Astrofísica La Plata. Universidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Instituto de Astrofísica La Plata; ArgentinaFil: Kraus, M.. No especifíca;62º Reunión Anual de la Asociación Argentina de AstronomíaArgentinaAsociación Argentina de Astronomí

Simultaneous J-, H-, K- and L-band spectroscopic observations of galactic Be stars. I. IR atlas

It is already accepted that Be stars are surrounded by circumstellar envelopes, which are mostly compatible with a disc geometry in Keplerian rotation. We aim to obtain a more complete characterisation of the properties of the circumstellar environment of Be stars that helps to constrain the theoretical models of the Be phenomenon. We present near-infrared, medium-resolution spectra of a sample of galactic Be stars with different spectral subtypes and luminosity classes. We measure different parameters of the hydrogen recombination lines from the Paschen, Brackett, Pfund, and Humphreys series, and use them to diagnose physical conditions in the circumstellar environment. We analysed the equivalent-width (EW) ratio between Br$\alpha$ and Br$\gamma$ lines and different diagrams of flux ratios. We also identify lines from He I, C I, N I, O I, Na I, Mg I, Mg II, Si I, Fe I, and Fe II. Analysing the EW measurements of particular He I, Mg II, Fe I, Fe II and O I lines, we find that for some lines they correlate with the spectral type of the star. Particularly, the emission of the O I~$\lambda\,1.3168\,\mu$m line decreases towards the later spectral types. We present an atlas of 22 Be stars, that covers a wide infrared (IR) spectral range with quasi-simultaneous observations. From a detailed analysis, we define new complementary criteria to Mennickent's classification of Be stars according to their disc opacity. Some objects in our sample present compact thick envelopes, while in others the envelope is extended and optically thin. The correlation between the full widths at half maximum (FWHM) and the peak separation ($\Delta \mathrm{V}$) versus $V\,\sin\,i$ for the Br10, Br$\delta$, and Hu14 lines reveals that the broadening mechanism is rotational. The Ly$\beta$ fluorescence is a key mechanism to explain the intensity of the emission of Mg II and O I lines.Comment: 27 pages, 14 figures. Accepted for publication in A&

Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars; II: Differential rotation and some hidden effects interfering with the interpretation of the Vsin i parameter

We assume that stars may undergo surface differential rotation to study its impact on the interpretation of $V\!\sin i$ and on the observed distribution $\Phi(u)$ of ratios of true rotational velocities u=V/V_\rm c (V_\rm c is the equatorial critical velocity). We discuss some phenomena affecting the formation of spectral lines and their broadening, which can obliterate the information carried by $V\!\sin i$ concerning the actual stellar rotation. We studied the line broadening produced by several differential rotational laws, but adopted Maunder's expression $\Omega(\theta)=\Omega_o(1+\alpha\cos^2\theta)$ as an attempt to account for all of these laws with the lowest possible number of free parameters. We studied the effect of the differential rotation parameter $\alpha$ on the measured $V\!\sin i$ parameter and on the distribution $\Phi(u)$ of ratios u=V/V_\rm c. We conclude that the inferred $V\!\sin i$ is smaller than implied by the actual equatorial linear rotation velocity V_\rm eq if the stars rotate with $\alpha0$. For a given $|\alpha|$ the deviations of $V\!\sin i$ are larger when $\alpha<0$. If the studied Be stars have on average $\alpha<0$, the number of rotators with V_\rm eq\simeq0.9V_\rm c is larger than expected from the observed distribution $\Phi(u)$; if these stars have on average $\alpha>0$, this number is lower than expected. We discuss seven phenomena that contribute either to narrow or broaden spectral lines, which blur the information on the rotation carried by $V\!\sin i$ and, in particular, to decide whether the Be phenomenon mostly rely on the critical rotation. We show that two-dimensional radiation transfer calculations are needed in rapid rotators to diagnose the stellar rotation more reliably.Comment: To appear in A&

A case of a paraduodenal hernia with a concomitant mesosigmoid defect

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