Sublíneas de investigación
-
Muchas de las preguntas abiertas se mantienen en relación con los núcleos galácticos activos (AGN). El mecanismo responsable de desencadenar la actividad nuclear no térmico (fusiones / interacciones o evolución secular de las galaxias anfitrionas?), Las condiciones necesarias para encender la actividad nuclear y cómo las propiedades de la galaxia huésped se refieren a los diferentes niveles de actividad son: Desconocido. Tanto el origen del gas en acreción del agujero negro y la forma en que pierde su momento angular antes de ser acretado necesidad de ser dilucidado. Para investigar todas estas preguntas, una cuantificación de la relación entre la clase AGN (LINER, Seyfert 1 o 2), el tipo morfológico de la galaxia anfitriona y el medio ambiente, hay que determinar. Otra cuestión pendiente se refiere a la relación entre Seyfert y la actividad LINER, para saber si son resultado de la escalada de la energética AGN o que están conectados a la evolución de las galaxias y el mecanismo de acreción en el agujero negro. Como resultado de este proyecto esperamos proporcionar algunas pistas sobre la unificación de AGN.
Por otro lado, la retroalimentación AGN ha convertido en un tema popular en la última década, ya que los modelos teóricos demuestran que puede resolver los problemas apremiantes de los escenarios de formación de galaxias más populares. Sin embargo, existe poca evidencia observacional para apoyar este tipo de modelos. Es importante llevar a cabo estudios espectroscópicos y de imágenes profundas de diferentes clases AGN en diferentes épocas para evaluar las votaciones jugadas papel AGN y desentrañar el impacto en la evolución de las galaxias anfitrionas.
-
En nuestro grupo trabajamos en observaciones tanto desde Tierra como espaciales de los cuerpos menores del Sistema Solar, objetos Transneptunianos (TNOs), asteroides y cometas. El trabajo observacional está complementado con el desarrollo teórico de los estados de rotación de los cuerpos menores, sus interiores, geometría, masa y densidad. Todo ello tiene fuertes implicaciones para el estudio del origen y evolución del Sistema Solar.
-
El papel que desempeña el medio ambiente en la evolución de las galaxias sigue siendo una cuestión abierta: la llamada "innato o adquirido" debate. En la actualidad, se sabe que el entorno donde se encuentran las galaxias parece tener una influencia decisiva en varios procesos que regulan la cinemática y la actividad de formación de estrellas en las galaxias. Para separar los efectos que pueden atribuirse a las interacciones gravitatorias la caracterización completa de una línea de base bien definida de las galaxias aislado es todavía incompleta.
-
Hoy en día existe una creciente evidencia de que la evolución de las galaxias masivas está vinculada a su actividad nuclear. Esta evidencia se apoya en: 1) las similitudes entre la evolución de la densidad de luminosidad QSO y la tasa de formación de estrellas; 2) la estrecha correlación entre la masa del agujero negro y la dispersión de velocidad estelar bulto.
-
Para una visión completa de la formación de estrellas es necesario el estudio del medio interestelar. En nuestro grupo se lleva a cabo incluyendo sus diferentes fases, a partir de la distribución de gas frío, tanto molecular y atómica, el componente de tibia de las regiones HII, hasta que el gas caliente muy responsable de la emisión de rayos X. Para el componente ionizado caliente, los miembros de este grupo son expertos internacionales en las propiedades físicas y la composición química de las regiones HII desde diferentes puntos de vista: para las regiones individuales, estudios detallados de la estructura interna se pueden llevar a cabo utilizando principalmente la espectroscopia en el óptico y rangos ultravioleta. Flujos línea de emisión pueden ser medidos y temperaturas de electrones, la densidad y la composición química se derivan. Además, las propiedades útiles de la población ionizantes pueden inferirse de estos estudios, incorporando teórico modelado fotoionización de las regiones que utilizan códigos de foto-ionización. El estudio de la componente difusa de la ISM se puede llevar a cabo usando la espectroscopia de emisión y absorción líneas (principalmente en el ultravioleta), mientras que para el estudio del componente menos denso y muy caliente del IGM hacemos uso de mediciones de X ray emisión. Ambas medidas son proporcionadas por los satélites.
-
Para una visión completa de la formación de estrellas es necesario el estudio del medio interestelar. En nuestro grupo se lleva a cabo incluyendo sus diferentes fases, a partir de la distribución de gas frío, tanto molecular y atómica, el componente de tibia de las regiones HII, hasta que el gas caliente muy responsable de la emisión de rayos X. Para el componente ionizado caliente, los miembros de este grupo son expertos internacionales en las propiedades físicas y la composición química de las regiones HII desde diferentes puntos de vista: para las regiones individuales, estudios detallados de la estructura interna se pueden llevar a cabo utilizando principalmente la espectroscopia en el óptico y rangos ultravioleta. Flujos línea de emisión pueden ser medidos y temperaturas de electrones, la densidad y la composición química se derivan. Además, las propiedades útiles de la población ionizantes pueden inferirse de estos estudios, incorporando teórico modelado fotoionización de las regiones que utilizan códigos de foto-ionización. El estudio de la componente difusa de la ISM se puede llevar a cabo usando la espectroscopia de emisión y absorción líneas (principalmente en el ultravioleta), mientras que para el estudio del componente menos denso y muy caliente del IGM hacemos uso de mediciones de X ray emisión. Ambas medidas son proporcionadas por los satélites.
-
El Laboratorio de polvo cósmico del IAA (IAA Cosmic Dust Laboratory) se ha diseñado para medir experimentalmente la dependencia angular de las radiación dispersada incluyendo polarización (lo que se conoce como matriz de scattering) de muestras de polvo que sean de interés en el campo de la astrofísica. Estamos especialmente interesados en partículas de polvo mineral presentes en las atmósferas planetarias y cometarias del Sistema Solar. Otro de nuestros objetivos es el estudio de los aerosoles (partículas sólidas en suspensión) que puedan afectar el balance radiativo de la atmósfera de la Tierra como polvo desértico, cenizas volcánicas y carbón.
-
Las agrupaciones y grupos de galaxias, como representaciones de las regiones más densas del universo, son entornos clave para entender la evolución de las galaxias como trazada por su historia de formación estelar, íntimamente relacionada con su contenido de la morfología y el gas. De hecho, se ha informado de que las tasas de formación de estrellas mundiales de las galaxias espirales ubicadas en las regiones más internas de cúmulos cercanos e intermedio-corrimiento al rojo aparecen fuertemente deprimida en comparación con los resultados encontrados para galaxias similares en gran radio galactocéntrico. Menos información está disponible en la literatura con respecto a la evolución de la actividad de formación estelar de la población de galaxias enanas en racimos. Metalicidad es, con masa estelar, una de las propiedades físicas fundamentales de las galaxias, lo que refleja el gas reprocesado por las estrellas y todo intercambio de gas entre la galaxia y su entorno. El estudio de la relación entre la masa estelar y metalicidad es fundamental para nuestra comprensión de los procesos físicos que rigen la formación de estrellas en las galaxias. No parece haber una relación bien definida entre la masa y la luminosidad en el sentido de que las galaxias más masivas son también más metal rico. Esto es válido en todos los desplazamientos al rojo, aunque para una masa estelar dado, las galaxias más distantes aparecen menos metal rica que las galaxias locales. Hasta ahora, pocos trabajos se han dedicado al estudio de la composición metálica de las galaxias de formación estelar en racimo; algunos de ellos muestran un comportamiento diferente con respecto a las galaxias de campo, y este efecto se ha atribuido a la acción del entorno de clúster.
-
Nuestra investigación se centra en el estudio del origen del agua en las atmósferas de los Planetas Gigantes y Titán mediante el desarrollo de modelos fotoquímicos, cuyos resultados serán comparados con los datos proporcionados por HIFIU (Herschel space telescope, ESA) a partir de 2009. Como una nueva línea de investigación se planeta el desarrollo de aplicaciones para la explotación científica de los datos proporcionados por el altímetro láser BeLA a bordo de la misión Bepi Colombo. Los datos mencionados están relacionados con la geología, geodesia, y las características del interior y superficie de Mercurio.
-
El objetivo principal de esta investigación es ampliar nuestro conocimiento básico acerca de los procesos físicos asociados con las primeras etapas de la formación estelar. En particular, estudiamos los ingredientes básicos del proceso de formación de estrellas y planetas: colapso gravitacional de evolventes de gas y polvo, discos de acreción protoplanetatrios, flujos de materia eyectados a altas velocidades, y emisión máser. Analizamos también las diferencias y similitudes entre el proceso de formación de estrellas de alta y baja masa, todo ello desde un punto de vista tanto teórico como observacional, haciendo un énfasis especial en los estudios con alta resolución angular.
-
El objetivo principal de esta investigación es ampliar nuestro conocimiento básico de las últimas etapas de la evolución estelar. Para las estrellas de masa baja e intermedia, estudiamos la breve transición desde la fase de la rama asintótica de las gigantes (AGB), por sus siglas en inglés) hacia la etapa de nebulosa planetaria. El objetivo fundamental del esta investigación es entender los efectos de los diferentes mecanismos que intervienen en la formación de las nebulosas planetarias (vientos estelares, flujos colimados de alta velocidad, campo de radiación de la estrella central), así como determinar su importancia relativa en las diferentes fases de la evolución de estas nebulosidades.