{"id":5749,"date":"2025-06-10T19:53:47","date_gmt":"2025-06-10T19:53:47","guid":{"rendered":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/?p=5749"},"modified":"2025-06-10T19:53:47","modified_gmt":"2025-06-10T19:53:47","slug":"unlocking-galaxy-growth-a-tale-of-two-components-keerthana-jegatheesan-phd-thesis","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/unlocking-galaxy-growth-a-tale-of-two-components-keerthana-jegatheesan-phd-thesis\/","title":{"rendered":"DESBLOQUEANDO EL CRECIMIENTO GAL\u00c1CTICO: UNA HISTORIA DE DOS COMPONENTES\n- Tesis de Doctorado de Keerthana Jegatheesan"},"content":{"rendered":"
\u00bfAlguna vez te has preguntado c\u00f3mo se forman y crecen las galaxias \u2014esos remolinos c\u00f3smicos de estrellas, gas y polvo\u2014 con el tiempo? Entonces est\u00e1s en el lugar correcto, y tu curiosidad est\u00e1 justificada. Las galaxias tienen diversas formas, con sus propias personalidades, <\/em>al igual que los humanos, y los astr\u00f3nomos han detectado diferentes procesos en acto de formaci\u00f3n de estas personalidades. Si bien tenemos ideas sobre c\u00f3mo se forman las galaxias, esto sigue siendo un enigma abierto, debido a la diversidad que observamos en ellas. \u00bfCu\u00e1ndo y d\u00f3nde comienza el crecimiento de una galaxia? \u00bfEmpieza desde el coraz\u00f3n y contin\u00faa expandi\u00e9ndose hacia afuera? \u00bfO comienza desde el exterior y se expande hasta el coraz\u00f3n?<\/h6>\n\n\n\n
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Est\u00e1s a punto de leer la versi\u00f3n para p\u00fablico general de la tesis doctoral de Keerthana Jegatheesan<\/a> . Este trabajo fue presentado el 13 de diciembre de 2024 y llev\u00f3 a Keerthana a obtener el Doctorado en Astrof\u00edsica en el Instituto de Estudios Astrof\u00edsicos de la Universidad Diego Portales, Santiago, Chile.<\/p>\n\n\n\n

Su investigaci\u00f3n se realiz\u00f3 bajo la supervisi\u00f3n de Evelyn Johnston<\/a> <\/p>\n<\/div>\n\n\n\n

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\"Keerthana's<\/figure>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n
Forense gal\u00e1ctico: las huellas de las estrellas<\/strong><\/h5>\n\n\n\n

Para averiguarlo, utilizo una herramienta fascinante llamada Espectroscop\u00eda Integral de Campo <\/em>(Integral Field Spectroscopy - a partir de ahora la abreviar\u00e9 como EFI), una t\u00e9cnica que ha revolucionado r\u00e1pidamente nuestra capacidad para analizar galaxias en las \u00faltimas dos d\u00e9cadas. Imag\u00ednenla como una c\u00e1mara sofisticada capaz de capturar miles de im\u00e1genes de una galaxia a la vez. La c\u00e1mara toma cada imagen con un color de luz diferente (lo que llamamos longitud de onda de la luz<\/em>). Esto produce un espectro <\/em>para cada punto de la galaxia que, como veremos en breve, esconde valiosos secretos sobre las estrellas y el gas de la galaxia. A este conjunto de espectros le llamamos Cubos de Datos<\/em>. Las longitudes de onda con las que trabajo se encuentran en el rango \u00f3ptico<\/em>Las longitudes de onda con las que trabajo se encuentran en el rango \u00f3ptico, donde la luz de las estrellas brilla con mayor intensidad. Por ejemplo, las estrellas m\u00e1s j\u00f3venes son las m\u00e1s calientes y brillan como llamas azules danzantes, mientras que las estrellas m\u00e1s viejas son m\u00e1s fr\u00edas y brillan como las acogedoras brasas rojas de una chimenea. Mientras una galaxia evoluciona con el tiempo, sus estrellas tambi\u00e9n evolucionan. A medida que envejecen, cocinan ingredientes pesados \u200b\u200b(de forma confusa, los astr\u00f3nomos prefieren llamar \u201cmetales\u201d a cualquier elemento m\u00e1s pesado que el helio) en sus n\u00facleos, \u00a1y todo esto est\u00e1 codificado en los espectros!<\/p>\n\n\n\n

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ALERTA DE TERMINOLOG\u00cdA<\/strong><\/h4>\n<\/div>\n\n\n\n
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En este art\u00edculo, suelo utilizar los t\u00e9rminos edad estelar <\/em>para describir la edad promedio de la galaxia, y metalicidad estelar <\/em>para describir la cantidad de \u00abcocci\u00f3n qu\u00edmica\u00bb que ha tenido lugar para enriquecer la galaxia con metales m\u00e1s pesados.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n

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Los datos que utilizo para el IFS se presentan en forma de cubos de datos de Unidad de Campo Integral (Integral Field Unit - IFU) <\/em>o cubos de datos IFU. <\/em>Imag\u00ednense un \u00e1lbum de fotos de 4000 p\u00e1ginas, donde cada p\u00e1gina es una imagen de la galaxia en una longitud de onda ligeramente diferente. \u00bfParece un conjunto de datos enorme y complejo de analizar? Tienes raz\u00f3n, y aqu\u00ed radica la novedad del enfoque de nuestro grupo. BUDDI (abreviatura de BUlge-Disc decomposition of IFU data<\/strong>- Descomposici\u00f3n de datos IFU del bulbo y del disco) es un software que desarrollamos para desentra\u00f1ar toda la informaci\u00f3n de los cubos de datos IFU. SDSS-MaNGA es un sondeo IFS que actualmente cuenta con unos 10 000 cubos de datos de galaxias cercanas. Otro instrumento IFS es MUSE, que proporciona un nivel de detalle incre\u00edble de galaxias individuales, tanto cercanas como lejanas. Utilizo observaciones de ambos instrumentos en mi investigaci\u00f3n. Por ello, el objetivo principal de BUDDI es modelar la luz de la galaxia en cada imagen del cubo IFU, y veremos por qu\u00e9 esto es relevante en el contexto de las preguntas que quer\u00eda responder.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 1: Diagrama de un cubo de datos IFU<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
Anatom\u00eda gal\u00e1ctica: \u00bfqu\u00e9 hay dentro de una galaxia?<\/strong><\/strong><\/h5>\n\n\n\n

\"Las galaxias vienen en una variedad de formas\"; en t\u00e9rminos generales, existen las galaxias con forma de disco<\/em> y las galaxias con forma esferoidal<\/em>. Si las galaxias de disco, como las impresionantes espirales, son como pizzas planas que giran, entonces las galaxias esferoidales, como las el\u00edpticas, son como alb\u00f3ndigas m\u00e1s redondas. Si profundizamos en estas galaxias, encontraremos m\u00e1s componentes, como el bulbo central y el disco extendido en las espirales. Sin embargo, en las el\u00edpticas, la cosa es menos sencilla. Podr\u00edan albergar m\u00faltiples componentes esferoidales o incluir un disco oculto en su interior.<\/p>\n\n\n\n

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Fig 2: Components of a spiral and elliptical galaxy<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

 Este es el n\u00facleo de mi investigaci\u00f3n: descomponer <\/em>una galaxia en sus componentes y estudiar sus espectros individuales para comprender c\u00f3mo se entrelazan para formar la galaxia. Con esto, abro las puertas al proyecto BUDDI-MaNGA, con el que ahora podemos desvelar las capas de una galaxia dentro de grandes cubos de datos IFU.<\/p>\n\n\n\n

UNA DANZA DE BULBOS Y DISCOS: DESCODIFICANDO EL OR\u00cdGEN ESTELAR DE LAS GALAXIAS ESPIRALES EN BUDDI-MaNGA<\/strong><\/strong><\/h5>\n\n\n\n

Para este estudio, utilizamos BUDDI en varias galaxias del sondeo SDSS-MaNGA y, por primera vez, creamos la mayor muestra de espectros de bulbos y discos de galaxias: para casi 1500 galaxias. A partir de esto, analizo en profundidad las galaxias espirales, que son 968 en la muestra. Al analizar la luz de los bulbos y discos, descubro c\u00f3mo estos componentes crecen y evolucionan con el tiempo. Una vez obtenidos los espectros <\/em>utilizo una t\u00e9cnica llamada ajuste espectral completo <\/em>para extraer un \"registro f\u00f3sil\" de las estrellas. Este m\u00e9todo nos permite rastrear c\u00f3mo y cu\u00e1ndo se formaron y se agruparon las estrellas en bulbos y discos desde el Big Bang hasta la actualidad. Perm\u00edtanme explicarles lo que encuentro:<\/p>\n\n\n\n

\u00bfQu\u00e9 estamos observando?<\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

 Las \"historias de ensamblaje de masas\" de bulbos y discos en espirales. Comencemos con la Figura 3, donde muestro aproximadamente cu\u00e1nto de la masa total de la galaxia (sus estrellas) se forma con el tiempo. El tiempo va del pasado al presente, y nos indica a qu\u00e9 distancia temporal nos encontramos del Big Bang. 1 Gyr (abreviaci\u00f3n en Ingl\u00e9s para Giga-a\u00f1os) se refiere simplemente a mil millones de a\u00f1os: 13 Gyr es un tiempo cercano al Big Bang, mientras que 0 Gyr corresponden a la actualidad. Desde el Big Bang, la galaxia va formando estrellas y con ello crece (en masa y tama\u00f1o), hasta llegar a la actualidad, donde una galaxia como nuestra V\u00eda L\u00e1ctea puede llegar a tener la masa de alrededor de 3000 trillones de billones de soles.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 3: Infograf\u00eda que muestra la masa (en estrellas) que se acumula con el tiempo en una galaxia.<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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\u00bfQu\u00e9 nos dice realmente este gr\u00e1fico?<\/strong><\/h6>\n<\/div>\n\n\n\n
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Muestro un gr\u00e1fico m\u00e1s cient\u00edfico de este concepto en la Figura 4, para las espirales Sa <\/em>de tipo temprano (estas presentan un bulbo central prominente y brazos espirales muy enrollados). Las galaxias m\u00e1s masivas formaron sus estrellas m\u00e1s r\u00e1pido, mientras que las galaxias m\u00e1s ligeras se tomaron su tiempo.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n

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Fig. 4a: Historias de ensamblaje de masa de las espirales de tipo Sa para los componentes \"pesados\" y \"ligeros\".<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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\u00bfC\u00f3mo leer los gr\u00e1ficos?<\/h6>\n<\/div>\n\n\n\n
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Las l\u00edneas muestran la proporci\u00f3n de bulbos (o discos) formados en retrospectiva, lo que significa que este n\u00famero cambia a medida que retrocedemos en el tiempo. A partir del Big Bang, hace 14.000 millones de a\u00f1os, a medida que avanzamos en el tiempo, el valor aumenta hasta llegar a 1, cuando la el bulbo (o disco) est\u00e1 completamente formado, pero lo hace en momentos diferentes, dependiendo de si las galaxias tienen bulbos (o discos) masivos o ligeros.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n

Los bulbos \"m\u00e1s pesados\" han ensamblado sus estrellas muy r\u00e1pidamente en un r\u00e1pido episodio de formaci\u00f3n estelar, creando la mayor parte de la masa en las primeras etapas de la vida de la galaxia. Los bulbos m\u00e1s ligeros se han tomado su tiempo, aumentando lentamente la masa de las estrellas, y esto ocurre incluso en la actualidad.<\/p>\n\n\n\n

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ALERTA DE TERMINOLOG\u00cdA<\/h6>\n<\/div>\n\n\n\n
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Este fen\u00f3meno, en el que los objetos m\u00e1s masivos forman estrellas antes que los menos masivos, se denomina en astronom\u00eda \"downsizing\" <\/strong><\/em>. Esto significa que las estrellas de las galaxias grandes se formaron m\u00e1s r\u00e1pido y fueron m\u00e1s numerosas en el pasado, mientras que las galaxias m\u00e1s peque\u00f1as continuaron form\u00e1ndose estrellas en \u00e9pocas posteriores.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n

En la figura 4a observamos claramente la misma tendencia de \"downsizing\" en los discos, excepto que la forma en que ensamblan sus estrellas, en general, es m\u00e1s lenta que en los bulbos. <\/p>\n\n\n\n

El estudio MaNGA nos proporciona una gran cantidad de galaxias, lo que me permite observar diferentes tipos de espirales. Ya hemos visto los tipos Sa tempranos, y tambi\u00e9n estudio los tipos Sb, Sc y Sd, y todos los que se encuentran entremedio - los intermedios. Sin embargo, para los fines de este art\u00edculo, me gustar\u00eda mostrar a continuaci\u00f3n los tipos Sd tard\u00edos (estos tienen un centro menos prominente y brazos espirales muy sueltos).<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 4b: Historias de ensamblaje de masa de las espirales de tipo Sd para los componentes \"pesados\" y \"ligeros\".<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

El \"downsizing\" a\u00fan prevalece en los bulbos. El tiempo de ensamblaje es mucho mayor que en los bulbos Sa; existe una preferencia por un crecimiento lento y constante tanto para los bulbos m\u00e1s pesados \u200b\u200bcomo para los m\u00e1s ligeros. El \"downsizing\" se desmorona en los discos: las curvas se superponen, y no podemos determinar con certeza cu\u00e1l se produjo primero. Este es uno de nuestros principales resultados, que muestra la transici\u00f3n en las historias de formaci\u00f3n estelar en los diferentes tipos de galaxias espirales. Con un an\u00e1lisis adicional que no muestro aqu\u00ed, confirmo un claro patr\u00f3n de crecimiento de adentro hacia afuera para la mayor\u00eda de las espirales, siendo las galaxias m\u00e1s masivas las que muestran esta tendencia con mayor intensidad. Por otro lado, observo que las espirales Sc y Sd no tienen preferencia en la direcci\u00f3n de crecimiento.<\/p>\n\n\n\n

\u00bfQu\u00e9 significa que una galaxia haya crecido de adentro hacia afuera o de afuera hacia adentro?<\/strong> <\/h6>\n\n\n\n

El patr\u00f3n de crecimiento est\u00e1 estrechamente vinculado al pasado de la galaxia y a los procesos que llevaron a la formaci\u00f3n de sus componentes. Por un lado, cuando una enorme nube de gas colapsa r\u00e1pidamente, tiende a formar un bulbo concentrado con estrellas que giran r\u00e1pidamente en \u00f3rbitas aleatorias. El disco se construye lentamente a partir del gas sobrante tras enfriarse, lo que explica la v\u00eda de formaci\u00f3n de adentro hacia afuera. Por otro lado, una galaxia puede comenzar como un disco puro y, con el tiempo, verse perturbada por procesos internos. Entonces, empuja el gas hacia el centro, donde lentamente forma lo que llamamos un \"pseudobulbo\", donde las estrellas no son tan ca\u00f3ticas y se mueven en una rotaci\u00f3n ordenada. Esto explica la v\u00eda de formaci\u00f3n de afuera hacia adentro.  <\/strong><\/p>\n\n\n\n

\u00bfPor qu\u00e9 es importante?<\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

Comprender c\u00f3mo se forman las galaxias y c\u00f3mo ensamblan sus estrellas, c\u00f3mo se comunican y crecen los diferentes componentes, nos ayuda a reconstruir la historia estelar del Universo, poco a poco. Si bien el modo de crecimiento de adentro hacia afuera es bastante com\u00fan, considero que no es universal. Las galaxias espirales son m\u00e1s que lo que sus im\u00e1genes aparentemente simples de \"pizza giratoria\" podr\u00edan sugerir: son diversas y se forman mediante diversos procesos a lo largo del tiempo c\u00f3smico. En mi investigaci\u00f3n, al estudiar los bulbos y los discos por separado, estamos limitando estos factores estad\u00edsticamente por primera vez mediante espectroscopia de campo integral. Y aunque aqu\u00ed respondo algunas preguntas, siempre hay m\u00e1s por explorar.<\/p>\n\n\n\n

LAS M\u00daLTIPLES CARAS DE LAS GALAXIAS EL\u00cdPTICAS: DESVELANDO LA COMPLEJIDAD ESTRUCTURAL Y LAS HISTORIAS ESTELARES<\/strong><\/strong><\/h5>\n\n\n\n

Las galaxias espirales son hermosas; sin embargo, en otro proyecto, me centro en las galaxias el\u00edpticas \"simples\", a menudo ignoradas. Utilizando un enfoque similar al del proyecto BUDDI-MaNGA, ahora exploro los m\u00faltiples componentes que podr\u00edan tener estas el\u00edpticas de la \u00e9poca actual, aparentemente simples. Tres galaxias observadas con el instrumento MUSE sirvieron de base para esto, y utilizo BUDDI de nuevo para desgranar las posibles capas de estas galaxias.<\/p>\n\n\n\n

\u00bfCu\u00e1ntos componentes encontramos?<\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

Creo que cada galaxia se describe mejor con dos componentes: un n\u00facleo interno compacto y una regi\u00f3n exterior m\u00e1s hinchada y dispersa.<\/p>\n\n\n\n

\u00bfC\u00f3mo se formaron? <\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

Nuevamente, a partir de los gr\u00e1ficos de ensamblaje de masas (El\u00edpticas A, B, C), encontramos una clara diferencia en c\u00f3mo cada componente ensambl\u00f3 sus estrellas a lo largo del tiempo. El componente interno se form\u00f3 primero, cuando el Universo a\u00fan era joven, hace m\u00e1s de 10 mil millones de a\u00f1os. Probablemente se form\u00f3 a partir de procesos intensos, como cuando una nube masiva de gas colaps\u00f3 r\u00e1pidamente y dej\u00f3 tras de s\u00ed un n\u00facleo peque\u00f1o y denso de estrellas viejas. El componente externo parece haber crecido m\u00e1s lentamente y probablemente se form\u00f3 mediante fusiones menos intensas (cuando las galaxias cercanas se combinan entre s\u00ed) a lo largo del tiempo. Esto simplemente a\u00f1adir\u00eda estrellas de las galaxias m\u00e1s peque\u00f1as a las afueras.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 5: Historias de ensamblaje masivo de las el\u00edpticas<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
\u00bfQu\u00e9 tipos de estrellas tienen?<\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

Observo que la mayor\u00eda de las estrellas en ambos componentes son bastante antiguas, con m\u00e1s de 8 mil millones de a\u00f1os. Sin embargo, las poblaciones estelares <\/em>que encontramos son claramente diferentes en ambos, lo que nos indica que son componentes verdaderamente distintos con sus propias historias. En la figura de poblaci\u00f3n estelar, los componentes internos de las tres el\u00edpticas se encuentran en la esquina superior derecha: una regi\u00f3n de estrellas muy antiguas y ricas en metales. La alta metalicidad indica que este componente se form\u00f3 muy r\u00e1pido, lo que permiti\u00f3 que sus estrellas envejecieran y evolucionaran r\u00e1pidamente, y quemaran los elementos m\u00e1s pesados \u200b\u200bque contienen. Por otro lado, al observar los componentes externos, se observan m\u00e1s dispersos en la figura; sin embargo, la diferencia constante radica en que este componente es relativamente ligeramente m\u00e1s joven que el componente interno y presenta metalicidades notablemente diferentes. Este resultado nos indica que el componente externo probablemente se form\u00f3 absorbiendo estrellas de las galaxias circundantes m\u00e1s peque\u00f1as (con sus propias poblaciones estelares). Este proceso de dos pasos se denomina escenario de dos fases<\/em> en los modelos de formaci\u00f3n de galaxias.<\/p>\n\n\n\n

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Fig. 6: Poblaciones estelares (tipos de estrellas) en las regiones internas y externas de galaxias el\u00edpticas<\/strong><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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\u00bfC\u00f3mo leer este gr\u00e1fico?<\/h6>\n<\/div>\n\n\n\n
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Para ambos componentes de cada una de las 3 galaxias se calcula una edad promedio (eje horizontal), y una metalicidad promedio (eje vertical) de sus estrellas: Estos valores se representan identificando cada galaxia con una figura distinta y cada componente con un color (el interior en rojo, y el exterior en azul), uniendo los valores de los componente internos y externos con una l\u00ednea.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n\n\n\n

\u00bfPor qu\u00e9 es importante?<\/strong><\/strong><\/h6>\n\n\n\n

Este estudio piloto ofrece una forma nueva y original de comprender la estructura de las galaxias el\u00edpticas al descomponerlas en sus componentes individuales. Nos ayuda a asociar cada componente con las diferentes fases de formaci\u00f3n de la galaxia en las distintas etapas de su vida. La combinaci\u00f3n del concepto de vanguardia de espectroscop\u00eda de campo integral MUSE con la novedosa t\u00e9cnica de an\u00e1lisis BUDDI nos permite profundizar m\u00e1s que estudios anteriores y ofrece grandes perspectivas para continuar este camino con otros tipos diversos de galaxias el\u00edpticas.<\/p>\n\n\n\n

Junto con el proyecto BUDDI-MaNGA, esta investigaci\u00f3n de cuatro a\u00f1os ha ayudado a construir un marco para el an\u00e1lisis estad\u00edstico y profundo de galaxias individuales en la era de la espectroscop\u00eda de campo integral, espec\u00edficamente en el contexto de desglosar las capas de diferentes tipos de galaxias y comprender c\u00f3mo todas ellas est\u00e1n intrincadamente conectadas en la estructura del Universo.<\/strong><\/h6>\n\n\n\n
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Este p\u00f3ster fue dise\u00f1ado por los compa\u00f1eros de doctorado de Keerthana para anunciar la defensa de su tesis, como una tradici\u00f3n que combina el tema de la tesis con las preferencias personales y la historia de la estudiante, a los ojos de sus compa\u00f1eros de clase.<\/p>\n<\/div>\n\n\n\n

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\"\"<\/figure>\n<\/div>\n<\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Have you ever found yourself wondering how galaxies \u2014 those cosmic whirlpools of stars, gas, and dust \u2014 form and grow over time? Then you\u2019re in the right place, and your curiosity is well-founded. Galaxies come in a variety of shapes, with their own personalities, just as humans do, and astronomers have caught different processes …<\/p>\n

DESBLOQUEANDO EL CRECIMIENTO GAL\u00c1CTICO: UNA HISTORIA DE DOS COMPONENTES\n- Tesis de Doctorado de Keerthana Jegatheesan<\/span> Leer m\u00e1s »<\/a><\/p>","protected":false},"author":4,"featured_media":5955,"comment_status":"closed","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_monsterinsights_skip_tracking":false,"_monsterinsights_sitenote_active":false,"_monsterinsights_sitenote_note":"","_monsterinsights_sitenote_category":0,"site-sidebar-layout":"default","site-content-layout":"default","ast-global-header-display":"","ast-banner-title-visibility":"","ast-main-header-display":"","ast-hfb-above-header-display":"","ast-hfb-below-header-display":"","ast-hfb-mobile-header-display":"","site-post-title":"","ast-breadcrumbs-content":"","ast-featured-img":"disabled","footer-sml-layout":"","theme-transparent-header-meta":"","adv-header-id-meta":"","stick-header-meta":"","header-above-stick-meta":"","header-main-stick-meta":"","header-below-stick-meta":""},"categories":[1,18,13],"tags":[37,314,313],"acf":[],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5749"}],"collection":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/users\/4"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=5749"}],"version-history":[{"count":17,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5749\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":5960,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5749\/revisions\/5960"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/media\/5955"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=5749"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=5749"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/astronomia.udp.cl\/es\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=5749"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}