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La mineralización del nitrógeno (N) desde la materia orgánica es el principal proceso de aporte de N a los cultivos. Este puede variar espacialmente de manera considerable, siendo importante la predicción del mismo a escala intralote para el diagnóstico sitio específico de la fertilización nitrogenada. El objetivo de este trabajo fue identificar la variabilidad espacial de la mineralización de N a escala de lote a través de aproximaciones sencillas para poder realizar recomendaciones de fertilización variable en el cultivo de maíz. Además, se evaluó el desempeño de diferentes índices espectrales (IE) para explicar la variabilidad espacial del rendimiento del cultivo y de los parámetros de mineralización a nivel intralote en ensayos en franja con niveles crecientes de N. Los ensayos se llevaron a cabo en la Pampa arenosa húmeda realizándose un muestreo sistemático en grilla y un muestreo en transectas durante las campañas 2012/13 y 2013/14, respectivamente. Se encontraron marcados niveles de variabilidad espacial en las variables de mineralización a escala intralote para todos los parámetros analizados, donde se observaron estructuras espaciales definidas haciendo posible la confección de mapas de las variables. La relación entre el N potencialmente mineralizable (N0) con el N mineralizado en anaerobiosis (Nan) en el espacio fue errática, no permitiendo utilizar el Nan como estimador confiable a escala de grilla. Los índices espectrales presentaron relaciones significativas y robustas con los rendimientos de maíz, siendo los coeficientes de correlación más altos de 0.43(TCARI campaña 12/13) y 0.62 (NDVI campaña 13/14), y con los parámetros de mineralización (coeficiente de correlación 0.42 en la campaña 12/13 para el parámetro Nap e IE TCARI/OSAVI en estadio R1 y coeficiente de correlación 0.37 en la campaña 13/14 para el parámetro Nan e IE OSAVI en estadio V8). La inclusión de los parámetros de mineralización en los modelos de explicación de rendimiento permitió mejorar el ajuste en un 20 por ciento, no así en los modelos de respuesta a la fertilización nitrogenada. Es necesario profundizar estas aproximaciones para definir con mejor precisión las dosis de N a emplear en cada sector de los lotes de producción.

Las estrellas masivas son de vital importancia para la evolución del Universo, i. e. son las mayores contribuyentes de la radiación UV e infrarroja en las regiones de nacimiento estelar y las responsables de los elementos necesarios para la vida. Enriquecen su entorno con material procesado a través de sus intensos vientos y mediante su explosión final como supernovas. Además estas estrellas son visibles a grandes distancias debido a sus altas luminosidades y por ello, conforman un sondeo muy importante de las condiciones del medio interestelar en sus ubicaciones remotas. Sus interiores son laboratorios físicos con condiciones que no se han observado en ningún otro sitio. La ráfaga de neutrinos que anuncian su muerte es uno de los eventos energéticamente más poderosos en el Universo. Estas estrellas son las progenitoras de los objetos estelares más extremos -supernovas hiper energéticas, estrellas Wolf-Rayet, variables azules luminosas, agujeros negros masivos, estrellas de neutrones, magnetares, binarias masivas de rayos X- y también las causantes de ondas gravitacionales producidas por la fusión de agujeros negros masivos. Debido a la relevancia de estas estrellas, nuestro trabajo está basado en el estudio sobre material observacional existente y que se obtuvo en el marco de la tesis, de una muestra de estrellas binarias de tipo espectral O de la Vía Láctea. El objetivo del mismo es la determinación del movimiento orbital y posteriormente, de los parámetros astrofísicos fundamentales de las estrellas masivas que los componen. Se busca aumentar la cantidad de datos fundamentales sobre sistemas binarios con componentes O (los cuales son escasos) y realizar un análisis de la distribución de períodos, excentricidades, relación de masas y rotaciones proyectadas en el particular contexto de sistemas binarios con componentes asincrónicas. Motivados por la gran cantidad de datos disponibles del programa de monitoreo espectroscópico sistemático OWN Survey (en ejecución y del cual soy parte), cuyo objetivo es observar con alta resolución y relación señal a ruido una muestra de estrellas del hemisferio Sur de tipos espectrales O y WN (para las cuales no había información sobre su multiplicidad, al momento de comenzar el proyecto), estudiamos aquellas estrellas que presentan variabilidad en el perfil de sus líneas. Centramos la atención en un conjunto de estrellas que presentan espectros compuestos (líneas dobles) cuyas líneas muestran ensanchamientos que a simple vista son muy diferentes. Estos objetos fueron considerados candidatos a ser sistemas binarios SB2 con la peculiaridad de que sus componentes tendrían velocidades de rotación proyectadas que sugieren rotaciones asincrónicas (ya sea que sus rotaciones intrínsecas fueran bien diferentes o que sus ejes de rotación no fueran paralelos). Para esto, se identificaron y midieron las velocidades radiales (VRs) de cada posible componente y se analizó su pertenencia a un mismo sistema binario. Una vez que se confirmó la naturaleza binaria de la estrella de espectro compuesto, se procedió a separar (desentramar) los espectros de cada componente, los cuales fueron clasificados y analizados cuantitativamente para determinar algunos parámetros fundamentales, e.g. velocidad de rotación proyectada, temperatura efectiva, gravedad superficial, radio, luminosidad, entre otros.

El vapor de agua atmosférico es una variable esencial en la climatología y en la meteorología. Sabiendo que prácticamente no existen determinaciones en América del sur, cada 30 minutos se ha calculado su valor integrado con la técnica GNSS. Para tal fin, previamente se determina el retardo cenital troposférico con la misma frecuencia. Se lo computa efectuando un procesamiento geodésico automatizado, de acuerdo con las últimas recomendaciones del IERS. Se trabaja con 136 estaciones GNSS, localizadas en una amplia región del continente americano, que abarca desde el sur de California hasta la Antártida. Temporalmente se considera un periodo completo de siete años, entre 2007 y 2013. Los retardos calculados fueron intercomparados con productos: los operacionales del IGS y los determinados por diferentes centros de análisis para el segundo reprocesamiento del IGS. El valor medio de la diferencia entre las estimaciones en cualquier estación resultó siempre inferior a 5 mm. Se encuentra una completa compatibilidad entre nuestros productos y los calculados por los distintos centros de análisis para el segundo reprocesamiento del IGS. La mayor discrepancia (5 mm) surge al comparar nuestros productos con los operacionales del IGS en estaciones con alta latitud. En 15 sitios, las estimaciones GNSS del contenido total de vapor de agua, fueron intercomparadas con los valores integrados obtenidos mediante la técnica clásica de radiosondeos. En la mayoría de los casos, el valor absoluto de la media de las diferencias entre las estimaciones de ambas técnicas resultó menor a 0,7 mm, siendo su desviación estándar inferior a 3 mm. Los resultados obtenidos son similares a los de otros autores, registrándose un leve desvío seco en las radiosondas Vaisala repecto a las determinaciones GNSS. Se desarrollaron algunas aplicaciones con las estimaciones obtenidas para el retardo y el vapor de agua integrado. El retardo cenital calculado, permitió analizar el comportamiento de dicha variable en el modelo ciego GPT2w. La media de la diferencia entre nuestras estimaciones y los valores modelados, en valor absoluto resulta menor a 3 cm para cualquier sitio. Este modelo representa correctamente el valor medio, las variaciones anual y semianual; pero no resulta exacto para cualquier valor del retardo, detectándose patrones de comportamiento característicos en función del clima de la estación. Se analizó la variación lineal del valor medio del retardo en función de la altura de la estación, para cada tipo de clima. El valor medio se modifica más por la tasa de cambio que genera el efecto de la altura que por la variación en el tipo de clima. La aplicación más interesante, permite calcular las tendencias del vapor de agua en las estaciones GNSS. Para obtener estimaciones realistas en los errores de las tendencias, se contempla la función de autocavarianza. En la región analizada, durante el periodo 2007-2013, se detecta una fuerte correlación entre las tendencias y los grupos climáticos. En promedio, se concluye que la región tropical tiende a humedecerse, mientras que la zona templada tiende a secarse.

Many open questions in solar physics demand the acquisition of spectropolarimetric measurements of solar light, involving challenging requirements in terms of spatial, spectral and temporal resolution, and polarimetric sensitivity. There are important motives to try acquiring such measurements from the ground instead of using a space-based observatory, e.g. the larger available apertures. However, a major impediment to reach the requirements are the effects of atmospheric seeing. The most important effects are the reduction of spatial resolution, and the introduction of spurious polarimetric signals (denoted as seeing induced crosstalk, SIC) caused by variable seeing induced image aberrations, and the fact that polarimetric measurements are based on time differential photometry. Standard numeric techniques used to correct for seeing induced image aberrations, require short exposure times (<10 ms). In addition, a fundamental solution to reduce SIC is to increase the modulation frequency of the polarimeter beyond the values defined by the typical seeing coherence time (>100 Hz). The two aforementioned properties can be met by a high-cadence polarimeter. This thesis describes the development of such a polarimeter and presents the results obtained with a specific instrument, namely the prototype of the Fast Solar Polarimeter (FSP). FSP is based on a high-cadence (up to 800 fps) camera and a polarization modulator with ferro-electric liquid crystals (FLCs). The camera is custom-made, using a frame-transfer, back-illuminated pn-type CCD (pnCCD) sensor, that has high sensitivity, and provides almost 100% duty cycle. We have characterized and integrated the components of the modulator package, using a model-based optimization procedure to derive the position angles and retardances of the components that minimize the dispersion of the polarimetric efficiencies. We have obtained a variation of 20% of the total polarimetric efficiency, in the 400 to 700 nm wavelength range. In addition, the characterization results of the integrated modulator package allowed us to derive basic calibration and operational requirements. We have also characterized the pnCCD camera and we have proven that it is suitable to be used for high-cadence, high-sensitivity polarimetry. This includes selecting a specific synchronization between camera and modulator ?which allowed us to develop a numeric technique for correcting image smearing post-acquisition? and addressing the effects of non-linearities, residual offsets, common-mode noise and readout noise of the camera. The FSP instrumental concept was validated during five campaigns carried out in the years 2013 to 2015 at the 68 cm German Vacuum Tower Telescope of the El Teide observatory on Tenerife. We have measured the second solar spectrum of Ca I 422.7 nm with a polarimetric sensitivity of 8 105, and we have detected sub-arcsec bipolar transversal Zeeman signals of the quiet Sun at the 1x10e-3 level, using the TESOS filtergraph tuned to the Fe I 630.2 nm spectral line. In addition we have found that the high cadence and duty cycle of FSP allows the restoration of the Stokes images by means of a multi-object multi-frame blind deconvolution, using only the narrow-band science data, consisting of individual short exposure (2.5 ms) frames with low signal to noise ratio. We have studied the residual level of seeing induced crosstalk (SIC) using non-modulated filtergraph measurements. At a modulation frequency of 100 Hz, if no image restoration is used, SIC is below the 7x10e-5 noise level after averaging ~8 min of quiet-Sun Stokes images. On the other hand, after restoring 1.16 min of the same measurements, we found traces of SIC at the noise level of 4x10e-4 only in the edges of the images, where the performance of the adaptive optics and image restoration are reduced due to seeing anisoplanatism. The techniques and methods studied and/or developed in this work are of relevance for any project addressing the development of high-cadence, high- sensitivity imaging polarimetry.