<html>
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<meta http-equiv="content-type" content="text/html; charset=windows-1252">
</head>
<body bgcolor="#FFFFFF" text="#000000">
Hola a todos,<br>
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<b style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-93f70fca-e283-9ebd-2b18-be46556412d0">Les
recordamos que hoy tendremos el siguiente seminario a las </b><span
style="font-weight:normal;">13</span><b
style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-93f70fca-e283-9ebd-2b18-be46556412d0"> hs.
en el Salón Meridiano. </b>Los esperamos 15 minutos antes del
Seminario con café y galletitas. <br>
<b style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-93f70fca-e283-9ebd-2b18-be46556412d0">-- <br>
Secretaría de Ciencia y Técnica <br>
FCAGLP<br>
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</b></b><b style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-31eaf2e4-77d5-6d0e-3fe1-5569090aeffa"><span style="font-size:18.666666666666664px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:700;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">SEMINARIO: Marcelo Miller Bertolami
</span></b><br class="Apple-interchange-newline">
<meta charset="utf-8">
<b style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-46d49def-e40b-ab6c-2990-e0a738fed6a9">
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;text-align:
justify;"><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP</span></p>
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;text-align:
justify;"><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">Instituto de Astrofísica de La Plata - CONICET</span></p>
<br>
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;"><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:700;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">Título:</span><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;"> </span><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:underline;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">La (no tan) lenta agonía de las estrellas de baja masa. Evolución a la salida de la Rama Asintótica de las Gigantes.</span></p>
<br>
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;text-align:
justify;"><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:700;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">Resumen: </span></p>
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;text-align:
justify;"><span style="font-size:14.666666666666666px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;">La evolución posterior a la Rama Asintótica de las Gigantes (estrellas post-AGB y estrellas centrales de nebulosa planetaria) es sin duda una de las fases evolutivas menos comprendida de las estrellas de masa baja e intermedia. Resultados recientes sugieren que esta etapa es significativamente más corta de lo que indican los modelos estelares utilizados ampliamente en la literatura (Vassiliadis y Wood 1994, Bloecker 1995). En esta charla discutiremos las discrepancias existentes entre las grillas de modelos publicadas previamente y las observaciones de estrellas post-AGB/CSPN y presentaremos nuestros cálculos recientes de esta etapa. En particular, mostraremos que estos nuevos modelos son de tres a diez veces más rápidos que los modelos est
elares previos y ~ 0,1-0,3 dex más brillantes que los modelos anteriores con masas finales similares. Discutiremos los motivos de estas diferencias y cómo estos nuevos resultados permiten disminuir algunas de las discrepancias entre teoría y observación para la etapa post-AGB. </span></p>
</b><b style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-c87a78b4-9bfa-9433-931b-157e146f9df4"><b
style="font-weight:normal;"
id="docs-internal-guid-c87a78b4-bfff-3f8d-9bf7-28783176cbe8"></b>
<p dir="ltr"
style="line-height:1.2;margin-top:0pt;margin-bottom:0pt;text-align:
justify;"><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:700;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;"></span><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:underline;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;"></span><span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:700;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:none;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;"></span>
<br class="Apple-interchange-newline">
<span style="font-size:16px;font-family:Verdana;color:#000000;background-color:transparent;font-weight:400;font-style:normal;font-variant:normal;text-decoration:underline;vertical-align:baseline;white-space:pre-wrap;"></span></p>
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</b><br>
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