XV Reunión Anual de Astronomía

Itziar Aretxaga, David Hughes, Ed Chapin, Enrique Gaztañaga

INAOE, Tonantzintla.

Hasta la fecha se han detectado más de 150 galaxias en "campos en blanco" cartografiados en ondas milimétricas y submilimétricas. Sin embargo, la distribución de sus corrimientos al rojo es aún incierta debido a la dificultad de identificar contrapartidas ópticas o infrarrojas, y posteriormente adquirir espectroscopía óptica/infrarroja para derivar los corrimientos al rojo a partir de líneas de emisión. En esta presentación discutimos resultados obtenidos de un análisis de Monte-Carlo sobre la precisión con que se puede llegar a determinar corrimientos al rojo con medidas fotométricas en bandas milimétricas a infrarrojas lejanas. Se contempla la dispersión en los colores producida por la inclusión de galaxias con una amplia gama de distribuciones espectrales de energía, modelos de evolución de la función de luminosidad de galaxias infrarrojas, y errores fotométricos y absolutos. Presentamos ejemplos de las distribuciones de probabilidad de corrimientos al rojo derivados para galaxias que han sido detectadas en los rastreos realizados con SCUBA y MAMBO, y en rastreos a realizar con BLAST, SPIRE/Herschel o GTM, y la incidencia en programas de seguimiento a llevar a cabo con GBT y ALMA. También discutiremos la precisión con la que se puede llegar a medir las densidad de formación estelar del Universo a partir de medidas puramente fotométricas.

Irene Cruz González

Instituto de Astronomía, UNAM

Se describe el trabajo realizado en los últimos años en regiones de formación estelar. Se presentan resultados en tres proyectos íntimamente relacionados: cúmulos jóvenes, cinemática y fuentes de energía de flujos moleculares y estudios moleculares de objetos Herbig-Haro. Se discute el potencial del infrarrojo, las ventajas de instrumentos como CAMILA y CID y perspectivas futuras.

Carlos Chavarría-K

OAN-IAUNAM, Ensenada

Ha habido avances recientes importantes en la compresión de las envolventes circunestelares y su interacción con la estrella pre-secuencia principal asociada en su centro, asi como con el medio interestelar cercano, campo en el que la astronomía mexicana tiene presencia y tradición sobresalientes. Muestra de ello seran los excelentes trabajos que escucharemos y leeremos en la presente reunión. Por otro lado, a pesar de los trabajos pioneros importantes realizados por colegas mexicanos en la compresión de estrellas pre-secuencia principal (EPSP), esa cara de la astronomía contemporánea no solo ha perdido popularidad entre nosotros sino también deja preguntas importantes sin respuesta o con explicaciones incompletas. En parte esto puede deberse a lo dificil y complicado en responderlas o porque habiendo tantas interrogantes en otros campos de la astronomía igualmente interesantes, este aspecto simplemente cayó en desuso. Es el propósito de mi charla hacer una revisión personal de este tipo de preguntas y las respuestas correspondientes en uso, para finalizar señalando algunos pasos dados por nosotros en busca de mejoras a estas últimas.

Una vez aclarado el significado de estrella jóven y pre-secuencia principal, entre los temas a tratar, mencionaremos el significado de la formación de estrellas "individuales" o en pequeños grupúsculos, el significado de "generaciones" de estrellas pre-secuencia principal en regiones con formación estelar en proceso, el papel que juega el Deuterio y "las condiciones iniciales" de la estrella, hay o no reajustes a "edad cero" para este tipo de estrellas, la disipación del momento angular específico y el supuesto estado evolutivo de la EPSP, la frecuencia y distribución espacial de las EPSP.

Omar López Cruz^1,2

(1) Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato
(2) INAOE, Tonantzintla.

Se presentan resultados de nuevos levantamientos fotométricos de cúmulos de galaxias que se estan realizando desde observatorios boreales y australes. Se presenta una introducción general al estudio de los cúmulos seguida de resultados preliminares sobre la función de luminosidad y la relacion tamaño-luminosidad para las galaxias de dichos cúmulos.

Enrique Vázquez-Semadeni

Instituto de Astronomía, Unidad Morelia, UNAM.

Se resumen los resultados de simulaciones numéricas de la dinámica en el medio interestelar (MI) a gran escala y en nubes moleculares obtenidos en la última década. Después de una breve introducción histórica, se describirán los resultados sobre la correlación entre las variables físicas, la distribución de probabilidad del campo de densidad y su dependencia en la ecuación de estado efectiva del gas, la tasa de disipación de la turbulencia, las relaciones de Larson entre el tamaño y la densidad promedio y la dispersión de velocidades en las nubes, el papel de la inestabilidad térmica en la formación y confinamiento de las nubes, y los tiempos de vida de las nubes moleculares. Se concluirá con una propuesta de escenario dinámico para la formación de las nubes difusas y moleculares, en el que sus propiedades internas son consecuencia del mecanismo de su formación.

C. Allen, J. Canto, W. Henney, L. F. Rodriguez, S. Torres-Peimbert, E. Themsel, A. Ruiz

Instituto de Astronomía UNAM

Se presenta un resumen de la actividad de la Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica.

M. Alvarez¹, F.X. Schmider², J.C. Valtier³

(1) Observatorio Astronómico Nacional, Instituto de Astronomía, UNAM
(2) Universidad de Niza, Francia
(3) Observatorio de la Costa Azul, Niza, Francia

La medida de los modos propios de oscilación de las estrellas y planetas, es un medio muy poderoso para inspeccionar la estructura interna de estos astros.

En el caso del Sol, esta estructura interna se ha medido a partir de observaciones hechas desde 1975.

Para los planetas gigantes, Júpiter en particular, se detectaron pulsaciones por primera vez en 1987, mismas que han sido confirmadas por diversas medidas independientes.

La presencia y detección de estas frecuencias tanto en Júpiter como en Saturno, tienen implicaciones muy interesantes, entre otras cosas, por el descubrimiento de planetas gigantes extrasolares.

Iniciaremos, junto con investigadores españoles, franceses y de Ouzbekistán, en Asia Central, un programa de observación de estas oscilaciones, por medio de un Sismómetro Interferencial de Formación de imágenes por medio de prismas acoplados (Proyecto SYMPA, por sus siglas en francés.

M. Alvarez¹, L.Fox Machado², Z.P.Li³, E.Michel⁴, M.M.Hernández², M.Chevreton⁴

(1)Observatorio Astronómico Nacional, Instituto de Astronomía, UNAM
(2)Instituto de Astrofísica de Canarias, Tenerife, España,
(3)Beijing Observatory, China
(4)Observatorio de Paris, Francia

Dentro del programa de observación de estrellas tipo delta Scuti, para determinar sus frecuencias de pulsación; observamos las estrellas V534 Tauri del cúmulo de las Pleiades,durante diciembre de 1998 y V624 Tau (HD23156) y HD 23194 en diciembre de 1999.

A partir del análisis de nuestros resultados, determinamos la presencia de 11 frecuencias de pulsación para la estrella V534 Tau, dentro del rango de frecuencias entre 126 y 524 micro Hz, con amplitudes entre 0.51 y 2.13 mmag.

La estrella V 624 Tau muestra 7 frecuencias en el rango entre 240 y 530 micro Hz, mientras que la estrella HD 23194 tiene 2 frecuencias entre 530 y 575 micro Hz.

Además del cúmulo de las Pleiades, hemos estudiado también el cúmulo de la constelación del Cangrejo.

Estos resultados son parte de lo que hemos obtenido durante los últimos años dentro del programa de observación STEPHI, en donde participamos los observatorios de San Pedro Mártir en Baja California; el Observatorio de Tenerife en España y la estación de observación de Xing Long en China.

Nuestro trabajo ha recibido el apoyo constante del IA-UNAM y del CONACYT de México, así como del CNRS francés.

J. Bohigas

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presenta espectropia optica e imagenes en las principales lineas de emision en el optico de 21 nebulosas planetarias de tipo I. Adicionalemente se obtuvieron imagenes IR de 17 de estos objetos dirigidas al descubrimiento de hidrogeno molecular chocado. No se encontro H2 chocado en A 14 y Sh 2-71, y su existencia esta por confirmarse en JnEr 1 y M 1-57. En la mayor parte de los casos es evidente la morfologia bipolar. Es posible que A 24, JnEr 1 y M 3-5 sean bipolares vistas de frente. La composicion quimica de casi la mitad de estos objetos sugiere la existencia de episodios de tercer dragado en sus estrellas progenitoras. Se infiere la presencia de ondas de choque en la componente ionizada de 9 objetos, en donde es elevado el cociente de temperaturas T(O+2)/T(N+) y el cociente Halfa/[SII]6724 es pequenyo. En una muestra mayor de nebulosas planetarias de tipo I se encuentra que valores bajos de Halfa/[SII]6724 estan preferentemente asociados a valores altos del cociente de temperaturas.

J. Bohigas ¹, E. Perez-Tijerina ² y R. Machorro ³

(1) OAN-IAUNAM, Ensenada
(2) CCMC-UNAM, Ensenada

Utilizando el codigo CHIANTI del U.S. Nautical Observatory se encuentran cocientes de intensidad de lineas de Al III, N III y Si II, que son sensibles a la densidad en regimenes que ocurren en plasmas astrofisicos y de laboratorio. Estos cocientes son un instrumento promisorio para diagnosticar el estado fisico de plasmas generados en el laboratorio y proveen herramientas adicionales para entender el comportamiento de plasmas astrofisicos. Del cociente N III I(4641)/I(4635) encontramos que la densidad electronica en la region de lineas de emision asociada a AE Cir, una posible variable cataclismica, está entre 4×10⁹ y 2×10¹⁰ cm^-3.

Mauricio Tapia¹, Paolo Persi² y Joaquin Bohigas ¹

(1) OAN-IAUNAM, Ensenada
(2) Istituto Astrofisica Spaziale, CNR, Roma, Italy

A new mid-infrared array camera has been recently put in operation with the 2.1 m telescope of the Observatorio Astrono'mico Nacional at San Pedro Ma'rtir, México. We present preliminary results obtained during the first scientific runs with this instrument. These include calibrated 8.7 um, 9.8 um and 12.5 um images of a number of ultracompact HII regions and other less massive young stellar objects. Spectral energy distributions of the individual components

H. Bravo-Alfaro¹, E. Brinks¹, A.J. Baker², F. Walter³, D. Kunth⁴

(1) Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato;
(2) Max--Planck--Institut für extraterrestrische Physik;
(3) Owens Valley Radio Observatory, Caltech;
(4) Institut d'Astrophysique de Paris

Presentamos imágenes HI obtenidas con el VLA de dos galaxias azules compactas, Haro 2 y Haro 4, así como de la espiral NGC 3510, localizada a sólo 22' (8.6 Mpc con H₀ = 75 km s^-1 Mpc^-1) al suroeste de Haro 4. También presentamos un mapa de la distribución de CO(1-0) de Haro 2, obtenida en el OVRO, y límites superiores de la emisión de CO(2-1) para Haro 4. Nuestros resultados, basados en la distribución de ambas componentes (hidrógeno neutro y molecular), sugieren que las dos galaxias enanas se encuentran en distintos grados de interacción: Por una parte, la complicada dinámica de Haro 2 sugiere el acontecimiento de un merger relativamente reciente, mientras que el análisis de la dinámica de las galaxias Haro 4 y NGC 3510 sugiere que se encuentran involucradas en una interacción de marea. En este trabajo buscamos una posible relación de este escenario con la activa formación de estrellas que se observa en ambas galaxias compactas.

Elias Brinks¹, David V. Bowen², Todd M. Tripp², Edward B. Jenkins²

(1) Universidad de Guanajuato, México
(2) Princeton University Observatory, USA

We detect 21 cm emission from the Low Surface Brightness (LSB) galaxy SBS 1543+593. The neutral gas gives rise in the optical to a Damped--Ly-alpha (DLy-alpha) line in the spectrum of the background QSO HS 1543+5921 (z = 0.807). We derive an accurate measure of the systemic velocity of the intervening LSB galaxy, its HI mass, and an estimate for its dynamical mass. Comparison with upper limits reported in the literature towards two other DLy-alpha systems, we show that even if the LSB were put at only a modest redshift, of order 0.1, it would not be detectable in HI.

Leticia Carigi

IAUNAM, México DF

Se estudia el enriquecimiento quimico del gas difuso del Grupo Local debido a las galaxias que formar los subgrupos de la Via Lactea y de Andromeda. El mejor modelo predice una masa del medio intergalactico 10 veces menor que la masa inicial barionica del Grupo con abundancias quimicas 40 veces menores que las solares. Aproximadamente el 80% de los metales intergalacticos provienen del bulbo de Andromeda y del bulbo de nuestra galaxia.

A. Carramiñana¹, O. Reimer², K.T.S. Brazier³, G. Kanbach⁴, D.J. Thompson⁵, P.L. Nolan⁶

(1) INAOE, Tonantzintla, México;
(2) Ruhr-Universität Bochum, Alemania;
(3) Durham University, Inglaterra;
(4) Max Planck Institut fur Extraterrestrische Physik, Alemania;
(5) NASA Goddard Space Flight Center, Maryland;
(6) W.W. Hansen Experimental Physics Laboratory, Stanford

Entre las fuentes celeste de rayos gamma detectadas pero no identificadas por EGRET/CGRO, 3EG J1835+5918 es la unica fuente estable y brillante claramente por encima del plano Galactico. Observaciones efectuadas con el satelite ROSAT muestran varias fuentes debiles de rayos X dentro de la caja de error de EGRET. Estudios posteriores en el optico han permitido localizar a la mas viable contraparte de la fuente EGRET, probablemente una estrella de neutrones aislada. Las caracteristicas multifrecuencias de esta identificacion muestran que este objeto es un emisor particularmente eficiente de rayos gamma, pero para confirmar que se trata de un pulsar Geminga extremo probablemente se requieran observaciones con la proxima generacion de telescopios de rayos gamma, como GLAST, con el cual se espera encontrar y estudiar en detalle toda una poblacion de pulsares tipo Geminga.

Esperanza Carrasco, Alberto Carraminana, José Luis Aviles y Omar Yam

INAOE, Tonantzintla

Presentamos mediciones del seeing y datos meteorologicos del Cerro La Negra ubicado a 97g 10m longitud Oeste, 18g 59m latitud Norte y a una altitud de 4600m, muy cerca del Pico de Orizaba. Los datos que aqui se presentan son parte de un programa de monitoreo general del sitio, seleccionado para el Gran Telescopio Milimetrico, que podria resultar un lugar idoneo para telescopios infrarrojos, ultravioletas y de rayos gamma.

Luis Carrasco

INAOE, Tonantzintla.

Se presentará el estado actual de la construcción del Gran Telescopio Milimétrico, proyecto bi-nacional entre el INAOE la Universidad de Massachusetts, en el Cerro La Negra.

P. S. Barrera-Pineda^1,2, E. Castro², R. Aguirre², J. R. Garza³ y J. J. Martínez⁴.

(1)INAOE,Tonantzintla,
(2)Depto de Astronomia,FCFM UANL Monterrey,
(3)Centro de Informacion de Historia Regional UANL,
(4)Cronista de Montemorelos, N.L.

Se presenta la investigación realizada por el Departamento de Astronomía FCFM y el Centro de Información de Historia Regional de la UANL en torno a las observaciones realizadas en Montemorelos Nuevo León, del eclipse total de Sol del 28 de Mayo de 1900 por científicos del Observatorio Meteorológico Central y el Observatorio Astronómico Nacional.

El contenido visual y narrativo de la obra se inscribe en un perfil multidisciplinario en el que confluyen las ciencias exactas, la historia y la labor periodística. Entre sus líneas encontramos valiosa información científica, documentos y fotografías de la época, así como breves crónicas que dan cuenta del impacto de este suceso en la vida cotidiana de una comunidad del norte de México a finales de siglo XIX.

J.H. Peña¹, R. Peniche¹, J.C. Plascencia², M.A. Hobart³, C de la Cruz³, A. Garcia Cole⁴, F. Cervantes², J.P. Sareyan⁵, L. Parrao¹, M. Carrillo², T. Valdes⁶, I. Prada⁶

(1) Instituto de Astronomía, UNAM, México;
(2) Facultad de Ciencias, UNAM, México;
(3) Facultad de Fisica, Universidad Veracruzana, México;
(4) CCH Sur, UNAM, México;
(5) Observatoire de la Cote d'Azur, France;
(6) Instituto de Fisica, UNAM, México.

Hay muchas ventajas en estudiar estrellas variables de cúmulos abiertos. Por ejemplo, los parárametros que determinan la evolución de las estrellas, tales como la composición química y edad se pueden considerar que son los mismos para todas las estrellas del cúmulo. Estos datos junto con la masa, la temperatura efectiva y gravedad superficial nos permite determinar mejor la física que explica los mecanismos de pulsación. Dado que la fotometría uvby-b de Stromgren da la oportunidad única de determinar la membresía al cúmulo y las caracteristica físicas de las estrellas observadas, varias estrellas brillosas en la dirección del cúmulo, así como varias estrellas estándar fueron observadas para transformar sus valores fotométricos al sistema estándar. Estos dos hechos hacen imperativo determinar la membresía de las estrellas variables al cúmulo antes de asignarles la edad del cúmulo.

P. Colin¹, V. Avila-Reese², O. Valenzuela³

(1) Instituto de Astronomía, Morelia;
(2) Instituto de Astronomía, México, D.F.;
(3) Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Nuevo México

El óexito alcanzado por el modelo cosmolóogico estándar (un universo plano con materia oscura fría en el cual la constante cosmolóogica contribuye con alrededor del 70% a la densidad de energía del universo) al explicar la formacióon de estructura del universo, se ha visto disminuído consistentemente por observaciones recientes. Uno de los problemas que enfrenta el modelo estándar es el exceso de subestructura: el nóumero de satóelites alrededor de galaxias como la Via Láctea, predicho por este modelo, está muy por encima del nóumero de satóelites observados. Este problema parece encontrar una solucióon natural, dentro de esta cosmología, al recurrir al fenóomeno de la reionizacióon temprana del universo (la formacion estelar en galaxias enanas se apaga un poco despuóes del comienzo de la reionizacióon al evaporarse el gas existente e impedir que gas fresco caiga a las galaxias). Sin embargo, hay otro problema que parece no tener solucióon dentro del modelo estándar: la forma del perfil de densidad hacia el centro predicho por este modelo no corresponde a lo que se observa en algunos cóumulos de galaxias y en algunas galaxias enanas y de bajo brillo superficial: el perfil de densidad predicho es demasiado empinado. Para tratar de resolver estos dos problemas potenciales se ha propuesto modificar la naturaleza de la materia oscura; cambiar, por ejemplo, la materia oscura fria (MOF) por materia oscura tibia (MOT) o suponer que la materia oscura fria colisiona consigo misma. El problema del exceso de subestructrura desaparece en una cosmología con MOT debido al amortiguamiento de su espectro de potencias a escalas galácticas mientras que, por otro lado, la interaccióon de las partículas de materia oscura consigo mismas logran termalizar las regiones internas de los halos aplanando los perfiles de densidad. En este plática analizamos algunas de las propiedades estructurales de los halos que se forman en estas dos cosmologías.

Costa, V.¹, Rolland, A.¹, Hobart, M.A.², Rodríguez, E.¹, Lopez De Coca, P.¹, Olivares, I.¹, Garcia-Pelayo, J.M.¹ y PeÑa, J.H.³

(1) Instituto de Astrofísica de Andalucía, Apartado 3004, E-18080 Granada, Spain.
(2) Facultad de Física. Universidad Veracruzana, Apartado 270, Xalapa, Veracruz, México.
(3) Instituto de Astronomía, UNAM, Apartado 70-264, 04510 México 20, D.F., México.

Se presentan las observaciones de la estrella pulsante tipo Delta Scuti HD99002 obtenidas en 1997, 1998 y 1999. Se ha realizado un análisis preliminar en el filtro v de Strömgren de los 2709 puntos observados.

R. Costero¹, J. Echevarria¹, G. Tovmassian ², S. Zharikov ², R. Michel² y A. Cardenas²

(1) IAUNAM, CU
(2) OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presentan resultados preliminares de observaciones simultaneas en multifrecuencias de la super erupcion de la Nova Enana WZ Sge. Estas super eruciones solo suceden aproximadamente cada 30 anos y la ultima ocurrio a finales de Julio de 2001. Nuestras observaciones cubren desde etapas inmediatamente despues del supermaximo hasta finales de Agosto cuando el sistema todavia presenta super jorobas y los eclipes del punto caliente y la doble joroba orbital se ven enmascaradas por dichas super jorobas. Se discute la posible explicacion de que las jorobas sean causadas por la mancha caliente pero que en este sistema en quiesencia el disco es opticamente transparente, de manera que la mancha se puede ver a traves del disco, produciendo la segunda joroba dentro del ciclo orbital cuando esta mas lejos de nosotros. A la luz de las nuevas observaciones durante la super erupcion discutimos el origen del eclipse parcial que tambien se observa cerca de la fase 0.3.

S. Cuevas¹, V. Bringas², B. Sánchez¹, C. Espejo¹, R. Flores¹, G. Lara¹, A. Chaboya², R. Toral² y G. Anguiano.

(1)IAUNAM, México DF
(2)CIDESI, Querétaro

El Instituto de Astronomía de la UNAM, ganó la licitación internacional para el diseño, Construcción y pruebas en telescopio, del instrumento o cámara de verificación. Este instrumento va a comprobar el correcto funcionamiento de los distintos sistemas que conforman el telescopio así como su calidad de imagen, antes de la instalación de los instrumentos científicos. Esta plática tiene el objeto de presentar los retos y avance que lleva el proyecto.

S. Curiel(1), M.A. Trinidad(1), J. Canto(1), L.F. Rodrguez(2), J.M. Torrelles(3), P.T.P. Ho(4), N.A. Patel(4), L. Greenhill (4), J.F. Gomez(5), G. Garay(6), L. Hernndez(1), M.E. Contreras(1), G. Anglada (6)

(1) IAUNAM, DF; (2) IAUNAM, Morelia; (3) IEEC/CSIC, España; (4) CFA, Estados Unidos; (5) LAEFF; (6) Universidad de Chile (7) CSIC, españa

Three embedded young stellar objects (YSOs) were found within a project ed area of about 0.6x0.6 (400x400 AU2) in the star-forming region Cepheus A. One of the sources is the already known radio continuum jet HW2 (detected at 3.6 cm and 7 mm), while the other two weak sources were not known previously. One of these two new sources is detected only at 7 mm and is located about 0.15 south from HW2. The other source, only detected at 3.6 cm, is located 0.6 south from HW2, and nearly coinciding with the center of the enigmatic expanding bubble of water masers recently detected with the VLBA. We suggest that this radio continuum source is the embedded YSO powering the water maser structure, but its nature is still unknown at present. We also discuss possible scenarios that could explain the surprisingly precise spherical geometry of the water maser bubble.

Oscar Chapa, Beatriz Sanchez, Atanasio Pani, Hugo Huepa, Olmo Gonzalez, Angel Cielo, Juan Cielo

IA/UNAM, Departamento de Instrumentación, OAN Tonantzintla

Reseña histórica de la participación del Observatorio Astronómico Nacional en el proyecto internacional "Carta del Cielo" en el que se convoco a 18 observatorios de todo el mundo para que por medio de los avances en fotografía alcanzados durante la ultima mitad del siglo XIX se iniciaran los trabajos para formar en conjunto una carta del cielo con estrellas hasta magnitud 11 y un catálogo estelar hasta magnitud 14. Se hace énfasis en las características técnicas del telescopio empleado por México para este proyecto, mismo que fue construido por la casa Grubb de Dublín en el año de 1889, la historia que ha tenido este telescopio dentro de observatorio astronómico, su relativo abandono posterior al proyecto "carta del cielo" que lo deterioro y dejo en las sombras y su reciente rescate que lo pone nuevamente en operación como muestra fehaciente de la gran calidad de trabajo y dedicación con que se fabricaban estos instrumentos hace mas de 110 años.

Oscar Chapa, Beatriz Sanchez, Hugo Huepa, Atanasio Pani, Olmo Gonzalez, Angel Cielo, Juan Cielo

IA/UNAM, Departamento de Instrumentación, OAN Tonantzintla

Se muestra en imágenes y en texto el proceso de restauración del telescopio Carta del Cielo del OAN Tonantzintla.

V.H. Chavushyan¹, R. Mujica¹, J.R. Valdes¹, J.A. Stepanian², O.V. Verkhodanov³, L. Carrasco¹

(1)INAOE, Tonantzintla;
(2)IAUNAM, México DF;
(3) SAO RAS, Russia

The main goal of this project is to compile the most complete sample of bright AGN. We have started a multiwavelength search of AGNs in the optically well investigated area of the Second Byurakan Survey (SBS), by using radio and X-ray databases.

As the first step of the Multiwavelength AGN Survey (MWAS), here we report the results of the study based on the cross-identification of the FIRST radio and the APM optical catalogues.

The overlapping sky area between FIRST and SBS is 700 sq. deg. The compiled list of sources for this overlapping region contains obout 400 AGN candidates brighter than B=18.5. About 90 objects were already spectroscopically classified. During 1999-2001, we observed more than 150 FAQS objects with the 2.1m telescope of the Guillermo Haro Observatory (GHO). We found 51 new QSOs (4 BAL QSOs), 13 Seyfert Galaxies (5 NLSy1's), 23 emission line galaxies, 3 BL Lac objects and 57 stars.

W. Chicana-Nuncebay¹, E. Vázquez-Semadeni²

(1) IAUNAM, Morelia
(2) IAUNAM, Me'xico

Durante los ultimos anos han aparecido, con una frecuencia cada vez mayor, numerosas aplicaciones astronomicas a las tecnicas fractales. En una escala menor, el formalismo multifractal y sus poderosas herramientas han irrumpido en el ambito astronomico revelando su importancia para la explicacion de diversos fenomenos. En este trabajo queremos dar una vision panoramica de diversas caracteristicas del llamado "metodo de los momentos" para la obtencion del "espectro multifractal" asi como las principales impliaciones fisicas asociadas a dicha herramienta matematica en el contexto de las nubes en el Medio inerestelar tomando, como pretexto el marco teorico de los procesos multiplicativos(bastante conocidos en el contexto de la turbulencia) modelados por "cascadas binomiales". Reportamos los resultados de la apliacion de dicha tecnica a un conjunto de simulaciones numericas generadas mediante un codigo magneto-hidrodinamico. Tambien se presentaremos resultados preliminares de la aplicacion de estas tecnicas a imagenes de objetos astronomicos.

C. de la Cruz¹, J.H. Peña ², M.A. Hobart¹, A.R. Hernández-Montoya¹,

(1) Facultad de Física e Inteligencia Artificial de la Universidad Veracruzana.
(2) Instituto de Astronomía de la UNAM

Se propone un algoritmo en codigo Basic para obtener los parámetros: Amplitud, frecuencia y fase de series de tiempo astronómicas multiperiódicas, reduciendo la parte entera y la parte fraccionaria de cada frecuencia por separado. Las fracciones son resueltas sobre el dominio [0,1/2], por una función de mínimos cuadrados propuesta aquí, la cúal es continua y derivable en el intervalo. La parte entera de las frecuencias son resueltas probando sobre un espacio discreto correspondiente a los enteros y a los signos de las fracciones, la función de mínimos cuadrados estandar. El método propuesto no presenta los problemas producidos por la ventana de observación. La eficiencia del programa es probada via experimentos numéricos resolviendo las componentes de manera muy rapida y exacta.

C. de la Cruz¹, J.H. Peña², M.A. Hobart¹, A.R. Hernández-Montoya¹

(1) Facultad de física e Inteligencia Artificial de la Universidad Veracruzana
(2) Instituto de Astronomía de la UNAM

Se presenta un programa en código Basic para resolver los parámetros de la órbita de Kepler y los parámetros estelares del modelo de Wood a partir de la curva de luz fotométrica de sistemas estelares eclipsantes. El programa determina los parámetros: Excentricidad, fase del periastro, distancia del periastro e inclinación de la órbita de Kepler, las masas relativas, intensidades centrífugas y mareas gravitacionales para cada estrella. El programa trabaja en la aproximación de estrellas esféricas en órbitas excéntricas y corrige los parámetros de Wood a partir de esta aproximación inicial. El programa es probado mediante ejemplos numéricos y en particular al caso: SW-Linsys reportado en la literatura para fines de comparación. Los resultados hablan por si mismos resultando un programa muy rápido y eficiente.

C. de la Cruz¹, J.H. Peña², M.A. Hobart¹, A.R. Hernández-Montoya¹

(1) Facultad de Física e Inteligencia Artificial de la Universidad Veracruzana
(2) Instituto de Astronomía de la UNAM

El presente trabajo expresa la luminosidad (flujo de energía) emitido por sistemas estelares eclipsantes mediante una expresión analítica en términos de los parámetros elipsoidales de cada estrella y la fase del eclipse. El trabajo considera elipsoides no semejantes triaxiales (Modelo de Wood) relacionados con la intensidad de los efectos de marea y centrífugos de cada estrella. Se construye un programa en código Basic que genera curvas deluz de la luminosidad contra el tiempo. La transformación de la fase al tiempo se realiza considerando la segunda ley de Kepler. Se generan curvas de luz para diversas excentricidades, inclinación de órbitas y distintas formas elipsoidales. Las curvas son discutidas a la luz de aquellas reportadas en la literatura para comprobar la funcionalidad del programa.

R. Díaz Hernández,O. Cardona Núñez, J. Guichard Romero

INAOE, Tonantzintla

Una vez realizada la primer etapa de actualización del equipo de microdensitometría de INAOE, se pretende utilizar el microdensitómetro (PDS) 1010A o MICRO10 para digitalizar algunas placas que contengan regiones selectas del cielo. Estas placas astronómicas fueron tomadas con la Cámara Schmidt de Tonantzintla a partir de los años 40s hasta finales de los 60s. Estas regiones serán seleccionadas analizando la calidad y estado actual de las placas astronómicas, el tipo de emulsión así como la técnica empleada durante la toma de dicha imagen. El trabajo realizado en el microdensitómetro consistió principalmente en el diseño de un programa que pudiera comunicarse con el microprocesador del microdensitómetro para el envío de la secuencia de trabajo y la recepción de los datos leídos, así como el proceso para la conversión de dichos datos a valores binarios y posteriormente para la conversión a un formato FITS (Flexible Image Transfer System). Este programa fue realizado bajo ambiente LINUX

A. Diaz, L. Hernandez, S. Curiel, C. Guzmán

Instituto de Astronomía, Sede CU

En una videoconferencia Multicast se envían cadenas idénticas de video, datos, audio y aplicaciones desde un sitio hacia los demás.

Esta tecnología es posible aplicarla siguiente manera:
1) El sitio que inicia (expositor)la transmisión, abre un canal que esta disponible para que los otros sitios (usuarios) puedan ver la conferencia a través de la red, no interactiva.
2) Se puede grabar una conferencia en formato analógico (videocasetera, cámara de video)y mediante software codificarla en formato digital para poder reproducirse desde una página web (real video)
3) Contar con un servicio de "videoteca" la cual permitiría consultar las conferencias en el momento deseado.
4) Se puede facilitar el dar pláticas por Internet.

J. Echevarria, G. Tovmassian, R. Costero, S. Zharikov, R. Michel y L. Pineda

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presentan observaciones espectroscópicas echelle de V751 Cygni y su región circundante. Aunque las observaciones de rendija larga muestran la presencia de emision variable en dicho mterial, las temperaturas y densidades derivadas de las lineas de [O II], [O III] y [S II] sugieren que el material viene del fondo y no está conectado con la variable cataclismica. Un análisis de la curva de velocidad radial de la linea de Halpha arroja un periodo orbital de 0.144584 dias.

J. Echevarria , R. Vazquez, J. Gonzalez , L. Gutierrez, R. Costero , F. Cobos , C. Tejada , G. Sierra, B. Sanchez , G. Tovmassian, J.A. de Diego , R. Michel, E. Luna, A. Iriarte, D. Hiriart, S. Torres , J. Lopez, M. Pedrayes, F. Quiroz, S. Zazueta, J. Murillo, E. Colorado, F. Murillo,P. Romero

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se plantea el diseño y la construcción de un espectrógrafo de mediana r esolución para el telescopio de 2.1m del Observatorio Astronomico Nacional en Sa n Pedro Mártir, B. C. Este proyecto es de carácter totalmente institucional y pretende sustituir y mej orar el espectrógrafo actualmente en préstamo por el Observatorio de Brera. El I nstituto de Astronomía ha realizado un proceso de selección de proyectos para realizar dicha sustitución, y este proyecto fue el seleccionado. En él participa un grupo que abarca todas las áreas del conocimiento requerido, tanto en los aspectos científicos que apoyan l a parte astronómica, como en las áreas de óptica, electrónica y mecánica. Esto i ncluye tanto personal académico en nuestra sede en Ciudad Universitaria como en la sede de En senada. Muchas de las personas involucradas tienen una amplia experiencia en el uso de las técnicas espectroscópicas y en el diseño y construcción de instrumentos astronóm icos, incluídos los de nuestro Observatorio y de otros telescopios mayores como el HET (de la Universidad de Texas) y el GTC (del Instituto de Astrofísica de Canarias). En el proyecto están también quienes a nivel académico-admisnistrativo deben estar co mprometidos con el proyecto.

José Franco

Instituto de Astronomía UNAM, México DF

Eduardo de la Fuente¹, Margarita Rosado¹, Lorena Arias¹, Ettiene Le Coarer²

(1) Instituto de Astronomia-UNAM>br> (2) Observatorio de Grenoble

Se cree que la formación de planetas ocurre en discos de gas y polvo que rodean a objetos estelares jovenes (YSO) como estrellas del típo T-Tauri. Si estos discos coexisten con radiación muy energética proveniente de alguna est rella muy caliente como las de tipo OB, el proceso de formación de planetas pued e verse interrumpido. Recientemente se ha encontrado una estrecha relación entre YSO, discos protoplan etarios (Proplyds) y Objetos Herbig Haro. En este trabajo presentamos algunos resultados cinemáticos obtenidos con el inte rferómetro de Fabry-Perot (PUMA) para los objetos HH 202, 203-204 y 529 que cont ienen, Jets, Proplyds y están inmersos en la radiación ultravioleta proveniente del trapecio y la estrella Theta2A. Nuestros resltados sugieren que HH 202, 203-204 son parte de un flujo bipolar gi gante (aprox. 0.55 pc). Para HH 202 encontramos un nuevo rasgo o "feature" que por las altas velocidades que presenta (> 100 km/seg) o forma parte de HH 202 o es un objeto HH no catalo gado previamente. Para HH 529 encontramos velocidades en el choque en proa que concuerdan y comple mentan un trabajo muy completo realizado por Bally et. al., (2000) a este objeto entre otros.

F. García Arredondo¹, S. J. Arthur² W. Henney²

(1) Instituto de Física y Matemáticas de la UMSNH
(2) IAUNAM, Morelia

En la región interna de la nebulosa de Orión se encuentran objetos estelares jóvenes llamados proplyds. Estos objetos son una fuente de inyección de masa al medio interestelar. Los proplyds tienen una tasa de perdida de masa de ~10^-6 M$_{\odot}$years^-1, por la cual importantes cambios en las propiedades hidrodinámicas del viento estelar se llevarán a cabo debido al cargado de masa de los proplyds.

En este trabajo presentamos resultados de simulaciones hidrodinámicas para estudiar los efectos que tiene el cargado de masa debido a los proplyds en el viento estelar de la estrella theta¹ Ori C.

La tasa de cargado de masa dentro de la nebulosa se calcula por considerar la distribución espacial de los proplyds. Tomamos una distribución espacial de los proplyds proporcional a r^-2 y con ello calculamos el cargado de masa.

Enrique Gaztañaga

INAOE, Tonantzintla

I will talk about the physical relevance of non-gaussianities in the large scale structure of the Universe and its measurements in the new generation of galaxy catalogues (such as the Sloan Digital Sky Survey) and the cosmic microwave background experiments (such as QMASK).

Y. Gomez, L.F. Rodríguez

IA-UNAM, Morelia

Resumen

M. González Avilés¹, E.S. Lizano Soberón(2)

(1)Instituto de Física y Matemáticas de la UMSNH
(2) IAUNAM, Morelia

El objetivo del presente trabajo es estudiar la evolución de burbujas de viento caliente expandiéndose contra flujos de acreción dentro de nubes moleculares y la formación de regiones ionizadas por fotones de la estrella central que está ejectando el viento. El interés de este problema es determinar la escala de tiempo en que estas regiones ionizadas tienen un tamaño compacto y pueden ser detectadas por la emisión del plasma de onda centimétricas. Estas regiones compactas indican el nacimiento de estrellas masivas dentro de las nubes moleculares.

R. A. Gonzalez¹, L. Loinard ¹, R. J. Allen², S. Muller³

(1)Instituto de Astronomía, UNAM, Unidad Morelia;
(2) Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD, EUA;
(3) Universite Joséph Fourier, Grenoble, Francia.

Recientemente hemos desarrollado y calibrado el ``metodo del campo sintetico'' para derivar la extincion total a traves de galaxias de disco. El metodo se basa en los conteos y y colores de las galaxias de campo vistas a traves de la espiral en primer plano.

En este trabajo, determinamos cuantitativamente las condiciones en las que el metodo funciona, y si (o cuando) podremos aplicarlo con exito a objetos del Grupo Local.

Hobart M.A.³, ROLLAND A.¹, OLIVARES¹ COSTA V.¹, RODRIGUEZ E.¹, PARRAO L.², PEÑA J.H.², DE LA CRUZ C.³, LOPEZ DE COCA P.¹ AND GARCIA-PELAYO J.M.¹

(1) Instituto de Astrofísica de Andalucía. Apartado 3004, E-18080 Granada, Spain
(2) Instituto de Astronomía, UNAM. Apartado 70-264, CP-04510 México D.F., México
(3) Facultad de Física, Universidad Veracruzana. Apartado 270, Xalapa, Veracruz, México

Se presentan resultados preliminares del análisis de datos fotométricos de la estrella pulsante tipo Delta Scuti, Delta Serpentis. Los datos fueron obtenidos en dos temporadas de observación coordinadas realizadas en México y España en 1984 y 1996 más datos obtenidos en 1999 en España. En todos los casos se hizo fotometría simultánea uvby-beta. Los análisis de los datos en la banda v, utilizando el método de la Transformada de Fourier, muestran la existencia de cinto frecuencias significativas.

A. Iriarte, C. Guzman, A. Diaz, L. Hernández

Una de las grandes ventajas de las comunicaciones actualmente es la de transmitir voz, video y audio en tiempo real, lo cual permite contar con un sistema que facilita la interacción entre varios usuarios al mismo tiempo, sin importar la distancia. Este sistema es llamado videoconferencia.

Algunas de las aplicaciones dentro del Instituto de Astronomía son:
· Realizar la coordinación de proyectos entre las sedes del Instituto u otros centros de investigación.
· Permitir la educación a distancia (Posgrado).
. Trasmicsión de coloquios o seminarios
. Presentación del Informe de las autoridades
. Reuniones de Consejo Interno

Este sistema nos permite contar con una interacción constante con otras sedes evitando los traslados.

Y. Krongold¹, D. Dultzin-Hacyan¹, P. Marziani (2)

(1) IA UNAM
(2) Osservatorio Astronomico di Padova, Italia

E. E. Lekht¹, N. A. Silant'ev^1,2, J. E. Mendoza-Torres¹, M. I. Pashchenko³ & V. V. Krasnov⁴

(1)Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, Luis Enrique Erro No. 1, Apdo Postal 51 y 216, 72840 Tonantzintla, Puebla, México
(2)Main Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences, Pulkovo, St.Petersburg, 196140 Russia
(3)Sternberg Astronomical Institute, 13 Universitetskij prospekt, Moscow, 119899 Russia
(4) Pushchino Radio Astronomy Observatory, Astrospace Center of the Lebedev Institute of Physics, Russian Academy of Sciences, Pushchino, Moscow Region, 142290 Russia

It is shown that basic characteristics of turbulence can be derived from temporal behaviour, shape and radial-velocity drift of a spectral line. To perform this analysis, a 20-year monitoring of the H₂O maser emission sources S269 and W75S was used. It is shown that the observed sinusoidal variation of the radial velocity of the main emission feature in S269 with a period of 26~years is not caused by Keplerian motion. Most likely, it results from rotation of a nonuniform turbulent vortex with a diameter of about 1~AU. Within the framework of this model, asymmetry of the emission feature at 20.1~km s^-1 and a jump of the linewidth, which took place after a strong flare in 1991, are explained. In W75S anticorrelation between fluxes of several emission features with close radial velocities is found. This anticorrelation is explained by competition of spatial modes of the emission for pumping in a partially saturated maser. It is shown that in the model of a maser in an expanding envelope (which is, most likely, the case in W75S) the emission features with anticorrelated fluxes form a spatially compact group.

E. E. Lekht¹, J. E. Mendoza-Torres¹, G. M. Rudnitskij² & A. M. Tolmachev³

(1) Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, Luis Enrique Erro 1, Apdo Postal 51 y 216, 72840 Tonantzintla, Puebla, México
(2) Sternberg Astronomical Institute, 13 Universitetskij prospekt, Moscow, 119899 Russia
(3) Pushchino Radio Astronomy Observatory, Astrospace Center of the Lebedev Institute of Physics, Russian Academy of Sciences, Pushchino, Moscow Region, 142290 Russia

The results of observations of the H₂O maser emission (lambda=1.35 cm) of the Mira-type variable star RS Vir are presented. The observations were carried out in 1981--2001 (JD=2&nsbp;444&nsbp;900--2&nsbp;451&nsbp;995) on the RT-22 radio telescope of the Pushchino Radio Astronomy Observatory (Russia). The variability curve of the H₂O maser emission integrated flux F_int(H₂O) of RS Vir correlates with its visual light curve with some phase delay Delta\varphi=(0.05-0.35)P (P is the star's period). If the variability of the H₂O maser RS Vir is caused by periodic action of pulsation-driven shock waves, the shock travel time from the photosphere to the inner boundary of the H₂O maser shell can be as long as (3-5)P.

L.Loinard¹, A.Castets², C.Ceccarelli², A.Tielens³, E.Caux(4)

(1) IAUNAM (Unidad Morelia), Morelia, Mich, México
(2) Observatorio de Burdeos, Francia
(3) SRON, Groningen, Holanda
(4) CESR, Tolosa, Francia

Cualquier molécula que contenga hidrógeno puede tener contrapartes ``deuteradas'', en las que los átomos de hidrógeno son sustituidos por uno de sus isótopos pesados, el deuterio. Aunque la abundancia de deuterio en el espacio es muy baja ([D]/[H] ~ 10^-5), las especies una vez deuteradas son bastante abundantes en las nubes moleculares oscuras. Recientemente, detectamos cantidades extremadamente altas de las formas doblemente deuteradas del formaldehído (D₂CO) y amoníaco (ND₂H) en una muestra numerosa de protoestrellas de baja masa (las supuestas precursoras de las estrellas de tipo solar). La abundancia de dichas especies puede exceder a los valores esperados a partir de la abundancia cósmica del deuterio por más de 9 órdenes de magnitud. Examinaremos los orígenes posibles de estas grandes sobreabundancias y discutiremos sus consecuencias para la evolución de las protoestrellas.

A. López¹, J. H. Peña¹; R. Peniche¹; M. A. Hobart²; C. de la Cruz²

(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D. F.
(2) Facultad de Fisica, Universidad Veracruzana, México

NGC 2539 es un cúmulo relativamente discreto en el brazo galáctico de Orión. Se realizó el estudio fotométrico para 85 estrellas en la dirección de NGC 2539 a fín de establecer la membresía al cúmulo para cada una de las estrellas, así como la determinación de sus principales parámetros físicos. Todas las observaciones se realizaron en el observatorio de San Pedro Mártir, México, utilizando dos telescopios: el de 1.50 m. que permitió la observación simultánea de las estrellas en los filtros uvby del sistema Strömgren; y el de 0.84 m. con un unicanal en el filtro u de Johnson. Se determino temperatura y gravedad para cada estrella, una edad (6.3×10⁷ años) y un enrojecimiento de(E(b-y)=0.098 mag)para el cúmulo. Debido a que muy pocas estrellas se encontraron a la misma distancia (1100 pc), se propone que éste no es un cúmulo sino únicamente una asociación de estrellas tempranas. Se encontró que una estrella variable y una estrella químicamente peculiar pertenecen a la asociación. La estrella variable muestra pulsaciones características de las estrellas de clase Delta Scuti.

Oscar Martinez, Humberto Salazar

FCFM-BUAP, Av. San Claudio y Río Verde s/n, San Manuel, C.P.72560 Puebla, Puebla, MEXICO

Una de las áreas de la astrofísica y de la física de partículas que más auge ha adquirido, es el estudio de los rayos cósmicos de alta energía. Con esto en mente, se propuso la construcción de un arreglo de detectores ubicado a 4300 m.s.n.m. en el Pico de Orizaba. El objetivo principal de este arreglo es el estudio de los rayos cómicos con energías entre 1014 a 1017 eV. Empleando para ellos la localización ventajosa respecto a los experimentos en operación. La primera etapa comprende un arreglo hexagonal de 7 detectores, separados 150 m entre sí, la cual será concluida a finales del presente año. El arreglo final comprende 25 detectores de partículas, con una área efectiva de 25 m2, además de un telescopio para observar la radiación Cherenkov producida en la atmósfera. En este trabajo se describen la planeación y las primeras etapas de la construcción de este arreglo, así como algunas simulaciones en las que se apoyan los parámetros del diseño.

Oscar Martinez, Alberto Cordero y Carlos Robledo

FCFM-BUAP. Av. San Claudio y Río Verde s/n San Manuel, C.P. 72560 Puebla, Pue MEXICO.

En este trabajo se describe el proceso de diseño, construcción y puesta en marcha del telescopio Luis Rivera Terrazas en el campus de la BUAP. Este Telescopio es de tipo Ritchey-Chretien, con un espejo primario de 52 cm de diámetro y una distancia focal efectiva de 6 metros. Los objetivos de este instrumento son la docencia, la difusión y la investigación de la astrofísica en la comunidad universitaria y el publico en general.

E. Mendoza-Torres

INAOE, Tonatzintla

La atmósfera del Sol pasa de una temperatura de 10⁴ K a 10⁶K en una capa de aproximadamented 1000 km de grosor llamada Región de Transición (RT). En líneas del EUV, cuyas temperaturas de formación corresponden a las de la RT, se han observado Eventos Explosivos (EEs) en los que se producen flujos bipolares con velocidades del orden de 100 km/seg. La importancia de la EEs y de dichos flujos es que representan una forma mediante la cual se tranfiere energía a las capas altas de la atmósfera. La energía que aportan puede representar una cantidad importante de la requerida para el calentamiento de la Corona. Para estimar la energía liberada en dichos eventos hemos estimado algunos de sus parámetros físicos. En el presente trabajo se muestran los resultados así como algunos ejemplos de EEs.

Sergio Mendoza

Instituto de Astronomía, UNAM, México D.F.

Cuando los radio jets de los núcleos de galaxias activas se expanden, estos pasan a través del medio interestelar de la galaxia y del medio intergaláctico que los rodea. Las fuerzas gravitacionales y de presión que actúan sobre los jets son capaces de doblarlos y generar de esta manera una forma curvilínea en su estructura. Esta curvatura puede ser llevada también acabo por medio de colisiones entre dichos jets en expansión con nubes de alta densidad. En esta platica se analizan los mecanismos físicos que dan origen a la curvatura de jets en radio galaxias.

R. Michel, G. Tovmassian, J. Echevarria, S. Zharikov y A. Cardenas

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presentan resultados preliminares de la espectroscopia echell y fotometria CCD de la Nova Enana SS Aur. Este objeto ha sido poco estudiado y debido a su corto periodo orbital de de 4.4 hr no es posible observar directamente a la estrella secundaria. Presentamos aqui una revision del valor del periodo orbital y mostramos la Tomografia Doppler del Disco de Acrecion que circunda a estrella primaria.

M. A. Moreno-Corral, C. Chavarria-K, E. de Lara

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presentan resultados preliminares de un estudio espectroscópico de resolución intermedia de una muestra de estrellas brillantes del cúmulo abierto del hemisferio sur Haffner 18ab.

Este trabajo ha sido parcialmente apoyado por el CONACyT (proyecto: 400354-5-27757E).

M. A. Moreno-Corral

OAN-IAUNAM, Ensenada

Se presenta el proyecto para realizar un catálogo, lo más completo posible, de astrónomos mexicanos que hayan contribuido o esten contribuyendo a enriquecer el acervo astronómico nacional o mundial desde el siglo XVI.

R. Mújica¹, F.J. Zickgraf², I. Appenzeller³, V. Chavushyan¹, Y. Juárez¹(1), J. Krautter³, A. Serrano¹, J.R. Valdés¹

(1) INAOE, Tonantzintla,
(2) Hamburger Sternwarte,
(3) LSW-Heidelberg

We have optically identified a complete sub-sample of ROSAT All-Sky Survey (RASS) X-ray sources (Appenzeller et al. 1998) contained in 6 study areas (Zickgraf et al. 1997). Of the original 12x12 degree area near the NEP only one quarter was observed until now in order to keep the number of sources on a manageable size. This area is of particular interest because the RASS integration time is about a factor of ten longer than in the other areas and therefore a factor of 3-4 deeper in flux. We have started to observe the RASS sources in the remaining 3/4 of this area. Preliminary results are presented.

John Peter Phillips

Instituto de Astronomía y Meteorología, Universidad de Guadalajara

J. H. Peña¹, R. Peniche¹, A. García Cole², J. C. Plascencia³, L. Parrao¹ and R. Peña³

(1)Instituto de Astronomía, UNAM;
(2)CCH-Sur, UNAM;
(3)Facultad de Ciencias, UNAM.

There are many advantages to studying variable stars in open clusters. For example, the parameters that determine the evolution of the stars, such as chemical composition and age can be considered to be the same for all the stars in the cluster. These data, along with the mass, effective temperature and superficial gravity, allow us to better determine the physics which explain the pulsation mechanisms. Since Strömgren uvby-? photometry provides unique opportunities for determining both cluster membership and physical characteristics of the observed stars, several bright stars in the direction of the clusters, as well as several standard stars, were observed in order to transform their photometric values into the standard system. Simultaneously, differential photometry of a few stars within the instability strip limits was carried out for detection of new short period variables.

A. Poveda and J. Galindo Trejo

Instituto de Astronomía, UNAM

We have deduced the orbital evolution of an asteroid moving in a circular path in the gravitational and in the magnetic field of a planet. The asteroid loses orbital energy due to ohmic dissipation of induced currents in its interior.We obtain an expression which describes the decay time of the asteroid orbit. Such an expression depends on asteroid's density, mass, electric resistivity, semimajor axis, the mass of possible metallic inclusions and magnetic field of the planet. For parameters like those of Allende's meteorite without metallic inclusions ( resistivity at 120 K: 1.x 10**5 ohm-m), we obtain the corres- ponding orbital decay times when circling around Jupiter and Sa- turn. We conclude that the dissipation of orbital energy due to electromagnetic effects, during the life time of the planetary sysrem, is not significant for Saturn's rings. On the other hand, Jupiter's rings must be of recent origin. If the orbiting aster- oidal particles contain small metallic inclusions the decay times can be much shorter than the age of the planetary system.

Ramirez, A.; De Diego, J.A.; Dultzin-Hacyan, D.; Benitez, E.

IAUNAM, MEXICO DF

I. Ramírez Ballinas

IAUNAM, México D.F.

El objetivo de este trabajo es exponer las variaciones de corto período de la estrella HD 32633, la cual, es del tipo A; y por las características detectadas en el espectro estelar se considera químicamente peculiar, debido a que se observan líneas de Cromo ionizado (CrI) y Estroncio ionizado (Sr I), estas l{ineas no aparecen en los espectros de estrellas del tipo A normal.

Así como en este objeto, se han detectado otros espectros con similares características. A estas estrellas se les considera del tipo Ap. Las líneas detectadas en los espectros varían en intensidad temporalmente, también se detectó la variación de la luminosidad de la estrella del orden de centésimas de magnitud.

Al final, las variaciones encontradas están en la escala de minutos (tanto espectroscópica como fotométrica). Y se concluye que requerimos de nuevos modelos que expliquen las observaciones, ya que los modelos que se han presentado, no pueden explicar el fen{omeno de las variaciones rápidas.

L.F. Rodríguez¹, G. Anglada², J.M. Torrelles³

(1)IAUNAM, Morelia,
(2)Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,
(3)Institut d'Estudis Espacials de Catalunya (IEEC/CSIC)

SVS 13 es una fuente infrarroja que se cree excita a la cadena de objetos HH 7-11. Reportamos observaciones hechas con el Very Large Array (VLA) a 3.5 cm que revelan que la fuente es doble, con separacion de 0.3 segundos de arco, correspondientes a 65 AU para una distancia de 220 pc. Tambien discutimos resultados recientes obtenidos con el VLA a 7 mm que muestran que solo una de las componentes parece estar asociada con un disco o envolvente de polvo. Finalmente, resumimos las implicaciones de estos resultados en nuestro entendimiento de la fuente y de la region circundante.

L.H. Rodríguez-Merino¹, M. Chavez¹, A. Buzzoni^2,3, E. Bertone³

(1) INAOE, Puebla Mex.;
(2) TNG, Sta. Cruz de la Palma Es.;
(3) OAB, Merate Italia

Hemos construido una red de espectros sintéticos a alta resolución empleando el código SYNTHE desarrollado por R. L. Kurucz. Cubriendo un intervalo de longitud de onda de 3500-4250 Å, temperaturas efectivas de 5000 K a 32000 K, con Delta T=1000 K, aceleración superficial de 1.0 a 5.0 dex, con Delta log g=0.5 dex, para cuatro distintos valores de la metalicidad, [M/H]=+0.5, 0.0, -0.5 y -1.5 .

Para cada uno de los espectros hemos calculado los parámetros de Barbier Chalonge, Delta y lambda₁. El análisis demostró que Delta y lambda₁ no dependen significativamente de la metalicidad. Hemos realizado el análisis de éstos en términos de los parámetros atmosféricos. La calibración de Delta y lambda₁ se llevó a cabo por medio de un ajuste polinomial con dos variables T_eff y log g.

M. Rodríguez¹, J. H. Peña¹, M. Paparo², R. Peniche¹, M. A. Hobart³; C. de la Cruz³, A. García Cole⁴

(1) Instituto de Astronomía, UNAM, México;
(2) Observatorio de Konkoly, Hungría;
(3) Universidad Veracruzana, México;
(4) CCH Sur, UNAM, México

V1719 Cyg (HD 200925) es una estrella poco común; sus periodos son estables en una escala de tiempo de años, aunque ésta muestra variaciones largas e irregulares o pequeñas sugiriendo un posible efecto Blazhko. En 1985, otros autores, utilizando fotometría uvby-beta encontraron valores mayores de T_eff y log(g), que los de las Cefeidas enanas con periodos similares y abundancias de [Fe/H] más altas que el de las Hiadas. Todo esto hace de V1719 Cyg una estrella interesante que ha motivado el presente trabajo. La nueva fotometría fotoeléctrica uvby-beta de la estrella V1719 Cyg, ha permitido aumentar el conocimiento de los periodos de ésta estrella. Con esta información y la reportada en la literatura se realizó un análisis de los periodos con el paquete MUFRAN, que proporcionó frecuencias de pulsación estables que describen las observaciones disponibles a lo largo de 20 años de estudio de ésta estrella. En la revisión de la temperatura efectiva, T_eff, y gravedad superficial, log(g), y la obtenida en este trabajo, existen ciertas discrepancias. Así, analizando los resultados derivados junto a los anteriores, resolvimos el problema acerca de los parámetros físicos donde se ha encontrado que es una estrella de Pop. I y con un log(g) alrededor de 3.1 y una temperatura efectiva de 6750 K. Las frecuencias determinadas con la base de tiempo de 20 años son: 3.7411556, 7.4823111, 11.2234667, 4.6777749 y una amplitud pequeña de 8.4189900 c/d.

Rolland, A.¹, Hobart, M.A.², Costa, V.¹, Rodríguez, E.¹, Olivares, I.¹, Lopez De Coca, P.¹ y Garcia-Pelayo, J.M.¹

(1) Instituto de Astrofísica de Andalucía, Apartado 3004, E-18080 Granada, Spain.
(2) Facultad de Física, Universidad Veracruzana, Apartado 270, Xalapa, Veracruz, México

Se presentan los análisis de las observaciones fotométricas uvby de la estrella pulsante 29 Cygni. Los datos fueron obtenidos en el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), España y en el Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir durante una temporada de observación en 1996. Se realizó otra temporada de observación en OSN en 1998. Las mediciones de ambas temporadas suman 2558 puntos en cada una de las cuatro bandas uvby. Los análisis de los datos, utilizando la Transformada de Fourier mostraron la existencia de al menos catorce frecuencias significativas.

Rolland A.¹, Hobart M.A.², Rodríguez E.¹, Costa V.¹, Olivares I.¹, Garcia-pelayo J.M.¹ y Lopez De Coca, P.¹

(1) Instituto de Astrofísica de Andalucía. Apartado 3004, E-18080 Granada, Spain
(2) Facultad de Física. Universidad Veracruzana. Apartado 270, Xalapa, Veracruz, México

Se presentan los análisis preliminares de observaciones llevadas a cabo en 1997 y 1998 de la estrella variable tipo Delta Scuti HR 4047. Los análisis realizados sobre los datos en la banda v de Strömgren, utilizando el método de la transformada de Fourier, muestran seis frecuencias significativas.

P. V. Sada¹, D. E. Jennings ², R. J. Boyle ³, G. H. McCabe^2,4, M. Edwards ³, P. N. Romani ², G. L. Bjoraker²

(1) Universidad de Monterrey, México;
(2) NASA-GSFC;
(3) Dickinson College;
(4) Catholic University

En Enero del 2001 realizamos observaciones espectroscópicas de acetileno (C₂H₂), etano (C₂H₆), e hidrógeno molecular (H₂) en longitudes de onda infrarrojas con el propósito de complementar y apoyar las observaciones realizadas por el Espectrómetro Infrarrojo Compuesto (CIRS) a bordo de la nave espacial Cassini durante su encuentro con Júpiter. Utilizamos el espectrómetro criogénico conocido como Celeste en conjunto con el telescopio McMath-Pierce del Observatorio Solar Nacional en Kitt Peak, Arizona. El poder de resolución espectral del instrumento es de >10⁴. Recolectamos una serie de espectros de la línea de emisión nu₅ R(5) de C₂H₂ a 743 cm^-1 (13.45 micras) y la banda de emisión nu₉ $^{R}$Q₀ de C₂H₆ a 822 cm^-1 (12.16 micras) que cubren una rotación completa del planeta. Con estos datos hemos construido mapas de latitud y longitud que muestran la variación superficial en la intensidad de estos componentes fotoquímicamente importantes de la estratósfera de Júpiter. También logramos obtener datos de la emisión de H₂ S(1) a 587 cm^-1 (17.04 micras) que nos ayudan a caracterizar variaciones latitudinales de temperatura en la estratósfera baja del planeta. Estas observaciones serán comparadas con los resultados del instrumento CIRS para mejorar la interpretación de ambos conjuntos de datos, y servirán también como base para futuras observaciones terrestres en apoyo a las misiones espaciales Cassini y Galileo.

Alfredo Santillán¹, José Franco², Liliana Hernandez ²

(1) Computo Aplicado-DGSCA, UNAM;
(2) IAUNAM

En este trabajo presentaremos resultados recientes de simulaciones numéricas 2D (alta resolución; 1024×1024 zonas) y 3D (resolución intermedia; 128×128×256 zonas) de impactos de nubes de alta velocidad (HVCs) con nuestra Galaxia. En los cálculos bidimensionales encontramos que la inestabilidad de Kelvin--Hemlhotz juega un papel muy importante, tanto en la evolución de las HVCs, como en la respuesta del disco galáctico, después de la colisión. Por otro lado, en nuestras simulaciones 3D podemos estudiar las HVCs con estructura cometaria, es decir, las nubes que presentan simultáneamente un gradiente de densidad y velocidad.

N.A. Silantyev

Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, Apartado Postal 51 y 216, Z.P. 72000, Pue. México

We present simple approximate formulae for intensity and the Stokes parameters of outgoing radiation for magnetized, plane-parallel optically thick atmospheres. We assume that the polarization arizes as a result of the light scattering on free electrons in magnetized plasma of an atmosphere. Our asymptotic formulae take place when the Faraday rotation angle $\psi $ at the optical length tau~1 is large, $\psi \ge 1$, and magnetic field $\le$10⁵ G, when the scattering cross-section has the Thomson value. The formulae describe the radiation for arbitrary direction of magnetic field. The Milne problem, the atmospheres with homogeneous and linearly distributed thermal sources as well as the exponential sources are considered. The superposition of these "standard" sources can represent practically any real distribution of sources in optically thick accretion disks. Polarization for some particular models of magnetic fields on the surface of flat accretion disks are considered (chaotic field in turbulent plasma, axially symmetric plane magnetic field and the field of the magnetic dipole). The presented results allow to calculate or estimate the polarization for large variety of optically thick magnetized accretion disks.

Silich S.¹, Tenorio-Tagle G¹, Muñoz-Tuñon C.² & Cairos L.M.³

(1)INAOE, Tonantzintla, México
(2) Instituto Astrofísico de Canarias, España

E. Sohn, E. Ruiz, L. Salas, L. Gutiérrez, I. Cruz-González

Instituto de Astronomía, UNAM

It has been known that in BIB type Si:As mid-IR detectors the internal gain can be strongly related to the internal noise. We prove that by modifying the internal gain it is possible to increase the signal-to-noise ratio to a level which is consistent with poissonian statistics only.

Wolfgang Steffen

Universidad de Guadalajara

F. Tovar, M.A. Sánchez, Ixchel Meza, Erik Murillo

Facultad de Ingeniería, UNAM

Se presentarán brevemente las actividades de la sociedad, principalmente: publicación de la revista Sidereus nuncius, asi como observaciones en el Observatorio de SAFIR. Se invitará a cualquier organismo, agrupación o institución a que utilicen a SAFIR como medio para involucrar estudiantes para sus proyectos, principalemente en aquellos en los que la ingeniería tenga aplicaciones; a través de servicio social, tesis o algun otro medio de vinculación.

G.H. Tovmassian, J. Greiner, S.V. Zharikov, J. Echevarria, A. Kniazev

(1) Observatorio Astronomico Nacional, México
(2) Astrophysical Institute Potsdam, Alemania
(3) Special Astrophysical Observatory of RAS, Russia

We report on the results of a spectroscopic and photometric study of a new cataclysmic variable, identified as optical counterpart of the X-ray source RX J1554.2+2721 detected by ROSAT. The spectroscopic observations of the relatively bright (16.5) object show systematic radial velocity variations with a semi-amplitude of 140 km/sec. Besides the clear presence of distinct low and high states there are periodic photometric light variations with an amplitude of about 0.15 magnitude in the R band. The orbital period is 2.753 hours thus being within the period gap, at its upper border. The flux distribution in the spectrum of the object shows a substantial contribution of a M4 V secondary, and also bears clear signs of cyclotron emission. Thus, we classify the discovered object as a new member of the AM Her class of magnetic cataclysmic variables. This classification is further supported by the soft X-ray spectrum, the characteristic profiles of the emission lines, the tomography map and the shape of the orbital light curve. A simple fitting of the spectrum in the low and high states suggests a reduced mass transfer rate in RX J1554.2+2721, compared to similar objects outside the period gap.

H.M. Tovmassian¹, V.Chavushyan¹, O.Martinez¹, O.Yam¹, H.Tiersch²

(1) INAOE, Tonantzintla
(2) Koenigsleiten Obs., Munich, Alemania

It is shown, that radial velocity dispersion (RVD) of Hickson compact groups depends on the elongation of groups. It means that HCGs are real physical formations. It is shown also that RVDs of members of loose groups (LGS) in the environment of HCGs depend on the elongation of the whole system HCG+LG. It is found that HCGs are generally associated with LGs members of which are distributed along the elongation determined by principal members of corresponding HCG. The found correlation of RVD with the elongation of HCG shows that members of HCGs and also members of the associated with them LGs move along the elongation of the HCG+LG system. There could be three options for such movement: member galaxies are flying out from the group in opposite directions, the galaxies are falling upon the group from opposite directions, member galaxies are rotating in elongated orbits around the common gravitational center of the whole system. The first two options are ruled out. The third option is the most realistic one.

Hence, HCGs are, probably, virialized and stable rotating formations. In such case all known puzzles related to HCGs (absence of strong infrared and radio sources, absence of strong signes of interaction, the fact that the elliptical members as best candidates for ongoing mergers, are not more frequently first-ranked galaxies, etc...) are eliminated.

O. Vega¹, I. Aretxaga¹, V. Chavushyan¹, R.J. Terlevich^1,2, M. Turatto³

(1) INAOE,Tonantzintla;
(2) IoA, Cambridge,UK;
(3) Observatorio Astronomico di Padova, Italia