Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120130002&lang=en vol. 49 num. 2 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>Thermals in stratified regions of the ISM</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200001&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos un modelo de una burbuja caliente que flota dentro de una región del medio interestelar con estratificación exponencial. Este modelo incluye términos que representan el frenado debido a la presión hidrodinámica y debido a la incorporación de masa ambiental a la burbuja. Calibramos los parámetros libres asociados con estos dos términos mediante una comparación con simulaciones tridimensionales de una burbuja que flota. Finalmente, aplicamos nuestro modelo al caso de una burbuja caliente producida por una supernova que explota dentro del medio interestelar estratificado de la galaxia.<hr/>We present a model of a "thermal" (i.e., a hot bubble) rising within an exponentially stratified region of the ISM. This model includes terms representing the ram pressure braking and the entrainment of environmental gas into the thermal. We then calibrate the free parameters associated with these two terms through a comparison with 3D numerical simulations of a rising bubble. Finally, we apply our "thermal" model to the case of a hot bubble produced by a SN within the stratified ISM of the Galactic disk. <![CDATA[<b>Environmental dependences of star formation rate (SFR), specific star formation rate (SSFR) and stellar mass at fixed luminosity</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200002&lng=en&nrm=iso&tlng=en Empleamos cuatro muestras limitadas en volumen de galaxias principales del Sloan Digital Sky Survey, versión 8 (SDSS DR8) para investigar la dependencia del medio ambiente de la tasa de formación estelar (SFR), la tasa específica de formación estelar (SSFR) y la masa en estrellas a una luminosidad fija. Aún fijando la luminosidad, se observa una fuerte dependencia ambiental de la SFR, la SSFR y de la masa en estrellas: las galaxias en la región de más baja densidad tienden a tener mayores SFR y SSFR, y masa en estrellas menores que las galaxias en la región de más alta densidad. Este resultado sugiere que al fijar la luminosidad no se altera apreciablemente la dependencia ambiental de la SFR, la SSFR y la masa en estrellas de las galaxias, lo cual muestra que la luminosidad no es un parámetro fundamental en las correlaciones entre las propiedades galácticas y el ambiente.<hr/>Using four volume-limited Main galaxy samples of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 8 (SDSS DR8), we have investigated the environmental dependences of the SFR, SSFR and stellar mass at fixed luminosity. At fixed luminosity, we still observe strong environmental dependences of the SFR, SSFR and stellar mass of galaxies: galaxies in the lowest density regime preferentially have a higher SFR or SSFR and lower stellar mass than galaxies in the densest regime. This result suggests that the limitation or fixation of luminosity does not exert substantial influence on the environmental dependences of the SFR, SSFR and stellar mass of galaxies, which further shows that luminosity is not a fundamental parameter in correlations between galaxy properties and the environment. <![CDATA[<b>The VVV-SkZ_pipeline</b>: <b>an automatic PSF-fitting photometric pipeline for the VVV survey</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200003&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos el programa VVV-SkZ_pipeline, un programa fotometrico basado en la suite DAOPHOT, creado para realizar fotometría PSF de los datos de la sondeo público de la ESO "VISTA Variables in the Vía Láctea" (VVV). El programa reemplaza el usuario en el uso iterativo y repetitivo en todas las operaciones, manteniendo todos los beneficios de la precisión de la suite DAOPHOT. El programa suministra un catálogo fotométrico astrometrizado confiable para objetos hasta más de 2 magnitudes mas brillantes que el límite de saturación. El programa también produce fotometría más profunda y más precisa. Estos logros permiten al programa VVV-SkZ_pipeline producir resultados bien anclados al sistema fotométrico estandard selecionado, y analizar fenómenos muy importantes (como TRGB, la pendiente de la RGB, la morfología de la HB, las estrellas RR Lyrae) que otros métodos no alcanzan.<hr/>We present the VVV-SkZ_pipeline, a DAOPHOT-based photometric pipeline, created to perform PSF-fitting photometry of "VISTA Variables in the Vía Láctea" (VVV) ESO Public Survey data. The pipeline replaces the user avoiding repetitive interaction in all the operations, retaining all of the benefits of the power and accuracy of the DAOPHOT suite. The pipeline provides an astrometrized photometric catalog reliable up to more than 2 magnitudes brighter than the saturation limit, where other techniques fail. It also produces deeper and more accurate photometry. These achievements allow the VVV-SkZ_pipeline to produce data well anchored to the selected standard photometric system and analyze important phenomena (i.e. TRGB, RGB slope, HB morphology, RR Lyrae), that other methods are not able to manage. <![CDATA[<b>Diatomic Analytic Molecular Partition Functions for Stellar Atmospheres</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200004&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se formulan funciones de partición aproximadas y sus derivadas para moléculas diatómicas tomando en cuenta el número finito de niveles. Se desarrolla además un procedimiento para obtener expresiones analíticas compactas, sin parámetros libres, necesarias para la evaluación eficiente de algunos coeficientes termodinámicos de la función de partición para moléculas diatómicas de utilidad en el modelado de atmósferas estelares de baja temperatura.<hr/>Approximate partition functions and their derivatives for diatomic molecules are formulated taking into account the finite number of levels. A procedure is developed to derive compact analytic expressions, without free parameters, necessary for the efficient evaluation of some thermodynamic coefficients from the partition functions for diatomic molecules useful in modeling low temperature stellar atmospheres. <![CDATA[<b>Solid state physics of impact crater formation</b>: <b>further considerations</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200005&lng=en&nrm=iso&tlng=en Los cráteres de impacto existen en los planetas con superficies sólidas, en sus satélites y en muchos asteroides. El objeto de este artículo es proponer una expresión teórica para el producto ρr³v1², donde los tres símbolos denotan la densidad de masa, el radio y la velocidad del impacto, respectivamente. Se deriva esta expresión utilizando resultados conocidos de la física del estado sólido. La fórmula puede usarse para estimar los parámetros de los impactadores que han causado la formación de cráteres en diversos cuerpos sólidos del Sistema Solar.<hr/>Impact craters exist on solid surface planets, their satellites and many asteroids. The aim of this paper is to propose a theoretical expression for the product ρr³v1², where the three symbols denote the mass density, radius and speed of the impactor. The expression is derived using well known results of solid state physics, and it can be used in estimating parameters of impactors which have led to formation of craters on various solid bodies in the Solar System. <![CDATA[<b>The latest eruption of planetary nebula IC 2165</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200006&lng=en&nrm=iso&tlng=en Espectroscopía de alta dispersión con rendija abierta de la región interna de la nebulosa planetaria (NP) IC 2165, revela que su temperatura es elevada y relativamente uniforme, mientras que la densidad es mucho mayor cerca del núcleo de la NP. Las abundancias indican que no es una NP de tipo I. Una gran cantidad de calcio y hierro está atrapada en granos. La masa ionizada es al menos ~0.05 M☉. Un modelo de fotoionización (Cloudy, version 10.00) que supone una ley del cuadrado inverso para la densidad y abundancias típicas de NP que no son de tipo I, reproduce razonablemente bien el espectro y los cocientes de líneas sensibles a densidad y temperatura, pero no las propiedades globales de la NP. Todo indica que IC 2165 fue producida por una estrella A5 V de 2 M☉ y pobre en metales, que arrancó hace unos 2 x 10(9) años.<hr/>Open slit high dispersion spectroscopic observations of the inner region of planetary nebula (PN) IC 2165 indicate that the object has a relatively uniform and high electron temperature, with its density being much larger close to the PN nucleus. Abundances imply that it is a non-type I PN. Calcium and iron have been heavily depleted into grains. The ionized mass is at least ~0.05 M☉. A photoionization model (Cloudy, version 10.00) assuming an inverse square law for the density and abundances typical of a non-type I PN, produced a fair replica of the spectrum and of all electron density and temperature sensitive line ratios, but not of the global properties of this object. All evidence indicates that IC 2165 was produced by a metal poor 2 M☉ A5 V star that took off some 2 x 10(9) yr ago. <![CDATA[<b>V1135 Herculis</b>: <b>a double-lined eclipsing binary with an Anomalous Cepheid</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200007&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se obtuvieron curvas de luz en BVR y velocidades radiales para la binaria eclipsante de doble línea V1135 Her. Nuestro análisis de las curvas de luz en varios colores y de las velocidades radiales nos permitió la determinación de propiedades estelares fundamentales para ambas componentes de este interesante sistema. El sistema está formado por dos estrellas evolucionadas G1+K3, intermedias entre gigantes y supergigantes, con masas M1= 1.461±0.054 M☉, M2 = 0.504±0.040 M☉, y radios R1 = 27.1 ±0.4 R☉, R2 = 10.4±0.2 R☉. La mayor parte de los parámetros observados y calculados para V1135 Her, así como su ubicación en los diagramas color-magnitud y período-luminosidad indican que su clasificación debe ser Cefeida Anómala.<hr/>BVR light curves and radial velocities for the double-lined eclipsing binary V1135 Her were obtained. Our analyses of the multi-color light curves and radial velocities led to the determination of fundamental stellar properties of both components of the interesting system V1135 Her. The system consists of two evolved stars, G1+K3 between giants and supergiants, with masses of M1 = 1.461 ±0.054 M☉ and M2 = 0.504 ± 0.040 M☉ and radii of R1 = 27.1 ± 0.4 R☉ and R2 = 10.4 ± 0.2 R☉. Most of the observed and calculated parameters of the VI135 Her and its location on the color-magnitude and period-luminosity diagrams lead to a classification of an Anomalous Cepheid. <![CDATA[<b>Chemical Evolution and the Galactic Habitable Zone of M31</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200008&lng=en&nrm=iso&tlng=en Calculamos la Zona de Habitabilidad Galáctica (ZHG) de M31 basándonos en la probabilidad de formación de planetas terrestres dependiente de la metalicidad (Z) del medio interestelar. La ZHG fue determinada a partir de un modelo de evolución química construido para reproducir un gradiente de metalicidad en el disco galáctico: [O/H](r)=-0.015 dex kpc-1 x r(kpc) + 0.44 dex. Suponiendo que los planetas tipo Tierra se forman bajo una ley de probabilidad que sigue la distribución de Z mostrada por las estrellas con planetas, la ZHG más probable se localiza entre 3 y 7 kpc para planetas con edades entre 6 y 7 Ga, aunque el mayor número de estrellas con planetas habitables se encuentra en un anillo localizado entre 12 y 14 kpc y edad promedio de 7 Ga. El 11% y 6.5% de todas las estrellas formadas en M31 tendrían planetas capaces de albergar vida básica y compleja, respectivamente.<hr/>We have computed the Galactic Habitable Zones (GHZs) of the Andromeda galaxy (M31) based on the probability of terrestrial planet formation, which depends on the metallicity (Z) of the interstellar medium, and the number of stars formed per unit surface area. The GHZ was obtained from a chemical evolution model built to reproduce a metallicity gradient in the galactic disk, [O/H](r)=-0.015 dex kpc-1x r(kpc) + 0.44 dex. If we assume that Earth-like planets form with a probability law that follows the Z distribution shown by stars with detected planets, the most probable GHZ per pc² is located between 3 and 7 kpc for planets with ages between 6 and 7 Gyr. However, the highest number of stars with habitable planets is located in a ring between 12 and 14 kpc with a mean age of 7 Gyr. 11% and 6.5% of the all formed stars in M31 may have planets capable of hosting basic and complex life, respectively. <![CDATA[<b>The photoevaporation of a neutral structure by an EUV+FUV radiation field</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200009&lng=en&nrm=iso&tlng=en La radiación fotoionizante EUV y la radiación fotodisociante FUV de estrellas nacientes fotoevaporan la nube donde nacen, llevando a la formación de grumos densos que eventualmente podrían formar estrellas adicionales. Estudiamos los efectos de incluir un flujo fotodisociante FUV, en modelos de fragmentación de una nube molecular fotoevaporada y autogravitante. Llevamos a cabo simulaciones 3D de la interacción de una nube inhomogénea, neutra y autogravitante, con una radiación externa de campos EUV y FUV, y calculamos el número y la masa de los grumos que están en colapso. Encontramos que la presencia de una región de fotodisociación entre la región HII y la nube molecular tiene un efecto importante en la formación de estructuras densas debido a la expansión de una región HII. En particular, incluir un campo FUV lleva a una formación más temprana de un número mayor de grumos densos, los cuales podrían llevar a la formación de un número mayor de estrellas.<hr/>The EUV photoionizing radiation and FUV dissociating radiation from newly born stars photoevaporate their parental neutral cloud, leading to the formation of dense clumps that could eventually form additional stars. We study the effects of including a photodissociating FUV flux in models of the fragmentation of a photoevaporating, self-gravitating molecular cloud. We compute 3D simulations of the interaction of an inhomogeneous, neutral, self-gravitating cloud with external EUV and FUV radiation fields, and calculate the number of collapsing clumps and their mass. We find that the presence of an outer photodissociation region has an important effect on the formation of dense structures due to the expansion of an HII region. In particular, including a FUV field leads to the earlier formation of a larger number of dense clumps, which might lead to the formation of more stars. <![CDATA[<b>Open Clusters in Carina</b>: <b>NGC 3603, Westerlund 2 and Sher 1</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200010&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presentan observaciones polarimétricas en las bandas U BV RI de estrellas situadas en la dirección de los cúmulos NGC 3603, Westerlund 2 y Sher 1, con el propósito de estudiar las características del polvo entre el Sol y los cúmulos, evidencias polarimétricas de la existencia (o no) de enrojecimiento anómalo en NGC 3603 y en Westerlund 2, y la identificación de estrellas con indicios de polarización intrínseca. 40% de las estrellas observadas en Westerlund 2 presentan indicios de polarización intrínseca, porcentaje similar al encontrado en NGC 6611 y en IC 2944; en cambio, en NGC 3603 es mucho menor. Las eficiencias polarimétricas medias son bajas por la presencia de varias nubes de polvo interestelar entre los objetos y el Sol. Se apoya la existencia de enrojecimiento anómalo en NGC 3603, mientras que en Westerlund 2 existen leves indicios de ello.<hr/>We present polarimetric observations in the U BV RI bands of stars located in the directions of NGC 3603, Westerlund 2 and Sher 1. Our main objectives are to study the characteristics of the dust lying between the Sun and the clusters, to analyze polarimetric evidence on the existence (or not) of abnormal reddening in NGC 3603 and Westerlund 2; and to identify stars with signatures of intrinsic polarization. 40% of the stars observed in Westerlund 2 display indications of intrinsic polarization, a percentage similar to those found in the open clusters NGC 6611 and IC 2944: but in NGC 3603 it is very small. Mean polarization efficiencies are low, due to the presence of several dust clouds located in the way to the clusters. We are in favor of the existence of abnormal reddening in NGC 3603, while in Westerlund 2 there are only indications. <![CDATA[PAHs as Tracers of Local AGN-Starburst Connection]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200011&lng=en&nrm=iso&tlng=en El objetivo central de este trabajo fue investigar cómo procesos energéticos asociados a la actividad de los núcleos activos de galaxias están vinculados con aquellos que son debidos a la actividad de formación estelar nuclear y circunnuclear. Se usaron datos fotométricos y espectroscópicos con el fin de discriminar estos procesos en un conjunto de galaxias con brote de formación estelar, galaxias infrarrojas y AGNs. Se proponen nuevos diagramas de diagnóstico basados en la emisión de PAH en 7.7 μm, la razón entre la emisión en el infrarrojo medio y lejano L(MIR, FIR) y el parámetro q. Los diagramas de diagnóstico permiten comparar el comportamiento de los cuasares y galaxias Seyfert 1- Seyfert 2 con las galaxias con brote, y los LIRGs-ULIRGs.<hr/>The main purpose of this research was to investigate how energetic processes associated with active galactic nuclei (AGN) are related to those due to nuclear or circumnuclear star formation activity. Photometric and spectroscopic data were used to discriminate between these processes in a sample of starburst, infrared galaxies and AGNs. Here, we propose new diagnostic diagrams based on the 7.7 μm polycyclic aromatic hydrocarbon emission band, the L(MIR,FIR) infrared ratio and the q parameter. The diagnostic diagrams allow us to discriminate the behavior of quasars and Seyfert 1-Seyfert 2 galaxies from starbursts and LIRGs-ULIRGs objects. <![CDATA[<b>What Do the Star Formation Histories of Galaxies Tell Us About the Starburst-AGN Connection?</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200012&lng=en&nrm=iso&tlng=en Determinamos las historias de formación estelar normal (SFHs) xias con líneas de emisión angostas clasificadas como galaxias con formación estelar (SFGs), objetos de transición (TOs), Seyfert 2 (Sy2s) y LINERs. La SFH varía con el tipo de actividad, según la masa de las galaxias y la importancia del bulbo: los LINERS residen en las galaxias más masivas de tipos morfológicos más tempranos, las Sy2s y los TOs en galaxias de masas intermediares con tipos morfológicos también intermediares, y las SFGs están hospedadas en galaxias espirales tardías de masas menores. También se encontró que la tasa máxima de formación estelar en el pasado aumenta con la masa virial en la apertura (VMA). Esto sugiere que los bulbos y los agujeros negros super masivos en los centros de galaxias se desarrollan en paralelo, de acuerdo con la relación M BH-&sigma;*.<hr/>We have determined the normal star formation histories (SFHs) for narrow emission line galaxies classified as star forming galaxies (SFGs), transition type objects (TOs), Seyfert 2s (Sy2s) and LINERs. The SFH varied with the activity type, following the mass of the galaxies and the importance of their bulge: LINERs reside in massive early-type galaxies, Sy2s and TOs in intermediate mass galaxies with intermediate morphological types, and SFGs are hosted in lower mass late-type spirals. Also, the maximum star formation rate in the past was found to increase with the virial mass within the aperture (VMA). This correlation suggests that the bulges and the supermassive black holes at the center of galaxies grow in parallel, in good agreement with the relation M BH-&sigma;*. <![CDATA[<b>Time Variation of the O/H Radial Gradient in the Galactic Disk Based on Planetary Nebulae</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200013&lng=en&nrm=iso&tlng=en La controversia sobre la variación en el tiempo de los gradientes radiales de abundancias puede, en principio, ser resuelta estimando los gradientes a partir de nebulosas planetarias (PN) que provengan de estrellas centrales (CSPN) de distintas edades. En este trabajo consideramos cuatro muestras de CSPN cuyas edades han sido estimadas por tres métodos distintos, y estimamos los gradientes de la abundancia de oxígeno para estos objetos. Los resultados sugieren pequeñas diferencias entre las CSPN más jóvenes y las más viejas. Los objetos más jóvenes tienen abundancias de oxígeno similares o un poco mayores que las de los objetos más viejos, y los gradientes son similares para ambos grupos. En consecuencia, el gradiente radial de O/H no ha cambiado apreciablemente durante los tiempos de vida de los objetos estudiados, de modo que no se espera que los gradientes para las PN sean muy distintos de los observados en objetos más jóvenes, lo cual parece encontrar sustento en datos observacionales recientes.<hr/>The controversy on the time variation of the radial abundance gradients can in principle be settled by estimating the gradients from planetary nebulae (PN) ejected by central stars (CSPN) with different ages. In this work, we consider four samples of CSPN whose lifetimes have been estimated using three different methods and estimate the oxygen abundance gradients for these objects. The results suggest some small differences between the younger and older CSPN. The younger objects have similar or slightly higher oxygen abundances compared with the older objects, and the gradients of both groups are similar within the uncertainties. Therefore, the O/H radial gradient has not changed appreciably during the lifetime of the objects considered, so that PN gradients are not expected to be very different from the gradients observed in younger objects, which seems to be supported by recent observational data. <![CDATA[<b>Radio Sources Embedded in the Dense Core B59, the "Mouthpiece" of the Pipe Nebula</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200014&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos observaciones de continuo realizadas con el Very Large Array a 8.3 GHz del núcleo denso B59 en la nebulosa de la Pipa. Detectamos seis fuentes compactas, de las cuales cinco están asociadas a las cinco fuentes más luminosas en 70 μm en la región, mientras que la fuente restante es probablemente extragaláctica. Proponemos que la emisión en radio es libre-libre y procede de los vientos ionizados presentes en estas protoestrellas. Discutimos el impacto cinemático de estos vientos en la nube. También proponemos que estos vientos son ópticamente gruesos en radio pero ópticamente delgados en rayos X y esta característica puede explicar porque los rayos X de la magnetósfera se detectan en tres de las fuentes, mientras que la emisión de radio está probablemente dominada por emisión libre-libre de las capas externas del viento.<hr/>We present Very Large Array continuum observations made at 8.3 GHz toward the dense core B59, in the Pipe Nebula. We detect six compact sources, of which five are associated with the five most luminous sources at 70 μm in the region, while the remaining one is probably a background source. We propose that the radio emission is free-free from the ionized outflows present in these protostars. We discuss the kinematical impact of these winds in the cloud. We also propose that these winds are optically thick in radio but optically thin in X-rays, and that this feature can explain why X-rays from the magnetosphere are detected in three of them, while the radio emission is probably dominated by the free-free emission from the external layers of the wind. <![CDATA[<b>Atomic Interpretation of the 13 keV Emission Feature in Three AXPs</b>: <b>4U 0142+61, XTE J1810-197 and 1E 1048.1-5937</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200015&lng=en&nrm=iso&tlng=en En la última década, tres pulsores con emisión anómala en rayos X (AXPs) han mostrado una emisión en 13 keV en algunos de sus espectros. Este rasgo se interpreta comúnmente como debido a emisión protón-ciclotrón. Sin embargo, esta interpretación presenta varios problemas, incluyendo la coincidencia en 13 keV en las tres fuentes (lo cual implica el mismo campo magnético para las tres). En este trabajo investigamos la posibilidad de que la línea sea de origen atómico, así como las implicaciones que esto tendría para el entorno de los pulsores AXP.<hr/>In the past decade, three anomalous X-ray pulsars (AXPs) have shown emission features at ~13 keV in some of their burst spectra. This feature is commonly interpreted as proton-cyclotron in nature. However there are several problems with this interpretation, including the coincidence at ~13 keV in all three sources (implying the same magnetic field). In this paper we investigate the possibility that the line is atomic in origin, and the implications that this has for the environment around Anomalous X-Ray Pulsars. <![CDATA[<b><i>V</i></b><b> Band Photometry of the SN 2003gf Supernova Utilizing the 2MASS Ca</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200016&lng=en&nrm=iso&tlng=en Hemos obtenido varias imágenes de la supernova SN 2003gf en el Observatorio de Maranganí (departamento de Cusco, Perú), en la noche del 3 al 4 de julio del 2003, a partir de lo cual hemos estimado su brillo en la banda V, obteniendo una magnitud de 15.10 ± 0.09. Esto fue conseguido con una calibración apropiada del campo de estrellas, considerando los datos fotométricos de las bandas infrarrojas del catálogo 2MASS. La precisión conseguida tiene un razonable concordancia con las mediciones realizadas por otros observadores.<hr/>We obtained several images of SN 2003gf at the Marangani Observatory (Peru) on the night 3-4 July 2003 from which we have estimated its brightness in the V band, as 15.10 ±0.09 mag. This was obtained after a proper calibration of the starfield, considering the photometric data of the infrared bands of the 2MASS catalog. The precision achieved shows a reasonable agreement with measurements by other observers. <![CDATA[<b>Evidence for Past Knot Mergers in the HH34 Jet</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012013000200017&lng=en&nrm=iso&tlng=en Dentro de ≈30" de la fuente, el jet de HH34 tiene una cadena de nudos bien alineados. Las posiciones y los movimientos propios de estos nudos pueden ser usados para determinar tiempos dinámicos, y para estimar el período de eyección (tomando diferencias entre los tiempos dinámicos de nudos sucesivos). De esta manera, encontramos mayores períodos estimados para los nudos a mayores distancias de la fuente (o sea, a mayores tiempos dinámicos). Interpretamos este resultado con un modelo en que los nudos tienen una variabilidad azarosa de baja amplitud (≈15-20%) en su velocidad de eyección y un período bien definido de ≈16 años, lo cual lleva a la producción de algunos eventos de fusión de nudos.<hr/>Within ≈30" from the outflow source, the HH34 jet has a chain of well aligned knots. The positions and proper motions of these knots can be used to determine dynamical timescales, and estimates of the ejection period (by taking differences between the dynamical timescales of the successive knots). Through this exercise, we find that larger estimated ejection periods are found for the knots further away from the outflow source (i.e., for the knots with larger dynamical timescales). We interpret this result in terms of a model in which the knots have a low amplitude (≈15-20%) random ejection velocity variability and a well defined period of ≈16 yr, leading to a few knot-merging events.