Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120160001&lang=en vol. 52 num. 1 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[A cross-check for H <strong><sub>0</sub></strong> from lyman-α forest and baryon. Acoustic oscillations]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100003&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: A new method is proposed to infer the Hubble constant Ho through the ob served mean transmitted flux from high-redshift quasars and the baryon acoustic oscillations (BAOs). A semi-analytical model for the cosmological-independent vol ume density distribution function was adopted; it allowed us to obtain constraints on the cosmological parameters once a moderate knowledge of the Inter Galactic Medium (IGM) parameters is assumed. Our analysis, based on two different sam ples of Lyman-α forest and the BAO measurement, restricts (h,Ω m) to the intervals 0.19 ≤ Ω m ≤ 0.23 and 0.53 ≤ h ≤ 0.82 (1σ). Although the constraints are weaker compared with other estimates, we point out that, with a bigger sample and a better knowledge of the IGM, this method could provide complementary results to measure the Hubble constant independently of the cosmic distance ladder.<hr/>Resumen: Se propone un nuevo método para inferir el valor de la constante de Hubble. Ho, mediante el flujo medio observado de cuásares de alto corrimiento al rojo y las oscilaciones acústicas de los bariones (BAOs). Se adopta un modelo semianalítico para la distribución de densidad volumétrica independiente de la cosmología que nos permite obtener límites para los parámetros cosmológicos una vez que se cuenta con una aceptable estimación de los parámetros del medio intergaláctico (IGM). Basado en dos muestras diferentes del bosque de Lyman-α y en la medición de las BAOs, nuestro análisis restringe (h,Ω m) a los intervalos 0.19 ≤ Ω m ≤ 0.23 y 0.53 ≤ h ≤ 0.82. Si bien estos límites son menos estrictos que los que se obtienen por otros métodos, señalamos que con muestras más numerosas y con un mejor conocimiento del IGM nuestro método podría aportar resultados complementarios para la determinación de la constante de Hubble, independientemente de la escala cósmica de distancias. <![CDATA[Halo occupation distributions of moderate X-ray AGNS formed through major and minor mergers in A Λ-CDM Cosmology]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100011&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: Motivated by the shape of the halo occupation distribution (HOD) of X-ray selected AGNs in the COSMOS field recently inferred by Allevato et al., we investigated the HOD properties of moderate X-ray luminosity active galactic nuclei (mXAGNs) using a simple model based on the merging activity between dark matter halos (DMHs) in a ΛCDM cosmology. The HODs and number densities of the simulated mXAGNs at z = 0.5, under the above scenarios were compared with the results of Allevato et al. We found that the simulated HODs of major and minor mergers, and the observed HODs of mXAGNs are consistent. Our main result is that minor mergers, contrary to what one might expect, can play an important role in the activity of mAGNs.<hr/>Resumen: Motivados por la forma de la distribución de ocupación de halos (HOD) de núcleos activos de galaxias (AGNs) seleccionados por rayos X en el campo de COSMOS, inferida por Allevato et al., investigamos la HOD de núcleos activos de galaxias en rayos X moderados (mXAGNs) usando un modelo basado en la fusión entre halos de materia oscura (DMHs) en una cosmología ΛCDM. La HOD y las densidades numéricas de los mXAGNs simulados en z = 0.5 en los escenarios anteriores se calcularon y compararon con los resultados de Allevato et al. Encontramos un comportamiento similar entre las HODs simuladas de fusiones mayores y menores, y la observada para los mXAGNs. El resultado principal es que las fusiones menores, en contra de lo que se podría esperar, pueden desempeñar un papel importante en la activación de los mAGNs. <![CDATA[Pipe3D, a pipeline to analyze integral field spectroscopy data: I. New fitting philosophy of FIT3D]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100021&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We present an improved version of FIT3D, a fitting tool for the analysis of the spectroscopic properties of the stellar populations and the ionized gas derived from moderate resolution spectra of galaxies. This tool was developed to analyze integral field spectroscopy data and it is the basis of P 3D, a pipeline used in the analysis of CALIFA, MaNGA, and SAMI data. We describe the philosophy and each step of the fitting procedure. We present an extensive set of simulations in order to estimate the precision and accuracy of the derived parameters for the stellar populations and the ionized gas. We report on the results of those simulations. Finally, we compare the results of the analysis using FIT3D with those provided by other widely used packages, and we find that the parameters derived by FIT3D are fully compatible with those derived using these other tools.<hr/>Resumen: Presentamos una versión mejorada de FIT3D, una herramienta de ajuste para el análisis de las poblaciones estelares y el gas ionizado en espectros de galaxias de resolución intermedia. La misma se desarrolló para el análisis de datos de espectroscopía de campo integral y es la base de P 3D, un dataducto usado en el análisis de datos de los muestreos CALIFA, MaNGA y SAMI. Describimos la filosofía y los pasos seguidos en el ajuste, presentando un conjunto amplio de simulaciones con el fin de estimar la precisión de los parámetros derivados, mostrando el resultado de dichas simulaciones. Finalmente, comparamos el resultado del análisis con FIT3D y el obtenido mediante otros paquetes de uso frecuente, encontrando que los parámetros derivados son totalmente compatibles. <![CDATA[Unveiling new associations in puppis]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100055&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: A combined photometric and polarimetric analysis of OB stars known from two searches of OB stars in the Puppis region resulted in the identification of a new OB association located at a distance of 2.6 kpc from the Sun and with a main concentration at l = 249.°3, b = -4.° 6. There is another young group at a greater distance (4.4 kpc) that partially overlaps the first one on the (l, b) plane. The polarization efficiency of the dust towards the association is very low (1.25). The parameters of the ISM in the central region of the association are Pv = 1.21 ± 0.18(%) and θv = 140.°2 ± 3.°3; the dust grains are of normal size, similar to the mean for the ISM (0.55 μm). We discuss the location of both groups and propose the OB association as part of the local arm, while the other group would be part of the Perseus arm, according to the four-arm model of Hou &amp; Han.<hr/>Resumen: Presentamos un análisis fotométrico y polarimétrico de estrellas OB conocidas por búsquedas de este tipo de estrellas en la región de Puppis. Se ha identificado una nueva asociación a una distancia de 2.6 kpc desde el Sol, cuya concentración principal está en (l = 249.°3, b = -4.°6). Hemos encontrado otro grupo joven a una mayor distancia (4.4 kpc), que se superpone parcialmente en la mismas coordenadas galácticas. La eficiencia de la polarización es extremadamente baja. Los parámetros del ISM para estrellas de la parte central de la asociación son Pv = 1.21 ± 0.18(%) y θv = 140.°2 ± 3.°3; y los granos de polvo tienen un tamaño normal. Discutimos la ubicación de ambos grupos y proponemos que la asociación se sitúa sobre el brazo Local, mientras que el otro grupo sería parte del brazo de Perseo, siguiendo el modelo de 4 brazos propuesto por Hou &amp; Han. <![CDATA[3D modeling of spectra and light curves of hot Jupiters with PHOENIX; a first approach]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100069&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: A detailed global circulation model was used to feed the PHOENIX code and calculate 3D spectra and light curves of hot Jupiters. Cloud free and dusty radiative fluxes for the planet HD179949b were modeled to show differences between them. The PHOENIX simulations can explain the broad features of the observed 8 μ,m light curves, including the fact that the planet-star flux ratio peaks before the secondary eclipse. The PHOENIX reflection spectrum matches the Spitzer secondary-eclipse depth at 3.6 μ,m and underpredicts eclipse depths at 4.5, 5.8 and 8.0 μ,m. These discrepancies result from the chemical composition and suggest the incorporation of different metallicities in future studies.<hr/>Resumen: Se usó un modelo de circulación global como entrada para el código PHOENIX y para calcular espectros y curvas de luz tridimensionales de Júpiters calientes. Modelamos flujos radiativos de atmósferas con polvo y sin nubes para el planeta HD179949b para mostrar diferencias entre ellos. Las simulaciones con el código PHOENIX pueden explicar las propiedades generales de las curvas de luz observadas a 8 μm, incluyendo el hecho de que la razón de flujo planeta-estrella alcance su máximo antes del eclipse secundario. El espectro de reflexión calculado con PHOENIX reproduce los valores del Spitzer para la profundidad del eclipse secundario a 3.6 μm. pero subestima los valores a 4.5, 5.8 y 8.0 μ,m. Estas discrepancias provienen de la composición química y proporcionan una motivación para incorporar diferentes metalicidades en estudios futuros. <![CDATA[New galerkin operational matrices for solving lane-Emden type equations]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100083&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: Lane-Emden type equations model many phenomena in mathematical physics and astrophysics, such as thermal explosions. This paper is concerned with introducing third and fourth kind Chebyshev-Galerkin operational matrices in order to solve such problems. The principal idea behind the suggested algorithms is based on converting the linear or nonlinear Lane-Emden problem, through the application of suitable spectral methods, into a system of linear or nonlinear equations in the expansion coefficients, which can be efficiently solved. The main advantage of the proposed algorithm in the linear case is that the resulting linear systems are specially structured, and this of course reduces the computational effort required to solve such systems. As an application, we consider the solar model polytrope with n = 3 to show that the suggested solutions in this paper are in good agreement with the numerical results.<hr/>Resumen: Las ecuaciones tipo Lane-Emden se usan para modelar fenómenos en la física matemática y en la astrofísica, tales como explosiones térmicas. Presentamos matrices operacionales de Chebyshev-Galerkin de tercera y cuarta clase para la solución de este tipo de problemas. La idea principal se basa en la conversión, mediante métodos espectrales, de la ecuación lineal o no lineal de Lane-Emden en un sistema de ecuaciones lineales o no lineales de los coeficientes de expansión, el cual se resuelve eficientemente. La principal ventaja del algoritmo propuesto en el caso lineal es que los sistemas lineales resultantes están estructurados, lo cual facilita el cómputo. Como aplicación, consideramos un modelo politrópico con n = 3 para el Sol y mostramos que las soluciones que proponemos concuerdan con los resultados numéricos. <![CDATA[Standard stars for the high-velocity and metal-poor project at San Pedro Mártir]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100093&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: The main documentation for the primary and secondary standard stars used in the high-velocity and metal-poor stars project is presented. Observations were taken using the Strömgren-Crawford, uvby-Hβ, 6-channel, spectrophotometry equipment with the H.L. Johnson 1.5-m telescope at the Observatorio Astronómico Nacional, San Pedro Mártir, between 1987 and 2007. Standard photometric values from the literature are reported for our standard stars, as well as transformed standard values, errors in the instrumental system, the transformation coefficients obtained for the standard system, the transformation errors, and the methods used to obtain such photometric observations and their standard transformations.<hr/>Resumen: Presentamos la documentación principal de las estrellas estándares primarias y secundarias empleadas en el proyecto de observación de estrellas de alta velocidad y baja metalicidad. Los datos observacionales fueron obtenidos con el fotómetro de seis canales en el sistema de Strómgren-Crawford, uvby -Hβ, utilizando el telescopio de 1.5-m, H.L. Johnson, en el Observatorio Astronómico Nacional, San Pedro Mártir entre 1987 y 2007. Se reportan los valores fotométricos estándares de la literatura, así como los valores estándares transformados, los errores en el sistema instrumental, los coeficientes de transformación obtenidos en el sistema estándar, los errores en la transformación, así como la metodología con las que se realizaron dichas observaciones y transformaciones al sistema estándar. <![CDATA[Tidal shear and the V1309 SCO merger]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100113&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We show that the observed decline in the orbital period of the merger candidate V1309 Sco could have been driven by tidal shear energy dissipation, Ės. This mechanism becomes relevant once the expanding layers of an evolving star rotate asynchronously. For a 1Mʘ + 0.8Mʘ system with orbital period P=1.44d, we find that Ės can power a growth in stellar radius from 1.50Rʘ to 1.85Rʘ in the primary over the course of ≃ 5 years, during which the rate of period change goes from ≃ 1000 yr to ≃ 170 yr, in agreement with the observations. The kinematical viscosity used for these calculations is estimated from the maximum tidal flow speed and from the extension of the the tidal bulge, and is thus a function of the stellar and orbital parameters.<hr/>Resumen: Se muestra que la disipación de energía Ės debida a la interacción por fuerzas de marea puede haber sido la responsable de la disminución en el período orbital observado en el sistema binario V1309, sistema en donde posiblemente han coalescido sus dos componentes. Ės aparece cuando la velocidad de rotación de las capas externas de una estrella binaria se salen de sincronía con el movimiento orbital. Mostramos que bajo este electo, una estrella de 1Mʘ con una compañera de 0.8Mʘ puede aumentar su radio de 1.50Rʘ a 1.85Rʘ en un tiempo de ≃ 5 años. Mientras tanto, el período orbital disminuye al mismo ritmo que el observado en V1309 Seo. La viscosidad cinemática v que utilizamos se estima a partir de las perturbaciones máximas de la componente horizontal de la velocidad y del radio estelar. Es decir, v es función de los parámetros estelares y orbitales del sistema. <![CDATA[Cosmological bounds on open FLRW solutions of massive gravity]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100125&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: In this work we analysed some cosmological bounds concerning an open FLRW solution oí massive gravity. The constraints from recent observational H(z) data are found and the best fit values for the cosmological parameters are in agreement with the ɅCDM model, and also point to a nearly open spatial curvature, as expected from the model. The graviton mass dependence with the constant parameters α 3 and α4 related to the additional lagrangians terms of the model, are also analysed, and we obtain a strong dependence on such parameters, although the condition m g ≃ H 0 -1 seems dominant for a large range of the parameters α 3 and α4.<hr/>Resumen: En este trabajo analizamos algunos límites cosmológicos dados por una solución FLRW para la gravedad masiva. Encontramos los límites para datos observacionales recientes de H(z) y mostramos que los mejores ajustes para los valores de los parámetros cosmológicos concuerdan con el modelo ɅCDM e indican una curvatura espacial aproximadamente abierta, como se espera. También se analiza la variación de la masa del gravitón con las constantes α 3 y α4 relacionadas con los términos lagrangianos adicionales del modelo, y se obtiene una fuerte dependencia de tales parámetros. Sin embargo, la condición m g ≃ H 0 -1 parece dominar en un intervalo amplio de los parámetros α 3 y α4. <![CDATA[Testing the isotropy of the Hubble expansion]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100133&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We have used the Union2.1 SNIa compilation to search for possible Hubble expansion anisotropies, dividing the sky in 9 solid angles containing roughly the same number of SNIa, as well as in two Galactic hemispheres. We identified only one sky region, containing 82 SNIa (~15% of total sample with z &gt; 0.02), that indeed appears to share a Hubble expansion significantly different from the rest of the sample. However, this behaviour can be attributed to the joint "erratic" behaviour of only three SNIa and not to an anisotropic expansion. We also find that the northern and southern galactic hemispheres have different cosmological parameter solutions, but still not significant enough to support a Hubble expansion anisotropy. We conclude that even a few outliers can induce artificial indications of anisotropies, when the number of analysed SNIa is relatively small.<hr/>Resumen: Hemos utilizado la compilación Union2.1 de SNIa para buscar posibles anisotropías de la expansión de Hubble, dividiendo el cielo en 9 ángulos sólidos que contienen más o menos el mismo número de SNIa, así como en dos hemisíerios galácticos. Como resultado se identificó una región del cielo que contiene 82 SNIa (15% del total con z &gt; 0.02) y que parece tener un comportamiento de expansión Hubble muy diíerente del resto de la muestra. Sin embargo, la causa es un electo sistemático relacionado mayormente con el comportamiento "errático" de sólo tres SNIa. Además, el análisis por separado de los dos hemisíerios galácticos da como resultado diferentes parámetros cosmológicos, pero todavía no es suficientemente significativo para afirmar la detección de una anisotropía de la expansión Hubble. Concluimos que si se incluyen en el análisis unas pocas SNIa con valores atípicos pueden obtenerse indicaciones artificiales de anisotropías. <![CDATA[A method for local rectification of 2MASS positions with UCAC4]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100143&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We propose to locally rectify 2MASS with respect to UCAC4 in order to diminish the systematic differences between these catalogs. We develop a rectification method that starts computing the weighted mean differences 2MASS-UCAC4 on a regular grid on the sky. The corrections that are later applied to 2MASS positions are obtained by a spline interpolation of the mean values calculated on the grid. The method is tested in four 3° x 3° fields in the ecliptical zone; after rectification in all of them the systematic differences are reduced well below the random dif ferences. The 2MASS catalog rectified with the proposed method can be regarded as an extension of UCAC4 for astrometry, with an accuracy of around 90 mas in the positions, and with negligible systematic errors, for instance for the astrometrie reduction of small field CCD images.<hr/>Resumen: Se propone rectificar localmente 2MASS con respecto a UCAC4 con el fin de disminuir las diferencias sistemáticas entre estos catálogos. Se desarrolla un método de rectificación que parte del cálculo de diferencias medias ponderadas 2MASS-UCAC4 en una cuadrícula regular en el cielo. Las correcciones que posteriormente se aplican a las posiciones 2MASS se obtienen mediante una interpolación spline de los valores medios calculados en la malla. El método se probó en cuatro campos de 3°x3° en la zona ecliptical. Después de la rectificación en todos ellos las diferencias sistemáticas se reducen muy por debajo de las diferencias aleatorias. El catálogo 2MASS rectificado con el método propuesto puede considerarse como una extensión de UCAC4 para su uso en astrometría con una precisión de alrededor de 90 milisegundos de arco, y con errores sistemáticos despreciables, por ejemplo para la reducción astrométrica de imágenes CCD de pequeño campo. <![CDATA[The formation mass of a binary system via fragmentation of a rotating parent core with increasing total mass]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100155&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We present a set of numerical simulations of the gravitational collapse of a uniform and rotating core, in which azimuthal symmetric mass seeds are initially implemented in order to favor the formation of a dense filament, out of which a binary system may be formed by direct fragmentation. We observe that this binary formation process is diminished when the total mass of the parent core M 0 is increased; then we increase the level of the ratio of rotational energy to the gravitational energy, denoted by β, initially supplied to the rotating core, in order to achieve the desired direct fragmentation of the filament. We measure the binary mass M f obtained from an initial M 0 and then show a schematic diagram M 0 vs β, where the desired binary configurations are located. We also report some basic physical data of the fragments.<hr/>Resumen: Presentamos un conjunto de simulaciones numéricas del colapso gravitacional de un núcleo uniforme y rotante, en el cual semillas de masa con simetría azimutal se implementan inicialmente con el propósito de favorecer la formación de un filamento denso, a partir del cual un sistema binario se puede formar mediante fragmentación directa. Observamos que este proceso de formación binaria se inhibe cuando la masa total del núcleo progenitor M 0 se incrementa; entonces aumentamos el nivel de la razón de energía rotacional a la energía gravitacional, denotada por β, que se proporciona inicialmente al núcleo rotante con el propósito de lograr la fragmentación directa deseada del filamento. Medimos la masa binaria M f que se obtiene a partir de una masa inicial M 0 y construimos un diagrama esquemático M 0 vs β, en donde las configuraciones binarias deseadas se ubican. También reportamos algunos datos físicos básicos de los fragmentos. <![CDATA[Pipe3D, a pipeline to analyze integral field spectroscopy data: II. Analysis sequence and CALIFA dataproducts]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000100171&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract: We present P 3D, an analysis pipeline based on the FIT3D fitting tool, developed to explore the properties of the stellar populations and ionized gas of integral field spectroscopy (IFS) data. P 3D was created to provide coherent, simple to distribute, and comparable dataproducts, independently of the origin of the data, focused on the data of the most recent IFU surveys (e.g., CALIFA, MaNGA, and SAMI), and the last generation IFS instruments (e.g., MUSE). In this article we describe the different steps involved in the analysis of the data, illustrating them by showing the dataproducts derived for NGC 2916, observed by CALIFA and P-MaNGA. As a practical example of the pipeline we present the complete set of dataproducts derived for the 200 datacubes that comprises the V500 setup of the CALIFA Data Release 2 (DR2), making them freely available through the network. Finally, we explore the hypothesis that the properties of the stellar populations and ionized gas of galaxies at the effective radius are representative of the overall average ones, finding that this is indeed the case.<hr/>Resumen: Presentamos P 3D, un dataducto de analisis basado en el paquete de ajustes FIT3D, desarrollado para explorar las propiedades de las poblaciones estelares y el gas ionizado en datos de espectroscopia de campo integral. P 3D se desarrollo para obtener productos derivados de una forma coherente, fácil de distribuir y de comparar independientemente del origen de los datos, enfocado al análisis de datos de muestreos recientes de espectroscopia 3D (e.g., CALIFA, MaNGA y SAMI), y la nueva generación de estos instrumentos (e.g., MUSE). A lo largo de este artículo describimos los diferentes pasos incluidos dentro del análisis de los datos, ilustrándolos mediante los productos derivados para NGC 2916, observada por CALIFA y P-MaNGA. Como un ejemplo practico del uso de este dataducto se presentan los datos completos obtenidos para 200 cubos que conforman la segunda distribución de datos CALIFA para la configuración de V500, distribuyéndolos de forma libre a través de la red. Finalmente, exploramos la hipótesis según la cual las propiedades de las poblaciones estelares y el gas ionizado en las galaxias al radio efectivo son representativas del promedio a lo largo de toda la galaxia, encontrando que, de hecho, éste es el caso.