Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120140002&lang=en vol. 50 num. 2 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>Quark nova signatures in super-luminous supernovae</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200001&lng=en&nrm=iso&tlng=en Censos observacionales recientes han revelado la existencia de supernovas super-luminosas (SLSNe). En este trabajo estudiamos las curvas de luz de ocho SLSNe en el contexto del modelo de las novas-quark de choque dual. Encontramos que estrellas progenitoras con masas entre 25 y 35Mʘ proporcionan energía más que suficiente para explicar las curvas de luz de las SLSNe. Se examinan los efectos de una variación de los parámetros físicos de la nova-quark de choque dual sobre las curvas de luz. Concluimos que la amplia variedad de morfologías de las curvas de luz de las SLSNe puede ser explicada principalmente por variaciones en el lapso de tiempo entre la supernova y la nova-quark. Nuestro análisis muestra que el perfil Hα singular encontrado en tres SLSNe puede ser descrito naturalmente en el escenario de las novas-quark de choque dual. Se presentan algunos rasgos espectrales predichos específicamente por el modelo de las quark-novas de choque dual.<hr/>Recent observational surveys have uncovered the existence of super-luminous supernovae (SLSNe). In this work we study the light curves of eight SLSNe in the context of dual-shock quark novae. We find that progenitor stars in the range of 25 - 35Mʘ provide ample energy to power each light curve. An examination into the effects of varying the physical properties of a dual-shock quark nova on light curve composition is undertaken. We conclude that the wide variety of SLSN light curve morphologies can be explained predominantly by variations in the length of time between supernova and quark nova. Our analysis shows that a singular Hα spectral profile found in three SLSNe can be naturally described in the dual-shock quark nova scenario. Predictions of spectral signatures unique to the dual-shock quark nova are presented. <![CDATA[<b>Environmental dependence of all five band luminosities for SDSS-III/boss galaxies in the SDSS DR9</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200002&lng=en&nrm=iso&tlng=en Utilizamos la muestra CMMASS con corrimientos al rojo entre 0.44 y 0.59 para investigar la dependencia ambiental de las luminosidades en cinco bandas de esta muestra proveniente del Sloan Digital Sky Survey Versión 9 (SDSS DR9). Para disminuir el electo de selección radial dividimos la muestra CMASS en diferentes submuestras con corrimientos al rojo agrupados en celdas con Δz = 0.01 y analizamos para cada submuestra la dependencia ambiental de las luminosidades en cinco bandas. Encontramos que todas las luminosidades están débilmente correlacionadas con el ambiente local.<hr/>Using the CMASS sample with a redshift of 0.44≤ z ≤0.59, we investigate the environmental dependence of all five band luminosities in the CMASS sample of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 9 (SDSS DR9). To decrease the radial selection effect, we divide the CMASS sample into several subsamples with a redshift binning size of Δz = 0.01, and we analyze the environmental dependence of the five band luminosities of subsamples in each redshift bin. It is found that all five band luminosities are very weakly correlated with the local environment. <![CDATA[<b>Quark nova interpretation of the 13 keV emission feature seen in three AXPs: 1E 1048.1-5937, XTE J1810-197 and 4U 0142+61</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200003&lng=en&nrm=iso&tlng=en Tres pulsares de rayos X anómalos (AXPs) muestran, durante el estallido, líneas de emisión intensas en sus espectros. Notablemente, en los tres casos las líneas observadas ocurren en 13 keV. Esta coincidencia es un argumento en contra de la interpretación usual de su origen en términos de emisión protón-ciclotrón. En trabajos previos, Koning et al. han analizado la línea con una interpretación atómica para su origen, y han derivado restricciones sobre la energía en la línea y el ambiente del estallido. Con base en esos trabajos examinamos la interpretación atómica a la luz del modelo de la nova-quark para los AXPs. Encontramos que la emisión es congruente con la ubicación del disco, la composición y la temperatura esperadas alrededor de los AXPs según este modelo.<hr/>Three anomalous X-ray pulsars (AXPs) have significant emission lines in their burst spectra. Remarkably, the line occurs at 13 keV in all cases. This coincidence argues against the common proton-cyclotron interpretation of its origin. Previous work by Koning et al. has analysed the line using an atomic interpretation and derived constraints on the line energy and bursting environment. We build upon this work and examine the atomic interpretation in light of the quark nova model for AXPs. We find that the emission is consistent with the disk location, composition and temperature expected around AXPs in this model. <![CDATA[<b>Massless particle creation in a <i>f(R)</i> accelerating universe</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200004&lng=en&nrm=iso&tlng=en En este trabajo se presenta un mecanismo alternativo para generar partículas de materia oscura. Se discute el problema de la creación de partículas escalares de masa cero en los modelos de universo plano, homogéneo e isótropo, cuyo factor de escala sigue una teoría de tipo ƒ(R). Se encuentra que la principal contribución al número total de partículas y energía en general proviene de pequeños números de onda k, y partículas con valores grandes de k sólo se producen en el futuro. Si el mínimo k corresponde a la longitud de onda máxima dentro del horizonte de Hubble, se puede estimar la densidad actual de energía de las partículas sin masa como 10-120 veces la densidad actual crítica de energía. Estas partículas constituyen un campo similar a la radiación cósmica de fondo, lo que podría interpretarse como partículas de materia oscura. El estudio que aquí se presenta puede ser la base para investigaciones futuras relacionadas con la creación de la materia en el universo para varios modelos de evolución.<hr/>In this paper we present an alternative mechanism to generate dark matter particles. We discuss quantitatively the problem of massless particle creation in a flat, homogeneous and isotropic universe expanding with a scale factor which follows directly from a particular ƒ(R) theory of gravity. We find that the main contribution to the total number of particles and total energy comes from small wavenumbers k and particles with large values of k are produced only in the future. If we choose the minimal mode k as corresponding to the maximum wavelength inside the Hubble horizon, we can estimate the present energy density of such massless particles as 10-120 times the present critical energy density. Such particles form a background field similar to the cosmic microwave background radiation, which could be interpreted as dark matter particles. The study presented here might be the basis for future researches related to the creation of matter in the universe for various models of evolution. <![CDATA[<b>The present and future of planetary nebula research</b>: <b>A white paper by the IAU planetary nebula working group</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200005&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presenta un resumen del estado actual de la investigación sobre las nebulosas planetarias y sus estrellas centrales, y temas relacionados como los procesos atómicos en nebulosas ionizadas, y la evolución de las estrellas de la rama gigante asintótica y post-gigante asintótica. Se discuten los avances futuros que serán necesarios para incrementar sustancialmente nuestro conocimiento en este campo.<hr/>We present a summary of current research on planetary nebulae and their central stars, and related subjects such as atomic processes in ionized nebulae, AGB and post-AGB evolution. Future advances are discussed that will be essential to substantial improvements in our knowledge in the field. <![CDATA[<b>The inclination of the dwarf irregular galaxy Holmberg II</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200006&lng=en&nrm=iso&tlng=en Damos restricciones al ángulo de inclinación del disco de H I de la galaxia irregular enana Holmberg II (Ho II) a partir de un análisis de la estabilidad gravitacional del disco de gas en las partes externas. Encontramos que se requiere un ángulo de inclinación medio de 27° y, por lo tanto, una velocidad circular en su parte plana de ≈60 km s-1, para tener un grado de estabilidad similar al que tienen otras galaxias. Para esa inclinación, Ho II cae en la posición correcta en la relación de Tully-Fisher bariónica y, además, su curva de rotación es congruente con MOND. Sin embargo, el análisis de estabilidad correspondiente indica que esta galaxia podría ser problemática para MOND porque las partes externas de esta galaxia serían marginalmente inestables bajo esa teoría de gravedad. Se requieren simulaciones numéricas de las galaxias enanas ricas en gas para ver la factibilidad de MOND.<hr/>We provide constraints on the inclination angle of the H I disk of the dwarf irregular galaxy Holmberg II (Ho II) from a stability analysis of the outer gaseous disk. We point out that a mean inclination angle of 27° and thus a flat circular velocity of ≈60 km s-1, is required to have a level of gravitational stability similar to that found in other galaxies. Adopting this inclination angle, we find that Ho II lies on the right location in the baryonic Tully-Fisher relation. Moreover, for this inclination, its rotation curve is consistent with MOND. However, the corresponding analysis of the stability under MOND indicates that this galaxy could be problematic for MOND because its outer parts are marginally unstable in this gravity theory. We urge MOND simulators to study numerically the non-linear stability of gas-rich dwarf galaxies since this may provide a new key test for MOND. <![CDATA[<b>Are galaxy interactions linked to enhanced star formation?</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200007&lng=en&nrm=iso&tlng=en A partir de la muestra de galaxias limitada por magnitud aparente proveniente del Sloan Digital Sky Survey, versión 7 (SDSS DR7) construimos una muestra de pares de galaxias y una muestra de galaxias aisladas, y comparamos la tasa de formación estelar (SFR) y la tasa específica de formación estelar (SSFR) entre ambas muestras. Encontramos que las galaxias aisladas tienen SFRs y SSFRs mayores que las galaxias en pares. También investigamos la dependencia de la SFR y la SSFR de las separaciones tri-dimensionales entre los miembros de los pares de galaxias, pero no encontramos evidencia de que la SFR dependa de las separaciones.<hr/>From the apparent magnitude-limited main galaxy sample of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS DR7), we construct a paired galaxy sample and an isolated galaxy sample, and compare the star formation rate (SFR) and the specific star formation rate (SSFR) of paired galaxies with those of isolated galaxies. It is found that isolated galaxies preferentially have higher SFR and SSFR than paired galaxies. We also investigate the dependence of the SFR and SSFR on the three-dimensional separation between two members of pairs, but do not find evidence for the dependence of SFR enhancement on this separation. <![CDATA[<b>The cosmic ray and the 10.7 cm flux variations during solar cycles 19-23</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200008&lng=en&nrm=iso&tlng=en Estudiamos los flujos de rayos cósmicos (CRF) y de 10.7 cm (F10.7) para los ciclos solares 19-23. La correlación cruzada indica dependencia más prolongada en ciclos impares que en pares. El movimiento del máximo en los histogramas CRF¹/F10.7¹ (los cocientes de los valores normalizados), no depende de la polaridad del ciclo. El comportamiento de CRF¹ vs F10.7¹, difiere entre ciclos pares e impares y también en diferentes fases del ciclo. Ajustamos un perfil CRF¹ invertido (CRFinv) a F10.7¹ con una función lineal. El histograma F10.7¹/CRFinv difiere para ciclos pares e impares. Los resultados para el número de manchas solares (SSN) son similares a los de F10.7 pero no para los histogramas F10.7¹/SSNinv. Resumiendo, hay diferencias entre ciclos pares e impares, también en las fases de los ciclos y otras independientes de la polaridad del ciclo; estas últimas tal vez se originan fuera de la heliosfera.<hr/>The cosmic ray flux (CRF) and 10.7 cm flux (F10.7) are studied for solar cycles 19-23. The cross-correlations show longer time-dependence at odd than at even cycles. A shift of the maximum at the histograms of CRF¹ /F10.7¹ (the ratios of normalized values), does not depend on the polarity of the cycle. The behavior of CRF¹ vs F10.7¹ differs for odd and even cycles and also for different cycle phases. We fitted an inverted CRF¹ profile to the F10.7¹ profile with a linear function. The F10.7¹/CRFinv histogram differs for odd and even cycles. The results for sunspot number (SSN) are similar to F10.7 but differ for the F10.7¹ /CRFinv histograms. Summarizing, besides the differences between odd and even cycles, there occur variations at different phases of the cycles and also variations independent of the polarity of the cycle, the latter perhaps arising outside the heliosphere. <![CDATA[<b>A mid infrared study of low-luminosity AGNs with WISE</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200009&lng=en&nrm=iso&tlng=en Utilizando datos en el infrarrojo medio (MIR) del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), mostramos que las galaxias AGNs de baja luminosidad (LLAGNs) presentan colores en el infrarrojo medio (MIR) significamente diferentes de los de las estrellas post-rama asintótica gigante (PAGBs). Esto se debe a una diferencia en la distribución de energía espectral (SED), pues los LLAGNs muestran una componente plana debida a un AGN. Congruentemente con esta interpretación, mostramos que en un diagrama color-color los LINERs y las Seyfert 2s siguen una ley de potencia con colores específicos que permiten distinguir unas de las otras, y de las galaxias con formación estelar, en base a sus diferentes niveles de formación reciente de estrellas. Basado en estos resultados, presentamos un nuevo diagrama de diagnóstico en el MIR que confirma la clasificación obtenida en el óptico a partir de diagramas de diagnóstico estándar, e identifican claramente los LINERs y LLAGNs como verdaderos AGNs.<hr/>Using data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) we show that the mid infrared (MIR) colors of low-luminosity AGNs (LLAGNs) are significantly different from those of post-asymptotic giant branch stars (PAGBs). This is due to a difference in the spectral energy distribution (SEDs), the LLAGNs showing a flat component due to an AGN. Consistent with this interpretation we show that in a MIR color-color diagram the LINERs and the Seyfert 2s follow a power law with specific colors that allow to distinguish them from each other, and from star forming galaxies, according to their present level of star formation. Based on this result we present a new diagnostic diagram in the MIR that confirms the classification obtained in the optical using standard diagnostic diagrams, clearly identifying LINERs and LLAGNs as genuine AGNs. <![CDATA[<b>Star formation efficiency and flattened gradients in M31</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200010&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos un modelo de evolución química para M31 basado en un escenario de formación pronunciado. Se reproducen las tres restricciones observacionales principales del disco de M31: la masa total bariónica, la masa de gas y la abundancia de O/H. El modelo muestra buen acuerdo con las observaciones de: SFR(r), Mstars(r) y los gradientes de C/H, N/H, Mg/H, Si/H, S/H, Ar/H, Cr/H, Fe/H y Z. Para reproducir la masa de gas observada, encontramos que la eficiencia de formación estelar varía en el espacio, para el disco completo, y es constante en el tiempo la mayor parte de la evolución (t < 12.8 Gyr). Para reproducir la SFR(r) observada, encontramos que la eficiencia disminuye casi a cero para 12.8 < t(Gyr) < 13.0 y r &gt; 12kpc. Todos los gradientes Xi/H predichos muestran tres pendientes diferentes, debido a la dependencia en r de la eficiencia de formación estelar, y de la formación galáctica dentro-fuera.<hr/>We present a chemical evolution model for M31 based on a pronounced inside-out formation scenario. The model reproduces the three main observational constraints of the M31 disk: the radial distributions of the total baryonic mass, the gas mass, and the O/H abundance. The model shows good agreement with the observed: SFR(r), Mstars(r), the C/H, N/H, Mg/H, Si/H, S/H, Ar/H, Cr/H, Fe/H, and Z gradients. From reproducing the observed gas mass, we find that the star formation efficiency is variable in space, for the whole disk, and is constant in time for most of the evolution (t < 12.8 Gyr). From reproducing the observed SFR, we find that the efficiency decreases almost to zero for 12.8 < t(Gyr) < 13.0 and r &gt; 12kpc. All the predicted Xi/H(r) gradients show three different slopes, due to the r-dependence of the the star formation efficiency and the inside-out galactic formation. <![CDATA[<b>Radio continuum sources associated with the HH 92 and HH 34 Jets</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200011&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos observaciones de alta resolución angular y alta sensitividad en el radiocontinuo a 8.46 GHz (3.6 cm) hacia el núcleo del flujo HH 92 hechas con el Very Large Array en 2002-2003 y con el Expanded Very Large Array en 2011. Detectamos un grupo de tres fuentes compactas distribuidas en una región con 2" de extensión y discutimos su naturaleza. Concluimos que una de las fuentes (VLA 1) es la excitadora del flujo gigante asociado con HH 92. En el caso de HH 34 presentamos nuevas observaciones a 43.3 GHz (7 mm) que revelan la presencia de una estructura asociada con la fuente excitadora y alargada perpendicularmente al chorro óptico altamente colimado en la región. Proponemos que la fuente de 7 mm es un disco circunestelar con radio de ≈80 AU y masa de ≈0.21 Mʘ.<hr/>We present high angular resolution, high sensitivity 8.46 GHz (3.6 cm) radio continuum observations made toward the core of the HH 92 outflow with the Very Large Array in 2002-2003 and with the Expanded Very Large Array in 2011. We detect a group of three compact sources distributed in a region 2" in extension and discuss their nature. We conclude that one of the objects (VLA 1) is the exciting source of the giant outflow associated with HH 92. In the case of HH 34 we present new 43.3 GHz (7 mm) observations that reveal the presence of a structure associated with the exciting source and elongated perpendicularly to the highly collimated optical jet in the region. We propose that this 7 mm source is a circumstellar disk with radius of ≈80 AU and mass of ≈0.21 Mʘ. <![CDATA[<b>Spectroscopic analysis of four post-AGB candidates</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200012&lng=en&nrm=iso&tlng=en Hemos efectuado un análisis detallado de las abundancias químicas de cuatro objetos candidatos a post-AGB: IRAS 13110-6629, IRAS 17579-3121, IRAS 183211401 y IRAS 18489-0629, usando espectros de alta resolución. Hemos construido las distribuciones de energía espectral (SEDs) para cada objeto usando datos fotométricos existentes, combinados con los flujos infrarrojos. Para todos los objetos en la muestra, las SEDs exhiben dos picos en la distribución de energía, con el pico IR bien definido, mostrando con ello la presencia de material circunestelar. Las abundancias de CNO muestran la producción de N por la vía del ciclo CN, mientras que el cociente [C/Fe] observado señala una mezcla de carbono producida por la combustión del He aunque el cociente C/O se mantiene menor que 1. Se observa un efecto moderado de separación gas-polvo en IRAS 18489-0629 y en IRAS 17579- 3121 mientras que sólo se observa una gran dispersión en la remoción selectiva en IRAS 18321 -1401 y en IRAS 13110- 6629, lo que indica que otros procesos afectan los patrones de abundancias observadas.<hr/>We have done a detailed abundance analysis of four unexplored candidate post-Asymptotic Giant Branch(AGB) stars IRAS 13110-6629, IRAS 17579-3121, IRAS 18321-1401 and IRAS 18489-0629 using high resolution spectra. We have constructed Spectral Energy Distributions (SED) for these objects using the existing photometric data combined with infrared (IR) fluxes. For all sample stars, the SEDs exhibit double peaked energy distribution with well separated IR peaks showing the presence of dusty circumstellar material. The CNO abundances indicate the production of N via CN cycling, but observed [C/Fe] indicates the mixing of carbon produced by He burning by third dredge up although C/O ratio remains less that 1. A moderate DG-effect is clearly seen for IRAS 18489-0629 and IRAS 17579-3121 while a large scatter observed in depletion plots for IRAS 18321-1401 and IRAS 13110-6629 indicate the presence of other processes affecting the observed abundance pattern. <![CDATA[<b>Fourier decomposition of RR Lyrae ligth curves and the SX Phe population in the central region of NGC 3201</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200013&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos el análisis de una serie temporal de imágenes CCD de la región central del cúmulo globular NGC 3201. El objetivo principal de este trabajo es la descomposición de Fourier de las curvas de luz de las estrellas RR Lyrae y su empleo en la determinación de la metalicidad del cúmulo y de su distancia. De esta manera hemos obtenido, para la metalicidad, el valor medio [Fe/H]zw = −1.483 ±0.006 (estadístico) ±0.090 (sistemático), y para la distancia, 5.000 ± 0.001 kpc (estadístico) ±0.220 (sistemático). La metalicidad y la distancia estimados a partir de dos estrellas RRc son congruentes con los anteriores. Debido a la presencia de enrojecimiento diferencial, derivamos valores individuales de E(B − V) para las estrellas RR Lyrae analizando sus curvas de color V − I. El valor promedio encontrado es E(B − V) = 0.23±0.02. Una exploración de las curvas de luz de las estrellas en la región de las blue stragglers condujo al descubrimiento de tres nuevas variables SX Phe. La relación periodo-luminosidad de las estrellas SX Phe se empleó para obtener una determinación independiente de la distancia al cúmulo y de los enrojecimientos individuales. La distancia calculada fue de 5.0 kpc.<hr/>CCD time-series observations of the central region of the globular cluster NGC 3201 were obtained with the aim of performing the Fourier decomposition of the light curves of the RR Lyrae stars present in that field. This procedure gave the mean values, for the metallicity, of [Fe/H]zw = −1.483 ± 0.006 (statistical) ±0.090 (systematic), and for the distance, 5.000 ± 0.001 kpc (statistical) ±0.220 (systematic). The values found from two RRc stars are consistent with those derived previously. The differential reddening of the cluster was investigated and individual reddenings for the RR Lyrae stars were estimated from their V − I curves. We found an average value of E(B − V) = 0.23 ± 0.02. An investigation of the light curves of stars in the blue straggler region led to the discovery of three new SX Phe stars. The period-luminosity relation of the SX Phe stars was used for an independent determination of the distance to the cluster and of the individual reddenings. We found a distance of 5.0 kpc. <![CDATA[<b>Kinematics of the galactic supernova remnant G206.9+2.3</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200014&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se realizó un estudio cinemático del remanente de supernova galáctico G206.9+2.3 (PKS 0646+06) en las líneas [SII]λ6717 y 6731 Å. Este es uno de los primeros pasos de un proyecto a largo plazo de determinación de distancias cinemáticas a RSN galácticos con contraparte óptica. Se obtuvo la distancia cinemática a esta nebulosa, mostrando primero que los filamentos detectados son realmente la contraparte óptica del RSN en radio. La distancia estimada en este trabajo es ligeramente mayor que la distancia de Monoceros. Se estimó que G206.9+2.3 está localizada a 2.2 kpc del Sol, en una región del cielo donde se observan varias nebulosas superpuestas a diferentes velocidades. Se midió una velocidad de choque de 86 kms-1 y un diámetro lineal de 18 pe. Finalmente se calculó que la energía depositada al medio interestelar por la explosión de supernova es de 1.7 x 10(49) ergs por lo que se concluyó que G206.9+2.3 está en la fase radiativa de su evolución, con una edad de 6.4 x 10(4) años.<hr/>We studied the kinematics of the galactic supernova remnant (SNR) G206.9+2.3 (PKS 0646+06) in the [SII]λ6717 and 6731 Å lines, as one of the initial steps of a long-term project to determine kinematical distances to galactic SNRs with optical counterparts. We obtained the kinematic distance to this nebula by first showing that the filaments detected were in fact the optical counterpart of the radio SNR. The distance estimated here is slightly greater than that of the Monoceros Loop. We estimate that G206.9+2.3 is located about 2.2 kpc from the Sun, in a zone where several background and foreground nebulae at different velocities are seen in projection. We measured a shock velocity of 86 kms-1 and a linear diameter of 18 pc. Finally, we calculated the energy deposited in the interstellar medium by the SN explosion as 1.7 x 10(49) ergs and concluded that the SNR is in the radiative phase of evolution with an age of 6.4 x 10(4) years. <![CDATA[<b>Physical conditions derived from O II recombination lines in planetary nebulae and their implications</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200015&lng=en&nrm=iso&tlng=en A partir de observaciones de alta calidad del multiplete V1 de OII estudiamos la densidad y la temperatura de una muestra de nebulosas planetarias. Encontramos que, en general, las densidades que obtenemos a partir de las líneas de O II son similares a las densidades obtenidas a partir de líneas prohibidas. Esto implica que no hay evidencia de condensaciones de alta densidad y baja temperatura para la mayoría de los objetos de nuestra muestra. Las presiones electrónicas encontradas en las zonas calientes son semejantes o ligeramente mayores que las de las zonas frías, sugiriendo la presencia de ondas de choque. Las temperaturas promedio y los valores de t² obtenidos a partir de líneas de H, He y O son similares y consistentes con un medio químicamente homogéneo. Estos resultados sugieren que las abundancias obtenidas a partir de las líneas de recombinación son las representativas de estos objetos.<hr/>Based on high quality observations of multiplet V1 of OII and the NLTE atomic computations for OII we study the density and temperature of a sample of PNe. We find that, in general, the densities derived from recombination lines of O II are similar to the densities derived from forbidden lines. This implies that the signature for oxygen rich clumps of high density and low temperature is absent in most of the objects of our sample. Electron pressures derived from the hotter zones are similar or slightly larger than those derived from the colder zones, suggesting the presence of shock waves. The average temperatures and t² values derived from H, He and O lines are similar and consistent with chemical homogeneity. These results suggest that the abundances of these objects are the ones derived from recombination lines. <![CDATA[<b>The Saturnian G ring</b>: <b>a short note about its formation</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200016&lng=en&nrm=iso&tlng=en En este trabajo se estudia la formación del anillo G de Saturno considerando que el satélite Egeón es la fuente de partículas de polvo. El polvo que forma el anillo se produce por impactos entre los micrometeoroides interplanetarios que ingresan en la magnetósfera Saturniana y la superficie de Egeón. Para explicar cómo se forma el anillo se usa un modelo gravito-electrodinámico suponiendo que las fuerzas gravitacional y electromagnética son las únicas fuerzas que modulan el comportamiento dinámico de las partículas de polvo. Las soluciones del modelo muestran que existen regímenes de confinamiento (captura) así como regímenes de escape de polvo en la vecindad de Egeón. Los regímenes de confinamiento contienen partículas de polvo de tamaño micro y nanométrico que forman una estructura anular alrededor de Saturno. El tamaño del radio de Larmor de las partículas micrométricas confinadas coincide con la extensión radial del anillo G.<hr/>In this paper we examine the formation of the Saturnian G ring by considering the motion of dust launched from the surface of Aegaeon. Those particles are ejected from the satellite surface by impacts between the interplanetary meteoroids and the satellite. The gravito-electrodynamic model we use involves only two forces (gravitational and Lorentz), and its solutions show the confinement (capture) and the escape regimes of dust in the vicinity of Aegaeon. The results for the captured dust size show submicron and nanometric dust populations. In addition, the Larmor radius of captured dust particles near Aegaeon was calculated and the results are in good agreement with the G-ring radial extent. <![CDATA[<b>Obituary Octavio Cardona</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000200017&lng=en&nrm=iso&tlng=en En este trabajo se estudia la formación del anillo G de Saturno considerando que el satélite Egeón es la fuente de partículas de polvo. El polvo que forma el anillo se produce por impactos entre los micrometeoroides interplanetarios que ingresan en la magnetósfera Saturniana y la superficie de Egeón. Para explicar cómo se forma el anillo se usa un modelo gravito-electrodinámico suponiendo que las fuerzas gravitacional y electromagnética son las únicas fuerzas que modulan el comportamiento dinámico de las partículas de polvo. Las soluciones del modelo muestran que existen regímenes de confinamiento (captura) así como regímenes de escape de polvo en la vecindad de Egeón. Los regímenes de confinamiento contienen partículas de polvo de tamaño micro y nanométrico que forman una estructura anular alrededor de Saturno. El tamaño del radio de Larmor de las partículas micrométricas confinadas coincide con la extensión radial del anillo G.<hr/>In this paper we examine the formation of the Saturnian G ring by considering the motion of dust launched from the surface of Aegaeon. Those particles are ejected from the satellite surface by impacts between the interplanetary meteoroids and the satellite. The gravito-electrodynamic model we use involves only two forces (gravitational and Lorentz), and its solutions show the confinement (capture) and the escape regimes of dust in the vicinity of Aegaeon. The results for the captured dust size show submicron and nanometric dust populations. In addition, the Larmor radius of captured dust particles near Aegaeon was calculated and the results are in good agreement with the G-ring radial extent.