Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120190002&lang=es vol. 55 num. 2 lang. es <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[Three spectroscopic binaries in the bright Star Catalog supplement]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200131&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT This paper presents spectroscopic orbits of three binaries, HD 121212, HD 148434 and HD 148912, with evolved primaries and periods of order a year, found in a survey of late-type stars listed in the Supplement to the Yale Bright Star Catalog. All the orbits were determined from observations made with the DAO 1.2-m telescope and coudé spectrograph. Observations were obtained using the radial velocity spectrometer until it was decommissioned in 2004, and since then using a CCD detector and cross-correlating the spectra with those of standard stars.<hr/>RESUMEN Se presentan las órbitas espectroscópicas de tres binarias (HD 121212, HD 148434 y HD 148912) con primarias evolucionadas y períodos de cerca de un año, encontradas en el relevamiento de estrellas tardías listado en el suplemento al Yale Bright Star Catalog. Las órbitas se determinaron a partir de observaciones hechas en el telescopio de 1.2 m del DAO con el espectrógrafo coudé. Las observaciones se obtuvieron con el espectrómetro para velocidades radiales antes de su cancelación en 2004, y a partir de entonces con un detector CCD y mediante la correlación cruzada de los espectros con estrellas estándar. <![CDATA[Interstellar absorption towards the Novae V339 Del and V5668 SGR]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200141&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We present a search and study of interstellar (IS) absorption features in the observed spectra of two Novae V339 Del and V5668 Sgr. We obtained high reslution spectra (R ≈ 20, 000) in the wavelength range between 3800 and 8800 Å of both novae with the TIGRE telescope. Common IS features of Na I and Ca II were identified in both novae, and the Ca II H and K features of Nova V339 Del show substructures, while a blueshifted absorption feature was found in the spectra of Nova V5668 Sgr. Absorption of K I was identified only in the spectra of Nova V5668 Sgr. The DIBs 6196, 6203, 6379, 6614 and 7562 were found in both novae, and in the spectra of Nova V5668 Sgr we could also identify the DIBs 5780, 5797 and 6660. We present the equivalent widths of all features and determined the column densities of Ca II, K I and hydrogen in the direction of Nova V5668 Sgr (log NCA II = 12.50, log NK I = 11.55, log NH = 18.5).<hr/>RESUMEN Presentamos una búsqueda y un estudio de características de absorción interestelar (IS) en los espectros de las novas V339 Del y V5668 Sgr. Obtuvimos espectros de alta resolución (R ≈ 20, 000) en el intervalo de longitud de onda de 3800 a 8800 Å con el telescopio TIGRE. Identificamos las características IS comunes de Na I y Ca II; las características de Ca II H y K muestran subestructuras en la Nova V339 Del, mientras que encontramos una segunda característica de absorción en los espectros de la Nova V5668 Sgr. Se identificó absorción de K I sólo en los espectros de la Nova V5668 Sgr. Las DIBs 6196, 6203, 6379, 6614 y 7562 se encon-traron en ambas novas, y en los espectros de la Nova V5668 Sgr pudimos también identificar las DIBs 5780, 5797 y 6660. Presentamos los anchos equivalentes de todas las características y determinamos las densidades de columna de Ca II, K I e hidrógeno en la dirección de la nova V5668 Sgr (log NCA II = 12.50, log NK I = 11.55, log NH = 18.5). <![CDATA[Relativistic beaming effects and structural asymmetries in highly asymmetric double radio sources]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200151&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We have studied the comparative importance of the relativistic beaming model (RBM) and the density variation model (DVM) in our understanding of asymmetries in double radio sources, using their lobe separation ratio (Q) and flux density ratio (F ). Our result shows an F − Q correlation in the sense expected for the RBM but contrary to the DVM. We attributed the result for the DVM to varying beam power, as its efficiency is density profile-dependent. From the core-dominant parameter-linear size R − D relation for the RBM subsample, we found that sources in this subsample are beamed within an optimum cone angle ϕc ≈ 8◦. We posit that relativistic beaming is largely accountable for the observed structural asymmetries in radio sources, though other effects cannot be ruled out.<hr/>RESUMEN Hemos estudiado la importancia comparativa del modelo relativista de colimación del haz (RBM) y el modelo de densidad variable (DVM) para explicar las asimetrías de las fuentes de radio dobles, usando el cociente de la separación de los lóbulos (Q) y el de las densidades de flujo (F ). Nuestros resultados muestran una correlación F − Q en el sentido esperado para el modelo RBM, pero contrario al esperado para el modelo DVM. Atribuímos el resultado para el DVM a una potencia variable en el haz, puesto que la eficiencia depende del perfil de densidad. A partir de la relación R − D (parámetro central dominante vs. tamaño lineal) para las fuentes de la sub-muestra RBM encontramos que sus haces están colimados dentro de un cono óptimo con un ángulo ϕc ≈ 8◦. Proponemos que la colimación relativista es la principal responsable de las asimetrías estructurales observadas, si bien no pueden descartarse otros efectos. <![CDATA[Enhanced mass loss rates in red supergiants and their impact on the circumstellar medium]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200161&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT In this work, we present models of massive stars between 15 and 23 M⊙, with enhanced mass loss rates during the red supergiant phase. Our aim is to explore the impact of extreme red supergiant mass-loss on stellar evolution and on their circumstellar medium. We computed a set of numerical experiments, on the evolution of single stars with initial masses of 15, 18, 20 and, 23 M⊙, and solar composition (Z = 0.014), using the numerical stellar code BEC. From these evolutionary models, we obtained time-dependent stellar wind parameters, that were used explicitly as inner boundary conditions in the hydrodynamical code ZEUS-3D, which simulates the gas dynamics in the circumstellar medium (CSM), thus coupling the stellar evolution to the dynamics of the CSM. We found that stars with extreme mass loss in the RSG phase behave as a larger mass stars.<hr/>RESUMEN En este trabajo presentamos modelos evolutivos de estrellas en el intervalo de 15 a 23 M⊙, usando un incremento en la tasa de pérdida de masa durante su fase de supergigante roja para explorar el impacto de una fuerte pérdida de masa en la evolución de la estrella y en la dinámica de su medio circunestelar. Calculamos un conjunto de experimentos numéricos simulando la evolución de estrellas aisladas con masas iniciales de 15, 18, 20 y 23 M⊙ y metalicidad solar (Z = 0.014) usando el código estelar BEC. De los modelos evolutivos obtuvimos parámetros característicos del viento estelar dependientes del tiempo para usarlos como condiciones de contorno en el código hidrodinámico explícito ZEUS-3D para simular la evolución del medio circunestelar. Encontramos que las estrellas con altas tasas de pérdida de masa durante la etapa de supergigante roja se comportan como estrellas de mayor masa. <![CDATA[Minimizing fuel consumption in orbit transfers using universal variable and particle swarm optimization]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200177&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT Minimizing fuel consumption in space travels is becoming increasingly important for spatial development. In the present paper, the fuel consumption in orbit transfers (without gravitational assistance) is minimized, where a spacecraft performs a change from an orbit around the Earth to another one around a different celestial body. Two methods are presented: one of immediate transfer and another with wait time. Minimizing is done by solving a nonlinear system, obtained by applying Lagrange multipliers to the equation modelling the keplerian system, and using the seeds coming from the particle swarm algorithm to execute the Newton’s method. Numerical simulations with real values were made to compare these methods with the Hohmann transfer and data from the specialized literature.<hr/>RESUMEN La minimización del gasto de combustible en los viajes espaciales es cada día más importante para el desarrollo espacial. En el presente trabajo se minimiza el gasto de combustible en transferencias de orbita (sin asistencia gravitacional), donde se ejecuta un cambio de órbita de una nave alrededor de la Tierra a una órbita alrededor de otro cuerpo celeste. Se presentan dos métodos, uno de transferencia inmediata y otro con tiempo de espera. La minimización se hace resolviendo un sistema no lineal que aparece después de aplicar multiplicadores de Lagrange a las ecuaciones que modelan el sistema kepleriano, usando las semillas que vienen del algoritmo de enjambres de partículas para ejecutar el método de Newton. Se hicieron simulaciones numéricas con valores reales para comparar estos métodos con la transferencia de Hohmann y los datos que aparecen en la literatura especializada. <![CDATA[The environmental dependence of galaxy age and stellar mass in the redshift region 0<sub>.</sub>6 ≤ z ≤ 0<sub>.</sub>75]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200185&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT In this work, I construct a LRG (Luminous Red Galaxy) sample with redshifts 0.6 ≤ z ≤ 0.75 from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 15 (SDSS DR15), which contains 184172 CMASS LRGs and 27158 eBOSS LRGs, and examine the environmental dependence of galaxy age and stellar mass in this galaxy sample. I divide this LRG sample into subsamples with a redshift binning size of ∆z = 0.01, and analyze the environmental dependence of galaxy age and stellar mass for these subsamples in each redshift bin. Overall, galaxy age and stellar mass in the LRG sample with redshift 0.6 ≤ z ≤ 0.75 are very weakly correlated with the local environment, which shows that minimal environmental dependence of galaxy parameters can continue to larger redshifts.<hr/>RESUMEN En este trabajo se compila una muestra de galaxias luminosas rojas (LRG) con corrimientos al rojo 0.6 ≤ z ≤ 0.75 extraída del Sloan Digital Sky Survey Data Release 15 (SDSS DR15), que contiene 184172 CMASS LRGs y 27158 eBOSS LRGs. Se estudia la dependencia ambiental de las edades de las galaxias de esta muestra y de las masas estelares. Se divide la muestra de LGRs en submuestras usando una ∆z = 0.01 y se analiza la dependencia ambiental de las edades de las galaxias y las masas estelares en cada intervalo de z. En general, la correlación de las edades galacticas y las masas estelares en la muestra LRG con 0.6 ≤ z ≤ 0.75 con el medio ambiente local es leve, lo que muestra que la mínima dependencia ambiental de los parámetros galácticos puede extenderse a corrimientos al rojo mayores. <![CDATA[On the nature of the hads star V2455 CYG]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200193&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT Using uvby − β photoelectric photometry obtained with the 0.84 m telescope of the Observatorio Astrónomico Nacional de San Pedro Mártir, México, we deter-mined some of the physical characteristics, such as effective temperature and surface gravity of the high amplitude Delta Scuti star V2455 Cyg (=HD 204615). Newly determined times of maximum light gathered at the Observatorio Astrónomico Nacional de Tonantzintla, México with small 10 inch telescopes equipped with CCD cameras were combined with times of maxima in the literature, and used to study the secular variation of the pulsational period of the star.<hr/>RESUMEN A partir de fotometría fotoeléctrica uvby − β adquirida con el telescopio de 0.84 m del Observatorio Astrónomico Nacional de San Pedro Mártir, México de la estrella Delta Scuti de gran amplitud V2455 Cyg (=HD 204615) hemos determinado sus parámetros físicos tales como temperatura efectiva y gravedad superficial. Con nuevos tiempos de máximo recopilados con telescopios pequeños de 10 pulgadas provistos de c´amaras CCD en el Observatorio Astrónomico Nacional de Tonantzintla, México, junto con tiempos de máximo de la literatura, hemos estudiado el período secular de la estrella. <![CDATA[Study of the open cluster NGC 1528 through <em>uvby − β</em> photoelectric photometry]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200203&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT uvby − β photoelectric photometry of sixty-five stars in the direction of the open cluster NGC 1528 is presented. From the uvby − β photometry of the cluster we classified the spectral types of the stars which allowed us to determine the reddening (E(b-y) of 0.196 ± 0.054) and hence, their distance, in parsecs, of (954 ± 154). We determined membership of the stars to the cluster and the age (Log age equal 8.04) of the cluster. A metallicity [Fe/H] of −0.31 ± 0.08 was calculated.<hr/>RESUMEN Se presenta fotometría fotoeléctrica uvby − β de 65 estrellas en la dirección del cúmulo abierto NGC 1528. Esta nos permite la determinación de los tipos espectrales de cada estrella y su enrojecimiento (E(b-y) de 0.196 ± 0.054), el cálculo de la distancia a cada una y, por ende, la pertenencia de las estrellas al cúmulo (954 ± 154) pc. Se establece la membresía de cada estrella al cúmulo y la edad de éste (Log age de 8.04). Se determinó una metalicidad [Fe/H] de −0.31 ± 0.08. <![CDATA[3D Hydrodynamic numerical models for nebulae around runaway wolf-rayet stars]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200211&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We present 3D hydrodynamical simulations of the circumstellar bubble from a Wolf-Rayet runaway star. In the models two properties were taken into account: the proper motion of the central star through the interstellar medium (ISM) and (b) the evolution of the stellar wind from the red supergiant (RSG) stage to the Wolf-Rayet (WR) stage. From the hydrodynamic results synthetic X-ray maps in the [0.3 − 1.2] keV energy range were computed. These maps show that the bubble morphology is affected by the stellar motion, producing a bow shock in the RSG stage that can explain the limb-brightened morphology observed. Additionally, these synthetic maps show filamentary and clumpy appearance produced by instabilities triggered from the interaction between the WR wind and the RSG shell. It was found that these types of collisions can explain the origin of the X-ray emission observed in the nebulae of Wolf-Rayet stars.<hr/>RESUMEN Presentamos simulaciones hidro-dinámicas 3D para nebulosas producidas por estrellas Wolf-Rayet con movimiento propio. En los modelos tomamos en consideración el movimiento de la estrella a través del medio interestelar (ISM), la tasa de pérdida de masa y la velocidad del viento estelar correspondientes a las fases de súpergigante roja (RSG) y Wolf-Rayet (WR). A partir de los resultados numéricos, generamos mapas sintéticos de emisión en rayos X en el intervalo de energía [0.3 − 1.2] keV. Los mapas muestran una asimetría debida al choque de proa que se produce en la fase de RSG. Adicionalmente, los mapas presentan estructuras filamentarias originadas en la colisión de las burbujas producidas por la RSG y WR. Esta colisión explica también el origen de la emisi´on de rayos X que se observa en las nebulosas producidas por estrellas Wolf-Rayet. <![CDATA[<strong>Some remarks on the open cluster upgren 1 using <em>uvby − β</em> photoelectric photometry</strong>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200221&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT The open cluster Upgren 1 presents peculiar features that in the past led to divergent opinions about its existence. In previous studies of other clusters, uvby − β photoelectric photometry has shown results in agreement with other techniques; therefore, the photometry obtained in the present work has been combined with data from previous studies to examine the brightest stars in the direction of the cluster. Analyzing the unreddened indexes, we found that all the stars are of late spectral types. Applying the empirical relations of Nissen (1987) to determine the reddening and, consequently, the unreddened indexes, we found that all but three are located at a distance of 123 ± 17 pc. The assigned membership in this study is in concordance with that of Upgren, Philip and Beaver (1982) obtained through radial velocities.<hr/>RESUMEN El cúmulo abierto Upgren 1 presenta características muy particulares que hacen que las investigaciones lleguen a conclusiones divergentes sobre su existencia. Debido a que en el pasado la fotometría fotoeléctrica uvby − β ha probado ofrecer resultados acordes con otras técnicas, la hemos conjuntado con estudios previos con la misma fotometría para estudiar las estrellas más brillantes en la dirección del cúmulo. Mediante el analisis de los índices desenrojecidos hemos encontrado que todas las estrellas son del tipo tardío. Aplicando las calibraciones empíricas de Nissen (1988) para determinar el enrojecimiento y, por ende, los índices desenrojecidos, encontramos que todas, salvo tres, son estrellas agrupadas a una distancia de 123 ± 17 pc. La membresía asignada a este estudio está en concordancia con el trabajo de Upgren, Philip and Beaver (1982) obtenido por una técnica totalmente diferente, mediante velocidades radiales. <![CDATA[Gravitational wave enhancement as a tool to distinguish dark matter halo profiles]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200231&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT The recent success of the dark matter model has proven to be an invaluable tool for describing the formation, evolution and stability of galaxies. In this work we study the enhancement function, F, of the gravitational lensing of gravitational waves by galactic dark matter halos and show how this function may be used to distinguish between halo models. In particular we compare an isothermal sphere with an NFW type density distribution, both of which are assumed to be spherically symmetric, and find that our technique clearly distinguishes between the models.<hr/>RESUMEN El éxito reciente del modelo de materia oscura ha probado ser una herramienta invaluable para describir la formación, evolución y estabilidad de galaxias. En este trabajo estudiamos la función de amplificación, F, del lente gravitacional de las ondas gravitacionales por halos galácticos de materia oscura y mostramos como esta función puede usarse para distinguir entre modelos de halos. En particular, comparamos una esfera isotérmica con una distribución de densidad tipo NFW, ambas asumidas esféricamente simétricas, y encontramos que esta técnica distingue claramente entre los modelos. <![CDATA[Dynamics of clusters of galaxies with extended F(χ) gravity]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200237&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT In this article, we present the results of a fourth order perturbation analysis of the metric theory of gravity f(χ) = χ 3/2 , with χ a suitable dimensionless Ricci scalar. Such a model corresponds to a specific f(R) metric theory of gravity, where the mass of the system is included in the gravitational field’s action. In previous works we have shown that, up to the second order in perturbations, this theory reproduces the flat rotation curves of galaxies and the details of the gravitational lensing in individual, groups, and clusters of galaxies. Here, leaving fixed the results from our previous works, we show that the theory reproduces the dynamical masses of 12 Chandra X-ray galaxy clusters, without the need of dark matter, through the metric coefficients up to the fourth order of approximation. In this sense, we calculate the first relativistic correction of the f(χ) metric theory and apply it to fit the dynamical masses of clusters of galaxies.<hr/>RESUMEN En este artículo presentamos los resultados del análisis de perturbaciones al cuarto orden de la teoría métrica de gravedad f(χ) = χ 3/2 , donde χ es un escalar de Ricci adimensional. Dicho modelo corresponde a una teoría métrica f(R) en la que la masa del sistema está incluida en la acción del campo gravitacional. En trabajos previos hemos mostrado que, hasta el segundo orden de perturbaciones, la teoría reproduce las curvas de rotación planas de galaxias y los detalles de lentes gravitacionales en galaxias, grupos y cúmulos de galaxias. Aquí, dejando fijos los resultados de nuestros trabajos anteriores, mostramos que la teoría reproduce las masas dinámicas de 12 cúmulos de galaxias del Observatorio Chandra de rayos X, sin materia oscura, a partir de los coeficientes métricos al cuarto orden de aproximación. En este sentido, calculamos la primera corrección relativista de la teoría métrica f(χ) y la aplicamos para ajustar las masas dinámicas de los cúmulos de galaxias. <![CDATA[Metallicity gradients in M31, M 33, NGC 300 and the milky way using abundances of different elements]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200255&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT Metallicity gradients derived from planetary nebulae (PNe) using O, Ne, and Ar abundances are studied and compared to those from H II regions in the galaxies M 31, M 33, NGC 300 and the Milky Way. Galactocentric rad II and chemical abundances were collected from the literature, carefully selecting a homogeneous sample for each galaxy. Metallicity gradients shown by PNe are flatter than those of H II regions in all cases. The extreme case is M 31 where PN abundances are not related to galactocentric distances and the gradients are consistent with zero. To analyze the evolution of gradients with time we build gradients for Peimbert Type I and non-Type I PNe finding that Type I PNe show steeper gradients than non-Type I PNe and more similar to the ones of H II regions indicating that the chemical gradients might steepen with time. Alternatively, the flat gradients for old PNe show that radial migration could have an important role in the evolution of galaxies.<hr/>RESUMEN Estudiamos los gradientes de metalicidad de O, Ne y Ar, derivados de nebulosas planetarias (PNe), en comparación con los de regiones H II en las galaxias M 31, M 33, NGC 300 y la Vía Láctea. Radios galactocéntricos y abundancias fueron recopilados de la literatura, seleccionando con cuidado una muestra homogénea de objetos en cada galaxia. Los gradientes de las PNe son más planos que los de las regiones H II en todos los casos. El caso más extremo es el de M 31, donde las abundancias de las PNe no están relacionadas con la distancia galactocéntrica y los gradientes son consistentes con cero. Calculamos gradientes para PNe del Tipo I y no-Tipo I de Peimbert, encontrando que los gradientes del Tipo I son más empinados y más similares a los de las regiones H II, lo que indicaría que los gradientes de metalicidad se empinan con el tiempo. Alternativamente los gradientes planos de las PNe viejas indican que la migracíon radial juega un importante papel en las galaxias. <![CDATA[Substructure formation in tidal streams of galactic minor mergers]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200273&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT In this work, we explore the idea that substructures like stellar clusters could be formed from the tidal stream produced in galactic minor mergers. We use N-body and SPH simulations of satellite galaxies interacting with a larger galaxy. We study the distribution of mass in streams to identify overdensity regions in which a substructure could be formed. We find that without gas, no substructure forms as none of the overdensities shows a definite morphology nor dynamical stability. Including gas we find that several clumps appear and prove to be real long standing physical structures (t ≥ 1 Gyr). We analyze the orbits, ages and masses of these structures, finding their correspondence with the halo subsystems. We conclude that it is possible to form cluster-like structures from the material in tidal streams and find evidence in favour of the presence of dark matter in these systems.<hr/>RESUMEN En este trabajo se explora si subestructuras como cúmulos estelares se pueden formar del puente de marea producido durante una fusión menor. Usamos simulaciones de N-cuerpos y SPH de una galaxia satélite interactuando con su galaxia anfitriona. Estudiamos la distribución de masa en los puentes para identificar sobredensidades en las que se podrían formar subestructuras. Encontramos que sin gas no se da formación de subestructuras pues ninguna sobredensidad muestra morfología definida ni estabilidad dinámica. Incluyendo gas encontramos la formación de muchos grumos, estructuras longevas físicamente ligadas (t ≥ 1 Gyr). Analizamos las órbitas, edades y masas de estas estructuras, y encontramos una correspondencia con los subsistemas del halo. Concluimos que es posible formar estructuras como cúmulos estelares del material disponible en los puentes de marea y encontramos evidencia en favor de la presencia de materia oscura en esos sistemas. <![CDATA[Millimeter and far-ir study of the IRDC SDC341.232-0.268]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200289&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We analyze the molecular gas and dust associated with the infrared dark cloud SDC341.232-0.268 in order to investigate the characteristics and parameters of the gas, determine the evolutionary status of four embedded EGO candidates, and establish possible infall or outflow gas motions. We base our study on 12CO(2-1), 13CO(2-1), and C18O(2-1) data obtained with the APEX telescope, molecular data of high density tracers from the MALT90 survey and IR images from Spitzer, Herschel and ATLASGAL. The study reveals two clumps at −44 km s−1 towards the IRDC, with densities of &gt; 104cm−3, typical of IRDCs, while high density tracers show H2 densities &gt; 105. FIR images reveals the presence of cold dust linked to the molecular clumps and EGOs. A comparison of the spectra of the optically thin and optically thick molecular lines towards the EGOs suggests the existence of infall and outflow motions.<hr/>RESUMEN Analizamos el gas molecular y el polvo asociado a la nube oscura infrarroja SDC341.232-0.268 con el fin de investigar las características y parámetros físicos del gas, determinar el estado evolutivo de los cuatro EGOs embebidos y establecer posibles movimientos de acreción o flujo molecular. Nos basamos en datos de 12CO(2-1), 13CO(2-1) y C18O(2-1) obtenidos con el telescopio APEX, trazadores de alta densidad extraídos de MALT90, e imágenes infrarrojas de Spitzer, Herschel y ATLASGAL. El estudio revela dos grumos moleculares a −44 km s−1 coincidentes con la IRDC con una densidad &gt; 104cm−3, típica de IRDCs. Los trazadores de alta densidad arrojan densidades de H2 &gt; 105. Las imágenes en el lejano IR muestran polvo frío asociado a los grumos moleculares y a los EGOs. La comparación de espectros moleculares ópticamente gruesos y finos sugiere la existencia de acreción y flujos moleculares. <![CDATA[Searching for mid-range planar orbits to observe deimos]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200305&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT In this paper we search for mid-range planar orbits for a spacecraft traveling in the neighborhood of Deimos. The first task is to perform a numerical search to find and classify mid-range natural orbits around Deimos that are dominated by Mars, using the idea of “Quasi Satellite Orbits” (QSO). The influence of the eccentricity of the orbit of Deimos around Mars and the irregular shape of Mars are considered in the mathematical model, allowing an assessment of their importance. Our approach uses two different initial positions for Deimos in its orbit around Mars, at apoapsis and periapsis. The minimum, maximum, and average Deimos-spacecraft distances are also obtained.<hr/>RESUMEN En este trabajo se localizan las órbitas planas medias para un vehículo espacial que viaja en la cercanía de Deimos. Se realiza un análisis numérico para encontrar y clasificar las órbitas medias naturales alrededor de Deimos que están dominadas por Marte, mediante el uso del concepto de las órbitas quasi-satelitales (QSO). El modelo numérico considera la influencia de la excentricidad de la órbita de Deimos en torno a Marte, así como la forma irregular de Marte, lo que nos permite evaluar su importancia. Nuestro enfoque considera dos posiciones iniciales distintas para Deimos en su órbita en torno a Marte, en apoápside y periápside. También se calculan las distancias máximas, mínimas y promedio entre Deimos y el vehículo espacial. <![CDATA[Chaos in growing bar models]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200321&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT This paper aims to verify the influence of the bar, its pattern speed (Ω b ) and its rate of growth on the stability of the orbits in gravitational potentials. We studied the nature of the orbits in potentials representing galaxies with growing bars, where a linear growth was assumed. In order to study the stability of the orbits we applied SALI. We studied six models in which the bar dimensions were fixed, but we varied their pattern speed and time of bar growth. We found that when the bar growth is faster, more chaos is generated and we also noted that the higher the Ω b , the greater its influence on the system dynamics. The initial positions of the orbits that became chaotic were located in a well-defined ring-like region, confined between the ILR and CR resonances. There was also an indication that the retrograde orbits, although much scarcer, are more conductive to chaos when they do exist.<hr/>RESUMEN Este trabajo verifica la influencia de la barra, de su velocidad angular (Ω b ) y de su tasa de crecimiento en la estabilidad de las órbitas en potenciales gravitacionales. Estudiamos órbitas en potenciales representando galaxias con barras en crecimiento, asumiendo un crecimiento lineal. Para estudiar la estabilidad de las órbitas aplicamos SALI. Estudiamos seis modelos con dimensiones fijas de la barra, pero variamos la velocidad y el tiempo de crecimiento de la misma. Evidenciamos que cuando el crecimiento de la barra es más rápido, se genera más caos y también observamos que cuanto mayor es Ω b , mayor será su influencia en la dinámica del sistema. Las posiciones iniciales de las órbitas que se han vuelto caóticas quedan ubicadas en una región anular bien definida, confinada entre ILR y CR. Las órbitas retrógradas, aunque mucho más escasas, parecen ser más propicias al el caos. <![CDATA[NGC 1261: A time-series <em>VI</em> study of its variable stars]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200337&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT Time-series VI CCD photometry of the globular cluster NGC 1261 is employed to study its variable star population. A membership analysis of most variables based on Gaia DR2 proper motions and colours was performed prior to the estimation of the mean cluster distance and metallicity. The light curves of the member RR Lyrae were Fourier decomposed to calculate their individual values of distance, [Fe/H], radius and mass. The I-band P-L for RR Lyrae stars was also employed. Our best estimates of the metallicity and distance of this Oo I cluster are [Fe/H]ZW=−1.42 ± 0.05 dex and d = 17.2 ± 0.4 kpc. No mixture of fundamental and first overtone RR Lyrae stars in the either-or or bimodal region is seen in this cluster, as it seems to be the rule for Oo I clusters with a red horizontal branch. A multi-approach search in a region of about 10′ × 10′ around the cluster revealed no new variable stars within the limitations of our CCD photometry.<hr/>RESUMEN Empleamos una serie temporal de imágenes CCD en las bandas VI del cúmulo globular NGC 1261, para estudiar su población de estrellas variables. Se realizó un análisis de la membresía de las estrellas variables basado en movimientos propios y colores dados en Gaia DR2. Por medio de la descomposición de Fourier de curvas de luz de estrellas RR Lyrae, se obtuvieron sus valores individuales de distancia, [Fe/H], radio y masa. También utilizamos la relación P-L en la banda I para las RR Lyrae. Nuestras estimaciones de la metalicidad y la distancia medias de NGC 1261, un cúmulo de tipo Oo I, son [Fe/H]ZW = −1.48 ± 0.05 dex y d = 17.2 ± 0.4 kpc. No se observa mezcla de modos de pulsación fundamental y primer sobretono de RR Lyrae en la región bimodal, como parece ser la norma para cúmulos de tipo OoI con rama horizontal roja. Una búsqueda cuidadosa en la región de 10′ × 10′ centrada en el cúmulo no reveló nuevas variables, dentro de las limitaciones de nuestra fotometría. <![CDATA[A new method for actively tuning FBG’s to particular infrared wavelengths for oh emission lines suppression]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200351&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT This paper presents the conceptual design for a new method for the suppression of OH emission lines at near-infrared (NIR) wavelengths by actively adjusting the aperiodic fiber optic Bragg gratings tension. First, we prepared an experimental study in which we simulated an OH emission line using a semiconductor laser at 1548.43 nm and a commercial FBG, with a Bragg wavelength of 1547.76 nm. We demonstrated that the grating Bragg wavelength can be adjusted by controlling the linear deformation of the fiber with a force in the range of 0 to 53.88 gf (0.528 N) that provides a sensitivity of 0.014 nm g −1. Second, we proposed the design of a system connected to the telescope instrumentation, with the different stages that would allow monitoring the suppression of emission lines.<hr/>RESUMEN Este trabajo presenta el diseño conceptual de un nuevo método para la supresión de líneas de emisión de OH en longitudes de onda del infrarrojo cercano (NIR) mediante el ajuste activo de la tensión de rejillas Bragg de fibra óptica aperiódicas. En primer lugar, realizamos un estudio experimental en el que simulamos una línea de emisión de OH utilizando un láser semiconductor a 1548.43 nm y una FBG de uso comercial, con una longitud de onda de Bragg de 1547.76 nm. Demostramos que la longitud de onda de Bragg de la rejilla puede ajustarse controlando la deformación lineal de la fibra con una fuerza en el intervalo de 0 a 53.88 gf (0.528 N) que proporciona una sensibilidad de 0.014 nm g −1. En segundo lugar, proponemos el diseño de un sistema conectado a la instrumentación del telescopio con las distintas etapas que permitirían monitorear la supresión de las líneas de emisión. <![CDATA[Opticam: a triple-camera optical system designed to explore the fastest timescales in astronomy]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200363&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We report the development of a high-time resolution, 3-colour, simultaneous optical imaging system for the 2.1 m telescope in the San Pedro Mártir Observatory, México. OPTICAM will be equipped with three 2,048×2,048 pixel Andor Zyla 4.2-Plus sCMOS cameras and a set of SDSS filters allowing optical coverage in the 320-1,100 nm range. OPTICAM will nominally allow sub-second exposures. Given its instrumental design, a wide range of fast-variability astrophysical sources can be targeted with OPTICAM including X-ray binaries, pulsating white dwarfs, accreting compact objects, eclipsing binaries and exoplanets. OPTICAM observations will be proprietary for only six months and will then be made publicly available to the astronomical community.<hr/>RESUMEN Informamos sobre el desarrollo de un sistema de imagen óptica simultáneo en 3 colores y alta resolución temporal para el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir, México. OPTICAM estará equipado con tres cámaras sCMOS Andor Zyla 4.2-Plus y un conjunto de filtros SDSS que permitirán cobertura óptica en el rango de 320-1,100 nm. OPTICAM permitirá nominalmente exposiciones en el orden de sub-segundos. Dado su diseño instrumental, un amplio rango de fuentes astrofísicas de rápida variabilidad pueden ser observadas con OPTICAM incluyendo estrellas binarias de rayos X, enanas blancas pulsantes, objetos compactos en acrecentamiento, estrellas binarias eclipsantes y exoplanetas. Las observaciones realizadas con OPTICAM serán de propiedad exclusiva durante seis meses y luego se pondrán a disposición pública para la comunidad astronómica. <![CDATA[Extensive online shock model database]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012019000200377&lng=es&nrm=iso&tlng=es ABSTRACT We present a new database of fully radiative shock models calculated with the shock and photoionization code mappings v. The database architecture is built to contain diverse shock grids comprising of multiple shock parameters. It can be easily accessible through the MySQL protocol. Intensities of spectral lines from infrared to X-rays are stored along with other useful outputs such as the ionic fractions/temperature, integrated densities, etc. A web page was created in order to explore interactively the database as it evolves with time. Examples of its usage are given using the Python language.<hr/>RESUMEN Presentamos una nueva base de datos para modelos de choques puramente radiativos calculados con el código Mappings V. La arquitectura de la base de datos se diseñó para incluir diversas mallas de choques con distintos parámetros para los choques. La base es de fácil acceso mediante el protocolo MySQL. Se almacenan las intensidades de líneas espectrales que abarcan desde el infrarrojo hasta los rayos X, así como otros resultados útiles, como la fracción iónica/temperatura, las densidades integradas, etc. Se creó una página en la red para poder explorar de manera interactiva la base de datos a medida que evoluciona en el tiempo. Se dan ejemplos de su uso mediante el lenguaje Python.