Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120150001&lang=es vol. 51 num. 1 lang. es <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>Optical polarization of solar type stars with debris disks</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100001&lng=es&nrm=iso&tlng=es Se presentan mediciones polarimétricas en el óptico de 34 estrellas de secuencia principal con discos de escombros observables desde el hemisferio sur, junto con 54 estrellas sin evidencia de disco. Estas muestras se combinan con una de 109 estrellas del hemisferio norte de la literatura, para obtener dos conjuntos de 51 y 97 estrellas de tipo solar con y sin disco, respectivamente. Los valores de polarización de ambas muestras no resultan estadísticamente diferentes dentro de la precisión alcanzada. Sin embargo, se identifican 9 estrellas (d ≲ 50 pc) con disco que poseen valores de polarización por encima de la media de la muestra con disco y que no reproducen adecuadamente la ley interestelar de Serkowski. Estas estrellas son candidatas a poseer polarización intrínseca. En este caso los discos de escombros de estas estrellas podrían estar poblados por partículas con tamaños de ≈0.1µm.<hr/>We report optical aperture polarimetry for 34 southern hemisphere main-sequence stars with debris disks, in addition to 54 stars without evidence of disk. These sets of stars are combined with another set of 109 stars from the northern hemisphere, obtained from the literature, to build two samples of 51 and 97 solar-type stars with and without debris disks. The distributions of polarization values for the samples with and without disks show no significant statistical difference, within the precision of our observations. However, we identify a sub-sample of 9 stars (d ≲ 50 pc) with disks that have polarization levels above the median for the sample with disk, and that are not appropriately reproduced by Serkowski's interstellar law. These stars are candidates to have intrinsic polarization. In this case the debris disks in these stars may be populated by small dust with sizes of ≈0.1µm. <![CDATA[<b>Intragroup dark matter distribution in small groups of halos in a </b><b>Λ</b><b>CDM cosmology</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100002&lng=es&nrm=iso&tlng=es Se estudia la distribución de materia oscura intragrupal en pequeños grupos de halos oscuros de tamaño galáctico en una cosmología ACDM. Estos grupos oscuros son identificados utilizando un criterio físico, y pueden ser representativos de pequeños grupos de galaxias. Cuantificamos la cantidad de materia oscura intragrupal y caracterizamos su distribución. Encontramos que las asociaciones compactas de halos, y las intermedias y mucho menos compactas, tienen perfiles de masa oscura algo planos, con pendientes logarítmicas de γ ≈ 0 y ≈ -0.2, respectivamente. Concluimos entonces que la materia oscura intragrupo en estos sistemas no sigue la misma distribución que la de los halos galácticos. En grupos intermedios u holgados de halos la materia intragrupal es ≲ 50%, mientras que en los compactos es ≲ 20% dentro del radio del grupo.<hr/>We study the distribution of intragroup dark matter in small groups of dark matter galaxy size halos in a ACDM cosmology. These groups are identified using a physical criterion and may be an appropriate representation of small galaxy groups. We quantify the amount of intra-group dark matter and characterize its distribution. We find that compact associations of halos, as well as intermediate and loose groups, have rather fiat intragroup dark matter profiles, with logarithmic slopes of γ ≈ 0 and ≈ -0.2, respectively. Hence, the intra-group dark matter of these halo systems does not follow the same cuspy tendency of galactic halos. In intermediate and loose associations of galaxy-size halos, the intragroup matter tends to be ≲ 50% of the total mass of the group, while in compact associations it is ≲ 20% of the mass within their group radius. <![CDATA[<b>HII Regions in hydrostatic balance between gas pressure, radiation pressure and gravity</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100003&lng=es&nrm=iso&tlng=es Estudiamos las soluciones de una versión modificada de la ecuación de Lane-Emden isotérmica, la cual incorpora el efecto de la presión de radiación (dirigida hacia afuera) asociada a las fotoionizaciones. Estas soluciones son relevantes para regiones HII alrededor de un cúmulo con ≈500 estrellas O, que puede fotoionizar el gas hasta distancias de ≈ 200 √10 cm-3n0 pc (siendo n0 la densidad central del gas), donde son importantes los efectos tanto de la autogravedad como de la presión de radiación. Encontramos que las soluciones tienen una transición de un régimen "dominado por gravedad" (en el que las soluciones convergen a radios grandes a la solución de la esfera isotérmica autogravitante no singular) a uno "dominado por presión de radiación" (en el que la densidad diverge a un radio finito) para regiones HII con densidades centrales mayores que n crit = 100 cm -3. Argumentamos que las soluciones con densidades centrales altas, dominadas por presión de radiación, no ocurrirán en muchas de las situaciones astrofísicamente relevantes, dada la ausencia de un posible medio confinador de presión suficientemente alta.<hr/>We study the solutions of a modified version of the isothermal Lane-Emden equation, which incorporates the effect of the (owtwards directed) radiation pressure resulting from photoionizations. These solutions are relevant for HII regions around a cluster with over ≈500 O stars, which can photoionize gas out to ≈ 200 √10 cm-3n0 pc (where no is the central gas density), where the effects of the self-gravity and the radiation pressure become important. We find that the solutions have a transition from a "gravity dominated" regime (in which the solutions converge at large radii to the non-singular, isothermal sphere solution) to a "radiation pressure dominated" regime (in which the density diverges at a finite radius) for central HII region densities above n crit = 100 cm-3. We argue that the high central density, radiation pressure dominated solutions will not occur in most astrophysically relevant situations, because of the absence of a possible confining environment with a high enough pressure. <![CDATA[<b>Radio emission variability and proper motions of WR 112</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100004&lng=es&nrm=iso&tlng=es Analizamos 64 observaciones en radio a la frecuencia de 8.4 GHz de la estrella Wolf-Rayet WR 112, tomadas de los archivos del Very Large Array. Las observaciones cubren una línea de base temporal de 13 años, de junio del 2000 a julio de 2013. La estructura de WR 112 es consistente con ser una luente puntual en todas las épocas y su densidad de flujo varía entre 0.6 mJy y 2.1 mJy. Intentamos buscar periodicidades en estas variaciones sin éxito. También buscamos emisión extendida asociada con la nebulosa infrarroja que rodea a WR 112, y encontramos límites superiores de 50 µJy. Finalmente, usamos las observaciones con resolución más alta para medir los movimientos propios de WR 112, y obtenemos µαcos δ = -2.6 ± 1.1 mas yr-1, y µδ = -5.4 ± 1.4 mas yr-1. Estos movimientos propios son menores que los reportados previamente, pero continúan sugiriendo movimientos peculiares significativos.<hr/>We analyzed 64 radio observations at the frequency of 8.4 GHz of the Wolf-Rayet star WR 112, taken from the Very Large Array archive. These observations cover a time baseline of 13 years, from June 2000 to July 2013. The radio structure of WR 112 is consistent with it being a point source in all the epochs and with its flux density varying from 0.6 mJy to 2.1 mJy. We tried to search for periodicities in these variations but our results were not conclusive. We also looked for extended emission from the infrared nebula that surrounds WR 112, settimg upper limits of 50 µJy. Finally, we used the highest angular resolution images to measure the proper motions of WR 112, obtaining µα cos δ = -2.6 ±1.1 mas yr-1, and µδ = -5.4 ± 1.4 mas yr-1. These proper motions are smaller than those previously reported, but still suggest significant peculiar motions for WR 112. <![CDATA[<b>Interaction between the IGM and a dwarf galaxy</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100005&lng=es&nrm=iso&tlng=es Las galaxias enanas son el tipo de objeto más común en el Universo y se cree que contienen grandes cantidades de materia oscura. Existen principalmente tres tipos morfológicos de galaxias enanas: elípticas enanas, esferoidales enanas, e irregulares enanas. Las galaxias irregulares enanas son particularmente interesantes en la evolución de galaxias enanas, ya que los predecesores de las galaxias esferoidales enanas pudieron haber sido muy similares a ellas. Entonces, debería observarse un mecanismo ligado a la pérdida de gas en las galaxias irregulares, e.g. remoción por presión de ariete (ram pressure stripping). En este artículo estudiamos la interacción entre el medio interestelar y un medio intergaláctico en movimiento relativo. Derivamos una solución de plasmón de choque débil que corresponde al balance entre la presión postchoque a proa y la presión estratificada del medio interestelar (que suponemos sigue la estratificación de un halo de materia obscura gravitacionalmente dominante). Comparamos nuestro modelo con simulaciones numéricas previamente publicadas y con la nube de HI que rodea las galaxias irregulares enanas Ho II y Pegaso. Mostramos que este tipo de comparación provee una forma sencilla para estimar el número de Mach del flujo.<hr/>Dwarf Galaxies are the most common objects in the Universe and are believed to contain large amounts of dark matter. There are mainly three morphologic types of dwarf galaxies: dwarf ellipticals, dwarf spheroidals and dwarf irregulars. Dwarf irregular galaxies are particularly interesting in dwarf galaxy evolution, since dwarf spheroidal predecessors could have been very similar to them. Therefore, a mechanism linked to gas-loss in dwarf irregulars should be observed, i.e. ram pressure stripping. In this paper, we study the interaction between the ISM of a dwarf galaxy and a flowing IGM. We derive the weak-shock, plasmon solution corresponding to the balance between the post-bow shock pressure and the pressure of the stratified ISM (which we assume follows the fixed stratification of a gravitationally dominant dark matter halo). We compare our model with previously published numerical simulations and with the observed shape of the HI cloud around the Ho II and Pegasus dwarf irregular galaxies. We show that such a comparison provides a straightforward way for estimating the Mach number of the impinging flow. <![CDATA[<b>Binary nature of the HADS stars AN Lyn & BE Lyn</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100006&lng=es&nrm=iso&tlng=es A partir de los recién determinados tiempos de máximo en la fotometría CCD de las estrellas HADS AN Lyn & BE Lyn y de una recopilación de tiempos de máximo de la literatura, hemos sido capaces de determinar la naturaleza binaria de estas estrellas, así como los parámetros físicos, con la fotometría uvby - β .<hr/>From newly determined times of maxima from CCD photometry of the HADS stars AN Lyn & BE Lyn and a compilation of previous times of maxima, we are able to determine the binary nature of these stars. We determine their physical parameters by means of uvby - β photometry. <![CDATA[<b>A new approximate analytic solution for the ionization structure of a Strömgren sphere</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100007&lng=es&nrm=iso&tlng=es (Strömgren 1939) presentó un modelo para la fotoionización de una nebulosa homogénea, y derivó soluciones analíticas aproximadas de su modelo. El presente artículo explora el modelo de Strömgren y muestra que es posible construir soluciones analíticas más precisas (aunque por supuesto más complejas). Estas soluciones son interesantes para inicializar simulaciones numéricas y para tener una descripción analítica adecuada de regiones fotoionizadas con zonas transición HII→HI "gruesas".<hr/>(Strömgren 1939) presented a model for the photoionization of a homogeneous nebula, and derived approximate analytic solutions to his model. The present paper explores Strömgren's model, and shows that it is possible to construct more accurate (though of course more complex) analytic solutions. These new solutions are interesting for initializing numerical simulations and for obtaining an appropriate analytic description of photoionized regions with "thick" HII→HI transition regions. <![CDATA[<b>Speckle interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. VI</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100008&lng=es&nrm=iso&tlng=es Presentamos mediciones de estrellas dobles mediante interferometría de motas, obtenidas en agosto de 2010 con el telescopio de 1.5 m y en mayo de 2010 con el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (México). Reportamos los resultados de 331 mediciones de 321 sistemas, con una magnitud límite para las primarias de V = 12.9. Las separaciones angulares medidas están comprendidas entre 0.13 y 7.39 segundos de arco. 269 pares resultaron tener separaciones de menos de 1 segundo de arco. El error medio en las separaciones es de 0.032 segundos de arco, y en los ángulos de posición, 2 grados. La ambigüedad usual de 180 grados en los ángulos de posición fue corregida para la mayoría de ellos usando observaciones de otros autores.<hr/>We present speckle interferometric measurements of double stars performed during August of 2010 with the 1.5 m telescope and during May of 2010 with the 2.1 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (México). We report here the results of 331 measurements of 321 systems with a primary limiting magnitude of V = 12.9. The measured angular separations range from 0".13 to 7".39. Two hundred and sixty-nine pairs have separations less than 1". The mean error in separation is 0".032 and 2° in position angle. The usual 180° ambiguity was corrected for the majority of position angles by comparison with observations performed by other observers. <![CDATA[<b>Multicolor <i>U BV RI</i> polarimetry of NGC 4755 and the </b><b><i>β</i></b><b> Cephei population</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100009&lng=es&nrm=iso&tlng=es Se presentan observaciones polarimétricas en las bandas U BV RI de 66 estrellas situadas en la dirección del cúmulo NGC 4755, incluyendo once β Cephei. Casi la mitad de estas variables muestran indicios de polarización intrínseca, pero según la teoría ninguna clase de pulsación puede originarla. Del análisis de las principales características de sus curvas Pv vs. λv hemos encontrado posibles orígenes de la dispersión de la luz en atmósferas extendidas, así como sospechas de binaridad en algunos casos. La polarización media para los miembros de NGC 4755 es Pv = 2.76%, con θv = 76.°6. Las partículas tienen un tamaño medio normal para el ISM, y la eficiencia es elevada. Con el uso exclusivo de herramientas polarimétricas se han identificado un total de 25 estrellas miembro.<hr/>We present U BV RI polarimetric observations of 66 stars in the direction of NGG 4755, including eleven β cephei stars. About half of these variables show indications of intrinsic polarization, but according to the theory neither radial nor non-radial pulsations could cause such polarizations. From the main characteristics of their Pv vs. λv curves we found as a possible origin, in some cases, scattering of light in extended atmospheres and suspected binarity, in some cases. The parameters of the interstellar medium towards the cluster are Pv = 2.76 ± 0.13(%) and θv = 76.°6 ± 0.°9; the mean wavelength of maximum polarization amounts to 0.56 ± 0.04 µm. The value of polarization efficiency is higher than the mean, indicating a good alignment of the dust particles. A total of 25 stars were identified as members of NGG 4755; the identification task was improved through the use of polarimetric tools. <![CDATA[<b>Color-density relation in the low z sample of the SDSS DR10</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100010&lng=es&nrm=iso&tlng=es El objetivo de este estudio es examinar la dependencia ambiental de los colores u - r, u - g, g - r, r - i e i - z en la muestra de baja z del Sloan Digital Sky Survey Data Release 10 (SDSS DR10). Para disminuir el efecto de selección radial, divido la muestra de baja z en submuestras agrupadas en intervalos de ∆z=0.01 y analizo la dependencia ambiental de los colores para estas submuestras en cada intervalo de corrimiento al rojo. Los resultados estadísticos indican que los cinco colores de la muestra de baja z están levemente correlacionados con las propiedades ambientales locales, lo cual coincide con lo encontrado para galaxias principales a z > 0.15 y para galaxias GMASS.<hr/>The aim of this study is to examine the environmental dependence of the u - r, u - g, g - r, r - i and i - z colors in the loz z sample of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10 (SDSS DR10). To decrease the radial selection effect, I divide the low z sample into subsamples with a redshift binning size of ∆z=0.01 and analyze the environmental dependence of colors for these subsamples in each redshift bin. The statistical results show that all five colors of galaxies in the low z sample are weakly correlated with the local environment, which is consistent with the results of main galaxies at z > 0.15 and CMASS galaxies. <![CDATA[<b>A virtual observatory for photoionized nebulae</b>: <b>The mexican million models database (3MDB)</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100011&lng=es&nrm=iso&tlng=es Los modelos de fotoionización obtenidos mediante códigos numéricos son ampliamente utilizados para estudiar la física del medio interestelar (nebulosas planetarias, regiones HII, etc). Las redes de modelos de fotoionización se calculan para entender cuáles son los efectos que tienen sobre los parámetros observables que se utilizan para describir las nebulosas (principalmente intensidades de líneas). Con frecuencia, sólo se publica una parte de los resultados calculados con estas redes de modelos y, a veces, es difícil obtenerlos en un formato amigable. Aquí presentamos la base mexicana de datos del millón de modelos (3MdB), un esfuerzo para resolver ambos problemas mediante una base de datos de modelos de fotoionización, fácilmente accesible a través de un protocolo MySQL, y que contiene muchos parámetros de salida útiles, como las 178 intensidades de líneas de emisión, las fracciones iónicas de todos los iones, etc. Además presentamos algunos ejemplos prácticos de como usar 3MdB.<hr/>Photoionization models obtained with numerical codes are widely used to study the physics of the interstellar medium (planetary nebulae, HII regions, etc). Grids of models are performed to understand the effects of the different parameters used to describe the regions on the observables (mainly emission line intensities). Most of the time, only a small part of the computed results of such grids are published, and they are sometimes hard to obtain in a user-friendly format. We present here the Mexican Million Models database (3MdB), an effort to resolve both of these issues in the form of a database of photoionization models, easily accessible through the MySQL protocol, and containing a lot of useful outputs from the models, such as the intensities of 178 emission lines, the ionic fractions of all the ions, etc. Some examples of the use of the 3MdB are also presented. <![CDATA[<b>On the equilibrium of a distorted heterogeneous ellipsoidal mass. I. The homogeneous mass</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100012&lng=es&nrm=iso&tlng=es Partiendo de una ecuación monoparamétrica de cuarto orden para la superficie de un elipsoide (en vez de segundo orden, como en las clásicas figuras homogéneas), se investiga el equilibrio hidrostático de una masa heterogénea, cuya versión homogénea -que será la única que abordemos en el presente artículo- guarda un parecido con un elipsoide de Jacobi, salvo que la nuestra es estática, siendo un movimiento de vorticidad diferencial el que establece su equilibrio. La serie de Jacobi, que es completa, resulta ser un caso particular de las nuestras, las cuales están truncadas por el valor del parámetro en la ecuación de la superficie, que asimismo determina si la velocidad angular crece paulatinamente del ecuador al polo, o viceversa; o si es entre ellos donde alcanza su valor máximo. El modelo esferoidal -nuestra versión de un esferoide de Maclaurin- se trata como un caso particular del elipsoidal.<hr/>Departing from a mono-parametric fourth-order surface equation for an ellipsoid (rather than of the second order, as in the classical homogeneous figures), we investigate the hydrostatic equilibrium of a heterogeneous mass, whose homogeneous version -which will be the only one considered in the current paper- resembles a Jacobi ellipsoid, with the proviso that ours is static, its equilibrium being established by a differential vorticity motion. The Jacobi series, which is complete, turns out to be a particular case of ours, which are truncated by the value of the surface equation parameter, that further determines if the angular velocity steadily increases from the equator to the pole, or vice versa; or if it has a maximum value between them. The spheroidal model -our version of a Maclaurin spheroid- is treated as a particular case of the ellipsoidal one. <![CDATA[<b>Chemical abundances and physical parameters of HII regions in the magellanic clouds</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000100013&lng=es&nrm=iso&tlng=es Usamos datos en la región ultravioleta, visible e infrarroja de 11 regiones HII en las Nubes de Magallanes, a fin de determinar sus parámetros físicos y abundancias químicas. Así, hacemos un modelo de fotoionización de seis regiones HII en la Gran Nube de Magallanes (GNM) y cinco regiones HII en la Pequeña Nube de Magallanes (PNM), lo cual nos permite calcular las abundancias de He, G, N, O, Ne, S y Ar. Los valores calculados se comparan con los encontrados en la literatura para regiones HII, nebulosas planetarias y estrellas. Obtuvimos los valores de las abundancias ajustando modelos del código CLOUDY para las intensidades de línea observadas. Además, las observaciones en el Observatorio Pico dos Dias de [S II] λ6717/λ6731 para regiones HII en la PNM nos permiten determinar la densidad electrónica. Los datos IUE de las líneas [C III] λ1909 se usan para determinar la abundancia de C de seis y cinco regiones HII en la GNM y en la PNM, respectivamente.<hr/>We used ultraviolet, optical and infrared data of eleven HII regions in the Magellanic Clouds in order to determine their physical parameters and chemical abundances. The photoionization modeling of six HII regions in the LMC and five HII regions in the SMC, allowed us to derive the abundances of He, C, N, O, Ne, S and Ar, which were compared with those obtained in the literature for HII regions, PN, and stars. The abundances were obtained by adjusting models of the CLOUDY code to the observed line intensities. The observations obtained at the Observatório Pico dos Dias of [S II] λ6717/λ6731 line ratios for HII regions in the SMC allowed the determination of the electron density with a high precision. Furthermore, the IUE data on [C III] λ1909 lines were used to determine the abundance of carbon of six and five HII regions in the LMC and SMC, respectively.