Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120150002&lang=pt vol. 51 num. 2 lang. pt <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>Constraints on the neutrino magnetic dipole moment</b>: <b>the tip-RGB luminosity of globular clusters</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200001&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt En este trabajo comparamos las predicciones sobre la luminosidad del extremo superior de la rama de gigantes rojas para estrellas de poca masa a partir de modelos estelares construidos con el código de evolución estelar Cambridge-STARS, con la información observacional de 25 cúmulos globulares, parte de la base de datos homogénea más grande en el cercano infrarrojo. Encontramos que 12 cúmulos globulares suficientemente poblados (encabezados por ω Centauri, el más masivo de la galaxia) sugieren μ12 ≤ 2.2 x 10-12μB, mientras que la combinación de las incertidumbres de los modelos estelares y de las observaciones establecen μ12 ≤ 2.6 x 10-12μB. Finalmente, utilizando espectros sintéticos construidos con el código PHOENIX para atmósferas estelares, estimamos cualitativamente el efecto de μv en el brillo de bandas específicas en el cercano infra-rojo.<hr/>In this work we compared the predictions about the tip-RGB bolometric luminosity of low-mass stars in stellar models built with the Cambridge-STARS code for stellar evolution, with the evidence provided by the observational data of 25 globular clusters from the largest homogeneous database in the NIR. We found that 12 well populated globular clusters (headed up by ω Centauri, the largest globular cluster in the galaxy) suggest μ12 ≤ 2.2 x 10-12μB, while the uncertainties of both the stellar models and the observations require the more robust constraint μ12 ≤ 2.6 x 10-12μB. Finally, using synthetic spectra constructed with the PHOENIX code for stellar atmospheres, we qualitatively estimated the effect on the brightness of specific NIR-bands. <![CDATA[<b>Radial abundance gradients from planetary nebulae at different distances from the galactic plane</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200002&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Investigamos las variaciones de los gradientes radiales de abundancia de O/H de nebulosas planetarias (PN) situadas a diferentes distancias del plano galáctico. En particular, determinamos los gradientes de abundancia a diferentes alturas del plano con el fin de investigar una posible inversión del gradiente en los objetos más distantes. Consideramos una amplia muestra de PN con distancias conocidas para así poder derivar la altura relativa al plano galáctico, así como las abundancias exactas, que son necesarias para determinar los gradientes.<hr/>We studied the variations of the radial O/H abundance gradients from planetary nebulae (PN) located at different distances from the galactic plane. In particular, we determined the abundance gradients at different heights from the plane in order to investigate a possible gradient inversion for the objects at larger distances from the plane. We considered a large sample of PN with known distances, so that the height relative to the galactic plane can be obtained and with accurate abundances, so that the abundance gradients can be determined. <![CDATA[<b>Aproximate analytical solution for the isothermal Lane Emden equation in a spherical geometry</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200003&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Este trabajo obtiene una solución analítica aproximada para la ecuación isoterma de Lane-Emden que modela una esfera isotérmica autogravitante. La solución aproximada se obtiene en términos de parámetros de distancias pequeños y grandes por el método de perturbaciones. La solución aproximada se compara con la solución numérica. La solución aproximada obtenida es válida para todos los valores del parámetro de distancia.<hr/>This paper obtains an approximate analytical solution for the isothermal Lane-Emden equation that models a self-gravitating isothermal sphere. The approximate solution is obtained by perturbation methods in terms of small and large distance parameters. The approximate solution is compared with the numerical solution. The approximate solution obtained is valid for all values of the distance parameter. <![CDATA[<b>New radial systems of dark globules</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200004&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos los resultados de una inspección sistemática de las placas ESO/SRC del hemisferio sur realizada con el propósito de descubrir nuevos sistemas radiales de glóbulos oscuros. Durante esta inspección encontramos 16 sistemas radiales de tipo 1 y 6 sistemas de tipo 2. Con esto, se duplica el número de sistemas radiales conocidos. En la zona central de los sistemas de tipo 1 se encuentran estrellas de tipo espectral O-B2, mientras que los sistemas de tipo 2 no exhiben estrellas de tipo temprano en sus centros. Proponemos una interpretación tentativa de los grupos de cuerpos condensados submilimétricos que no poseen una contraparte estelar como sistemas radiales de glóbulos oscuros situados detrás de nubes oscuras gruesas, lo que explicaría por qué estos glóbulos se observan solamente en longitudes de onda submilimétricas.<hr/>We present the results of a systematic survey of ESO/SRC plates of the Southern Hemisphere aimed at discovering new radial systems of dark globules. During this survey, we found 16 new type 1 radial systems and 6 type 2 radial systems. We thus doubled the number of known radial systems. O-B2 type stars are situated at the centers of type 1 radial systems, but there are no early-type stars in the centers of type 2 radial systems. An attempt was done to provide an interpretation of the groups of starless condensations as radial systems of dark globules situated behind thick dark clouds, which would explain why these globules are seen only at submillimeter wavelengths. <![CDATA[<b>Approximate analytic solutions for the ionization structure of a dusty Strömgren sphere</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200005&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos un modelo de balance global de "esfera de Strömgren" para el caso de regiones HII polvorientas. De este modelo, obtenemos prescripciones para el radio exterior de las nebulosas en función del radio de Strömgren R S (de la nebulosa correspondiente libre de polvo) y del espesor óptico del polvo. También obtenemos una nueva solución analítica aproximada para el problema de transporte radiativo, dando formas analíticas para la fracción de ionización en función del radio. Estas soluciones se comparan con los resultados obtenidos del análisis de esfera de Strömgren. Nuestros resultados pueden ser usados para evaluar bajo qué condiciones la presencia de polvo puede tener un efecto importante sobre las estructuras de regiones HII.<hr/>We present a global balance "Strömgren sphere" approach for the case of dusty HII regions. From this model, we obtain prescriptions for the outer radius of the nebulae as a function of the Strömgren radius R S (of the corresponding dust-free nebula) and the dust optical depth. We also obtain a new, approximate analytic solution for the radiative transfer problem, giving analytic forms for the ionization fraction as a function of radius. These solutions are compared with the results obtained from the Strömgren sphere approach. Our results can be used to evaluate under what conditions the presence of dust can have an important effect on the structures of HII regions. <![CDATA[<b>Kinematics and velocity ellipsoid of the solar neighborhood white dwarfs</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200006&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Con el objeto de determinar la distribución de velocidades de las enanas blancas en el entorno solar utilizamos las componentes de la velocidad espacial. Utilizamos dos muestras, las más cercanas que 20 y 25 pc. Además, calculamos el movimiento solar y las dispersiones de velocidades para cuatro sub-muestras, a saber, DA, no-DA, enanas blancas calientes, y frías. La comparación de nuestros resultados para las muestras de 20 y 25 pc da como resultado una buena concordancia, mientras que los resultados de las comparaciones entre las otras sub-muestras no concuerdan. Se discute la dependencia de las dispersiones de velocidades y el movimiento solar de la composición química y la temperatura efectiva.<hr/>To determine the velocity ellipsoid of the solar neighborhood white dwarfs, we use the space velocity components of stars. Two samples of white dwarfs are used, the 20 pc and 25 pc samples. Beside the two main samples, the solar velocity and velocity dispersions are calculated for four subsamples, namely DA, non - DA, hot and cool white dwarfs. A comparison between the results of the 20 pc sample and those of the 25 pc sample gives good agreement, while the comparison between the other subsamples gives poor agreement. The dependence of the velocity dispersions and solar velocity on the chemical composition and effective temperatures is discussed. <![CDATA[<b>The nature of the CM-MM emission in close Wolf-Rayet binaries</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200007&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt El espectro centimétrico de binarias Wolf-Rayet (WR) muestra a menudo la contribución de una región de colisión de vientos (WCR). En sistemas de periodo corto (≲1 año), se espera que este componente sea absorbido por los vientos no chocados, perdiendo el efecto de su condición binaria. Estudios teóricos y observacionales sugieren que en estos sistemas, la WCR puede contribuir a la emisión tanto en la región centimétrica como milimétrica. Analizamos observaciones centimétricas y milimétricas de 17 estrellas WR (incluyendo nueve binarias de periodo corto). Encontramos que para distinguir entre los posibles escenarios son necesarias más observaciones. Enfatizamos la importancia de analizar el espectro utilizando observaciones cuasi-simultáneas en un amplio intervalo de frecuencias para así poder caracterizar y distinguir cualquier posible contribución extra a la emisión.<hr/>The centimeter spectra of Wolf-Rayet (WR) binaries often show a contribution from a wind-wind collision region (WCR) between the stars. In short period systems (≲ 1 yr), such a component is expected to be absorbed by the unshocked winds, losing any effect from its binarity. Recent studies suggest that the WCR in these systems may also contribute to the emission at both centimeter and millimeter wavelengths. We analyzed and compared centimeter and millimeter observations of a total sample of 17 WR stars (including nine confirmed short-period systems) to detect any possible WCR contribution. More detailed observations are required in order to distinguish between different scenarios. We highlight the importance of analyzing the spectrum from quasi-simultaneous observations in a wide range of frequencies in order to properly characterize and distinguish any possible extra contribution. <![CDATA[<b>Planetary nebulae in 2014</b>: <b>a review of research</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200008&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt En 2014 se celebró un doble aniversario en el campo de las nebulosas planetarias, 250 años desde su descubrimiento y 150 años desde su correcta identificación espectroscópica. En este artículo reseñamos la investigación sobre nebulosas planetarias publicada durante 2014. Se incluyen relevamientos, estrellas centrales, abundancias químicas, morfologías, campos magnéticos, poblaciones estelares y dinámica galáctica. Ha continuado la importante controversia sobre las abundancias derivadas a partir de líneas de recombinación y líneas prohibidas. Nueva es la controversia sobre la relación entre estrellas simbióticas y estrellas [WC]. La nebulosa planetaria del año es, sin duda, CRL 618, de la cual se publicaron estudios acerca de su núcleo simbiótico binario o [WC], su rápida evolución estelar, sus chorros en expansión y su campo magnético.<hr/>Planetary nebulae had a double anniversary in 2014, 250 years since their discovery and 150 years since the correct spectroscopic identification. This paper gives an overview of planetary nebula research published in 2014. Topics include surveys, central stars, abundances, morphologies, magnetic fields, stellar population and galactic dynamics. An important continuing controversy is the discrepancy between recombination-line and forbidden-line abundances. A new controversy is the relation between symbiotic stars and [WC] stars. PN of the year is undoubtedly CRL 618, with papers on its binary symbiotic/[WC] nucleus, rapid stellar evolution, expanding jets and magnetic fields. <![CDATA[<b>Recombination and collisionally excited Balmer lines</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200009&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos un modelo para el equilibrio estadístico de los niveles de H, considerando recombinaciones a los niveles excitados, excitaciones colisionales partiendo desde el nivel fundamental y transiciones radiativas espontáneas. Este problema tiene una simple solución en términos de la "matriz de cascada", que describe una cascada de transiciones espontáneas alimentada tanto por recombinaciones como por excitaciones colisionales. Las predicciones resultantes de cocientes de líneas de Balmer muestran una transición entre un régimen de baja temperatura y uno de alta temperatura (dominados por recombinaciones y por excitaciones colisionales, respectivamente), ambos con sólo una dependencia débil de la temperatura. Esta clara característica permite una diferenciación observacional directa entre regiones de líneas de Balmer de recombinación y regiones con líneas excitadas colisionalmente. Encontramos que para un gas en equilibrio coronal las líneas de Hα y Hβ se excitan colisionalmente a todas las temperaturas. Para obtener líneas de Hα y Hβ de recombinación, es necesario tener fracciones de ionización de H subtancialmente mayores que la de equilibrio coronal (por ejemplo, como las presentes en un gas fotoionizado).<hr/>We present a model for the statistical equilibrium of the levels of H, considering recombinations to excited levels, collisional excitations up from the ground state and spontaneous radiative transitions. This problem has a simple "cascade matrix" solution, describing a cascade of downwards spontaneous transitions fed by both recombinations and collisional excitations. The resulting predicted Balmer line ratios show a transition between a low temperature and a high temperature regime (dominated by recombinations and by collisional excitations, respectively), both with only a weak line ratio vs. temperature dependence. This clear characteristic allows a direct observational identification of regions in which the Balmer lines are either recombination or collisionally excited transitions. We find that for a gas in coronal ionization equilibrium the Hα and Hβ lines are collisionally excited for all temperatures. In order to have recombination Hα and Hβ it is necessary to have higher ionization fractions of H than the ones obtained from coronal equilibrium (e.g., such as the ones found in a photoionized gas). <![CDATA[<b>Approximate analytic solutions for the ionization structure of a pressure equilibrium Strömgren sphere</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200010&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos modelos analíticos de una región fotoionizada en equilibrio de presión con el medio ambiente neutro. Los modelos están basados en la suposición de una dependencia lineal entre la fracción de ionización de H y el cuadrado de la velocidad del sonido del gas. Demostramos que bajo estas suposiciones el problema de transporte radiativo "gris" tiene soluciones analíticas, que dan la estructura de ionización y la densidad de la nebulosa en función del radio.<hr/>We present analytic models for a photoionized region in pressure equilibrium with the surrounding, neutral material. The models are based on the assumption of a linear relation between the H ionization fraction and the square of the sound speed of the gas. We show that under these assumptions the "grey" radiative transfer equation has analytic solutions that provide the ionization structure and the density of the nebula as a function of radius. <![CDATA[<b>Do comets C/1861 G1 (Thatcher) and C/1861 J1 (Great Comet) have a common origin?</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200011&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Con el objeto de mejorar la órbita de Oppolzer de 1864, se calcula una nueva órbita para el Cometa C/1861 G1 (Thatcher), el cual está asociado a la lluvia de estrellas de las Líridas. La nueva órbita se basa en 649 observaciones hechas entre el 11 de abril y el 7 de septiembre de 1861, 326 en ascensión recta y 323 en declinación. La órbita final utiliza los residuos calculados con la función de ponderación de Welsch. El período del cometa, 416 ± 0.56 años, concuerda con el de Oppolzer, 415 años, pero otros elementos orbitales, como la inclinación, discrepan. Si bien los residuos post-perihelio se presentan relativamente al azar, con una probabilidad del 52.1% de serlo, los residuos pre-perihelio no son azarosos, lo cual indica posibles desviaciones del movimiento kepleriano debidas a la expulsión de material meteorítico. El Cometa Thatcher no está relacionado con el Gran Cometa de 1861.<hr/>A new orbit is calculated for Comet C/1861 G1 (Thatcher), associated with the Lyrid meteor shower, to replace Oppolzer's orbit of 1864. The new orbit is based upon 649 observations, 326 in right ascension and 323 in declination, made between 11 April 1861 and 7 Sept. 1861. The final orbit uses residuals calculated with the Welsch weighting function. The comet's period of 416.87 ± 0.56 yr agrees with Oppolzer's period of 415 yr athough other elements such as the inclination differ. Although the post-perihelion residuals are relatively random, 52.1% probability of randomness, pre-perihelion residuals lack randomness indicating possible deviations from Keplerian motion caused by ejection of meteoritic material. Comet Thatcher is unrelated to the Great comet of 1861. <![CDATA[<b>On the equilibrium of a distorted heterogeneous ellipsoidal mass. II</b>: <b>the stability of the spheroidal figures</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200012&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Empleando las ecuaciones del virial de segundo orden y el super-potencial, estudiamos la estabilidad a segundo armónico de las figuras líquidas homogéneas esferoidales reportadas en I, dotadas de un movimiento interno de velocidad angular diferencial. Esta cantidad, que para el equilibrio era suficiente con especificarla sólo sobre la superficie frontera del cuerpo, ahora es requerida en todo su interior, con dos alternativas físicamente aceptables: constante sobre la superficie de cilindros; o constante sobre discos; estas dos distribuciones se someten al criterio de Goldreich para estabilidad local. Tal como en la secuencia de Maclaurin, se encuentra que en cada una de nuestras series hay una figura de frecuencia neutra y una región de inestabilidad.<hr/>Employing second order virial equations and super-potential, we investigate stability to the second-harmonic of the spheroidal homogeneous liquid figures reported in I, whose equilibrium is due to an internal motion of differential rotation. The angular velocity, which for equilibrium it was enough to be specified on the body's boundary surface, is now required throughout its interior, two alternatives being physically acceptable: constant over cylinder surfaces; or constant over disks; these two distributions are subjected to Goldreich's criterium for local stability. Just as in Maclaurin's sequence, a figure of neutral frequency and a region of instability are found in each of our series. <![CDATA[<b>Erratum: "Speckle interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. </b><b>VI." (RMxAA, 2015, 51, 65)</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012015000200013&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Empleando las ecuaciones del virial de segundo orden y el super-potencial, estudiamos la estabilidad a segundo armónico de las figuras líquidas homogéneas esferoidales reportadas en I, dotadas de un movimiento interno de velocidad angular diferencial. Esta cantidad, que para el equilibrio era suficiente con especificarla sólo sobre la superficie frontera del cuerpo, ahora es requerida en todo su interior, con dos alternativas físicamente aceptables: constante sobre la superficie de cilindros; o constante sobre discos; estas dos distribuciones se someten al criterio de Goldreich para estabilidad local. Tal como en la secuencia de Maclaurin, se encuentra que en cada una de nuestras series hay una figura de frecuencia neutra y una región de inestabilidad.<hr/>Employing second order virial equations and super-potential, we investigate stability to the second-harmonic of the spheroidal homogeneous liquid figures reported in I, whose equilibrium is due to an internal motion of differential rotation. The angular velocity, which for equilibrium it was enough to be specified on the body's boundary surface, is now required throughout its interior, two alternatives being physically acceptable: constant over cylinder surfaces; or constant over disks; these two distributions are subjected to Goldreich's criterium for local stability. Just as in Maclaurin's sequence, a figure of neutral frequency and a region of instability are found in each of our series.